Подкрутим контраст во Вселенной

Вселенная — очень простое место. Да, она действительно содержит сложные

вещи, такие как галактики, выдры и федеральные правительства, однако если

исключить всевозможные локальные особенности, то на очень больших мас-

штабах Вселенная практически везде одинакова. Ничто не иллюстрирует этот

факт лучше космического реликтового излучения. В каком бы направлении мы

ни посмотрели на небо, мы увидим микроволновое фоновое излучение, которое

выглядит абсолютно так же, как излучение объекта, невозмутимо сияющего

при некоторой фиксированной температуре — физики называют это излуче-

нием абсолютно черного тела. Однако в разных точках неба температура не-

много различается; в зависимости от направления разница может составлять

до 0,001 %. Такие изменения температуры называются анизотропиями — это

крохотные отклонения от температуры фонового излучения, которая в целом

почти одинакова по всем направлениям.

Эти отклонения температуры от среднего значения отражают небольшие

различия в плотности материи в разных местах ранней Вселенной. Заявление

о том, что ранняя Вселенная была однородной, — это не просто упрощающее

допущение; это поддающаяся проверке гипотеза, правильность которой

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

 

Рис. 3.2. Температурные анизотропии реликтового излучения, измеренные космическим

аппаратом NASA под названием Wilkinson Microwave Anisotropy Probe («Детектор анизо-

тропии реликтового излучения Вилкинсона»). В темных областях температура чуть ниже

средней, а в светлых — чуть выше. Для того чтобы разница была более очевидной, контраст-

ность этого рисунка пришлось сильно повысить

подтверждается реальными данными. В крупном масштабе Вселенная и сегод-

ня однородна. Однако для того чтобы утверждать это, необходимо взять дей-

ствительно очень большой масштаб — 300 миллионов световых лет или около

того. На более мелких масштабах, таких как размер галактики, или Солнечной

системы, или вашей кухни, Вселенная, конечно же, состоит из сплошных не-

ровностей. Но так было не всегда. В начале времен даже на самых мелких

масштабах наблюдалась поразительная однородность. Куда же она делась?

Ответ кроется в гравитационной силе, которая выкручивает ручку регули-

ровки контраста нашей Вселенной. В областях, где материи чуть больше, чем

в среднем по Вселенной, действуют силы гравитации, притягивающие объекты

друг к другу; из более разреженных областей материя растекается, стремясь

к более плотным. Благодаря этому процессу — эволюции структур во Вселен-

ной — крохотные изначальные флуктуации в реликтовом излучении превра-

щаются в галактики и структуры, которые мы наблюдаем сегодня.

Представьте себе, что мы живем во Вселенной, очень похожей на нашу и с та-

ким же распределением галактик и кластеров, только эта Вселенная не расширя-

ется, а, наоборот, сжимается. Можно ли утверждать, что по ходу сжатия этой

воображаемой Вселенной галактики в ней станут сглаживаться, создавая одно-

родную плазму, которую можно наблюдать в прошлом нашей настоящей (рас-

ширяющейся) Вселенной? Вовсе нет. Ручка регулировки контраста все равно

будет поворачиваться в сторону увеличения, несмотря на сжатие Вселенной,

а черные дыры и другие массивные объекты будут втягивать в себя вещество из

окружающих регионов. Рост структур — это необратимый процесс, который

естественным образом происходит по мере того, как мы двигаемся в будущее,

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

и не зависит от того, расширяется Вселенная или сжимается; он соответствует

увеличению энтропии. Таким образом, относительная однородность ранней

Вселенной, которую превосходно иллюстрирует изображение реликтового из-

лучения, отражает низкую энтропию тех далеких времен.

 

Вселенная не стационарна

Как только вы соглашаетесь с идеей о том, что наша Вселенная, по сути, одно-

родна и расширяется с течением времени, модель Большого взрыва начинает

казаться вполне достоверным отражением реальности. Всего лишь отведите

стрелки часов назад, и вы вернетесь к горячему плотному началу. Принципи-

альную основу концепции расширяющейся Вселенной сформулировал в конце

1920-х годов Джордж Леметр, бельгийский католический священник, который,

до того как получить степень доктора наук в Массачусетском технологическом

институте, обучался в Кембридже и Гарварде.9 (Кстати, несмотря на очевидный

соблазн, Леметр, окрестивший начало Вселенной «первоатомом», не стал

делать никаких теологических выводов из сформулированной им космологи-

ческой модели.)

Однако модель Большого взрыва демонстрирует любопытную асимметрию,

которая, впрочем, теперь уже не должна нас удивлять: кардинальное отличие

времени от пространства. Идею о том, что материя на крупных масштабах

однообразна, можно развить до «космологического принципа»: во Вселенной

нет никаких «особенных» мест. Однако очевидно, что особенное время во

Вселенной все же имеется: это момент Большого взрыва.

Некоторые специалисты по космологии, работавшие в середине прошлого

столетия, считали такое явное неравенство — пространство однообразно,

а время неоднородно — серьезным недостатком модели Большого взрыва

и поставили себе целью разработать альтернативную модель. В 1948 году три

ведущих астрофизика — Германн Бонди, Томас Голд и Фрейд Хойл — пред-

ложили модель стационарной Вселенной.10 Их теория базировалась на «иде-

альном космологическом принципе» — утверждении, что во Вселенной нет

ни особенных мест, ни особенного времени. В частности, они утверждали, что

Вселенная в прошлом не была ни горячее, ни плотнее, чем сегодня.

Пионеры теории стационарной Вселенной (в отличие от некоторых более

поздних последователей) не были дремучими чудаками. Они знали, что Хаббл

установил факт расширения Вселенной, и учитывали полученные им данные.

Так каким образом Вселенная может расширяться, не разрежаясь и не остывая?

Согласно теории стационарной Вселенной, в пространстве между галактиками

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

происходит непрерывное рождение новой материи ровно в таком количестве,

чтобы компенсировать расширение Вселенной (на самом деле много и не надо:

примерно один атом водорода на кубический метр каждый миллиард лет, так

что не стоит опасаться, что ваша гостиная может внезапно переполниться

материей). Рождение вещества происходит не само по себе; Хойл изобрел

новый тип поля — C-поле, которое, как он надеялся, объяснит фокус с новым

веществом, однако его идея так никогда и не завоевала популярности среди

физиков.

С нашей пресыщенной современной точки зрения модель стационарной

Вселенной производит впечатление некой сверхструктуры, базирующейся на

весьма хрупких философских допущениях. Но точно так же выглядели многие

великие теории до того, как столкнуться с суровой действительностью реаль-

ных данных. Формулируя общую теорию относительности, Эйнштейн опре-

деленно опирался на собственные философские предпочтения. Однако в от-

личие от общей теории относительности модель стационарной Вселенной не

выдержала проверки фактическими данными.11 Последнее, чего можно ожидать

от модели, в которой температура Вселенной остается постоянной, — это

объяснения реликтового излучения, явно указывающее на горячее начало. По-

сле того как Пензиас и Уилсон обнаружили фоновое микроволновое излучение,

поддержка теории стационарной Вселенной быстро сошла на нет, хотя не-

большая гвардия убежденных последователей по сей день продолжает изобре-

тать самые замысловатые способы избежать наиболее логичных и очевидных

способов интерпретации данных.

Как бы то ни было, размышления о модели стационарной Вселенной за-

ставляют по-настоящему прочувствовать ошеломляющую природу времени

в модели Большого взрыва. Несомненно, в космологии стационарной Вселен-

ной точно так же существует стрела времени: энтропия безгранично увеличи-

вается в одном и том же направлении, сейчас и во веки веков. Однако если

взяться за дело серьезно, то станет очевидно, что проблема объяснения низкой

начальной энтропии в стационарной Вселенной бесконечно тяжела. Какими

бы ни были начальные данные, они должны быть наложены бесконечно давно

в прошлом, и энтропия любой системы конечного размера на сегодняшний

день была бы бесконечно велика. Задайся космологи целью достоверно объ-

яснить низкую энтропию ранней Вселенной, модель стационарной Вселенной

моментально потерпела бы крах.

В картине, рисуемой моделью Большого взрыва, дела обстоят более опти-

мистично. Мы все еще не знаем, почему у ранней Вселенной была низкая эн-

тропия, однако, по крайней мере, нам известно, о каком именно периоде идет

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

речь. В интересующем нас состоянии Вселенная находилась 14 миллиардов лет

тому назад, и ее энтропия была мала, но не равна нулю. В отличие от модели

стационарной Вселенной в контексте Большого взрыва мы можем точно указать,

где (хотя в действительности когда) находится проблема. К сожалению, до тех

пор пока у нас на руках не будет универсальной космологической теории, объ-

ясняющей все на свете, мы не сможем утверждать, действительно ли это огром-

ный шаг вперед по сравнению с моделью стабильного состояния.

 

Она ускоряется

Мы очень много знаем об эволюции Вселенной за последние 14 миллиардов

лет. А что же будет дальше?

Прямо сейчас Вселенная расширяется, становясь все более холодной и раз-

реженной. Многие годы проблемы космологии концентрировались вокруг

одного главного вопроса: «Будет ли расширение продолжаться вечно или од-

нажды Вселенная достигнет максимального размера и примется сжиматься

навстречу к Большому коллапсу и концу времен?» Споры вокруг относитель-

ных достоинств каждой из альтернатив стали любимой игрой космологов

практически с того самого момента, как мир узнал об общей теории относи-

тельности. Сам Эйнштейн склонялся к мнению, что Вселенная конечна как

с точки зрения пространства, так и с точки зрения времени, и поддерживал

идею о неизбежном коллапсе. Леметр же, наоборот, отдавал предпочтение идее

бесконечной Вселенной, в которой процессы охлаждения и расширения будут

вечными: лед, а не пламя.

Провести измерения, которые позволили бы эмпирическим способом вы-

брать из двух теорий единственно верную, оказалось неожиданно сложно.

Общая теория относительности позволяет с определенностью заявить: в то

время как Вселенная расширяется, гравитационная сила притягивает галакти-

ки друг к другу, замедляя расширение. Вопрос, по сути, заключался в том, до-

статочно ли во Вселенной материи для того, чтобы сжатие на самом деле слу-

чилось, или же Вселенная будет вечно потихоньку расширяться? Долгие годы

этот вопрос оставался без ответа: наблюдения показывали, что материи во

Вселенной почти достаточно для того, чтобы обратить процесс и заменить

расширение сжатием, — почти, но все же не совсем.

Прорыв случился в 1998 году, причем благодаря совершенно иному методу.

Казалось бы, вместо того чтобы измерять общую массу вещества во Вселенной

и сравнивать результат с теоретическими прогнозами — хватит ли ее, чтобы

обратить расширение Вселенной, можно измерить, насколько быстро расши-

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

рение замедляется. Однако, как всегда, гораздо проще сказать, чем сделать. По

сути, нужно было повторить исследования Хаббла — измерить расстояния

и видимые скорости галактик, а затем установить взаимосвязь между этими

величинами, но с гораздо большей точностью и для огромнейших дистанций.

В конечном итоге была выбрана техника, основанная на поиске сверхновых

типа Ia — взрывающихся звезд, примечательных не только чрезвычайной яр-

костью (и потому заметных на космологических расстояниях), но и тем, что

яркость этих звезд всегда одинакова (за счет чего видимую яркость можно

использовать для оценки расстояния до сверхновой).12

Этот нелегкий труд взяли на себя две команды: одна под управлением Сола

Перлмуттера из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, а вто-

рая во главе с Брайаном Шмидтом из австралийской обсерватории Маунт-

Стромло. Группа Перлмуттера, которую составляли ученые, занимающиеся

физикой элементарных частиц и увлекшиеся исследованием вопросов космо-

логии, начала работу раньше и первой успешно применила технику поиска

сверхновых, несмотря на изрядный скептицизм публики. В группе Шмидта

были эксперты по астрономии сверхновых; она стартовала чуть позже, но

сумела наверстать упущенное. Команды трудились в духе дружеского (а иногда

не очень) соперничества, внеся каждая со своей стороны неоценимый вклад

в исследование, и слава авторов одного из величайших достижений в области

исследования космоса по праву принадлежит обеим.

Между прочим, с Брайаном Шмидтом мы вместе учились в аспирантуре

Гарварда в начале 1990-х годов. Я был теоретиком-идеалистом, а он — прагма-

тичным наблюдателем. В те дни, когда технология крупномасштабных иссле-

дований космоса находилась в зачаточном состоянии, принято было считать,

что измерение космологических параметров — мартышкин труд. Считалось,

что эта бесплодная затея заранее обречена на провал из-за огромного количе-

ства неопределенностей, которые не позволят определить размер и форму

Вселенной с точностью, хотя бы немного приближенной к желаемой. Мы

с Брайаном поспорили, удастся ли ученым точно оценить общую плотность

вещества во Вселенной в ближайшие двадцать лет. Я сказал, что это реально;

Брайан утверждал, что ничего не получится. В то время мы были аспирантами

без цента в кармане, однако все же скинулись и купили маленькую бутылочку

марочного портвейна, договорившись спрятать его в секретном месте и хранить

там двадцать лет, пока не станет ясно, кто победил. К счастью для нас обоих,

мы узнали правильный ответ задолго до назначенного срока; я выиграл пари,

и в немалой степени благодаря труду самого Брайана. Мы распили бутылку

портвейна на крыше гарвардского Куинси Хауса в 2005 году.

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

Результат оказался шокирующим: Вселенная вообще не замедляется. На самом

деле она ускоряется. Если бы вы измерили видимую скорость разбегания галак-

тик, а затем (гипотетически) вернулись через миллиард лет, чтобы повторить

измерения, вы бы обнаружили, что скорость увеличилась.13 Как это может быть

согласовано с предсказаниями общей теории относительности о том, что Все-

ленная должна замедляться? Как и в большинстве других подобных предсказаний,

здесь играют большую роль неявные допущения. В данном случае мы предпо-

лагали, что основной источник энергии во Вселенной — вещество.

 

 

Рис. 3.3. Ускоряющаяся Вселенная

 

Для космолога вещество — это «любая группа частиц, каждая из которых

движется со скоростью, намного меньшей скорости света» (если скорость

частиц близка к скорости света, то космологи называют их излучением, неза-

висимо от того, идет речь об электромагнитном излучении в привычном по-

нимании или нет). Эйнштейн уже давно открыл нам глаза на то, что частицы

обладают энергией, даже когда совсем не движутся: формула E = mc 2 означает,

что энергия абсолютно неподвижной, но обладающей массой частицы равна

ее массе, умноженной на скорость света в квадрате. Для нашего текущего об-

суждения важнее всего то, что по мере расширения Вселенной вещество раз-

реживается.14 Общая теория относительности в действительности утверждает,

что процесс расширения должен замедляться лишь в том случае, если энергия

рассредоточивается. Если это не так — если плотность энергии, то есть вели-

чина энергии в каждом кубическом сантиметре или кубическом световом году

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

пространства остается примерно постоянной, тогда эта энергия придает по-

стоянный импульс расширению Вселенной, и, следовательно, Вселенная уско-

ряется.

В действительности, конечно же, возможно, что общая теория относитель-

ности неправильно описывает гравитацию на космологических масштабах,

и физики очень серьезно рассматривают такую возможность. Однако куда

более вероятно, что общая теория относительности верна, а наблюдения сви-

детельствуют о том, что большая часть энергии во Вселенной существует во-

обще не в форме «вещества», а в форме какого-то поразительно упрямого

неизвестно чего, которое не разреживается, даже когда пространство расши-

ряется. Мы дали этому загадочному «неизвестно чему» название «темная

энергия», и природа темной энергии — одна из любимейших тем исследования

современных космологов, как теоретиков, так и экспериментаторов.

О темной энергии нам известно не очень много, однако мы знаем две глав-

ные вещи: она почти постоянна в пространстве (один и тот же объем энергии

в любом произвольном месте) и также имеет постоянную по времени плотность

(одинаковый объем энергии на кубический сантиметр в любой момент време-

ни). Таким образом, простейшая из возможных моделей темной энергии

включает абсолютно постоянную плотность энергии в любой точке простран-

ства и времени. В действительности эта идея не нова, ее высказывал еще Эйн-

штейн. Он называл эту величину космологической постоянной, а сегодня мы

зачастую используем термин «энергия вакуума». (Некоторые люди могут

заявлять, что энергия вакуума и космологическая постоянная — это разные

вещи. Не верьте им. Единственное различие заключается в том, в какую часть

уравнения ее поставить, а это не играет никакой роли.)

Итак, о чем мы говорим? Мы предполагаем, что в каждом кубическом сан-

тиметре пространства — в безлюдном неприветливом космосе, или в центре

Солнца, или прямо перед вашим носом — содержится определенная энергия

в дополнение к энергии частиц, фотонов и других вещей, реально присутству-

ющих в этом маленьком кубике. Она называется энергией вакуума, потому что

присутствует даже в вакууме, в совершенно пустом пространстве. Это мини-

мальный объем энергии, присущий полотну самого пространства—времени.15

Энергию вакуума невозможно почувствовать, ее невозможно увидеть, с ней

нельзя ничего сделать, и все же она есть. И мы знаем о ее существовании, по-

тому что она оказывает решающее воздействие на Вселенную, заставляя дале-

кие галактики убегать от нас все быстрее и быстрее.

В отличие от силы притяжения, создаваемой обычным веществом, энергия

вакуума не притягивает, а отталкивает вещи друг от друга. Эйнштейн, впервые

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

предложивший идею космологической постоянной в 1917 году, в действитель-

ности стремился объяснить существование статической Вселенной, в которой

ни расширения, ни сжатия не происходит. И это не было необоснованным

философским позерством — ничего другого для понимания устройства Все-

ленной астрономия тех дней предложить не могла, а Хаббл открыл расширение

Вселенной только в 1929 году. Таким образом, Эйнштейн представлял себе

Вселенную как место, где притяжение галактик и отталкивание, связанное

с космологической постоянной, находятся в хрупком равновесии. Услышав об

открытии Хаббла, он пожалел, что вообще придумал эту космологическую

постоянную: не поддайся он искушению, Эйнштейн мог бы предсказать рас-

ширение Вселенной задолго до фактического обнаружения этого явления.

 

Загадка энергии вакуума

В теоретической физике, если уж какое-то понятие было обнаружено, закрыть

его обратно совсем непросто. Космологическая постоянная — это то же самое,

что энергия вакуума, энергия пустого пространства самого по себе. Вопрос не

в том, можно ли считать энергию вакуума хорошо определенным понятием,

а в том, насколько большой должна быть энергия вакуума.

Современная квантовая механика описывает вакуум вовсе не как пустое

скучное пространство; оно бурлит жизнью — его населяют виртуальные ча-

стицы. Одним из фундаментальных принципов квантовой механики является

принцип неопределенности Вернера Гейзенберга: ни в какой системе невоз-

можно зафиксировать наблюдаемые характеристики с идеальной точностью

в одном-единственном уникальном состоянии, и к пустому пространству это

тоже относится. Если пристально вглядеться в пустое пространство, мы увидим

то и дело появляющиеся и исчезающие частицы, представляющие собой кван-

товые флуктуации самого вакуума. Никакой особенной загадки в виртуальных

частицах не кроется, это не гипотетические частицы — они действительно

существуют, и они оказывают поддающееся измерению воздействие, которое

много раз наблюдали ученые, занимающиеся физикой элементарных частиц.

Виртуальные частицы обладают энергией, которая вносит свой вклад в кос-

мологическую постоянную. Для того чтобы приблизительно понять, чему

должна быть равна космологическая постоянная, можно просуммировать

вклады всех подобных частиц. Однако было бы неправильно учитывать вклады

частиц с произвольно высокой энергией. Нашего традиционного понимания

физики элементарных частиц недостаточно для описания высокоэнергетических

событий: в какой-то момент приходится принимать во внимание эффекты

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

квантовой гравитации, объединяющей положения общей теории относитель-

ности и квантовой механики, а эта теория на сегодняшний день пока еще раз-

работана не до конца.

Итак, вместо того чтобы апеллировать к правильной теории квантовой

гравитации, которой у нас пока что нет, мы можем просто посмотреть, какой

вклад в энергию вакуума вносят виртуальные частицы с энергией меньше по-

рогового значения, за которым важную роль начинает играть квантовая грави-

тация. Этот порог носит название энергии Планка в честь немецкого физика

Макса Планка, одного из пионеров квантовой теории, и равен приблизительно

двум миллиардам джоулей (обычная единица измерения энергии).16 Попро-

буем суммировать энергию всех виртуальных частиц, энергия которых лежит

в диапазоне от нуля до энергии Планка, а затем скрестим пальцы и проверим,

совпадет ли полученное значение с фактически наблюдаемой энергией вакуума.

Нас ждет абсолютное фиаско. Наша тривиальная прикидка значения энергии

вакуума дает приблизительно 10105 джоулей на кубический сантиметр. Это

очень много энергии вакуума. Результаты наблюдений показывают, что энергия

одного кубического сантиметра — около 10–15 джоулей. Таким образом, наша

оценка превышает экспериментальное значение в 10120 раз — это единица

со 120 нулями. Вряд ли такое можно списать на ошибку эксперимента. Эту

разницу называют величайшим расхождением между теоретическими ожида-

ниями и экспериментальной реальностью за всю историю науки. Для сравнения:

общее число частиц в наблюдаемой Вселенной — около 1088; число песчинок

на всех пляжах Земли — примерно 1020.

Тот факт, что энергия вакуума оказывается намного меньше ожидаемой,

представляет серьезную проблему — «проблему космологической постоян-

ной». Однако существует и другая проблема: «проблема совпадения».

Вспомните, что энергия вакуума по мере расширения Вселенной сохраняет

постоянную плотность (то есть объем энергии в одном кубическом санти-

метре не меняется), хотя плотность вещества уменьшается. Сегодня они не

сильно различаются: на долю вещества приходится около 25 % энергии Все-

ленной, а энергия вакуума составляет оставшиеся 75 %. Однако соотношение

существенно меняется, так как с расширением Вселенной плотность вещества

уменьшается, а энергия вакуума нет. Во времена рекомбинации, например,

плотность энергии вещества в миллиард раз превышала плотность энергии

вакуума. Таким образом, тот факт, что сегодня эти величины находятся на

сравнимом уровне — уникальный момент в истории! — действительно со-

здает впечатление незаурядного совпадения. Никто не знает, почему так

произошло.

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

В нашем теоретическом понимании энергии вакуума есть огромный пробел.

Если отбросить в сторону переживания на тему того, почему энергия вакуума

так мала, а ее плотность сравнима с плотностью энергии вещества, то на руках

у нас останется феноменологическая модель, прекрасно объясняющая экспе-

риментальные данные. (Точно так же, как Карно и Клаузиусу не нужно было

ничего знать об атомах, чтобы делать полезные выводы об энтропии, нам не

обязательно понимать происхождение энергии вакуума, чтобы увидеть, как

она влияет на расширение Вселенной.) Первые непосредственные свидетель-

ства существования темной энергии были получены при наблюдении сверх-

новых в 1998 году, и с тех пор суть картины была независимо подтверждена

множеством разнообразных методов. Либо Вселенная ускоряется от легкого

воздействия энергии вакуума, либо происходит нечто еще более драматичное

и загадочное.

 

Глубочайшее будущее

Насколько мы можем судить, плотность энергии вакуума по мере расширения

Вселенной не меняется (возможно, меняется, но чрезвычайно медленно, и мы

пока не смогли измерить изменения — это важнейшая цель современной эм-

пирической космологии). Мы недостаточно хорошо изучили энергию вакуума,

чтобы судить, как она будет вести себя в безгранично далеком будущем, однако

очевидное первое предположение состоит в том, что она просто-напросто

навсегда останется на текущем уровне.

Если это и правда так, и энергия вакуума будет нашим вечным спутником,

то предсказать даже самое далекое будущее нашей Вселенной несложно. В де-

талях возможны интересные неожиданности, но общая картина относительно

проста.17 Вселенная продолжит расширяться, охлаждаться и становиться все

более и более разреженной. Далекие галактики будут убегать от нас все быстрее,

а их красное смещение будет только увеличиваться. Промежутки времени

между фотонами, прилетевшими к нам оттуда, будет становиться все больше,

и в конце концов галактики исчезнут из виду. Во всей обозримой Вселенной

не останется ничего, кроме нашей локальной группы галактик, связанных силой

притяжения.

Галактики не вечны. Принадлежащие им звезды выжигают свои запасы

ядерного топлива и умирают. Оставшиеся газ и пыль могут дать жизнь новым

звездам, но рано или поздно будет достигнута точка убывающего плодородия,

после чего все звезды в галактике умрут. Останутся только белые карлики

(звезды, которые когда-то сияли, но теперь у них не осталось топлива), корич-

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

невые карлики (звезды, которые вообще никогда не сияли) и нейтронные

звезды (которые раньше были белыми карликами, но под воздействием грави-

тации сколлапсировали). Эти объекты сами по себе могут быть стабильными

или нет; наши текущие теоретические догадки говорят о том, что составляющие

их протоны и нейтроны не могут быть идеально стабильными и в конечном

итоге распадутся на более легкие частицы. Если это так (а надо признаться, что

уверенности в этом нет), то разнообразные формы мертвых звезд со временем

рассеются, превратившись в разреженный газ из частиц, разбегающихся в ни-

куда. Это произойдет нескоро; считается, что от описанных событий нас от-

деляет примерно 1040 лет. Для сравнения: возраст текущей Вселенной — око-

ло 1010 лет.

Помимо звезд, существуют также черные дыры. У большинства крупных

галактик, включая нашу, в центре находятся гигантские черные дыры. В га-

лактике, сравнимой по размеру с Млечным Путем и состоящей приблизи-

тельно из 100 миллиардов звезд, масса черной дыры может превышать массу

Солнца в несколько миллионов раз — невероятно много по сравнению

с любой обычной звездой. По сравнению же с целой галактикой черная дыра

невелика, но все же она продолжит расти, проглатывая любые горемычные

звезды, которым не посчастливится в нее упасть. В конце концов звезд не

останется. К этому моменту сама черная дыра начнет испаряться, испуская

в пространство элементарные частицы. Это — потрясающее открытие Сти-

вена Хокинга, которое он сделал в 1976 году. Мы подробнее поговорим об

этом в главе 12: черные дыры совсем не такие черные. Они постоянно ис-

пускают частицы в окружающее их пространство, в процессе медленно теряя

энергию, — благодаря квантовым флуктуациям, от которых никуда не деться.

Если подождать достаточно долго — я имею в виду 10100 лет или около того, —

то даже сверхмассивные черные дыры в центрах галактик испарятся, не

оставив после себя и следа.

Как я уже говорил выше, в деталях могут быть определенные расхождения,

но в целом картина долговременного прогноза остается неизменной. Прочие

галактики убегают от нас и исчезают; наша галактика развивается и проходит

через несколько различных стадий. В любом случае итог предопределен: жид-

кая кашица частиц, растворяющихся и исчезающих навсегда. В очень отдален-

ном будущем Вселенная снова станет чрезвычайно простым местом: она будет

абсолютно пустой, настолько пустой, насколько вообще может быть пустым

пространство. Это диаметральная противоположность горячему и плотному

изначальному состоянию Вселенной; яркое космологическое проявление

стрелы времени.

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

Энтропия Вселенной

Немало часов напряженных размышлений теоретические физики посвятили

вопросу о том, почему Вселенная развивается именно так, как она это делает,

а не по-другому. Определенно нельзя исключать возможность, что ответа на

этот вопрос вовсе не существует; Вселенная такая, какая она есть, и, кроме как

смириться с этим, ничего поделать невозможно. И все же мы безо всяких на то

оснований продолжаем надеяться, что сможем добиться большего, чем просто

принять ее как данность, — что мы сможем объяснить ее.

Если предположить идеальное знание законов физики, то вопрос «Почему

Вселенная развивалась именно так?» сводится к вопросу «Почему начальные

условия Вселенной оказались именно такими?». Однако вторая формулировка

опять неявно подразумевает, что время несимметрично и у прошлого есть

определенное превосходство над будущим. Если наше представление о фунда-

ментальных микроскопических законах природы верно, то мы можем взять

состояние Вселенной в любой момент времени и, отталкиваясь от него, описать

как прошлое, так и будущее. Таким образом, правильнее будет говорить, что

наша задача заключается в том, чтобы разобраться, что же считать естественной

историей Вселенной в целом.18 Космологи традиционно недооценивают зна-

чимость стрелы времени, и здесь скрывается определенная ирония, так как это,

возможно, самый явный и очевидный факт, относящийся к эволюции Вселенной.

Больцман отстаивал (и был совершенно прав) существование в прошлом гра-

ничного условия с низкой энтропией. При этом он ничего не знал об общей

теории относительности, квантовой механике и даже существовании других

галактик. Серьезный подход к вопросу энтропии помогает нам взглянуть на

космологию в новом свете, благодаря чему мы можем сложить несколько голо-

воломок, над которыми человечество бьется уже очень давно.

Однако для начала нужно более четко определиться, что же мы подразуме-

ваем под энтропией Вселенной. В главе 13 мы во всех подробностях обсудим

эволюцию энтропии обозримой Вселенной, однако на простейшем уровне дело

обстоит следующим образом.

1. В ранней Вселенной, до того как произошло формирование структур, грави-

тация почти не влияла на энтропию. Вселенная была похожа на контейнер

с газом, и для вычисления ее энтропии можно было применять привычные

формулы термодинамики. Общая энтропия в пространстве, соответствующем

обозримой Вселенной, составляла около 1088 в ранние моменты времени.

2. К моменту, когда мы достигли текущей стадии эволюции, роль гравитации

значительно возросла. Для этого режима в нашем арсенале нет точной

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

формулы, однако мы можем получить неплохую оценку для полной энтро-

пии, всего лишь сложив вклады черных дыр (которые обладают громадной

энтропией). Энтропия одной сверхмассивной черной дыры порядка 1090,

а в наблюдаемой Вселенной примерно 1011 подобных черных дыр; полная

энтропия на сегодняшний день, таким образом, составляет приблизитель-

но 10101.

3. Однако на этом история далеко не заканчивается. Если взять все вещество

в наблюдаемой Вселенной и поместить его в одну черную дыру, ее энтропия

составит 10120. Можно считать эту величину максимально возможным зна-

чением энтропии, которого можно добиться путем перестановки вещества

во Вселенной, и именно в этом направлении все и развивается.19

Задача, стоящая перед нами, — объяснить эту историю, и в частности по-

чему энтропия раннего состояния (1088) настолько ниже максимально воз-

можной энтропии (10120)? Обратите внимание на то, что первое число во

много-много раз меньше второго; впечатление, что они почти одинаковы,

создается исключительно благодаря магии краткой записи больших чисел.

Хорошие новости заключаются в том, что модель Большого взрыва по

крайней мере предоставляет контекст, в котором возможно разумно подойти

к поиску ответа на данный вопрос. Во времена Больцмана, до того как люди

узнали об общей теории относительности и расширении Вселенной, загадка

энтропии была куда сложнее хотя бы потому, что не существовало такого со-

бытия, как «начало Вселенной» (или хотя бы «начало обозримой Вселенной»).

В противоположность этому сейчас мы в состоянии точно указать на время,

когда энтропия была наименьшей, а также на конкретную форму того состоя-

ния, когда наблюдалась низкая энтропия. Это решающий шаг в попытке объ-

яснить, почему все было так, а не иначе.

Возможно, конечно, что фундаментальные законы физики необратимы (хотя

чуть позже мы приведем аргументы против). Однако если они все-таки обра-

тимы, то низкая энтропия нашей Вселенной в момент Большого взрыва и око-

ло того оставляет нам, по сути, два основных варианта.

1. Большой взрыв действительно был началом Вселенной, моментом, когда

появилось время. Это объясняется тем, что истинные законы физики раз-

решают существование границы пространства—времени, или тем, что

«время» в нашем понимании — на самом деле всего лишь приближение,

теряющее достоверность в окрестности Большого взрыва. В любом случае

в самом начале у Вселенной была низкая энтропия по причинам, лежащим

далеко за пределами динамических законов природы. И тогда нам требует-

ся новый, независимый принцип, чтобы объяснить начальное состояние.

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

2. Такой вещи, как «изначальное состояние», не существует, потому что

время вечно. При таком допущении то, что мы представляем себе как Боль-

шой взрыв, — это не начало Вселенной, хотя, несомненно, данное событие

сыграло важную роль в истории нашей локальной области. Наблюдаемый

нами отрезок пространства—времени должен быть каким-то образом

вложен в большую картину. И способ этого вложения должен объяснить,

почему энтропия была так низка на одном краю времени, не накладывая

при этом никаких специальных условий на глобальное описание.

Какой из двух вариантов точнее описывает реальный мир, мы пока не знаем.

Признаюсь честно, мне больше по душе второй вариант, ведь гораздо элегант-

нее выглядит история, в котором мир становится практически неизбежным

результатом действия целой группы динамических законов и не требует до-

полнительного принципа, разъясняющего, почему он появился именно в таком

виде. Для того чтобы превратить этот призрачный сценарий в достоверную

космологическую модель, нам придется использовать в своих интересах зага-

дочную энергию вакуума, которая господствует в нашей Вселенной. Однако

мы не сможем этого сделать, пока не разберемся окончательно в искривлении

пространства—времени и теории относительности. Пожалуй, этим стоит за-

няться прямо сейчас.

 

Примечания

 

 

 

«Жаркие споры» в данном случае — совсем не образное выражение; «Большой спор»

между астрономами Харлоу Шепли и Гербером Кёртисом случился в 1920 году в Смит-

соновском институте в Вашингтоне, США. Позиция Шепли заключалась в том, что

Млечный Путь — это и есть вся Вселенная, тогда как Кёртис утверждал, что туманности

(по крайней мере некоторые, в частности Туманность Андромеды М31) сами по себе яв-

ляются отдельными галактиками. Хотя в итоге Шепли оказался на проигравшей стороне

в этих великих дебатах, он был абсолютно прав, утверждая, что Солнце находится не

в центре Млечного Пути.

Это небольшая поэтическая вольность. Как мы узнаем позже, космологическое красное

смещение принципиально отличается от эффекта Доплера, несмотря на кажущееся

сходство. Причина красного смещения — расширение пространства, через которое

движется свет, тогда как эффект Доплера создают объекты, движущиеся сквозь про-

странство.

Десятилетия героического труда не пропали даром — современным астрономам

наконец-то удалось зафиксировать точное значение этого важного космологического

параметра: 72 км/с за мегапарсек (Freedman, W. L. et al. Final Results from the Hubble

Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant // Astrophysical J., 2001, vol.

553, No. 1, P. 47–72). Это означает, что каждому миллиону парсеков, отделяющих нас

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

 

 

 

 

 

 

от какой-либо галактики, соответствует видимая скорость удаления, равная 72 км/с.

Для сравнения: текущий размер наблюдаемой Вселенной — около 28 миллиардов

парсеков. Парсек равен приблизительно 3,26 светового года, или 30 триллионам кило-

метров.

Строго говоря, в этой фразе не хватает уточнения, что речь идет о галактиках, разнесен-

ных на достаточное расстояние. Соседние галактики под действием взаимного гравита-

ционного притяжения могут объединяться в пары, группы или скопления. Такие струк-

туры, как и любые другие связанные системы, не расширяются вместе со Вселенной;

принято говорить, что они «вырвались из потока Хаббла».

Согласен, это утверждение может показаться спорным. Всего лишь две сноски назад

я сообщил, что диаметр обозримой Вселенной составляет «28 миллиардов парсеков».

С момента Большого взрыва прошло 14 миллиардов лет, поэтому, казалось бы, логично

предположить, что нас от края обозримой Вселенной отделяет 14 миллиардов световых

лет. Умножая на два, получаем, что диаметр Вселенной — 28 миллиардов лет, или около

9 миллиардов парсеков, так? Или где-то вкралась опечатка? Как эти данные согласуются

между собой? На самом деле оценку расстояний сильно усложняет тот факт, что Вселен-

ная расширяется, и этот процесс непрерывно ускоряется благодаря темной энергии.

В настоящее время самые удаленные галактики в нашей обозримой Вселенной находятся

от нас гораздо дальше, чем в 14 миллиардах световых лет. Если выполнить все необходимые

вычисления, то станет понятно, что расстояние от нас до самой далекой точки, когда-

либо принадлежавшей обозримой части Вселенной, сейчас составляет около 46 милли-

ардов световых лет, или 14 миллиардов парсеков.

Хочу особо подчеркнуть: заявление о том, что частицы не рождаются из пустого про-

странства, — это всего лишь предположение, хотя и достаточно обоснованное, по край-

ней мере в современной Вселенной. (Позже мы узнаем, что в ускоряющейся Вселенной,

в ходе процесса, аналогичного излучению Хокинга в окрестности черных дыр, частицы

могут возникать из вакуума, хотя и крайне редко.) Бытовавшая некогда теория стацио-

нарной Вселенной основывалась на противоположном предположении, но ей веры нет:

для того чтобы она реально работала (хотя в действительности этого никогда не было),

ее последователям пришлось выдумать несколько новых типов физических процессов.

Для того чтобы соблюсти должную точность, следует отметить, что термин «Большой

взрыв» употребляют в двух разных значениях. Один из них мы только что рассмотрели:

Большим взрывом зовется гипотетический момент бесконечной плотности в самом на-

чале существования Вселенной или, по крайней мере, состояние Вселенной, когда она

была очень, очень близка к этому моменту. Однако мы также говорим о модели Большого

взрыва, представляющей собой общий формализм описания расширяющейся Вселенной

от горячего плотного состояния в соответствии с правилами общей теории относитель-

ности (при этом слово «модель» мы иногда опускаем). Вам может попасться на глаза

газетная статья, рассказывающая, как специалисты по космологии «тестируют предска-

зания Большого взрыва». Но невозможно проверить предсказания какого-то момента во

времени, можно лишь протестировать предсказания модели. Таким образом, эти два

понятия достаточно независимы. Позднее в этой книге мы приведем доводы, что полная

теория Вселенной должна предложить что-то более совершенное вместо привычной

сингулярности Большого взрыва, но модель Большого взрыва, описывающая развитие

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

 

 

 

 

 

 

Вселенной на протяжении последних 14 миллиардов лет, обоснована, подтверждена

и никуда не денется.

История открытия реликтового излучения полна недоразумений. Георгий Гамов, Ральф

Альфер и Роберт Херман в конце 1940-х — начале 1950-х годов написали серию статей,

в которых со всей очевидностью предсказывали существование реликтового микровол-

нового излучения, доставшегося нам в наследство от Большого взрыва, однако об этих

работах впоследствии каким-то образом забыли. В 1960-е годы Роберт Дик в Принстон-

ском университете, а также Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков в Советском Союзе

независимо друг от друга заявили о существовании и возможности обнаружения такого

излучения. Дик даже собрал группу талантливых молодых космологов (включая Дэвида

Уилкинсона и Филлипа Пиблса, которые сегодня по праву считаются ведущими специали-

стами в этой области), для того чтобы построить антенну и самостоятельно заняться

поисками фонового излучения. Их опередили находящиеся всего в нескольких милях

Пензиас и Уилсон, которые к тому же даже не подозревали о работе, проводимой моло-

дыми учеными. Гамов скончался в 1968 году, и до сих пор остается загадкой, почему

предсказания Альфера и Хермана не были отмечены Нобелевской премией. Они изложи-

ли свое видение истории в совместной книге «Genesis of the Big Bang» (Alpher and Herman,

Oxford: Oxford University Press, 2001). В 2006 году премию получили Джон Мазер

и Джордж Смут за измерение спектра и температурной анизотропии реликтового из-

лучения. Они использовали спутник NASA под названием COBE (Cosmic Background

Explorer, «исследователь космического фона»).

Фаррелл рассказывает эту историю целиком (Farrell, J. The Day Without Yesterday: Lemaître,

Einstein, and the Birth of Modern Cosmology. New York: Basic Books, 2006.)

Bondi, H., Gold, T. The Steady-State Theory of the Expanding Universe // Monthly Notices of

the Royal Astronomical Society, 1948, 108, p. 252–270; Hoyle, F. A New Model for the Expanding

Universe // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1948, 108, p. 372–382.

См., например: Wright, E. L. Errors in the Steady State and Quasi-SS Models (2008). http://

www.astro.ucla.edu/~wright/stdystat.htm

Само собой, это всего лишь упрощение, а реальная история куда интереснее. Считается,

что сверхновые типа Ia появляются в результате катастрофического гравитационного

коллапса белых карликов. Белый карлик — это звезда, израсходовавшая все свои запасы

ядерного топлива. Она тихонько висит на небе благодаря лишь тому факту, что электро-

ны занимают определенное место. Однако у некоторых белых карликов есть звезды-ком-

паньоны, вещество с которых может постепенно просачиваться на белого карлика.

В конечном счете карлик достигает критического состояния — предела Чандрасекара

(названного так в честь Субраманьяна Чандрасекара), когда направленное наружу давле-

ние, создаваемое электронами, оказывается не в силах соперничать с силой притяжения,

и звезда схлопывается в нейтронную звезду, отбрасывая внешние слои и производя

вспышку сверхновой. Поскольку предел Чандрасекара примерно одинаков для всех белых

карликов во Вселенной, яркость взрыва всех сверхновых типа Ia также практически одна

и та же (существуют и другие типы сверхновых, но они не имеют никакого отношения

к белым карликам). Кроме того, астрономы научились корректировать разницу в яркостях,

используя тот эмпирический факт, что после достижения пикового значения светимости

более яркие сверхновые угасают дольше. Историю о том, как астрономы искали сверх-

новые и как они в итоге сумели обнаружить ускорение Вселенной, можно прочитать

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

 

 

 

 

в следующих книгах: Goldsmith, D. The Runaway Universe: The Race to Find the Future of

the Cosmos. New York: Basic Books, 2000; Kirshner, R. P. The Extravagant Universe: Exploding

Stars, Dark Energy, and the Accelerating Cosmos. Princeton, NJ: Princeton University Press,

2004; Gates, E. I. Einstein’s Telescope. New York: W.W. Norton, 2009. Исходные статьи:

Riess, A. et al., Supernova Search Team. Observational Evidence from Supernovae for an

Accelerating Universe and a Cosmological Constant // Astronomical J., 1998, 116, p. 1009–1038;

Perlmutter, S. et al., Supernova Cosmology Project. Measurements of Omega and Lambda from

42 High Redshift Supernovae // Astrophysical J., 1999, 517, p. 565–586.

Еще один тонкий момент, требующий разъяснения. Скорость расширения Вселенной

оценивается с помощью константы Хаббла, связывающей расстояние с красным смеще-

нием. В действительности это не «константа» — в ранней Вселенной расширение про-

исходило намного быстрее, поэтому значение того, что правильнее было бы называть

параметром Хаббла, было тогда значительно больше. Казалось бы, можно ожидать, что

фраза «Вселенная ускоряется» подразумевает: «значение параметра Хаббла увеличива-

ется», однако это не так: это всего лишь означает, что «значение параметра Хаббла не

очень сильно уменьшается». Термин «ускорение» относится к увеличению с течением

времени видимой скорости любой отдельно взятой галактики. Однако эта скорость рав-

на параметру Хаббла, умноженному на расстояние, а расстояние с расширением Вселен-

ной увеличивается. Таким образом, нельзя утверждать, что в ускоряющейся Вселенной

увеличивается значение параметра Хаббла; ускоряющаяся Вселенная — это та, в которой

увеличивается произведение параметра Хаббла на расстояние до некоторой галактики.

Оказывается, даже с учетом космологической постоянной значение параметра Хаббла

в действительности не увеличивается; просто скорость его уменьшения снижается по

мере того, как Вселенная расширяется и разреживается. В конечном итоге, когда все ве-

щество разлетится и не останется ничего, кроме космологической постоянной, параметр

Хаббла достигнет постоянного значения.

Не помешает также сделать замечание о необходимости различать две формы энергии,

играющие наиболее важную роль в развитии современной Вселенной: «энергию веще-

ства», то есть медленно движущихся частиц, разбегающихся в стороны по мере расши-

рения Вселенной, и «темную энергию» — какую-то загадочную штуку, которая совсем

не разреживается, а, наоборот, сохраняет постоянную плотность энергии. Помимо этого,

само вещество может принимать две разные формы: «обычное вещество», включающее

все типы частиц, которые когда-либо были экспериментальным путем обнаружены на

Земле, и «темное вещество» — какой-то другой вид частиц, который не может быть

ничем, что нам уже доводилось непосредственно наблюдать. Масса (и, следовательно,

энергия) обычного вещества в основном сосредоточена в ядрах атомов — протонах

и нейтронах, однако и электроны также вносят свой вклад. Обычное вещество включает

вас, меня, Землю, Солнце, звезды и весь газ, пыль и камни во Вселенной. Мы знаем, сколь-

ко всего этого вещества, и его совершенно точно недостаточно для того, чтобы объяснить

все обнаруженные в галактиках и кластерах гравитационные поля. Таким образом, долж-

но существовать некое темное вещество. Никакие известные нам частицы его не образу-

ют, зато физики-теоретики составили впечатляющий список возможных кандидатов,

включая «аксионы», и «нейтралино», и «частицы Калуцы—Клейна». При всем при

этом обычное вещество составляет приблизительно 4 % энергии во Вселенной, темное

вещество — примерно 22 %, а темная энергия — оставшиеся 74 %. Создание или непо-

 

 

Часть I. Время, опыт и Вселенная

 

 

 

 

 

 

 

 

средственное обнаружение темной материи — важнейшая задача современной экспери-

ментальной физики. Подробнее об этом — в работах: Hooper, D. Dark Cosmos: In Search

of Our Universe’s Missing Mass and Energy. New York: HarperCollins, 2007; Carroll, S. M.

Dark Matter and Dark Energy: The Dark Side of the Universe / Лекции на DVD. Chantilly,

VA: Teaching Company, 2007; Gates, E. I. Einstein’s Telescope. New York: W. W. Norton, 2009.

Итак, как много энергии содержится в этой темной энергии? Примерно 0,03 калории

в кубическом километре. Здесь надо заметить, что для измерения калорийности продук-

тов обычно используются килокалории (1000 калорий). Если, например, мы возьмем весь

объем озера Мичиган (около 5000 км3), то полная величина темной энергии, заключенной

в этом объеме, будет меньше энергетической ценности одного Биг-Мака. Или еще пример:

если преобразовать всю темную энергию из всех кубических сантиметров, составляющих

объем Земли, в электричество, то получится примерно столько же, сколько потребляет за

год средний американец. Суть в том, что темной энергии в одном кубическом сантиметре

вообще-то совсем немного — она размазана тонким слоем по всей Вселенной. Разумеет-

ся, преобразовать темную энергию ни в какую полезную форму энергии невозможно, она

абсолютно бесполезна. (Почему? Потому что она находится в состоянии с высокой эн-

тропией.)

В действительности Планк не занимался квантовой гравитацией. В 1899 году при по-

пытке разобраться с некоторыми загадками излучения черного тела он столкнулся с не-

обходимостью в новой фундаментальной константе, описывающей законы природы.

Сегодня эта константа носит название постоянной Планка и обозначается символом ħ.

Планк взял эту новую величину и принялся умножать и делить ее разными способами на

скорость света c и ньютоновскую гравитационную постоянную G. В результате он пришел

к системе фундаментальных единиц измерения, которые сегодня считаются общепри-

нятыми характеристиками квантовой гравитации: планковская длина LP = 1,6 ∙ 10−35 мет-

ра, планковское время tP = 5,4 ∙ 10−44 секунды и планковская масса MP = 2,2 ∙ 10−8 кило-

грамма, а также энергия Планка. Интересный факт: Планк первым делом предположил,

что универсальная природа этих величин — основанная на законах физики, а не опреде-

ленная в соответствии с какими-то человеческими условностями — однажды поможет

нам в общении с внеземными цивилизациями.

Фред Адамс и Грег Лафлин посвятили этому целую книгу, и я настоятельно рекомендую

вам с ней ознакомиться (Adams, F., Laughlin, G. The Five Ages of the Universe: Inside the

Physics of Eternity. New York: Free Press, 1999).

Хью Прайс очень уверенно раскритиковал эту тенденцию (Price, H. Time’s Arrow and

Archimedes’ Point: New Directions for the Physics of Time. New York: Oxford University

Press, 1996). Он обвинил космологов в двойных стандартах, так как к ранней Вселенной

применяются критерии естественности, которые никто не стал бы использовать для

поздней Вселенной, и наоборот. По мнению Прайса, непротиворечивая космология,

управляемая симметричными во времени законами, должна описывать симметричную во

времени эволюцию. Учитывая, что у Большого взрыва была низкая энтропия, в будущем

должен случиться симметричный коллапс — Большое сжатие, также имеющее низкую

энтропию. В такой Вселенной — она называется Вселенной Голда в честь Томаса Голда,

знаменитого своей поддержкой теории стационарной Вселенной, — стрела времени

изменила бы направление, как только Вселенная достигла бы максимального размера,

и энтропия начала бы уменьшаться по направлению к Сжатию. Поскольку мы уже открыли

 

Глава 3. Начало и конец времени

 

 

 

 

темную энергию, подобный сценарий сейчас кажется совсем маловероятным. (В этой

книге мы все же ответим на вызов Прайса, попытавшись представить, что время во Все-

ленной действительно симметрично на больших масштабах, и в далеком прошлом, точно

так же, как в далеком будущем, у Вселенной высокая энтропия — что, очевидно, может

быть правдой только в том случае, если история Вселенной начинается гораздо раньше

Большого взрыва.)

На самом деле Вселенная не сколлапсирует в одну большую черную дыру. Как мы уже

обсуждали выше, она попросту опустеет. Примечательно, однако, что в присутствии

темной энергии даже у пустого пространства есть энтропия, и мы получаем то же значе-

ние (10120) для максимальной энтропии наблюдаемой Вселенной. Обратите внимание,

что 10120 — это также величина расхождения между теоретической оценкой энергии

вакуума и ее наблюдаемым значением. Это очевидное совпадение двух разных величин —

уже знакомое нам совпадение между текущей плотностью вещества (связанной с макси-

мальной энтропией) и плотностью энергии вакуума. В обоих случаях численное значение

равно квадрату размера наблюдаемой Вселенной — примерно 10 миллиардов световых

лет, разделенному на квадрат планковской длины.

 

Ч а с т ь II

Время во Вселенной Эйнштейна

 

Гл а в а 4

Время — штука личная

 

Время идет различным шагом с различ-

ными людьми.

Уильям Шекспир.

Как вам это понравится

 

 

Скажите «ученый» — и большинство людей сразу же вспомнят Эйнштейна.

Альберт Эйнштейн — фигура культовая; многим ли физикам-теоретикам

удавалось достичь такой степени известности, что их лица начинали печатать

на футболках? Однако Эйнштейн — знаменитость далекая, пугающая. Боль-

шинство из тех, кто считает это имя знакомым, затрудняются назвать его

конкретные достижения,1 в отличие, например, от успехов Тайгера Вудса.2 Нам

всем знаком образ Эйнштейна как неуклюжего рассеянного профессора в меш-

коватом свитере и с всклокоченными волосами — образ человека, полностью

посвятившего себя науке и равнодушного ко всему земному. А его работы —

рассуждения об эквивалентности массы и энергии, искривлении пространства

и времени и поиске окончательной теории — являют для нас вершину абстрак-

ции, бесконечно удаленную от каждодневных бытовых проблем.

Настоящий Эйнштейн куда интереснее этого устоявшегося образа. Во-

первых, всклокоченный вид и прическа, как у Дона Кинга, стали фирменным

стилем Эйнштейна уже в более позднем возрасте — вы вряд ли узнали бы

знаменитого ученого в опрятном и ухоженном молодом человеке с пронзитель-

ным взором, не раз перевернувшем физику с ног на голову в начале XX века.3

 

Глава 4. Время — штука личная

 

 

Во-вторых, теория относительности ро-

дилась не из пустых рассуждений о при-

роде пространства и времени; ее источ-

ники кроются в абсолютно практичных

задачах доставки людей и груза в правиль-

ное место в правильное время.

Специальная теория относительно-

сти, объясняющая, каким образом ско-

рость света может быть одной и той же

для любых наблюдателей, появилась в са-

мом начале XX века благодаря усилиям

сразу нескольких исследователей. (Автор-

ство общей теории относ