Может показаться странным, что пустое пространство обладает гигантской энтропией. Это звучит примерно как утверждение, что самый захламленный рабочий стол в мире – это… абсолютно пустой стол. Ведь энтропия требует наличия микросостояний, а пустое пространство, на первый взгляд, не содержит ни одного. Однако в действительности пустое пространство обладает огромным количеством квантово-гравитационных микросвойств, сформировавшихся в ткани пространства – времени. Мы до сих пор с определенностью не знаем, что представляют собой такие состояния. Ученым неизвестно, как микросостояния объясняют энтропию черной дыры. Но тем не менее считается установленным, что в ускоряющейся Вселенной энтропия в доступном наблюдению объеме приближается к постоянному значению, пропорциональному площади границы этого объема. Энтропия, содержащаяся в этом объеме, огромна – ее гораздо больше, чем просто в материи в таком же объеме.
Вселенная начинает свое развитие из состояния с очень низкой энтропией: частицы гладко «упакованы» вместе. Вселенная эволюционирует, проходя через состояние с промежуточной энтропией: неоднородное распределение звезд и галактик, которое мы видим сегодня вокруг нас. В конце концов Вселенная достигает высокой энтропии: это почти пустое пространство, изредка пересекаемое низкоэнергетическими частицами.
Почему мы помним прошлое, но не помним будущее? Для формирования достоверной памяти требуется, чтобы прошлое было упорядочено – т. е. обладало низкой энтропией. Если энтропия высока, почти все «воспоминания» были бы случайными флуктуациями, совершенно не связанными с тем, что реально происходило в прошлом.
Почему же прошлое и будущее Вселенной так не похожи?
Для объяснения, почему наша Вселенная начала свое развитие из состояния с низкой энтропией, постулировать начальные условия оказывается совершенно недостаточным. Любое обоснование начальных условий может быть применимо и к конечным условиям. Иначе говоря, мы допустим логическую ошибку, считая, что прошлое Вселенной было каким-то особенным, поскольку последнее утверждение изначально являлось бы тем, что подлежало доказательству. Таким образом, либо мы должны считать глубокую асимметрию времени просто некоей данностью, абсолютным свойством нашей Вселенной, и избегать объяснений этого факта, либо более тщательно и терпеливо вникать в проблемы пространства и времени.
Проверяема ли теория Мультиверса?
Идея о том, что Вселенная простирается гораздо дальше, чем мы можем наблюдать, не является реальной теорией – это предсказание, сделанное на основе некоторых представлений квантовой теории и гравитации. По общему признанию, это предсказание невозможно проверить напрямую. Но все физические теории заставляют нас выходить за пределы того, что можно непосредственно наблюдать. Например, современная модель происхождения крупномасштабной структуры – сценарий инфляционной Вселенной – требует понимания физических условий до инфляции.
Многие космологи стараются связать асимметрию времени с космологической инфляцией, ранней эпохой экспоненциального расширения Вселенной. Инфляция предлагает простое и согласующееся с наблюдательными данными объяснение многих важных особенностей Вселенной. Согласно инфляционной модели, очень ранняя Вселенная была заполнена не частицами, а временной формой темной энергии высокой плотности – полем инфлатона. Эта энергия и вызвала расширение Вселенной с очень большим ускорением, после чего распалась, образовав высокотемпературную плазму, позже разделившуюся на привычные нам материю и излучение. Остался лишь слабый след темной энергии, который стал значимым только в современную эпоху.
Инфляционные схемы эволюции мироздания оказались довольно удачными по многим причинам. Однако с точки зрения объяснения асимметрии времени многие космологи полагают принцип инфляционного расширения в большой степени своеобразным теоретическим трюком. Ведь для того чтобы инфляция началась, сверхплотная темная энергия должна была обладать довольно специфической конфигурацией. Фактически ее энтропия должна была быть гораздо меньше, чем энтропия плазмы, на которую она распалась. Это означает, что инфляция в действительности ничего не решает: она «объясняет» состояние с необычно низкой энтропией (горячая, плотная, однородная плазма) путем привлечения предположения о предыдущем состоянии с еще меньшей энтропией (однородная часть пространства, доминированная сверхплотным инфлатоном). Это просто отодвигает решение проблемы на шаг назад, к вопросу о том, почему вообще была инфляция.
Один из доводов космологов в пользу привлечения инфляции для объяснения асимметрии времени – то, что начальная конфигурация темной энергии не кажется маловероятной. Во время инфляции Вселенная была меньше сантиметра в диаметре. Такая маленькая область не может обладать большим числом микросостояний, следовательно, не так уж невероятно, что Вселенная натолкнется на микросостояние, соответствующее инфляции.
К сожалению, это интуитивное заключение обманчиво. Ранняя Вселенная, даже такая крошечная, обладает ровно тем же количеством микросостояний, что и наблюдаемая сегодня. Согласно законам квантовой механики, общее количество микросостояний системы никогда не меняется. Ранняя Вселенная – точно такая же физическая система, как и поздняя, одно эволюционирует в другое.
Получается, что инфляция бессильна ответить на вопрос, почему прошлое отличается от будущего. Существует смелая и очень простая стратегия решения этой проблемы: возможно, далекое прошлое вообще никак не отличается от далекого будущего и тоже обладает высокой энтропией.
Если это так, то горячее плотное состояние ранней Вселенной не является действительным ее началом, а всего лишь представляет собой некоторое переходное состояние на пути эволюции.
Некоторые космологи предполагают, что Вселенная совершила «отскок». До этого события пространство сжималось, однако не пришло в состояние с бесконечной плотностью. Вместо этого благодаря неизвестным физическим причинам – квантовой гравитации, дополнительным измерениям пространства, суперструнам или чему-то еще – пространство стало расширяться, и такой переход от сжатия к расширению воспринимается нами сейчас как Большой взрыв. Однако и такой подход не объясняет происхождение «стрелы времени», и вот почему. Если в предыдущей Вселенной, до «отскока», энтропия по мере сжатия пространства возрастала, то в этом случае «стрела времени» должна растягиваться бесконечно в прошлое. Если же энтропия уменьшалась, то получается, что состояние с низкой энтропией реализовалось почему-то посередине истории Вселенной (в момент «отскока»). В любом случае мы снова остаемся без ответа, почему вблизи Большого взрыва энтропия была такой низкой.
Можно предположить, что Вселенная начала свое развитие из состояния с высокой энтропией, являющегося наиболее естественным. Хороший кандидат на такую роль – пустое пространство. Подобно любому состоянию с высокой энтропией, пустое пространство «предпочитает» оставаться неизменным, из чего сразу же возникает проблема: как же нам получить нашу сегодняшнюю Вселенную из замершего пустого пространства?
Решение может предоставить темная энергия. В ее присутствии пустое пространство уже не является пустым. Флуктуации квантовых полей порождают очень низкую температуру, гораздо меньшую, чем температура современной Вселенной, но все же не равную абсолютному нулю. В такой Вселенной все квантовые поля испытывают случайные флуктуации. Следовательно, если мы подождем достаточно долго, отдельные частицы или даже совокупности частиц будут флуктуировать до своего реального появления (это именно реальные частицы, в противоположность короткоживущим «виртуальным», которые пустое пространство содержит даже в отсутствии темной энергии). Рождаются не только частицы. Флуктуирует и темная энергия, порождая сгустки повышенной плотности. Если какой-то из сгустков оказался наделенным правильными свойствами, то он подвергнется инфляционному расширению и «оторвется», сформировав дочернюю вселенную. Наша Вселенная может оказаться «плодом» какой-либо другой вселенной.
