Стрела времени.
Будущее всегда воспринимается нами иначе, чем прошлое — это один из основных факторов нашей жизни. Однако в больших космологических масштабах и будущее, и прошлое могут выглядеть одинаково.
Наша Вселенная выглядит как-то не так. Сначала это утверждение кажется несколько странным, поскольку в распоряжении космологов имеется не так уж и много вселенных для сравнения. Как узнать, на что должна быть похожа «правильная» вселенная? Спустя долгие годы теоретических и наблюдательных исследований космологи выработали достаточно четкое представление о том, что считать «нормой», и та Вселенная, которую мы видим сейчас, не удовлетворяет этому представлению.
Автор сразу предостерегает читателя от заблуждения. На сегодняшний момент ученые обладают достаточно полной, подробной и согласованной картиной происхождения и эволюции Вселенной. Согласно современному представлению, 14 млрд лет назад пространство-время было несравненно более горячим и плотным, чем, например, внутренние области современных звезд. Расширяясь, пространство охлаждалось и становилось более разреженным. Практически все имеющиеся наблюдения объясняются такой картиной, однако наличие некоторого количества странных и необъяснимых особенностей, прежде всего в ранней Вселенной, говорит о том, что в нашем понимании истории Вселенной есть белые пятна.
ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ
1.Фундаментальные законы физики действуют одинаково вперед и назад во времени. Однако мы ощущаем время, движущееся только в одном направлении: из прошлого в будущее. Почему так происходит?
2.Для объяснения этого факта необходимо произвести изыскания в предыстории Вселенной, в эпохе до Большого взрыва. Наша Вселенная может оказаться крохотной частью гораздо более обширной области пространства-времени, так называемой Мультиленной, которая, возможно, симметрична во времени. Другими словами, в разных частях Мультиленной время может течь вспять.
Среди таких необычных черт одна выделяется особенно ярко — это асимметрия времени во Вселенной. Физические законы микромира, во многом определяющие поведение Вселенной, одинаковы и в прошлом, и в будущем, но ранняя Вселенная — горячая, плотная, однородная — сильно отличается от окружающего нас холодного, разреженного и неоднородного пространства.
Вселенная начала свое развитие с обладающего большой упорядоченностью состояния и с тех пор становилась все более неупорядоченной. Необратимость этого процесса во времени (или просто асимметрию времени) символизирует стрела, всегда направленная из прошлого в будущее. «Стрела времени» играет важнейшую роль в нашей повседневной жизни, объясняя, почему мы, например, можем сделать из яйца омлет, но не наоборот, или почему в стакане воды никогда самопроизвольно не образуются кубики льда, или почему мы помним о событиях в прошлом, а не в будущем. Происхождение «стрелы времени» может быть последовательно прослежено вспять, вплоть до времен очень ранней Вселенной, момента Большого взрыва. Можно сказать, что каждый раз, разбивая яйцо для омлета, мы проводим настоящий космологический эксперимент, подтверждая существование «стрелы времени». Подтверждая, но, как и вся современная космология, не объясняя причины ее наличия. Эта основная загадка той Вселенной, которую мы наблюдаем, намекает на существование гораздо большего пространства-времени, недоступного наблюдениям. Она добавляет веса гипотезе о том, что мы видим лишь малую часть Мультиленной, чья динамика поможет нам объяснить необычные свойства нашей локальной области.
Загадка энтропии.
Физики запрятали концепцию асимметрии времени в знаменитый второй закон термодинамики, гласящий, что энтропия замкнутой системы никогда не убывает. Грубо говоря, энтропия есть мера беспорядка системы. В XIX в. австрийский физик Людвиг Больцман объяснил энтропию в терминах различия макро- и микросостояния объекта. Так, если бы вас попросили дать физическое описание налитого в чашку кофе, вы скорее всего обратились бы к его макрохарактеристикам, а именно температуре, давлению и другим общим свойствам. Микросостояние специфицирует точное положение и скорость каждого отдельно взятого атома в рассматриваемой среде (в нашем примере в кофе). Важно отметить, что множество различных микросостояний соответствует какому-то единственному макросостоянию: ведь мы можем переместить один или два атома, из-за чего общее (макро-) состояние нашего кофе никак не изменится.
НАГЛЯДНОЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЕ ОБ ЭНТРОПИИ
Сырое яйцо своим примером демонстрирует асимметрию времени: оно легко разбивается, но, однажды разбитое, уже не может снова стать целым — по той простой причине, что способов разбиться гораздо больше, чем собраться в целую конфигурацию. Если говорить на жаргоне физиков, разбитое яйцо обладает большей энтропией
Энтропия характеризуется числом различных микросостояний, которые соответствуют одному и тому же макросостоянию (математически энтропия есть произведение числа микросостояний на логарифм этого числа). Существует гораздо больше способов упорядочить некий набор атомов в обладающую большой энтропией конфигурацию, чем способов упорядочить атомы в конфигурацию с низкой энтропией. Поясним на примере двух несмешивающихся жидкостей. Представьте, что вы добавили в ваш кофе сливки. Существует огромное количество способов взаимного распределения молекул, при котором сливки и кофе окажутся полностью перемешанными, и сравнительно небольшое количество способов распределить их так, чтобы молекулы сливок сгруппировались, оказавшись, например, окруженными молекулами кофе. Более вероятно получить именно равномерную смесь, она обладает большей энтропией.
Таким образом, не удивительно, что в подавляющем большинстве процессов энтропия обладает тенденцией возрастать со временем. Количество состояний с высокой энтропией значительно превышает количество состояний с низкой энтропией; почти любое изменение системы ведет ее в состояние с более высокой энтропией на основе простых вероятностных принципов. Именно по этой причине сливки всегда смешиваются с кофе. Физически, конечно, возможно, что все молекулы сливок «сговорятся» расположиться одна за другой, но статистически это очень маловероятно: если бы вы ждали, пока молекулы сливок, случайно перегруппировавшись, без постороннего вмешательства образовали бы такую конфигурацию, вам пришлось бы ждать гораздо дольше, чем составляет современный возраст Вселенной. «Стрела времени» — это просто тенденция системы эволюционировать в направлении более вероятного состояния с более высокой энтропией.
КАК ГРАВИТАЦИЯ ВЛИЯЕТ НА ЭНТРОПИЮ
«Низкая энтропия» и «высокая энтропия» зависят от ситуации. Физики судят о количестве энтропии в некоторой системе, основываясь на анализе эволюции этой системы во времени. Например, если разреженный и достаточно холодный газ «чувствует» гравитацию, то он эволюциони- рует как сгусток. Энтропия такой системы растет — так, у облака энтропия высока, даже если на первый взгляд оно кажется упорядоченным (т.е. визуально проявляет признаки системы с низкой энтропией)
1. Гравитация «выключена».
2. Объем пространства фиксирован.
В случае если силами гравитационного взаимодействия можно
пренебречь, газ в заданном объеме обладает низкой энтропией,
если он концентрируется в углу,
и высокой энтропией, если он
разлетается во все стороны.
Таким образом, разлет молекул
газа действительно увеличивает
энтропию
1. Гравитация «включена».
2. Объем пространства фиксирован. Если вклад гравитации значим,
реализуется обратная ситуация:
газ увеличивает свою энтропию,
сжимаясь в черную дыру. Таким
образом, для гравитирующего
газа предпочтительнее сформировать облако, а не разлететься.
Черная дыра может вечно находиться в состоянии равновесия
с окружением
1. Гравитация «включена».
2. Объем пространства увеличивается.
Если рассматриваемый объем уже
не фиксирован, а растет со временем, газ на начальной стадии
сгущается в облака и формирует
черную дыру, но потом черная
дыра испаряется. Разлетающийся
газ приводит к росту энтропии
и к сильному разряжению пространства
Однако объяснение того, почему состояния с низкой энтропией переходят в состояния с высокой энтропией, далеко не то же самое, что ответ на вопрос, почему энтропия возрастает во Вселенной. Вопрос остается открытым: почему в начале развития Вселенной энтропия была очень низкой? Этот факт кажется очень неестественным, поскольку состояния с низкой энтропией, как мы только что выяснили на простом примере, довольно редки. Даже если допустить, что современная Вселенная обладает неким средним уровнем энтропии, все равно невозможно объяснить, почему раньше энтропия была ниже. Среди всех допустимых начальных условий развития нашей Вселенной (при которых Вселенная к настоящему моменту времени развилась бы именно в то, что мы сейчас наблюдаем), подавляющее большинство обладало бы гораздо большей, а не меньшей энтропией.
Другими словами, природа бросает космологам вызов: не объяснить, почему завтра энтропия Вселенной будет больше, чем сегодня, но понять, почему вчера энтропия была ниже, чем сегодня, а позавчера была ниже, чем вчера. Последний вопрос гораздо более сложен, чем кажется на первый взгляд, потому что мы можем проследить его логику на протяжении всего пути во времени вплоть до Большого взрыва — начала рождения времени в наблюдаемой Вселенной. Асимметрия времени — вопрос, на который должны ответить космологи.
Беспорядок пустоты.
Ранняя Вселенная была ареной, где свершались великие события. Все частицы, составляющие наблюдаемую Вселенную, были сжаты в невероятно горячем и плотном крошечном объеме. Важно отметить, что частицы были распределены почти равномерно: средний контраст плотности составлял около 10–5. Постепенно, с расширением и остыванием Вселенной, гравитационное притяжение увеличивало этот контраст: области, в которых изначально было чуть больше частиц, сформировали звезды и галактики, области с небольшим недостатком частиц опустели, образовав войды (пустоты).
Гравитация стала основной силой, формирующей структуру Вселенной. К сожалению, у нас все еще нет четкого понимания эволюции энтропии в системе с учетом гравитационных взаимодействий, тесно связанных с геометрией пространства-времени. Построение единой картины мира есть цель многих современных физических теорий, например квантовой гравитации. В то время как мы можем связать энтропию среды с поведением составляющих ее молекул, мы не знаем, из чего состоит само пространство-время. Другими словами, нам не известно, каким образом гравитационные микросостояния могут быть поставлены в соответствие каждому конкретному макросостоянию.
«СТРЕЛА ВРЕМЕНИ»: ЧАСТО ЗАДАВАЕМЫЕ ВОПРОСЫ ЧАСТЬ I
Если энтропия всегда только возрастает, то как тогда могли сформироваться объекты, обладающие низкой энтропией, например то же яйцо? Закон энтропии применим только к замкнутым системам. Не запрещено уменьшение энтропии в открытых системах, включая кур. Курица затрачивает много энергии для того, чтобы снести яйцо.
Не могут ли некоторые процессы при взаимодействии частиц обладать встроенной «стрелой времени»? Распады некоторых элементарных частиц, например нейтральных каонов, в определенном смысле чаще случаются в одном направлении времени, а не в другом. (Физикам нет нужды путешествовать назад во времени, чтобы выявить такую асимметрию — они просто выводят эту закономерность, изучая другие свойства частиц.) Но эти процессы обратимы в противоположность росту энтропии, то есть они не объясняют «стрелу времени». Стандартная Модель физики частиц не представляется способной объяснить закон энтропии в ранней Вселенной.
Несмотря на указанные трудности, мы все же обладаем некими общими представлениями о том, как должна себя вести энтропия (рис. ниже). В случае если гравитацией можно пренебречь, как в примере с чашкой кофе, равномерное распределение частиц обладает высокой энтропией. Это условие есть состояние равновесия системы. Даже если частицы снова перегруппировались, то в макромасштабе ничего «особенного» не случится, поскольку частицы и до этого уже были основательно перемешаны. Однако если гравитацию нельзя исключить из рассмотрения и фиксировать объем, в котором эволюционирует система, то сглаженное распределение имеет сравнительно низкую энтропию. В последнем случае система очень далека от состояния равновесия. Наличие гравитации приводит к тому, что частицы группируются, образуя звезды и галактики, и энтропия, согласно второму закону термодинамики, значимо увеличивается.
Если мы захотим максимизировать энтропию в объеме, где гравитацией нельзя пренебречь, мы знаем, что произойдет: появится черная дыра. В 1970 г. Стивен Хокинг (Stephen Hawking) из ДАМПТ в Кембридже подтвердил провокационное предположение Якова Бекенштейна (Jakob Bekenstein), в настоящее время работающего в Еврейском университете в Иерусалиме, что черные дыры очень хорошо подчиняются второму закону термодинамики. Так же, как и горячие тела, для описания которых был сформулирован второй закон термодинамики, черные дыры могут излучать частицы (испаряться) и обладают большим количеством энтропии. Одиночная черная дыра с массой, составляющей около миллиона солнечных масс (подобная той, что предположительно находится в центре нашей Галактики), обладает энтропией, в сто раз превышающей энтропию всех частиц в наблюдаемой Вселенной.
Итак, со временем черная дыра испаряется согласно механизму Хокинга. Черная дыра не обладает наибольшей возможной в природе энтропией, тем не менее ее энтропия — наибольшая, которая может быть заключена в заданном объеме. Объем пространства Вселенной, по-видимому, со временем неограниченно растет. В 1998 г. астрономы открыли, что наша Вселенная ускоренно расширяется. Наиболее простое объяснение этому наблюдательному факту — наличие так называемой «темной энергии», некой формы энергии, которая существует даже в пустом пространстве и, насколько сейчас можно судить, не меняет своей плотности с его расширением. Наличие темной энергии — не единственно возможное объяснение ускоренного расширения, однако все попытки предложить что-то лучшее довольно быстро проваливаются.
ВОССТАНОВЛЕНИЕ СИММЕТРИИ ВРЕМЕНИ
Вселенная начала свое существование с плазмы высокой степени однородности и, согласно одной из космологических концепций, закончит свое существование, став почти пустым пространством. Если сказать кратко, то Вселенная эволюционирует от состояния с низкой энтропией к состоянию с высокой энтропией — конечному состоянию, которое физики называют «тепловая смерть». Однако такая модель не может объяснить, как возникло начальное состояние, обладающее низкой энтропией.
Предлагаемая автором модель включает в себя «доисторический» космологический период, захватывающий гипотетическую эпоху до Большого взрыва. Согласно этой модели, Вселенная началась с пустоты и пустотой же и закончится. Появление звезд и галактик есть просто непродолжительное отклонение от обычных условий равновесия (Рисунки схематичны; не показано расширение пространства).
Если темная энергия не меняет своей плотности, Вселенная будет расширяться вечно. Удаленные галактики исчезнут из нашего поля зрения (см.: Кросс Л., Шеррер Р. Наступит ли конец космологии? // ВМН, № 6, 2008). Те же, что останутся вблизи нас, превратятся в черные дыры, которые будут испаряться в окружающую тьму, подобно тому как высыхает лужа в жаркий день. Через миллиарды лет, возможно, останется действительно пустая Вселенная. Тогда и только тогда она на самом деле будет обладать максимально возможной энтропией. Вселенная придет в состояние равновесия, и с этого момента в ней больше никогда ничего не произойдет. 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 на самом деле пустое пространство обладает огромным количеством квантово-гравитационных микросостояний, сформировавшихся в ткани пространства-времени. Мы до сих пор с определенностью не знаем, что представляют собой такие состояния. Ученым не известно, 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.
Прошлое и будущее.
Важнейшая идея предыдущих рассуждений — подчеркнуть различие между прошлым и будущим. 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 состояния с высокой энтропией: почти пустое пространство, изредка пересекаемое низкоэнергетическими частицами.
«СТРЕЛА ВРЕМЕНИ»: ЧАСТО ЗАДАВАЕМЫЕ ВОПРОСЫ ЧАСТЬ II
Почему мы помним прошлое, но не помним будущее? Для формирования достоверной памяти требуется, чтобы прошлое было упорядоченно — 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 непохожи? Для объяснения, почему наша Вселенная начала свое развитие из состояния с низкой энтропией, постулировать начальные условия оказывается совершенно не достаточным. Философ Хав Прайс (Huw Price) из Сиднейского университета заметил, что 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 некой данностью, абсолютным свойством нашей Вселенной, и избегать объяснений этого факта, либо мы должны более тщательно и терпеливо вникать в проблемы пространства и времени.
Если темная энергия не меняет своей плотности, Вселенная будет расширяться вечно
«СТРЕЛА ВРЕМЕНИ»: ЧАСТО ЗАДАВАЕМЫЕ ВОПРОСЫ ЧАСТЬ III
Проверяема ли теория Мультиленной? 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 мы можем 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 парадигме, очень ранняя Вселенная (или, по крайней мере, некоторая ее часть) была заполнена не частицами, а временной формой темной энергии (полем инфлатона), плотность которой была гораздо больше, чем плотность темной энергии, которая наблюдается в сегодняшней Вселенной. 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.
Первоначальная мотивация для теории инфляции — дать строгое объяснение хорошо подобранным условиям ранней Вселенной, в частности, большой однородности плотности материи в далеко отстоящих друг от друга областях. Ускорение, вызванное инфлатоном, практически идеально сгладило Вселенную. Все структурные особенности Вселенной до периода инфляции несущественны, поскольку инфляция стерла все следы существовавших до нее условий, оставив нам горячую, плотную, однородную раннюю Вселенную.
Парадигма инфляции оказалась очень удачной по многим причинам. Ее предсказания слабого отклонения от строгой однородности согласуются с наблюдениями флуктуаций плотности во Вселенной. Однако с точки зрения объяснения асимметрии времени многие космологи полагают ее в большой степени ловким трюком по причинам, указанным Роджером Пенроузом (Roger Penrose) из Оксфордского университета и другими. 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, почему космологи привлекают инфляцию 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. (Энтропия возрастает не из-за роста числа микросостояний, а потому, что система естественным образом приходит в наиболее общее возможное макросостояние.) Ранняя Вселенная — точно такая же физическая система, как и поздняя Вселенная, одно эволюционирует в другое.
Среди многочисленных возможных микросостояний Вселенной лишь ничтожная часть соответствует гладкой конфигурации сверхплотной темной энергии, упакованной в крошечный объем. Условия, необходимые для начала инфляции, очень специфичны и, таким образом, описывают конфигурацию с очень низкой энтропией. Если бы вы выбирали конфигурацию Вселенной случайно, то с очень большой вероятностью не попали бы в нужные условия для начала инфляции. Таким образом, инфляция сама по себе не объясняет, почему ранняя Вселенная обладала низкой энтропией, которая просто «нужна» для начала инфляции; существование такой конфигурации просто подразумевается с самого начала.
Вселенная, симметричная во времени.
Инфляция оказалась бессильна ответить на вопрос, почему прошлое отличается от будущего. Существует смелая и очень простая стратегия решения этой проблемы: возможно, очень далекое прошлое вообще никак не отличается от очень далекого будущего и тоже обладает высокой энтропией. Если это так, то горячее, плотное состояние, которое мы назвали «ранняя Вселенная», не является действительным началом Вселенной, а всего лишь представляет собой некоторое переходное состояние на пути ее эволюции.
Некоторые космологи предполагают, что Вселенная совершила «отскок». До этого события пространство сжималось, однако оно 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 маленькой.
Вместо проделанных рассуждений давайте предположим, 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.
На первый взгляд, этот сценарий имеет некоторое сходство со стандартной теорией инфляции. Мы тоже полагаем, что сгусток темной энергии, обладающий повышенной плотностью, появляется случайным образом, давая начало инфляции. Разница нашей модели и модели инфляции — в природе начальных условий.
В стандартном сценарии сгусток темной энергии образуется в сильно флуктуирующей Вселенной, в которой громадное большинство флуктуаций не производит ничего похожего на инфляцию. Возможно, что для Вселенной гораздо более вероятно флуктуировать прямо в горячую стадию, минуя инфляцию. Более того, с точки зрения энтропии было бы еще более вероятно флуктуировать напрямую в ту конфигурацию, которую мы видим сегодня, минуя 14 млрд лет космологической эволюции.
В новом сценарии вселенная, существовавшая до нашей Вселенной, никогда не была подвержена случайным флуктуациям; она находилась в очень специфическом состоянии, а именно, являлась пустым пространством. Эта теория утверждает — и оставляет для дальнейшего доказательства — то, что наиболее вероятный способ создавать вселенные, подобные нашей Вселенной, из такого предыдущего состояния — это пройти инфляционный период, а не флуктуировать сразу в современную конфигурацию. Другими словами, согласно новому сценарию, Вселенная есть флуктуация, но не случайная.
Ученые обдумывают идею о дочерних вселенных уже много лет, но мы до сих пор не понимаем процесс их зарождения....
«Инемерв алертс».
Данный сценарий, предложенный в 2004 г. Дженнифер Чен (Jennifer Chen) из Чикагского университета и мной, дает провокационное решение проблемы происхождения асимметрии времени во Вселенной, а именно: мы видим только малую часть большой картины, которая вся целиком полностью симметрична по времени. Энтропия может возрастать безгранично благодаря созданию новых дочерних вселенных.
Лучше всего продемонстрировать эту теорию, рассмотрев эволюцию
вселенной — как по ходу времени, так и обратно во времени. Представьте,
что в некий момент времени мы начали наблюдать пустое пространство и
прослеживаем эволюцию этой системы в будущее и прошлое. (Эволюция
системы идет в обе стороны, поскольку мы не предполагаем избранное
направление «стрелы времени».) В результате флуктуаций пространства
образуются дочерние вселенные, которые эволюционируют в обе стороны во
времени, постепенно пустеют и порождают собственные дочерние вселенные.
На сверхбольших расстояниях такая Мультиленная выглядела бы
статистически симметричной относительно времени: и в будущем, и в
прошлом рождались бы дочерние вселенные, умножающиеся без границ. Каждая
из дочерних вселенных обладала бы «стрелой времени», но в половине из
них время текло бы в одну сторону, а во второй половине — в другую.