Почему мы не помним будущее?

Итак, стрела времени описывает не только простые механические процессы;

это неотъемлемое свойство самой жизни. Кроме того, от стрелы времени за-

висит важнейшее качество сознания человека — тот факт, что мы помним

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

прошлое, но не будущее. Согласно фундаментальным законам физики, прошлое

и будущее абсолютно равнозначны, однако с точки зрения обычного человека,

смотрящего на жизнь обычным взглядом, более непохожих вещей не найти.

Образы прошлого хранятся у нас в голове в форме воспоминаний. Что же ка-

сается будущего, мы можем лишь что-то прогнозировать, однако никакие про-

гнозы не могут быть настолько же достоверными, как воспоминания о прошлом.

В конечном счете причина, почему у нас в голове формируется надежная

память о прошлом, заключается в том, что в прошлом энтропия была ниже.

В сложной системе, такой как Вселенная, базовые компоненты могут сло-

житься в несметное множество конфигураций вида «вы, с определенными

воспоминаниями о прошлом, плюс вся остальная Вселенная». Если все, что

вам известно, — это то, что вы существуете прямо сейчас и что у вас есть

воспоминание о походе на пляж летом между шестым и седьмым классами,

то у вас просто-напросто недостаточно информации, чтобы сделать досто-

верное заключение о том, что тем летом вы действительно ходили на пляж.

Гораздо более вероятно, что ваше воспоминание об этом — всего лишь слу-

чайная флуктуация, как комната, в которой весь воздух скопился у одной

стены. Для того чтобы воспоминания имели смысл, необходимо предположить,

что Вселенная также была упорядочена определенным образом — что энтро-

пия была ниже в прошлом.

Представьте, что вы идете по улице и замечаете на тротуаре разбитое яйцо.

По виду растекшегося содержимого понятно, что яйцо лежит здесь совсем не-

долго. Предположение о том, что раньше энтропия была ниже, позволяет нам

с уверенностью заявить, что буквально несколько минут назад яйцо было целым,

но кто-то уронил его и разбил. Если говорить о будущем, то у нас нет никаких

причин предполагать, что энтропия будет уменьшаться, и, таким образом, мы

не можем предсказать судьбу этого яйца — слишком уж много вариантов раз-

вития событий. Возможно, оно останется на асфальте и покроется плесенью,

возможно, кто-то смоет его с тротуара, а может быть, пробежит собака и съест

его (маловероятно, что оно вдруг спонтанно пересоберется обратно в нераз-

битое яйцо, но, строго говоря, и такой исход тоже вероятен). Яйцо на тротуа-

ре — как воспоминание в вашем мозге; это летопись события, случившегося

ранее, но лишь в предположении, что и энтропия тогда была ниже.

Успешно отделять прошлое от будущего нам также позволяет связь «при-

чина — следствие». В частности, причины случаются первыми (раньше по

времени), а следствия происходят вслед за ними. Именно поэтому Белая Ко-

ролева кажется нам такой нелепой дамой: как она может кричать от боли еще

до того, как уколет палец? И снова виной всему энтропия. Представьте себе

 

Глава 2. Тяжелая рука энтропии

 

 

ныряльщика, прыгающего в бассейн, — всплеск воды всегда следует за прыжком.

Согласно микроскопическим законам физики, можно перегруппировать мо-

лекулы воды (а также окружающего воздуха, в котором распространяется звук)

таким образом, чтобы произошел «антивсплеск» и вода вытолкнула бы ны-

ряльщика из бассейна. Точность выбора позиции и скорости каждого отдель-

ного атома при этом должна быть невообразимо высокой: если выбрать слу-

чайную конфигурацию всплеска, то вероятность того, что микроскопические

силы при этом объединятся правильным образом и вытолкнут ныряльщика,

будет близка к нулю.

Другими словами, одно из различий между «следствиями» и «причина-

ми» — то, что «следствия» обычно подразумевают увеличение энтропии.

Если два бильярдных шара столкнутся и раскатятся в разные стороны, энтропия

не изменится и мы не сможем указать ни на один из шаров как на явную при-

чину взаимодействия. Однако если в начале игры вы ударите кием по битку,

чтобы разбить пирамиду (и тем самым вызвать заметное увеличение энтропии),

то смело сможете сказать, что именно биток заставил шары раскатиться, не-

смотря на то что перед законами физики все шары равны.

 

Искусство возможного

В предыдущей главе мы сравнивали блочное представление о времени, в кото-

ром вся четырехмерная история мира, прошлое, настоящее и будущее одина-

ково реальны, с точкой зрения презентистов, что только текущий момент по-

настоящему реален. Однако существует еще одна концепция, которую иногда

называют поссибилизмом: текущий момент существует, и прошлое существует,

но будущее (еще) не существует.

Идея о том, что прошлое существует — в противоположность несуществу-

ющему будущему, великолепно согласуется с нашим неформальным понима-

нием того, что такое время и как оно работает. Прошлое уже произошло, в то

время как будущее нам еще предстоит испытать: мы можем прикинуть воз-

можные варианты будущих событий, но не знаем, какой в итоге окажется реаль-

ность. Конкретнее, когда мы говорим о прошлом, у нас есть возможность

обратиться к собственным воспоминаниям или записям, описывающим про-

шедшие события. Какие-то записи будут более надежными, какие-то менее, но

в целом они фиксируют реальность прошлого в форме, которая для будущего

попросту недоступна.

Попробуйте вообразить такую картинку: ваш супруг или супруга говорит:

«Давай поменяем планы на отпуск в следующем году? Вместо того чтобы лететь

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

в Канкун, давай бросим все и рванем в Рио!» Вы можете согласиться или не

согласиться с этим предложением, но если вы все же решите поменять планы,

то стратегия реализации этого решения будет очень простой: вы забронируе-

те новые авиабилеты, закажете номер в другом отеле и т. д. Но если вы услы-

шите: «Давай поменяем планы на отпуск в прошлом году! Как будто мы не

ездили в Париж, а бросили все и рванули в Стамбул»? В этом случае ваша

стратегия будет совершенно иной: вы подумаете о том, как аккуратно намекнуть

на необходимость похода к врачу, а не о том, как изменить уже реализованные

отпускные планы. Прошлое прошло, оно осталось в летописях, и не в наших

силах изменить его. Таким образом, совершенно логично относиться к про-

шлому и будущему по-разному. Философы говорят о различии между Бытием —

существованием в мире — и Становлением — динамическом процессе изме-

нения, привносящем реальность в существование.

Нигде в известных нам физических законах вы не найдете упоминаний о том,

что прошлое и будущее — разные вещи, что прошлое фиксировано, а будущее

пластично. Глубинные микроскопические правила природы абсолютно одина-

ково работают вперед и назад во времени, в какой бы ситуации мы их ни при-

менили. Если вам известно точное состояние Вселенной и все законы физики,

то будущее, так же как и прошлое, для вас предрешено строже, чем в самых

смелых снах Жана Кальвина о безусловном предопределении.

Попытки увязать между собой всевозможные убеждения, — что прошлое

фиксировано и неизменно, будущее может меняться, а фундаментальные за-

коны физики обратимы, — неизменно возвращают нас к понятию энтропии.

Если бы мы знали точное состояние каждой частицы во Вселенной, мы могли

бы с успехом как предсказывать будущее, так и узнавать прошлое. Однако это

нам недоступно; мы располагаем лишь знаниями о некоторых макроскопических

характеристиках Вселенной да крохами подробностей о частных состояниях.

Обладая такой информацией, мы в состоянии предсказать лишь определенные

широкомасштабные явления (солнце завтра взойдет), хотя наши знания также

совместимы с огромным диапазоном отдельно взятых будущих событий. Что

же касается прошлого, в нашем распоряжении имеется как знание о текущем

макроскопическом состоянии Вселенной, так и понимание того факта, что

в самом начале Вселенная находилась в состоянии с очень низкой энтропией.

Этот крошечный фрагмент информации, называемый просто гипотезой о про-

шлом, превращается в огромное подспорье в деле реконструкции событий

прошлого из настоящего.

Какой вывод мы должны сделать из всего этого? Наша свободная воля —

возможность менять будущее путем принятия тех или иных решений, не рас-

 

Глава 2. Тяжелая рука энтропии

 

 

пространяющаяся на события прошлого, доступна нам только потому, что

у прошлого была низкая энтропия, а у будущего энтропия высокая. Будущее

выглядит для нас чистой страницей, тогда как прошлое зафиксировано, несмо-

тря на то что законы физики описывают их одинаково.

Поскольку мы живем во Вселенной с четко обозначенной стрелой времени,

мы смотрим на прошлое и будущее по-разному не только с практической, по-

вседневной точки зрения — в наших глазах эти вещи фундаментально отличают-

ся. Прошлое записано в книгах, а на будущее мы можем повлиять своими дей-

ствиями. Для космологии же наибольшее значение имеет то, что люди склонны

объединять два направления исследований — «объяснение истории Вселенной»

и «объяснение состояния Вселенной в начале времен», а будущее пусть само

с собой разбирается. Наше неравноценное отношение к прошлому и будущему

можно назвать временным шовинизмом; он крепко вжился в наш образ мыслей,

и его крайне непросто искоренить. Однако законы природы никоим образом не

поддерживают и не оправдывают ни временной, ни другие виды шовинизма.

Размышляя о важных свойствах Вселенной, выясняя, что «реально», а что нет

и почему в самом начале у Вселенной была низкая энтропия, нельзя ограничивать

широту суждений, помещая прошлое и будущее по разные стороны баррикад.

Объяснения, которые мы так стремимся найти, в конечном итоге никоим образом

не должны зависеть от направления времени.

Главный урок, который мы должны извлечь из этого краткого экскурса

в понятия энтропии и стрелы времени, прост: существование стрелы време-

ни — одновременно важнейшая характеристика физической Вселенной и все-

проникающая составляющая нашей повседневной жизни. Если честно, то даже

неловко, что, несмотря на огромнейший прогресс, достигнутый современной

физикой и космологией, мы все еще не получили окончательного ответа на

вопрос, почему же Вселенная демонстрирует такую принципиальную асимме-

трию времени. Лично я нахожусь в замешательстве, но, так или иначе, любые

трудности открывают новые возможности, и, размышляя об энтропии, мы

можем узнать что-то новое о нашей Вселенной.

 

Примечания

 

 

Эмис М. Стрела времени, или Природа преступления / Пер. с англ. М.: Астрель, 2011

(Amis, M. Time’s Arrow. New York: Vintage, 1991).

Фицджеральд Ф. Загадочная история Бенджамина Баттона / Пер. с англ. М.: Эксмо-Пресс,

2010 (Fitzgerald, F.S. The Curious Case of Benjamin Button // Collier’s Weekly, May 1922, p. 27.

Кэрролл Л. Алиса в Зазеркалье / Пер. с англ. М.: АСТ, 2010 (Carroll, L. Alice’s Adventures

in Wonderland and Through the Looking Glass. New York: Signet Classics, 2000).

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Очевидно.

Дидрик (Diedrick, J. Understanding Martin Amis. Charleston: University of South Carolina

Press, 1995) перечисляет еще несколько произведений, помимо упомянутых мной, в ко-

торых в той или иной форме используется прием обратного течения времени: «Сильвия

и Бруно» Льюиса Кэрролла, «Завещание Орфея» Жана Кокто, «Никогда в жизни»

Брайана Олдиса и «Время, назад» Филипа Дика. Для Мерлина, героя романа-эпопеи

Теренса Уайта «Король былого и грядущего», время течет задом наперед, хотя Уайт не

пытался использовать этот прием последовательно. Среди более свежих иллюстраций

использования данной техники — «Гиперион» Дэна Симмонса; кроме того, тема об-

ратного хода времени положена в основу «Исповеди Макса Тиволи» Эндрю Шона

Грира и рассказа «Дневник, посланный за сотню световых лет» Грега Игана. В «Бойне

номер пять» Воннегута приводится краткое описание «наоборот» бомбежки Дрездена

зажигательными бомбами — Эмис упоминает его в послесловии к «Стреле времени».

Стоппард Т. Аркадия. М.: Иностранка, 2008 (Stoppard, T. Arcadia, in Plays: Five. London:

Faber and Faber, 1999).

Помимо первого начала термодинамики («в любом физическом процессе полная энергия

сохраняется») и второго начала («энтропия замкнутой системы никогда не уменьшает-

ся»), есть также и третье начало: существует минимальное значение температуры (абсо-

лютный ноль), при котором энтропия также находится на минимальном уровне. Эти три

закона умещаются в простом высказывании: «Ты не можешь выиграть; не можешь

остаться при своих; не можешь даже выйти из игры». Однако также есть нулевое начало:

если две системы находятся в термодинамическом равновесии с третьей системой, то они

находятся в термодинамическом равновесии друг с другом. Попробуйте здесь самосто-

ятельно придумать какую-нибудь забавную аналогию.

Eddington, A. S. The Nature of the Physical World (Gifford Lectures). Brooklyn: AMS Press, 1927.

Сноу Ч. П. Две культуры и научная революция. Цитата воспроизведена по изданию:

Сноу Ч. П. Портреты и размышления / Пер. с англ. М.: Прогресс, 1985. (Snow, C. P. The

Two Cultures. Cambridge: Cambridge University Press, 1998).

В действительности справедливо было бы признать, что зачатки понятия энтропии и вто-

рого начала термодинамики были впервые озвучены отцом Сади Карно — французским

математиком и офицером вооруженных сил Лазаром Карно. В 1784 году Лазар Карно

написал трактат о механике, в котором утверждал, что создание вечного двигателя невоз-

можно, так как в любой реальной машине полезная энергия будет рассеиваться вследствие

дребезжания и тряски ее составляющих частей. Позднее он стал успешным предводителем

армии революционной Французской Республики.

На самом деле это не совсем верно. Общая теория относительности Эйнштейна, объяс-

няющая гравитацию в терминах искривления пространства—времени, подразумевает,

что «энергия» в привычном понимании этого термина не остается постоянной, например,

в расширяющейся Вселенной. Мы подробнее поговорим об этом в главе 5. При рассмо-

трении же большинства двигателей внутреннего сгорания расширением Вселенной

можно пренебречь, и для них энергия действительно остается постоянной.

Конкретнее, под формулировкой «мера количества расстановок отдельных частей» мы

подразумеваем «пропорциональность логарифму количества перестановок отдельных

 

Глава 2. Тяжелая рука энтропии

 

 

 

 

 

 

частей». Подробное обсуждение логарифмов вы найдете в приложении, а в девятой

главе детально рассматривается статистическое определение энтропии.

В англоязычной литературе универсальное обозначение «log» используется для обо-

значения любых логарифмов — как десятичных, так и натуральных. Это неудобно, поэто-

му десятичный логарифм иногда обозначают «lg», а натуральный — «ln». — Примеч.

пер.

Температура поверхности Солнца составляет приблизительно 5800 кельвинов (один

кельвин равен одному градусу Цельсия, только нулевая отметка по шкале Кельвина соот-

ветствует отметке –273 градусов по шкале Цельсия и представляет собой абсолютный

ноль — минимальную возможную температуру). Комнатная температура — около

300 кельвинов. Температура космического пространства — или, точнее, фонового кос-

мического излучения, заполняющего космос, — около трех кельвинов. Интересное об-

суждение роли Солнца как горячего пятна на холодном небе можно найти в книге: Пен-

роуз Р. Новый ум короля. О компьютерах, мышлении и законах физики. — Изд-во ЛКИ,

2008 (Penrose, R. The Emperor’s New Mind: Concerning Computers, Minds, and the Laws of

Physics. Oxford: Oxford University Press, 1989).

Иногда вам могут встречаться заявления креационистов о том, что эволюция, как ее

описывал Дарвин в своей теории естественного отбора, несовместима с принципом

увеличения энтропии, поскольку история жизни на Земле — это история непрерывно

усложняющихся организмов, предположительно происходящих из намного более простых

форм. Эти бредовые заявления запросто разбиваются в пух и прах множеством доводов.

На простейшем уровне: второе начало термодинамики относится к замкнутым системам,

а организм (или вид, или биосфера) — это не замкнутая система. Мы чуть подробнее

поговорим об этом в главе 9, но, по сути, этого достаточно.

Thomson, W. On the Age of the Sun’s Heat // Macmillan’s, 1862, 5, p. 288–293.

Пинчон Т. Энтропия / Пер. с англ. С. Кузнецова // Иностранная литература, 1996, № 3

(Pynchon, T. Slow Learner. Boston: Back Bay Books, 1984).

 

Гл а в а 3

Начало и конец времени

 

Какое тебе дело до Вселенной? Ты в Бруклине!

Бруклин не расширяется!

Мама Элви Сингера. Энни Холл

 

 

Представьте себе, что вы бродите по книжному магазину ближайшего универ-

ситета и зашли в раздел учебной литературы. Подойдя к полке, на которой

выставлены книги по физике, вы решаете пролистать несколько томов по тер-

модинамике и статистической механике. Вам интересно: что же там говорится

об энтропии и стреле времени? К вашему безмерному удивлению (а вы ведь

уже ознакомились с первыми двумя главами этой книги и краткой аннотацией

на обложке), в учебниках нет ни слова о космологии. В них не упоминается

Большой взрыв и не рассказывается о том, что концепция стрелы времени объ-

ясняется граничным условием, существовавшим в начале обозримой Вселен-

ной, — ее крайне низкой энтропией.

На самом деле здесь нет никакого замалчивания важнейшей роли космоло-

гии, никаких тайных заговоров и никакого противоречия. Студентов, изучаю-

щих статистическую механику, в основном интересуют эксперименты, вос-

производимые в лабораториях или на кухнях здесь, на Земле. Проводя

эксперимент, мы сами контролируем его условия; в частности, мы можем по-

низить энтропию изучаемых систем и посмотреть, что произойдет. Для того

чтобы понять, как это работает, не нужно знать ничего о космологии и огром-

ной Вселенной вокруг нас.

Однако наши цели куда грандиознее. Стрела времени — это намного боль-

ше, чем просто один из элементов каких-то конкретных лабораторных опытов;

это неотъемлемая составляющая нашего мира. Традиционная статистическая

механика успешно объясняет, почему яйцо легко превратить в яичницу, но

яичницу превратить обратно в яйцо практически невозможно. Что она не в со-

стоянии объяснить, так это почему, открывая холодильник, мы, в принципе,

можем там обнаружить яйцо. Почему мы окружены идеально упорядоченными,

законченными объектами, такими как яйца, и пианино, и научные книги, а не

бесформенным хаосом?

Часть ответа на этот вопрос очевидна: объекты, окружающие нас в повсе-

дневной жизни, не относятся к замкнутым системам. Очевидно, что яйцо — это

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

не случайная конфигурация атомов, а тщательно сконструированная система,

для построения которой требуется определенный набор ресурсов и доступная

энергия, не говоря уж о курице. Однако мы могли бы задать аналогичный во-

прос относительно Солнечной системы или галактики Млечный Путь. В каж-

дом из этих случаев мы имеем дело с изолированными — с практической точки

зрения — системами, энтропия которых тем не менее очень низка — намного

ниже, чем могла бы быть.

Ответ, как известно, заключается в том, что Солнечная система не всегда

была замкнутой системой; она появилась из межзвездного облака с более низ-

кой, чем у нее, энтропией. А это облако сформировалось в существовавшей

ранее галактике, энтропия которой была еще ниже. А эта галактика сформи-

ровалась из изначальной плазмы с еще более низкой энтропией. А эта плазма

была порождена самой ранней Вселенной, у которой энтропия была самой

низкой.

Ранняя Вселенная появилась в результате Большого взрыва. В действитель-

ности нам не очень много известно о ранней Вселенной — почему у нее была

именно такая конфигурация, а не какая-то другая; это одна из загадок, с кото-

рыми мы пытаемся разобраться в этой книге. Однако именно чрезвычайно

низкая энтропия ранней Вселенной лежит в корне окончательного объяснения

стрелы времени в том виде, в каком она проявляет себя на наших кухнях, в ла-

бораториях и воспоминаниях.

В обычных учебниках по статистической механике вы не найдете обсуж-

дения этой увлекательной истории. Их авторы исходят из предположения,

что нас интересуют системы, у которых в исходном состоянии относительно

низкая энтропия, и начинают рассуждения с этой точки. Однако нам нужно

больше: мы хотим знать, почему на одном конце времени у нашей Вселенной

была такая низкая энтропия, породившая и задавшая направление стреле

времени. Полагаю, для начала имеет смысл вспомнить, что нам известно

о Вселенной в целом и как она развивалась от момента зарождения и до се-

годняшнего дня.

 

Видимая Вселенная

Наша Вселенная расширяется, и она наполнена галактиками, постепенно от-

даляющимися друг от друга. Мы напрямую взаимодействуем лишь с небольшой

частью Вселенной и в попытке осознать общую картину неизбежно прибегаем

к помощи аналогий. Мы сравниваем Вселенную с поверхностью воздушного

шарика, на которой нарисованы маленькие точки, представляющие отдельные

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

галактики. Или же мы говорим, что Вселенная похожа на поднимающийся

в духовке кекс с изюмом, в котором галактики — это изюминки.

Все эти аналогии просто ужасны. И не только потому, что как-то унизитель-

но сравнивать нечто настолько величественное, как галактика, с крошечной

сморщенной изюминкой. Настоящая проблема заключается в том, что любая

подобная аналогия вызывает ассоциации, не применимые к реальной Вселенной.

У воздушного шарика, например, есть внутренняя и внешняя поверхности, а так-

же большое пространство снаружи, в которое он, собственно, и расширяется;

у Вселенной ничего этого нет. У кекса есть края, а сам он находится внутри ду-

ховки и вкусно пахнет; для Вселенной вы не найдете аналогичных понятий.

Поэтому давайте попробуем зайти с другой стороны. Для того чтобы по-

нять Вселенную вокруг нас, представим себе реальную ситуацию. Вообразите,

что вы находитесь на природе в ясную безоблачную ночь и городских огней не

заметно даже на горизонте. Что вы увидите, если взглянете на небо? В целях

этого мысленного эксперимента давайте наградим себя идеальным зрением,

бесконечно чувствительным ко всем разнообразным формам электромагнит-

ного излучения.

Разумеется, вы увидите звезды. Для невооруженного глаза звезды — всего

лишь точечные источники света, однако человечество уже давно выяснило, что

каждая звезда — это огромный шар плазмы, сияющий за счет энергии внутрен-

них ядерных реакций, и что Солнце — тоже самая настоящая звезда. Наша

единственная проблема заключается в отсутствии ощущения глубины: невоз-

можно сказать, насколько далеко от нас находится каждая из видимых звезд.

Тем не менее астрономы изобрели хитрые способы измерения расстояния до

близлежащих звезд, и оказалось, что нас разделяют просто невообразимые

дистанции. Расстояние до ближайшей звезды, Проксима Центавра, составляет

около 40 триллионов километров; даже путешествуя со скоростью света, мы

добрались бы до нее примерно через четыре года.

Звезды распределены по небу неравномерно. Находясь на улице в нашу

гипотетическую ясную ночь, мы обязательно заметили бы Млечный Путь —

размытую белую полосу, протянувшуюся от горизонта до горизонта. В дей-

ствительности то, что мы видим, — это не сплошная полоса, а множество

близко расположенных звезд. Еще древние греки подозревали о таком устрой-

стве Млечного Пути, а Галилео подтвердил их догадку, когда направил на не-

беса свой телескоп. Сегодня нам известно, что Млечный Путь — это гигантская

спиральная галактика, сотни миллиардов звезд, формирующие диск с утолще-

нием в центре. Наша Солнечная система находится в далекой провинции на

самом краю диска.

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

Долгое время астрономы полагали, что «галактика» и «вселенная» — это

одно и то же. Бытовало мнение, что Млечный Путь представляет собой изо-

лированную группу звезд, парящую в пространстве, где кроме нее ничего

больше нет. Однако сегодня мы знаем, что, помимо точечных звезд, на ночном

небе также есть расплывчатые пятна, называемые туманностями; кто-то считал

их отдельными гигантскими собраниями звезд. В начале XX века между астро-

номами разгорелись нешуточные споры на эту тему,1 однако в конце концов

Эдвин Хаббл сумел измерить расстояние до туманности М33 (тридцать третий

объект в каталоге расплывчатых небесных объектов Шарля Мессье, предна-

значенном в помощь искателям комет) и обнаружил, что она гораздо дальше

от нас, чем любая звезда. Оказалось, что М33, Галактика Треугольника — это

группа звезд, по размеру сопоставимая с галактикой Млечный Путь.

Дальнейшие исследования показали, что Вселенная буквально кишит га-

лактиками. Как сотни миллиардов звезд составляют Млечный Путь, так и обо-

зримую Вселенную составляют сотни миллиардов галактик. Некоторые галак-

тики (включая нашу) входят в скопления, или кластеры, которые в свою очередь

образуют пласты и нити еще более крупномасштабной структуры. В среднем,

однако, галактики распределены по пространству достаточно равномерно.

В каком бы направлении мы ни смотрели, на любом расстоянии от Земли чис-

ло галактик будет примерно одинаковым. В обозримой Вселенной везде все

достаточно однообразно.

 

Большая и всё больше

Несомненно, Хаббл был одним из величайших астрономов в истории, но так

получилось, потому что он оказался в правильном месте в правильное время.

После окончания колледжа он некоторое время искал себя: был стипендиатом

Родса, работал преподавателем, юристом, побывал в качестве солдата на Первой

мировой войне и даже тренировал бейсбольную команду. Однако в конечном

итоге он стал астрономом, получил в 1917 году степень доктора наук в Универ-

ситете Чикаго и переехал в Калифорнию, чтобы занять должность в обсерва-

тории Маунт-Вилсон недалеко от Лос-Анджелеса. По прибытии он обнаружил

там новенький телескоп Хукера со 100-дюймовым зеркалом, самым большим

в мире на тот момент. Именно благодаря этому 100-дюймовому рефлектору

Хаббл получил возможность наблюдать разнообразные звезды в других галак-

тиках и узнал, какие огромные расстояния отделяют их от Млечного Пути.

Тем временем другие астрономы во главе с Весто Слайфером занимались

определением скорости спиральных туманностей, используя эффект Доплера.2

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

Если объект по отношению к нам находится

в движении, то когда он приближается, любая

излучаемая им волна (например, световая или

звуковая) сжимается, а если он движется

прочь, то растягивается. Когда объект при-

ближается к нам, вследствие эффекта Допле-

ра тон издаваемых им звуков кажется выше,

а когда он отдаляется, тон понижается. Ана-

логичным образом свет от движущихся к нам

объектов оказывается синее (длина волны

меньше), чем можно было бы ожидать, а свет

от удаляющихся объектов — краснее (длина

волны больше). Таким образом, для прибли-

Рис. 3.1. Эдвин Хаббл, исследова-

тель Вселенной, курящий трубку

Слайфер обнаружил, что для абсолютного большинства туманностей на-

блюдается красное смещение. Такое открытие стало неожиданностью, ведь

если бы эти объекты случайным образом двигались во Вселенной, то логично

было бы ожидать равного количества туманностей с синим и красным смеще-

нием. Если бы туманности были небольшими облаками газа и пыли, мы бы

сделали вывод о том, что какой-то неизвестный механизм выталкивает их из

нашей галактики. Однако полученный Хабблом результат, о котором стало из-

вестно в 1925 году, исключил такую возможность. То, что мы наблюдаем, — это

группа галактик, по размеру сравнимых с нашей, и все они убегают от нас,

словно их что-то напугало.

Следующее открытие Хаббла расставило все по своим местам. В 1929 году

он совместно со своим коллегой Милтоном Хьюмасоном сравнил красные

смещения галактик с измеренным расстоянием до них и обнаружил поразитель-

ную закономерность: чем дальше находились галактики, тем быстрее они

удалялись. Сегодня этот факт известен под названием закона Хаббла: кажуща-

яся скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее,

а коэффициент пропорциональности носит название постоянной Хаббла. 3

Казалось бы, такой простой факт: чем дальше друг от друга вещи находят-

ся, тем быстрее они разбегаются, но он скрывает важнейшее последствие: у нас

нет никаких оснований считать себя центром исполинской космической ми-

грации. У вас может возникнуть впечатление, что мы особенные и что все эти

галактики убегают именно от нас. Однако попробуйте поставить себя на место

инопланетного астронома, живущего в одной из других галактик. Если он

жающихся объектов наблюдается синее сме-

щение, а для удаляющихся — красное.

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

посмотрит на нас, то, разумеется, увидит, что Млечный Путь убегает прочь от

его галактики. А если он посмотрит на небо в противоположном направлении,

то увидит другие галактики, и они тоже будут удаляться, потому что с нашей

точки зрения эти более далекие галактики движутся еще быстрее. Это потря-

сающее свойство Вселенной, в которой мы живем. Не существует никакого

специального места или центральной точки, от которой всё разбегается в сто-

роны. Каждая галактика отдаляется от всех остальных галактик, и относитель-

но каждой из них поведение остальных объектов Вселенной одинаково. Слов-

но галактики вообще не двигаются, а расширяется лишь пространство,

разделяющее прикованные к своим местам галактики.

Это, собственно, и происходит с современной точки зрения. В полном со-

ответствии с общей теорией относительности Эйнштейна мы говорим, что

пространство — это не абсолютно фиксированная сцена, на которой развер-

тывается действие — происходит движение материи, а что это еще одна дина-

мическая сущность, живущая собственной и весьма насыщенной жизнью.

Утверждая, что пространство расширяется, мы имеем в виду, что между галак-

тиками возникает все больше и больше нового пространства. Сами галактики

не расширяются, и вы не расширяетесь, и отдельные атомы тоже не расширя-

ются; все, что сохраняет форму благодаря неким локальным силам, остается

одного и того же размера даже в расширяющейся Вселенной (хотя, возможно,

вы как раз расширяетесь, но Вселенную в этом винить нельзя). Световая волна,

которую не удерживают в неизменной жесткой форме никакие силы, будет

растягиваться, испытывая космологическое красное смещение. И разумеется,

галактики, находящиеся друг от друга достаточно далеко, чтобы на них не

действовало взаимное гравитационное притяжение, также будут отдаляться.

Это — величественная и интригующая картина Вселенной. Последующие

наблюдения подтвердили идею о том, что на очень больших масштабах Вселен-

ная однородна: куда ни посмотри, везде более или менее одно и то же. Очевид-

но, что в более мелком масштабе она все же «комковатая» (вот галактика, а вот

тут рядом с ней пустое пространство), но если рассматривать достаточно

большие объемы пространства, то число галактик и количество вещества всегда

будут примерно одинаковыми, и неважно, в каком месте Вселенной вы будете

производить замеры. При этом она постепенно становится все больше, и при-

мерно через 14 миллиардов лет любая отдаленная галактика из тех, что мы

наблюдаем сейчас, окажется вдвое дальше.

Мы обнаруживаем себя посреди довольно гладкого распределения галактик,

пространство между которыми расширяется, заставляя галактики отдаляться

друг от друга.4 Но если Вселенная расширяется, то куда она расширяется?

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

Никуда. Мы говорим о Вселенной, поэтому нет нужды придумывать новые

понятия в попытке осознать, куда именно она расширяется. Это Вселенная!

Она не должна быть ни во что вложена, возможно, кроме нее вообще ничего

не существует. Мы не привыкли мыслить подобным образом, потому что все

объекты, с которыми мы сталкиваемся в повседневной жизни, находятся в про-

странстве. Однако Вселенная — это и есть пространство, так что нет никакой

причины полагать, что «снаружи» может быть еще что-то.

Аналогично, у Вселенной вовсе не обязательно где-то должен быть край —

она может простираться в космос на бесконечное расстояние. Или, если уж на

то пошло, она может быть конечной и замыкаться на саму себя, как поверхность

сферы. Есть все основания полагать, что непосредственные наблюдения нико-

гда не позволят нам узнать истину. Скорость света конечна (один световой год

в год, или 300 000 километров в секунду), и с момента Большого взрыва прошло

конечное время. Глядя в космос, мы всматриваемся в прошлое. Так как Большой

взрыв случился около 14 миллиардов лет тому назад, существует абсолютный

предел того, насколько далеко назад нам удастся взглянуть.5 И что же мы видим?

Относительно однородный набор галактик (в общей сложности около 100 мил-

лиардов штук), неуклонно расширяющийся, в котором галактики стабильно

отдаляются друг от друга. Однако за пределами нашей зоны видимости дела

могут обстоять совсем по-другому.

 

Большой взрыв

Вы заметили, что я несколько раз небрежно упомянул некий Большой взрыв.

Этот термин из профессионального жаргона физиков уже давно вошел в обы-

денную речь. Но из всех сложных и запутанных аспектов современной космо-

логии именно с Большим взрывом связано наибольшее число вводящих

в заблуждение или попросту недостоверных утверждений, в том числе выска-

зываемых серьезными специалистами по космологии, которые, казалось бы,

должны разбираться в этом вопросе лучше всех. Давайте остановимся на

мгновение и посмотрим, что же нам в действительности известно, а что нет.

На больших масштабах Вселенная однородна, и она расширяется; про-

странство, разделяющее галактики, растет. Если предполагать, что число атомов

во Вселенной остается неизменным,6 то с течением времени вещество должно

становиться все более разреженным. Тем временем фотоны испытывают крас-

ное смещение, увеличивающее их длину волны и понижающее энергию, что

означает постепенное понижение температуры Вселенной. Нашу Вселенную

ожидает разреженное, холодное и одинокое будущее.

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

Однако давайте прокрутим пленку назад. Если сейчас Вселенная расши-

ряется и охлаждается, значит, в прошлом она была плотнее и горячее. Во-

обще говоря (если не учитывать некоторые тонкости, связанные с темной

энергией, о которой мы поговорим чуть позже), гравитационная сила за-

ставляет объекты притягиваться друг к другу. Таким образом, ожидается, что

мы сможем проэкстраполировать Вселенную назад во времени до более

плотного состояния, и эта экстраполяция будет надежной. Другими словами,

нет оснований ожидать какого-либо вида «отскока». Вселенная в «обратной

перемотке» будет становиться только плотнее. Тогда логично предположить,

что через какой-то конечный промежуток времени мы доберемся до момен-

та, когда Вселенная была бесконечно плотной, то есть пребывала в состоянии

сингулярности. Именно эту гипотетическую сингулярность мы и называем

Большим взрывом.7

Обратите внимание на то, что Большой взрыв — это именно момент в исто-

рии Вселенной, а не место в пространстве. Точно так же, как в современной

Вселенной не существует какой-то особой точки, определяющей центр рас-

ширения, вы не найдете и специально обозначенного места «здесь был Большой

взрыв». Общая теория относительности утверждает, что размер Вселенной

в момент сингулярности мог быть нулевым, а в любой момент после сингуляр-

ности — бесконечно большим.

Так что происходило до Большого взрыва? Многие обсуждения современ-

ной космологии на этом вопросе начинают буксовать. Вам будут часто встре-

чаться заявления вроде: «До Большого взрыва время и пространство не суще-

ствовали. Нельзя говорить, что Вселенная появилась в какой-то момент

времени, потому что самого времени до тех пор не существовало. Задаваться

вопросом, что происходило до Большого взрыва, — то же самое, что спраши-

вать, что находится к северу от Северного полюса».

Это все звучит весьма основательно и может даже быть правдой. Но может

и не быть. Истина в том, что мы этого не знаем. Правила общей теории от-

носительности позволяют сделать однозначный вывод: если во Вселенной

существуют начинка определенного типа, значит, в прошлом точно случилась

сингулярность. Однако в данном утверждении скрыто внутреннее проти-

воречие. Сингулярность сама по себе должна быть моментом, когда искрив-

ление пространства—времени и плотность вещества бесконечны; следо-

вательно, правила общей теории относительности к ней неприменимы.

Корректнее было бы говорить, что общая теория относительности предпо-

лагает не существование сингулярности, а то, что Вселенная в своем развитии

стремится к конфигурации, в которой сама теория относительности теряет

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

смысл. Это представление далеко от идеала; что-то происходит там, где общая

теория относительности предполагает сингулярности, но мы не знаем что.

Возможно, общая теория относительности неправильно описывает гра-

витационные взаимодействия, по крайней мере в контексте самого начала

Вселенной. Многие физики предполагают, что окончательно объяснить про-

исходившее при зарождении Вселенной сможет только квантовая теория

гравитации, примиряющая положения квантовой механики с идеями Эйнштей-

на об искривлении пространства—времени. Получается, что единственным

честным ответом на вопрос, что же в действительности происходило в момент

предполагаемого Большого взрыва, будет «не знаю». Мы сумеем найти ответ,

когда у нас появится надежная теоретическая основа, позволяющая описывать

экстремальные условия существования ранней Вселенной, однако пока что мы

такой теорией не располагаем.

Возможно, Вселенная до Большого взрыва действительно не существовала,

как и предполагает традиционная общая теория относительности. Но также

вполне вероятно (и мне эта точка зрения близка по причинам, о которых мы

поговорим чуть дальше), что пространство и время существовали до Большо-

го взрыва; просто то, что мы называем «взрывом», в действительности было

своеобразным переходом от одной фазы к другой. В своих изысканиях с целью

понять стрелу времени, завязанных на низкую энтропию ранней Вселенной,

мы неизменно будем возвращаться к этому вопросу. В этой книге я продолжу

использовать термин «Большой взрыв» в смысле «момента в истории ранней

Вселенной, случившегося прямо перед тем, как начали действовать правила

традиционной космологии», вне зависимости от того, как этот момент опи-

сывался бы в более полной теории, и без учета наличия или отсутствия у Все-

ленной каких-либо границ или сингулярностей.

 

Горячее однородное начало

Хоть нам и неизвестно, что происходило со Вселенной в самом начале ее жиз-

ни, мы обладаем чрезвычайно обширными познаниями о том, что происходи-

ло потом. В момент зарождения Вселенная находилась в невероятно горячем

и плотном состоянии. Затем пространство расширилось, а вещество рассредо-

точилось и охладилось, пройдя целую череду превращений. Данные, полученные

в ходе множества наблюдений, подтверждают, что от момента Большого взры-

ва нас отделяет около 14 миллиардов лет. Даже если мы не знаем в деталях, как

происходило образование Вселенной, нам известно, что это случилось за очень

короткий промежуток времени: практически всю историю Вселенной образу-

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

ют события, произошедшие уже после мистического зарождения. Следователь-

но, вполне допустимо говорить, что с момента Большого взрыва прошло

столько-то лет. Такое глобальное представление о Вселенной носит название

модели Большого взрыва; она хорошо изучена с теоретической точки зрения

и поддерживается горами эмпирических данных в противоположность гипо-

тетической сингулярности Большого взрыва, которая для нас пока что остает-

ся загадкой.

Наше представление о ранней Вселенной базируется не только на теорети-

ческой экстраполяции; мы можем применять существующие теории для фор-

мулировки предсказаний, поддающихся реальной проверке. Например, когда

Вселенной было всего около 1 минуты, она представляла собой ядерный реак-

тор, синтезирующий из протонов и нейтронов гелий и другие легкие элементы;

это был процесс, называемый первичным нуклеосинтезом. Сегодня мы наблю-

даем распространенность подобных элементов, и это превосходно согласуется

с предсказаниями модели Большого взрыва.

Мы также наблюдаем космический микроволновый фон — реликтовое

излучение. Ранняя Вселенная была не только плотной, но и очень горячей,

а горячие объекты — источники излучения. Благодаря излучению мы можем

видеть в темноте: люди (а также другие теплые объекты) испускают инфра-

красные лучи, которые можно обнаружить, если воспользоваться подходящим

датчиком; в этом заключается принцип работы очков ночного видения.

Чем теплее объект, тем более энергичным является его излучение (длина

волны короче, а частота выше). Поскольку ранняя Вселенная была чрезвы-

чайно горячей, она испускала огромное количество высокоэнергичного из-

лучения.

Более того, ранняя Вселенная была еще и непрозрачной. Она была настоль-

ко горячей, что связи между электронами и атомными ядрами не могли сфор-

мироваться; электроны свободно летали в пространстве. Фотоны часто стал-

кивались с ними и отскакивали от свободных электронов, поэтому окажись вы

там, вы не смогли бы разглядеть пальцы на своей руке. Однако в конечном

итоге температура понизилась настолько, что электроны сумели привязаться

к ядрам, да так там и остались, — этот процесс называется рекомбинацией,

и он произошел примерно через 400 000 лет после Большого взрыва. Когда это

случилось, Вселенная стала прозрачной, и свет получил возможность распро-

страняться практически беспрепятственно, чем он до сих пор и занимается.

Разумеется, на него распространяется эффект красного смещения, порождае-

мый космологическим расширением, поэтому горячее излучение периода ре-

комбинации в результате оказалось растянутым до микроволн (с длиной волны

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

около одного сантиметра), а температура Вселенной понизилась до 2,7 кель-

винов (–270,4 градуса Цельсия).

Таким образом, история эволюции Вселенной согласно модели Большого

взрыва (которую, как вы помните, не следует путать с самим загадочным мо-

ментом Большого взрыва) позволяет сделать надежное предсказание: наша

Вселенная должна быть заполнена микроволновым излучением, распростра-

няющимся во всех направлениях, — наследием тех времен, когда Вселенная

была горячей и плотной. И действительно, реликтовое излучение было обна-

ружено Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном в 1965 году в лаборатории

Белла в Холмделе, штат Нью-Джерси. Самое интересное, что они его даже не

искали — оба были радиоастрономами, которых раздражало это непонятное

фоновое излучение, от которого никак не удавалось избавиться. Раздражение,

надо сказать, несколько поутихло, когда в 1978 году им присудили Нобелевскую

премию.8 Именно открытие микроволнового фона заставило последних при-

верженцев теории стационарной Вселенной (которая утверждает, что темпе-

ратура Вселенной не меняется со временем, но постоянно появляется новая

материя) сменить точку зрения и окончательно принять модель Большого

взрыва.