Вечность. В поисках окончательной теории времени - Шон Кэрролл

Необходимо также упомянуть о другой проблеме, тесно связанной с этой. Мы знаем, что энтропия нашего сопутствующего объема сразу после отскока должна быть маленькой — намного меньше, чем она могла бы быть. (В главе 13 мы сделали некоторые оценки и знаем, что значение энтропии было равно 1088 или меньше, тогда как оно могло бы достигать 10120.) Из этого следует, что прямо перед отскоком энтропия была такой же низкой или даже ниже. Если бы энтропия была высокой, то отскока бы не произошло; вы получили бы хаотическую мешанину, у которой не было бы никаких шансов превратиться в приятную и однородную Вселенную, из которой получились все мы. Так что нам приходится предположить, что этот сопутствующий объем пространства сжимался бесконечно долгое время (начиная с далекого прошлого и до момента отскока), и на протяжении этого процесса энтропия увеличивалась, но увеличение каким-то образом оказалось очень небольшим. Не то чтобы такое было невозможно себе представить, но это кажется, мягко выражаясь, довольно удивительным.[296]

Даже если мы позволим себе рассмотреть возможность необыкновенно тонкой подстройки, необходимой для того, чтобы позволить энтропии все время последовательно увеличиваться, у нас все равно нет абсолютно никаких причин полагать, что во Вселенной все действительно происходило именно таким образом. Мы пока не представили никакого оправдания тому, почему вообще наша Вселенная вообще должна быть тонко подстроена, но продолжаем призывать к бесконечно тонкой подстройке. Не очень похоже на прогресс.

Итак, это все подводит нас к необходимости рассмотреть альтернативу, изображенную на рис. 15.4 на правом нижнем графике: отскакивающая Вселенная, в которой энтропия уменьшается во время фазы сжатия, достигает минимального значения в момент отскока и после этого начинает увеличиваться. Возможно, теперь у нас получится прийти к какому-то результату. Явная модель такой отскакивающей космологии была предложена Энтони Агирре и Стивеном Граттоном в 2003 году. Их конструкция базируется на идее инфляции, и они демонстрируют, что путем хитрого разрезания и склеивания мы могли бы получить гладкий отскок, взяв инфляционную Вселенную, расширяющуюся по направлению к будущему, и приклеив ее к началу инфляционной Вселенной, расширяющейся по направлению к прошлому.[297]

У этой альтернативы есть огромное преимущество: поведение Вселенной симметрично во времени. Как размер Вселенной, так и ее энтропия достигают минимального значения в момент отскока и увеличиваются в обоих направлениях. Концептуально это большой шаг вперед по сравнению со всеми остальными рассмотренными ранее моделями; базовая симметрия законов физики относительно изменения направления времени отражается в крупномасштабном поведении Вселенной. В частности, мы избегаем ловушки, которую расставляет нам временнóй шовинизм, — искушения полагать, что «начальное» состояние Вселенной абсолютно не похоже на «конечное». Нам как раз и нужен был способ обойти заблуждение, приведшее к рассмотрению Вселенной Голда, которая также симметрична относительно одного момента во времени. Теперь, когда мы позволяем себе думать о возможной Вселенной до Большого взрыва, решение выглядит более приемлемым: Вселенная симметрична, и не потому, что энтропия низка на обоих концах времени, а потому, что она на обоих концах высока.

Как бы то ни было, это очень смешная Вселенная. Эволюция энтропии отвечает за всевозможные проявления стрелы времени, включая нашу способность помнить прошлое и наше ощущение того, что мы движемся сквозь время. В сценарии с отскакивающей энтропией стрела времени в момент отскока меняет направление на противоположное. С точки зрения нашей наблюдаемой Вселенной, изображенной на рис. 15.4 в правой части графиков, прошлое — это низкоэнтропийное направление времени, указывающее в сторону отскока. Но наблюдатели с противоположной стороны отскока, которую мы на графиках называем (со своей колокольни) «сжатием», также определяют «прошлое» как направление времени, в котором энтропия была ниже, то есть направление к отскоку. С точки зрения локального наблюдателя стрела времени всегда указывает в сторону увеличения энтропии. По обеим сторонам от отскока стрела времени указывает в «будущее», в котором Вселенная расширяется и опустошается. С точки зрения наблюдателя, находящегося на одной (любой) стороне, наблюдатели на противоположной стороне живут «в обратную сторону во времени». Однако такое несовпадение направлений стрел абсолютно не поддается наблюдению — люди по одну сторону от отскока не могут общаться с людьми по другую сторону, точно так же, как мы не в состоянии перекинуться парой слов с кем-нибудь из нашего прошлого. Каждый видит, что второе начало термодинамики работает стандартным образом в его наблюдаемой части Вселенной.

К сожалению, космоса с отскакивающей энтропией недостаточно для того, чтобы мы без всякого зазрения совести могли объявить, что нашли решение проблемы, сформулированной в начале этой главы. Разумеется, допуская существование космологического отскока, также представляющего точку минимального значения энтропии Вселенной, мы избегаем философских заблуждений, связанных с определением изначальных и конечных условий на совершенно разных основаниях. Но и за это приходится платить ценой новой загадки: почему энтропия так низка в середине истории Вселенной?

Другими словами, модель с отскакивающей энтропией сама по себе ничего не объясняет о стреле времени. Вместо этого она устраняет необходимость в гипотезе о прошлом и вместо нее вводит необходимость в гипотезе о середине. Нам опять требуется точно такая же тонкая подстройка, и мы все так же пытаемся объяснить, почему конфигурация нашего сопутствующего объема пространства находится в таком низкоэнтропийном состоянии рядом с космологическим отскоком. Таким образом, получается, что нам предстоит проделать еще очень много работы.

Мы должны предпринять честную попытку предоставить надежное динамическое объяснение низкой энтропии нашей ранней Вселенной, и для этого нам нужно сделать шаг назад. Забудем на мгновение все, что мы знаем о нашей фактической Вселенной, и вернемся к вопросу, который мы задавали в главе 13: как должна выглядеть Вселенная? Я отстаивал точку зрения, что естественная Вселенная — та, которая не полагается на тонко подстроенные низкоэнтропийные граничные условия ни в какой момент времени, ни в прошлом, ни в настоящем, ни в будущем, — и выглядела бы она просто-напросто как пустое пространство. Если же присутствует небольшая положительная энергия вакуума, то пустое пространство принимает форму пространства де Ситтера.