Спросите Итана: могла ли Вселенная начаться с Большого Отскока?

Для «Большого Отскока» требуется фаза повторного коллапса, за которой следует фаза расширения

Благодаря прогрессу науки за последние сто лет мы смогли установить происхождение Вселенной, причины её сегодняшнего состояния и её судьбу в отдалённом будущем. Но и у наших знаний есть ограничения: как далеко в прошлое мы можем заглянуть, и насколько далёкое будущее эволюции Вселенной мы можем предсказывать с определённой долей уверенности. За пределами этих ограничений и лежат величайшие загадки. Наш читатель спрашивает об одной из таких загадок:

Я прочитала ваш пост о тепловой смерти Вселенной, и мне стало интересно, что вы думаете по поводу теории Большого Отскока?

Ответ на этот вопрос состоит из трёх частей: что нам известно, что считается возможным, и что мы считаем наиболее вероятным (по убедительным причинам).

Схема кластеризации, к которой стремятся галактики в нашей Вселенной

Наша Вселенная в данный момент заполнена звёздами, галактиками, чёрными дырами, тёмной материей, тёмной энергией и излучением. В ней есть как скопления и столпотворения материи, так и гигантские войды (пустоты). Она расширяется, охлаждается, и в ней есть определённое количество частиц, организованных определённым образом в любой момент времени. На основе наших знаний о её составе, о её расширении и о законах физики, мы можем экстраполировать состояние Вселенной и в прошлое, и в будущее. Идя в прошлое, мы обнаруживаем, что она была более однородной, горячей, плотной, менее комкующейся, более энергетической и однообразной. Идя в будущее, мы видим, что она, замерзает, пустеет, становится более комкующейся, разреженной, менее энергетической. Мы знаем это с очень большой точностью.

С момента горячего Большого Взрыва наша Вселенная претерпела огромный рост и эволюцию, и продолжает это делать

Чтобы взглянуть на это с другой стороны, мы можем обратиться к энтропии обозримой части Вселенной. Концепцию энтропии довольно сложно понять; можно представить её так: это количество возможных способов, которыми можно сформировать состояние определённой системы. Сегодня мы можем подсчитать энтропию Вселенной и получить число порядка 10104k, где k – константа Больцмана. В основном это количество составляют сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик; например, энтропия одной лишь сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного пути равняется 1091k. На ранних этапах Вселенной этих чёрных дыр не существовало (они ещё не сформировались), поэтому её энтропия была гораздо меньше. В далёком будущем Вселенная достигнет ещё больших значений энтропии, когда все они распадутся благодаря излучению Хокинга (пока этого не произошло). Когда во Вселенной преобладало излучение, около 13,8 млрд лет назад, её энтропия равнялась всего 1088k. Когда в далёком будущем распадётся последняя чёрная дыра, энтропия примет значение 10123k. Законы термодинамики, согласно которым энтропия всегда растёт, соответствуют происходящему со Вселенной.

Есть несколько вариантов далёкого будущего Вселенной; но если, как говорят наши данные, тёмная энергия и правда постоянная, то она будет и далее развиваться по красной кривой.

Что по поводу возможностей? В будущем Вселенная будет вечно расширяться, ускоряться, но также может испытать разрыв, совершить туннельный переход в новое квантовое состояние или реколлапсировать в сингулярность. В прошлом она могла существовать в инфляционном состоянии до горячего Большого Взрыва (в состоянии с ещё меньшей энтропией, порядка 1015k), но нам ничего неизвестно о периоде, длившемся до момента времени 10-33с от начала Вселенной. Было ли у неё единое начало, в котором возникли пространство и время? Или они всегда существовали? На ежегодном собрании Американского астрономического сообщества космолог Шон Кэррол очень подробно описал четыре возможности происхождения Вселенной, взявшей начало не в сингулярности.

В классической общей теории относительности сложно избежать сингулярностей. Но в квантовых теориях гравитации, например, допускающих существование дополнительных измерений, варианты отскока возможны.

1. Струнный отскок. В ОТО экстраполяция в прошлое к состоянию с произвольно высокой температурой, большой плотностью или малым размером, вы неизбежно приходите к сингулярности, и все определения времени и пространства перестают работать. Но в квантовых расширениях ОТО, например, петлевой квантовой гравитации, теории струн или космологии бран, можно и «отскочить» от предыдущего сжимающегося состояния в горячее, плотное и расширяющееся.

2. Циклическая космология. Похоже на струнный отскок, только в этом варианте отскоки совершаются постоянно. Вселенная расширяется, достигает максимального размера, сжимается – при этом всё это время энтропия растёт – и затем реколлапсирует, а потом снова отскакивает.

3. Космологическая спячка. Вместо быстрого расширения, которое наша Вселенная демонстрирует сегодня или показывала во время периода инфляции, Вселенная долгое время могла находиться в примерно постоянном состоянии покоя. Для этого требуется нечто экзотическое, вроде дегравитации (когда гравитацию на время отключают), или космология струнного газа.

4. Космологическое воспроизводство. В данном случае Вселенную порождает предыдущее пространство-время, у которого есть множество вариантов местонахождения и свойств, но которое началось не с сингулярности. В этом случае один из отпрысков вырастает в нашу Вселенную.

Огромное количество участков, на которых произошли Большие Взрывы, разделены постоянно расширяющимся пространством, находящимся в фазе вечной инфляции

Возможность Большого Отскока однозначно подлежит рассмотрению, и многие занимаются ею. Но у неё есть большая проблема, как и с описанными выше вариантами 1, 2 и 3: наша Вселенная должна была родиться с низкой энтропией, и второй закон термодинамики никто не отменял. Либо в прошлом энтропия Вселенной уменьшалась, что было бы величайшим нарушением второго начала термодинамики, либо в прошлом энтропия была ещё меньше – точно подстроенной так, чтобы быть практически нулевой.

В первом варианте – струнном отскоке – энтропия должна уменьшаться. В циклических отскоках энтропия должна всегда увеличиваться. Это значит, что в последнем цикле, предшествующем отскоку, должно быть ещё меньше энтропии, чем было при рождении нашей Вселенной; что в этом цикле энтропия росла, и что следующий отскок начнётся с ещё большим значением энтропии, чем то, с которым закончится наша Вселенная. И из всех этих сценариев лишь четвёртый избегает проблем с энтропией. Чтобы понять, как это работает, представьте, что Вселенная находится в состоянии с большой энтропией, с большим количеством вариаций и флуктуаций.

Частицы на схеме внизу очень редко перейдут в состояние, изображённое вверху, но небольшие флуктуации, или падения энтропии, вполне возможны

Это довольно универсальное состояние; это наименее точно подстроенное начальное состояние, с которого можно начать отсчёт, а ещё у него есть много общего с большинством физических систем, которые можно представить – к примеру, с комнатой, заполненной молекулами газа при относительно большой температуре. Нельзя ожидать, что все молекулы одновременно окажутся на одной половине комнаты, а вторая останется пустой. Этот вариант не только менее предпочтительный с точки зрения термодинамики, но и крайне маловероятный с точки зрения статистики. Но вас не удивило бы, что если бы в каком-нибудь участке размером с кулак оказалось бы на несколько миллиардов больше или меньше молекул, чем в среднем, или же в нём было немного больше (или меньше) энергии или энтропии, чем в среднем. Если ограничиться изучением очень малых участков, имеющих, допустим, размер порядка вируса (а они бывают размером в 5 нм), вы можете обнаружить участок с крайне низкой или даже пренебрежимо малой энтропией. Общая энтропия системы всё равно должна расти, но очень малый участок может обладать очень малой, даже пренебрежимо малой, энтропией в любой момент времени.

Хотя инфляция может окончиться в более чем 50% участков в любой момент времени (обозначенных красными Х), достаточное количество регионов продолжат расширяться вечно, и инфляция будет идти вечно, при этом никакие две Вселенные никогда не столкнутся

Возможно, что крохотные участки с флуктуациями, где энтропия достаточно сильно уменьшается, могут породить новую вселенную, где идёт инфляция.

Инфляция привела к появлению Большого Взрыва и обозримой Вселенной, к которой у нас есть доступ, но в существующие сегодня структуры выросли флуктуации, случившиеся во время инфляции

У инфляции есть такое удивительное свойство – когда она начинается, она создаёт всё больше и больше пространства с удивительно большой скоростью, и оно продолжает экспоненциально расти. Существуют участки, в которых инфляция закончится, и породит горячий Большой Взрыв, и заполненное материей, антиматерией и излучением пространство, такое, как наша обозримая Вселенная. Но есть и участки, которые будут продолжать расширяться. Вселенная могла начаться с сингулярности, когда пространство и время появились из состояния, у которого снаружи не было ни пространства, ни времени (насколько вообще концепции «появилось» и «снаружи» можно использовать в отсутствии пространства и времени), но она могла появиться и не из сингулярности. Однако пока у нас есть второй закон термодинамики, то есть, пока общая энтропия системы не может уменьшаться, идеям «большого отскока» мешает очень большое препятствие. Отсутствие доказательств реколлапса вместе с теоретическими сложностями, с которыми сталкивается вариант отскока, лучшее, что физика может предложить для описания рождения Вселенной – это вариант с воспроизводством.

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

Источник: geektimes.ru