Текст книги "Механика машины времени"

Глава 5. Квантовая хронофизика

Каждый отрезок времени возникает сразу как целое, подобно кванту света, излучаемому атомом. Внутри такого «кванта времени» не имеют смысла понятия «раньше» и «позже». Из начальной космологической сингулярности время истекало не сплошным потоком, а как бы отдельными толчками. Космическое время – это время нашей Вселенной, оно возникло и существует вместе с ней…

А. Д. Чернин. Физика времени

Квантовая физика наглядно демонстрирует нам, что параметры микрообъектов, вообще говоря, вводятся больше для удобства расчетов. В действительности и импульс, и положение частицы довольно неопределенны. Причем чем более определенна одна величина, тем неопределеннее будет другая. Физики-теоретики даже сумели количественно выразить соотношение определенности и неопределенности и запросто им пользуются при описании различных событий в микромире. Так обстоят дела с описанием электронов, фотонов и других частиц, о которых на сегодняшний день физики знают достаточно много. Ну а как быть со временем?

Этот вопрос тоже в немалой степени занимает внимание теоретиков. Следующий логический шаг – обнаружение квантов времени. Существуют ли они? Этого пока никто не знает – у нас нет приборов, которые бы смогли фиксировать эти частицы.

Единственное, на что мы пока можем положиться, – это опыт всей современной физической науки, который отрицает существование ньютоновского абсолютного времени, существующего как бы «само по себе». Оно всегда связано с явлениями, которые происходят в окружающей нас физической реальности. А значит, вполне вероятно, что и на время должны распространяться законы этого мира. Так что в этом смысле мы вполне можем говорить о возможности существования неких частиц времени – хроноквантов. Однако если мы хотим серьезно порассуждать о возможности путешествий во времени, а тем более о неких агрегатах, преобразующих время, то, конечно, необходимы эксперименты, которые бы позволили отыскать признаки квантов времени. Некоторые расчеты показывают, что уменьшить неопределенность в данном вопросе смогут лишь эксперименты, при которых микрочастицы должны будут обладать энергиями порядка 109 джоулей. Однако самые мощные ускорители, которые планируется построить в ближайшее время, едва ли смогут выйти на рубежи даже миллиардной доли этой энергии. По всей вероятности, подобные ускорители, построенные на известных принципах разгона микрочастиц, вообще нельзя будет создать даже в отдаленном будущем, поскольку для их работы не хватит планетарных ресурсов.

Нильс Бор (1885–1962)

Выдающийся датский физик-теоретик, один из основателей квантовой и атомной физики, а также создатель «копенгагенской интерпретации квантовой механики», в которой существенное место отводится наблюдателю измерений. Основатель и бессменный директор знаменитого института теоретической физики в Копенгагене.

Довольно интересны в этом плане идеи «дискретной физики». В ее основе лежит своеобразная «дискретная философия». По мнению создателей, она представляется новым уровнем мышления о фундаментальных процессах в природе, объединяя мега– и микроскопические масштабы. Не без определенных оснований они считают, что как атомистическая в самом общем смысле теория «дискретная наука» логически приводит к экстремальному значению всех физических величин как конечных и дискретных. Это означает, что теоретически любые количественные соотношения могут быть представлены в целочисленном виде. Подобная «дискретная парадигма» в целом подразумевает, что природа не содержит каких-либо бесконечных последовательностей физических величин, так что ставится вопрос о естественных целесообразных границах применения самого математического аппарата исчисления бесконечно малых.

Если хронокванты действительно существуют, то само космологическое расширение Вселенной может быть связано с наличием хроноквантового генератора сдвига по времени. Тогда собственное время материальных объектов разделится на динамически наблюдаемую независимую и ненаблюдаемую абсолютную переменные. Значения данных компонент будут составлять конфигурационное пространство хроноквантового генератора сдвига, определяя течение любых процессов в нашем материальном мире.

В исторической ретроспективе метод модельной хронодискретизации можно связать с отдельными положениями квантовой волновой механики Шредингера – де Бройля. Это позволяет в качестве одного из вариантов развития принципов квантовой хронофизики рассматривать идеи о волновой функции Вселенной.

Предсказания квантовой механики фундаментально вероятностны по своей сути, что заставляет неоднозначно толковать их с точки зрения сохранения причинности. Здесь часто возникает путаница понятий в среде непрофессиональных физиков. Так, предсказания классической физики также вероятностны из-за сложности определения начального состояния и последующей эволюции многочастичных систем. В квантовой механике неопределенность принципиально следует из дополнительности квантовых свойств и классического описания как вероятностного характера законов Вселенной.

Здесь необходимо сделать небольшое отступление и обсудить предопределенность событий в нашей реальности. Ньютоновская механика породила лапласовский детерминизм. Для иллюстрации такого механического детерминизма Лаплас придумал своего демона. Демон Лапласа – это некое воображаемое существо, которое в некоторый момент времени знает с абсолютной точностью координаты и скорости всех частиц, может бесконечно быстро решать уравнения динамики, ну и, стало быть, знает все прошлое и все будущее Вселенной.

Фактически такую интерпретацию развивали Эйнштейн, Планк, Шредингер и их сторонники, когда утверждали, что принципиально вероятностный характер квантовой механики говорит о ее неполноте как физической теории. Они ориентировали физиков на поиск такой теории микроявлений, которая по своей структуре и характеру законов была бы подобна классической механике или классической электродинамике. В этом русле строилась программа развития вероятностных представлений из теории микромира путем обнаружения «скрытых параметров», т. е. таких свойств элементарных частиц, знание которых позволило бы достичь их строго однозначного описания.

Против такой интерпретации выступили Борн, Бриллюэн и другие, кто видел в квантовой механике полноценную и полноправную физическую теорию. Хотя дискуссии в отношении статуса вероятностных представлений в современной физике не закончены до сих пор, тем не менее развитие квантовой механики существенно ослабило позиции сторонников «скрытых параметров».

Итак, мы не можем проследить траектории отдельных частиц и метаморфозы волновой функции сложных квантовых объектов. Из этого следует, что причинность в классическом и в квантовом смысле нарушается, но в более точном хроноквантовом смысле она может соблюдаться. Из максимально полно определенного темпорального начального состояния может быть получено единственно возможное, на данном хроноквантовом интервале, конечное состояние.

Известно, что пространство состояний квантовой системы линейно. Это значит, что наряду с любыми двумя ее состояниями возможным состоянием является также и их линейная комбинация (суперпозиция). Множество состояний классической системы не является линейным пространством. Классическая система может находиться в одном из возможных состояний, но нельзя придать никакого смысла сумме этих состояний. Здесь явственно наблюдаются признаки парадокса Шредингера, связывавшего детектирование суперпозиционных состояний с логикой макроскопических наблюдений.

Фактически переход квантового мира в мир классический связан с действием принципа усиления – это превращение суперпозиции состояний микросистемы в макросистему при квантовых измерениях с образованием запутанных состояний с макроскопическим количеством системных степеней свободы.

При усилении происходит взаимодействие квантовой системы (находящейся в состоянии суперпозиции) с другими системами (или степенями свободы), вызывающее запутывание (квантовую корреляцию) с ними. Затем и исходная система, и уже запутанные с ней взаимодействуют с еще большим количеством систем, вовлекая и их в запутанное состояние. Так происходит до тех пор, пока не образуется свойство, включающее огромное число систем или, по крайней мере, огромное число степеней свободы.

До сих пор в квантовой механике, которая возникла одновременно с теорией относительности, не стихают бурные споры о глубинных причинах вероятностной природы нашей реальности. Каких только самых невероятных гипотез нет на эту тему! Физики-теоретики говорят о мгновенном ветвлении нашей Вселенной на мириады миров, в каждом из которых экспериментатор получает разные результаты одного и того же опыта, и об управлении окружающей действительностью «сверхсознанием» наблюдателя, и даже о действии разумных элементарных частиц и атомов! Многие романы современных писателей-фантастов выглядят на этом фоне блекло!

Между тем гипотеза о неделимых хроноквантах может совершенно по-иному осветить данную проблему. Достаточно лишь предположить, что вероятность квантового события связана с моментом его реализации в границах выделенного хронокванта. И как только длительность микроявления выходит за рамки границ «атома времени», оно реализуется в нашем мире.

Глава 6. «Стрела времени»

Пространство-время – это эволюционирующая Блок-Вселенная, она продолжает эволюционировать вдоль каждой мировой линии, пока не достигает своего конечного состояния как неизменной Финальной БлокВселенной. Можно было бы сказать, что тогда время изменилось в вечность. Будущее сомнительно и неопределенно до тех пор, пока локальные определения того, что происходит, имело место на пространственно-временном событии «здесь и теперь», определяя настоящее на мировой линии в определенный момент; после того это событие оказывается в прошлом, становится неподвижным и неизменным, и уже новое событие на мировой линии определяет настоящее. Нет никакого уникального способа сказать, как это происходит относительно различных наблюдателей; анализ эволюции удобно основывать на привилегированных (связанных с материей) мировых линиях вместо поверхностей времени. Однако чтобы описать это в целом, будет удобно выбрать определенные поверхности времени для анализа, но они – выбор удобства, а не потребности.

Дж. Ф. Р. Эллис. Поток времени

Современные философы считают, что после атаки «вооруженных и очень опасных» физиков-теоретиков на мировоззренческий базис физической реальности наша Вселенная выглядит как-то не так. Сначала это утверждение кажется несколько странным, поскольку в распоряжении космологов имеется не так уж много вселенных для сравнения. Как узнать, на что должна быть похожа «правильная» Вселенная? Спустя долгие годы теоретических и наблюдательных исследований астрономы выработали достаточно четкое представление о том, что считать «нормой», и та Вселенная, которую мы видим сейчас, не совсем удовлетворяет этому представлению.

На сегодняшний момент ученые обладают достаточно полной, подробной и согласованной картиной происхождения и эволюции Вселенной. Согласно современному представлению, 13,7 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.

Очевидно, что фундаментальные законы физики действуют одинаково вперед и назад во времени. Однако мы ощущаем время движущимся только в одном направлении: из прошлого в будущее. Почему же так происходит?

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 называемого Мультиверса, который, по идее, должен быть симметричен во времени. Другими словами, в разных частях множественной Вселенной время может течь как вперед, так и 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 – горячая, плотная, однородная – сильно отличается от окружающего нас холодного, разреженного и разномастного пространства.

Вселенная начала свое развитие с обладающего большой упорядоченностью состояния и с тех пор становилась все более хаотичной. 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, не доступного наблюдениям. Она добавляет веса гипотезе о том, что мы видим лишь малую часть мультимира, чья динамика поможет нам объяснить необычные свойства нашей локальной области.

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 веке австрийский физик Людвиг Больцман объяснил энтропию в терминах различия макро– и микросостояния объекта.

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 языком 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 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, неудивительно, 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.

Низкая 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 эволюционирует 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).

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.

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.

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, 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 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 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.

Эволюция Вселенной

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, трудно сказать, каким образом гравитационные микросостояния могут быть поставлены в соответствие каждому конкретному макросостоянию.

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. 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. Черные дыры очень хорошо подчиняются второму закону термодинамики. Так же, как и горячие тела, для описания которых был сформулирован этот закон, черные дыры могут излучать частицы (испаряться) и обладают большим количеством энтропии. Одиночная черная дыра с массой, составляющей около миллиона солнечных (подобная той, что предположительно находится в центре нашей Галактики), имеет энтропию, в сто раз превышающую энтропию всех частиц в наблюдаемой Вселенной.

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 конце прошлого века астрономы установили, что наша Вселенная ускоренно расширяется. Наиболее простое объяснение этому наблюдаемому факту – наличие так называемой темной энергии, некоей 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.

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.

Если темная энергия не меняет своей плотности, Вселенная будет расширяться вечно. Удаленные галактики исчезнут из нашего поля зрения. 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 и в 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 в действительности пустое пространство обладает огромным количеством квантово-гравитационных микросвойств, сформировавшихся в ткани пространства – времени. Мы до сих пор с определенностью не знаем, что представляют собой такие состояния. Ученым неизвестно, 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.

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 высокой энтропии: это почти пустое пространство, изредка пересекаемое низкоэнергетическими частицами.

Почему мы помним прошлое, но не помним будущее? Для формирования достоверной памяти требуется, чтобы прошлое было упорядочено – 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 не похожи?

Для объяснения, почему наша Вселенная начала свое развитие из состояния с низкой энтропией, постулировать начальные условия оказывается совершенно недостаточным. 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 некоей данностью, абсолютным свойством нашей Вселенной, и избегать объяснений этого факта, либо более тщательно и терпеливо вникать в проблемы пространства и времени.

Проверяема ли теория Мультиверса?

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 можно 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 модели, очень ранняя Вселенная была заполнена не частицами, а временной формой темной энергии высокой плотности – полем инфлатона. 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.

Инфляционные схемы эволюции мироздания оказались довольно удачными по многим причинам. Однако с точки зрения объяснения асимметрии времени многие космологи полагают принцип инфляционного расширения в большой степени своеобразным теоретическим трюком. Ведь 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 космологов в пользу привлечения инфляции 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. Ранняя Вселенная – точно такая же физическая система, как и поздняя, одно эволюционирует в другое.

Получается, что инфляция бессильна ответить на вопрос, почему прошлое отличается от будущего. Существует смелая и очень простая стратегия решения этой проблемы: возможно, далекое прошлое вообще никак не отличается от далекого будущего и тоже обладает высокой энтропией.

Если это так, то горячее плотное состояние ранней Вселенной не является действительным ее началом, а всего лишь представляет собой некоторое переходное состояние на пути эволюции.

Некоторые космологи предполагают, что Вселенная совершила «отскок». До этого события пространство сжималось, однако 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 низкой.