До конца времен. Сознание, материя и поиск смысла в меняющейся Вселенной - Брайан Грин

16. Для особенно кропотливого читателя стоит, пожалуй, оговорить еще одну дополнительную деталь. Когда пар выталкивает поршень, он тратит на это часть той энергии, которую получил из топлива, но при этом пар не передает поршню никакой энтропии (предполагается, что поршень имеет ту же температуру, что и пар). В конце концов, находится ли поршень здесь или, будучи вытолкнутым, он находится на небольшом расстоянии отсюда, никак не сказывается на внутреннем порядке или беспорядке в нем; энтропия поршня не меняется.

Поскольку поршню энтропия не передается, она полностью остается в паре. Это означает, что, когда поршень, готовясь к следующему толчку, возвращается в первоначальное положение, пар должен каким-то образом избавиться от избытка энтропии, который в нем накопился. Это достигается, как подчеркивается в этой главе, тем, что паровая машина сбрасывает тепло в окружающую среду.

17. Рассел Б. Поклонение свободного человека // Рассел Б. Почему я не христианин. М., 1987. С. 16.

Глава 3. Энтропия и начало мира

Georges Lemaître, "Recontres avec Einstein", Revue desQuestions scientifiques 129 (1958): 129-32. [Репринт: RQS, 183 (2012): 541-5. Английский перевод: http://inters.org/lemaitre-einsten. Хотя эту фразу часто приводят в кавычках как дословную цитату Эйнштейна, в действительности она является меметизированным пересказом фрагмента воспоминаний Леметра о встречах с Эйнштейном. В исходной публикации это изложено так: "Après quelques remarques techniques favorables, il conclut en disant que du point de vue physique cela lui paraissait tout à fait abominable." — «После нескольких благосклонных технических замечаний он в заключение сказал, что с физической точки зрения это кажется ему совершенно отвратительным». Также вряд ли можно считать корректным выражение «отмахнулся» (в оригинале у Б. Грина "dismissed him out of hand"). Разговор с Эйнштейном начался на прогулке по парку в ходе Сольвеевского конгресса (1927) и был достаточно обстоятельным, чтобы пригласить Леметра продолжить его в такси. — Прим. науч. ред.] В полной истории обращения Эйнштейна к идее расширяющейся Вселенной участвовали два фактора. Во-первых, Артур Эддингтон показал математически, что более раннее предположение Эйнштейна о статичной Вселенной сталкивается с технической проблемой: решение неустойчиво, а именно — если пространство слегка подтолкнуть к расширению, то расширение пространства продолжится, а если слегка же подтолкнуть к сжатию, то пространство будет сжиматься и дальше. Во-вторых, из наблюдательных данных, как уже говорилось в этой главе, становилось все яснее, что пространство не статично. Сочетание того и другого убедило Эйнштейна отказаться от представления о статичной Вселенной (хотя некоторые утверждают, что именно теоретические соображения могли оказать на него наиболее серьезное влияние). Подробности этой истории можно найти в статье: Harry Nussbaumer, "Einstein's conversion from his static to an expanding universe", European Physics Journal — History 39 (2014): 37–62.

Alan H. Guth, "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems", Physical ReviewD 23 (1981): 347. Формальный физический термин для обозначения «космического топлива» — скалярное поле. В отличие от более привычных электрического и магнитного полей, которые дают вектор в каждой точке пространства (величину и направление электрического или магнитного поля в этой точке), скалярное поле дает в каждой точке пространства лишь одно число (либо числа, из которых можно определить энергию поля и давление). Обратите внимание: в статье Гута, как и во многих последующих работах, подчеркивается роль инфляции в разрешении целого ряда космологических вопросов, прежде ставивших исследователей в тупик, — проблемы монополя, проблемы горизонта и, самое заметное, проблемы кривизны пространства. Доступный и полезный разбор этих вопросов см. в: Alan Guth, The Inflationary Universe (New York: Basic Books, 1998). Мне, вслед за Гутом, нравится объяснять инфляцию, поднимая более интуитивно понятный вопрос об определении внешнего толчка, давшего начало пространственному расширению Большого взрыва. [На русском языке вопрос весьма доходчиво изложен в книге Виленкин А. Мир многих миров. М.: CORPUS, Астрель, 2010. — Прим. науч. ред.]

Остывание, о котором идет речь, происходит после завершения инфляционного взрыва, когда Вселенная уже вошла в фазу менее стремительного, но все еще значительного пространственного расширения. Для простоты я обошел вниманием кое-какие промежуточные этапы развертывания космоса. Ранняя Вселенная остывала потому, что значительная часть содержавшейся в ней энергии несла в себе электромагнитные волны, а эти волны с расширением пространства растягиваются. Удлинение электромагнитных волн — так называемое красное смещение — уменьшает их энергию и снижает их общую температуру. Заметьте, однако, что, несмотря на понижение температуры, общая энтропия возрастает из-за увеличения объема пространства.

Существует также не самая популярная точка зрения, которая объясняет туманность изначальным квантовым ограничением на точность измерений, а не фундаментальной размытостью реальности. В этом подходе — его обычно называют «бомовской механикой» в честь физика Дэвида Бома, но иногда говорят и о «теории де Бройля — Бома», включая авторство нобелевского лауреата Луи де Бройля, — частицы сохраняют резкие и тонные траектории. Эти траектории отличаются от тех, что предсказывает классическая физика (на частицы во время движения действует дополнительная квантовая сила), но, воспользовавшись приведенным в главе сравнением, скажем, что эти траектории можно проводить острым пером. Неопределенность и размытость, упоминаемые в более традиционной формулировке квантовой механики, проявляются как статистическая неопределенность начального состояния любой заданной частицы. Разница между двумя этими подходами, хотя и существенная в плане картины реальности, которую рисует каждая из теорий, практически никак не влияет на квантовые предсказания.

Инфляционная космология — это совокупность теорий (в отличие от конкретной теории), основанных на предположении о том, что на раннем этапе развития Вселенная прошла короткий период стремительного ускоренного расширения. Конкретный механизм возникновения этой фазы и конкретные детали ее развития варьируют от одной математической формулировки к другой. Простейшие варианты плохо уживаются со все более точными наблюдательными данными, поэтому фокус сместился к несколько более сложным версиям инфляционной теории. Критики утверждают, что эти самые более сложные версии менее убедительны, и, более того, демонстрируют, что инфляционная парадигма слишком гибкая и полностью опровергнуть ее невозможно никакими данными. Сторонники утверждают, что мы здесь являемся свидетелями нормального научного процесса: мы непрерывно совершенствуем свои теории, приводя их в соответствие с наиболее точной информацией, извлекаемой из наблюдательных измерений и математических соображений. Говоря в более общем плане и на более формальном языке, утверждение, широко принимаемое космологами, состоит в том, что Вселенная пережила некую фазу, на протяжении которой размер сопутствующего горизонта уменьшился. Менее ясно, верно ли эта фаза описывается инфляционной космологией, в которой динамика обусловлена равномерно распределенной энергией скалярного поля, пронизывающей пространство (см. примечание 3 к этой главе), как я описал, или эта фаза, возможно, вызвана другим механизмом (среди множества предложенных физиками теорий можно назвать такие, как отскакивающая космология, инфляция браны, сталкивающиеся миры — браны, теории с переменной скоростью света и т. п.). В главе 10 мы коротко обсудим возможность отскакивающей космологии в варианте Пола Стейнхардта, Нила Турока и их коллег, в которой Вселенная проходит многочисленные циклы космологической эволюции.