Вечность. В поисках окончательной теории времени - читать онлайн книгу. Автор: Шон Кэрролл cтр.№ 123

Вся эта неразбериха возникает, потому что у нас нет полной теории квантовой гравитации и нам приходится делать правдоподобные предположения, отталкиваясь от теорий, которые, как нам кажется, мы понимаем. Когда подобные предположения приводят к безумным результатам, чем-то приходится жертвовать. Мы представили обоснованное доказательство того, что число состояний, описываемых вибрирующими квантовыми полями, с течением времени и по мере расширения Вселенной изменяется. Если общее пространство состояний остается неизменным, значит, дело в том, что многие возможные состояния ранней Вселенной носят существенный квантово-гравитационный характер и их попросту невозможно описать в терминах квантовых полей на однородном фоне. Мы можем лишь предполагать, что теория квантовой гравитации поможет нам понять, что это могут быть за состояния, но даже без этого понимания базовый принцип сохранения информации гарантирует, что подобные состояния не могут не существовать. Поэтому кажется логичным смириться с этим и попытаться объяснить, почему ранняя Вселенная обладала такой несомненно низкоэнтропийной конфигурацией.

Не все с этим согласны. ^[242] Определенное уважаемое направление научной мысли придерживается примерно такого принципа: «Да, информация должна сохраняться на фундаментальном уровне, и вполне возможно, что существует какое-то фиксированное пространство состояний для всей Вселенной. Но кого это интересует? Мы не знаем, что это за пространство состояний, и мы живем во Вселенной, которая при рождении была маленькой и относительно однородной. Лучшая стратегия для нас — придерживаться правил, предлагаемых квантовой теорией поля, допуская лишь очень ограниченный набор конфигураций в самые ранние времена и намного более масштабный их набор в поздние». Возможно, они правы. Пока у нас нет окончательных ответов, и нам остается лишь прислушиваться к своей интуиции и пытаться формулировать поддающиеся проверке прогнозы, а затем сравнивать их с реальными данными. Когда речь заходит об истоках Вселенной, мы ничего не можем утверждать наверняка, поэтому лучше всего подходить к любым теориям непредвзято.

Поскольку мы еще до конца не понимаем квантовую гравитацию, нам сложно делать исчерпывающие заявления относительно энтропии Вселенной. Однако в нашем распоряжении есть несколько базовых инструментов, с помощью которых мы способны приходить ко вполне надежным заключениям: идея о том, что энтропия увеличивается с момента Большого взрыва, принцип сохранения информации, предсказания классической общей теории относительности и формула Бекенштейна—Хокинга для энтропии черной дыры.

Сразу же приходит в голову резонный вопрос: как выглядит высокоэнтропийное состояние, когда гравитация существенна? Если гравитация незначительна, то высокоэнтропийные состояния — это состояния термодинамического равновесия, в которых вещество равномерно распределено и имеет постоянную температуру (в зависимости от конкретной системы в деталях возможны расхождения — как у смеси масла с уксусом). Общее впечатление таково, что высокоэнтропийные состояния должны быть однородными, тогда как низкоэнтропийные состояния могут быть комковатыми. Понятно, что это всего лишь простой способ объяснить сложное, утонченное явление, но он может быть полезным ориентиром во множестве ситуаций. ^[243] Вспомните о том, что в соответствии с рассмотренной выше философией в стиле «давайте игнорировать гравитацию» ранняя Вселенная действительно была однородной.

Однако в поздней Вселенной, когда формируются звезды, галактики и кластеры, игнорировать влияние гравитации становится попросту невозможно. И мы замечаем нечто очень занимательное: привычная ассоциация «высокой энтропии» с «однородностью» с грохотом распадается.

^{Рис. 13.3. Роджер Пенроуз, человек, который больше всех старался привлечь внимание к загадке низкой энтропии ранней Вселенной.}

Вот уже много лет сэр Роджер Пенроуз пытается убедить людей в том, что данное свойство гравитации — вещество становится комковатым по мере увеличения энтропии в поздней Вселенной — принципиально важно и должно играть значительную роль в космологических обсуждениях. Пенроуз прославился в конце 1960-х и начале 1970-х годов благодаря исследованиям, которые они проводили совместно с Хокингом с целью понять черные дыры и сингулярности в общей теории относительности, и он не только состоявшийся математик, но и признанный авторитет в мире физики. Он отличается поразительной въедливостью, и его забавляет изучение идей, решительно расходящихся с общепринятыми точками зрения в различных областях науки — от квантовой механики до исследования сознания.

Одна из областей, выбранных Пенроузом для того, чтобы заниматься своим любимым делом выискивания несоответствий в заветных чаяниях, — это теоретическая космология. В конце 1980-х годов, когда я был аспирантом, физики-теоретики, занимающиеся исследованием элементарных частиц, так же как и космологи, считали само собой разумеющимся, что истинной в итоге окажется та или иная версия инфляционной космологии (о ней мы поговорим в следующей главе); астрономы были намного осторожнее в своих высказываниях. Сегодня это убеждение получило еще большее распространение благодаря доказательствам, которые нам предоставляет космическое микроволновое излучение: небольшие изменения плотности в разных точках ранней Вселенной хорошо сочетаются с инфляционными предсказаниями. Тем не менее Пенроуз всегда относился к этим заявлениям с изрядной долей скептицизма, в основном вследствие неспособности инфляционных теорий объяснить низкую энтропию ранней Вселенной. Помню, еще будучи студентом, я читал одну из его статей; я понимал, что Пенроуз говорит нечто чрезвычайно важное, и ценил его точку зрения, но меня не оставляло чувство, что где-то он допустил ошибку. Мне потребовалось два десятилетия размышлений об энтропии, для того чтобы согласиться, что по большей части он все же был прав.