Брайан Грин – До конца времен. Сознание, материя и поиски смысла в меняющейся Вселенной (страница 86)

Для особенно усердного читателя позвольте пояснить важный момент, затуманивающий рассказ. Если все, что вам известно о данной физической системе, — это то, что она обладает не максимальной доступной энтропией, то второе начало термодинамики позволяет вам сделать не один, а целых два вывода: во-первых, наиболее вероятным результатом эволюции системы по направлению в будущее станет увеличение ее энтропии, а во-вторых, наиболее вероятным результатом эволюции системы по направлению в прошлое будет также увеличение ее энтропии. Таково неотъемлемое свойство симметричных относительно хода времени законов — уравнений, которые совершенно одинаково работают при развитии сегодняшней ситуации как вперед, так и назад. Проблема в том, что высокоэнтропийное прошлое, к которому приводят такие соображения, несовместимо с низкоэнтропийным прошлым, о котором свидетельствуют память и записи. (Мы помним, что частично растаявшие кубики льда раньше были менее растаявшими, то есть обладали меньшей энтропией, а не более растаявшими и, соответственно, более высокоэнтропийными.)

Что еще важнее, высокоэнтропийное прошлое подорвало бы нашу уверенность не в чем-нибудь, а в самих законах физики, потому что такое прошлое не включало бы в себя эксперименты и наблюдения, которые поддерживают эти самые законы. Чтобы избежать потери уверенности в наших представлениях, мы должны принудительно ввести низкоэнтропийное прошлое. Как правило, мы делаем это путем введения нового предположения, предложенного философом Дэвидом Альбертом и известного как гипотеза прошлого. Гипотеза эта гласит, что энтропия зафиксирована на низком уровне вблизи Большого взрыва и с тех пор в среднем стабильно возрастает. Именно такой подход мы неявно использовали в этой главе. В главе 10 мы явным образом проанализируем маловероятную, но представимую возможность рождения низкоэнтропийного состояния из предыдущей высокоэнтропийной конфигурации. Вводную информацию и подробности см. в главе 7 книги «Ткань космоса» [Грин Б. Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности. — М.: Либроком, 2015. — Прим. ред.].

Математические описания энтропии позволяют сформулировать вопрос точно: в пределах произвольной области существует гораздо больше вариантов, в которых величина поля различается (выше здесь, ниже там, еще ниже вон там и так далее), чем тех, в которых она однородна (имеет одно и то же значение во всех точках); следовательно, требуемые условия обладают низкой энтропией. Однако здесь существует не проговариваемое вслух формальное положение, которое важно озвучить. Для простоты я воспользуюсь классическим языком, но все соображения здесь напрямую переводятся на язык квантовой физики. В микромире ни одна конфигурация частиц или полей фундаментально не выделена из всех прочих, поэтому в общем случае мы считаем их все равновероятными. Но это предположение опирается на то, что философы называют принципом безразличия. Выделяя при отсутствии априорных оснований одну микроскопическую конфигурацию относительно другой, мы присваиваем им равные вероятности реализации. Когда же мы сдвигаем фокус внимания на макромир, то вероятность одного макросостояния относительно другого определяется отношением числа микросостояний, реализующих каждое из них. Если одно из макросостояний обеспечивается вдвое большим числом микросостояний, чем другое, то и вероятность возникновения первого макросостояния будет вдвое выше, чем второго.

Обратите внимание, однако, что фундаментально принцип безразличия должен иметь эмпирическое основание. В действительности повседневный опыт подтверждает разумность применения принципа безразличия, хотя и неявного, во многих областях. Возьмите хотя бы наш пример с бросанием монет. Считая, что каждое «микросостояние» монет (состояние, задаваемое полным перечислением состояний всех монет: 1-я монета лежит орлом, 2-я монета — решкой, 3-я — решкой и так далее) равновероятно любому из остальных, мы делаем вывод, что те «макроскопические» ситуации (состояния, описываемые только общим числом орлов и решек, но не положением отдельных монет), которые могут быть реализованы большим числом микросостояний, более вероятны. Когда мы бросаем монеты, это предположение эмпирически подтверждается редкостью тех исходов, которые могут быть реализованы лишь небольшим числом микросостояний (таких как все орлы, к примеру) и заурядностью тех, которые могут быть реализованы множеством микросостояний (таких как половина орлов и половина решек).

Это имеет отношение и к нашей космологической дискуссии: когда мы говорим, что однородный кусочек инфляционного поля «маловероятен», мы точно так же привлекаем к делу принцип безразличия. Мы неявно предполагаем, что каждая возможная микроскопическая конфигурация поля (точное значение поля в каждой точке) имеет точно такую же вероятность появления, как и любая другая, — так что опять же вероятность любой заданной макроскопической конфигурации пропорциональна числу микросостояний, которые ее реализуют. Однако, в отличие от случая с бросанием монет, у нас нет никаких эмпирических данных в пользу этого предположения. Тот факт, что оно кажется нам разумным, основан на нашем повседневном опыте взаимодействия с макромиром, где принцип безразличия подтверждается наблюдениями. Но для космологического развертывания нам доступен лишь один экспериментальный прогон. Бескомпромиссный эмпирический подход подсказывает, что какими бы особыми ни казались некоторые конфигурации с позиции принципа безразличия, но если они ведут к наблюдаемой нами Вселенной, то они выделены и как класс заслуживают называться не просто «вероятными», но «определенными» (в обычном условном смысле всех научных объяснений). Математически такой сдвиг в том, что мы называем вероятным и маловероятным, известен как изменение меры на пространстве конфигураций (см. глава 2, примечание 14). Начальная мера, присваивающая равные вероятности всем возможным конфигурациям, называется «плоской» мерой. Таким образом, наблюдения могут мотивировать нас на введение «неплоской» меры, которая выделяет некоторые классы конфигураций как более вероятные.

Физиков, как правило, такой подход не устраивает. Введение над пространством конфигураций меры, которая обеспечивала бы присвоение максимального веса тем конфигурациям, которые приводят к известному нам миру, представляется физикам «неестественным». Физики хотят найти фундаментальную, изначальную математическую структуру, из которой будет вытекать такая мера, вместо того чтобы самим эту меру задавать. Здесь важно понять, не слишком ли многого мы хотим и не получится ли так, что успех просто сдвинет вопрос на один шаг назад к неявным предположениям, лежащим в основе любого фундаментального подхода. И это не пустячные придирки. В последние тридцать лет значительная часть теоретической работы в области физики элементарных частиц была направлена на вопросы тонкой настройки в наших самых проработанных теориях (тонкая настройка поля Хиггса в Стандартной модели физики элементарных частиц; тонкая настройка вопросов горизонта и кривизны в стандартной космологии Большого взрыва). Разумеется, такие исследования привели к глубокому проникновению как в физику элементарных частиц, так и в космологию, но не может ли наступить момент, когда нам просто придется принять какие-то свойства мира как заданные, без всякого объяснения? Мне, как и огромному большинству моих коллег, нравится думать, что ответ должен быть отрицательным. Но нет никакой гарантии, что так и будет на самом деле.

Андрей Линде, при личном общении 15 июля 2019 г. Сам Линде предпочитает подход, при котором инфляционная фаза была инициирована квантово-туннельным переходом из царства всех возможных геометрий и полей, в котором даже концепции времени и температуры, возможно, еще не имеют смысла. Разумно используя некоторые аспекты квантового аппарата, Линде предположил, что квантовое создание условий для инфляционного расширения было, вполне возможно, обычным распространенным процессом в ранней Вселенной, которая не страдала от квантового подавления.

Естественно считать, что чем мощнее телескоп (чем обширнее его тарелка, чем больше размер зеркала и так далее), тем более далекие объекты он будет в состоянии различить. Но существует предел. Если объект настолько далек, что никакой свет, излученный им с момента рождения, еще не успел дойти до нас, то, какое бы оборудование мы ни использовали, увидеть его мы не сможем. Мы говорим, что такие объекты лежат за нашим космологическим горизонтом; эта концепция будет играть особенно важную роль в нашем разговоре об отдаленном будущем в главах 9 и 10. В инфляционной космологии пространство расширяется так стремительно, что окружающие его области действительно выносятся за пределы нашего космологического горизонта.

На основании косвенных данных (движения звезд и галактик) сложился консенсус о том, что пространство насыщено частицами темной материи — частицами, которые являются источником гравитационной силы, но не поглощают и не излучают света. Однако, поскольку все поиски темной материи до сих пор ничего не дали, некоторые исследователи предложили свои альтернативы темной материи, в которых наблюдения объясняются при помощи различных модификаций закона тяготения. Из-за продолжающихся неудач многочисленных текущих экспериментов по непосредственному обнаружению частиц темной материи альтернативные теории привлекают к себе все большее внимание.