Наши горячие, однородные первые дни

Если думать о Вселенной как о физической системе случайным образом вы-

бранной конфигурации, то ответ на вопрос «Как должна выглядеть Вселенная?»

будет следующим: «Она должна находиться в высокоэнтропийном состоянии».

Таким образом, нам необходимо понять, как выглядит высокоэнтропийное

состояние Вселенной.

Даже такая формулировка вопроса не совсем верна. В действительности нас

не интересует конкретное состояние Вселенной прямо сейчас, в этот момент.

В конце концов, оно было другим вчера, а завтра снова изменится. Нам интерес-

на история Вселенной, ее эволюция с течением времени. Но для понимания того,

что такое естественная история, нам необходимо знать что-то о пространстве

состояний, в том числе о том, на что похожи высокоэнтропийные состояния.

Космологи традиционно обходят этот вопрос стороной, и этому есть две

причины. Первая заключается в том, что расширение Вселенной из горячего,

плотного начального состояния — это такой неоспоримый факт, что, привы-

кнув к данной идее, вы начинаете испытывать трудности с тем, чтобы вооб-

разить другие альтернативы. Своей задачей как космолога-теоретика вы

 

 

Часть IV. Из кухни в Мультиленную

 

начинаете считать поиск объяснения, почему Вселенная родилась именно в этом

конкретном горячем и плотном состоянии, а не в каком-то другом горячем

и плотном состоянии. Это временной шовинизм — самый опасный тип шови-

низма. Вы бездумно подменяете вопрос «Почему Вселенная эволюционирует

именно так, как она эволюционирует?» вопросом «Почему исходное состоя-

ние Вселенной было именно таким, каким оно было?».

Вторая причина, не позволяющая эффективно изучать пространство со-

стояний Вселенной, — это неизбежное влияние гравитации. Под «гравитаци-

ей» мы подразумеваем все относящееся к общей теории относительности

и к искривленному пространству—времени: как повседневные явления, такие

как падающие яблоки и планеты, вращающиеся вокруг звезд, так и черные дыры

и расширение Вселенной. В предыдущей главе мы детально рассмотрели один

пример, а именно черную дыру — объект с сильным гравитационным полем

и известной, как нам кажется, энтропией. На первый взгляд он не кажется хо-

рошей подмогой в попытках разобраться со всей Вселенной, которая на черную

дыру совсем не похожа. Скорее, она напоминает белую дыру (так как в прошлом

у нее существует сингулярность), но даже это слабо нам помогает, поскольку

мы находимся внутри Вселенной, а не снаружи. Определенно, гравитация

играет важную роль во Вселенной, и это особенно верно для периода ее за-

рождения, когда пространство расширялось очень быстро. Однако понимание

важности проблемы не всегда помогает в ее решении, поэтому большинство

людей просто отбрасывают любые мысли о ней.

Существует и другая стратегия, с первого взгляда кажущаяся невинной, но

потенциально скрывающая внутри себя грандиозную ошибку. Суть ее в том,

чтобы просто-напросто отделить гравитацию от всего остального и вычислять

энтропию материи и излучения внутри пространства—времени, отбрасывая

энтропию самого пространства—времени. Разумеется, трудно быть космологом

и игнорировать тот факт, что пространство расширяется; тем не менее расши-

рение можно принимать как данность и попросту рассматривать состояние

«вещества» (частиц обычной материи, темной материи, излучения) на этом

фоне. Расширяясь, Вселенная разреживает материю и остужает излучение —

словно частицы содержатся в камере с поршнем, который мы постепенно вы-

тягиваем, обеспечивая им больше пространства для существования. Согласившись

с такой картиной, энтропию вещества на таком фоне можно вычислить точно

так же, как энтропию набора молекул в камере с движущимся наружу поршнем.

В любой момент ранняя Вселенная содержит газ частиц при практически

постоянной температуре и практически постоянной плотности, которые не

зависят от выбранной точки пространства. Другими словами, ее конфигурация

 

Глава 13. Жизнь Вселенной

 

 

очень похожа на термодинамическое равновесие. Конечно, это не идеальное

состояние равновесия, в котором ничего не меняется: в расширяющейся Все-

ленной все охлаждается и разреживается. Но по сравнению с частотой стол-

кновения частиц расширение пространства происходит относительно медлен-

но, поэтому охлаждение происходит плавно. Если мы рассмотрим только

материю и излучение ранней Вселенной, отбросив любое влияние гравитации

за исключением общего расширения, то увидим последовательность конфигу-

раций, очень близких к тепловому равновесию, но с постепенно уменьшающи-

мися плотностью и температурой.3

Однако это, разумеется, ужасающе неполная история. Второе начало термо-

динамики гласит: «Энтропия замкнутой системы либо увеличивается, либо

остается постоянной»; оно не утверждает: «Энтропия замкнутой системы,

если не учитывать гравитацию, либо возрастает, либо остается постоянной».

Ничто в законах физики не позволяет нам игнорировать гравитацию в случаях,

когда она важна, — а в космологии она имеет первостепенное значение.

Отбрасывая воздействие, которое гравитация оказывает на энтропию,

и принимая во внимание исключительно материю и излучение, мы приходим

к полным абсурда выводам. Материя и излучение ранней Вселенной были

близки к тепловому равновесию, что означает (если пренебречь гравитацией),

что это было состояние Вселенной с максимальной энтропией. Но сегодня,

в поздней Вселенной, мы совершенно очевидно не находимся в термодинами-

ческом равновесии (если бы это было так, то нас не окружало бы ничего, кроме

газа при постоянной температуре), то есть не может быть сомнений, что окру-

жающая нас конфигурация — это не конфигурация с максимальной энтропи-

ей. Однако энтропия не могла уменьшиться, ведь это было бы нарушением

второго закона термодинамики. Что же происходит?

А происходит вот что: игнорировать гравитацию неправильно. К сожалению,

учесть ее во всех расчетах совсем не так просто; к тому же мы до сих пор очень

многого не знаем о поведении энтропии при условии гравитационного взаи-

модействия. Тем не менее, как мы увидим далее, нам известно достаточно,

чтобы не только сдвинуться с мертвой точки в исследованиях, но и добиться

значительного успеха.

 

Что мы подразумеваем под «нашей Вселенной»

До сих пор мы по большей части ходили проторенными дорожками: либо

знакомились с утверждениями, с которыми согласны все работающие физики,

либо объясняли вещи, которые не могут не быть истинными и которые должны

 

 

Часть IV. Из кухни в Мультиленную

 

быть признаны верными всеми работающими физиками. В тех исключительных

случаях, когда мы сталкивались с подлинно противоречивыми ситуациями

(например, относительно интерпретаций квантовой механики), я старался

четко обозначить этот факт. Но далее в этой книге мы начнем все глубже по-

гружаться в мир умозрительных и даже еретических идей; у меня есть любимая

точка зрения по определенным вопросам, и все же это не общепринятое мнение.

Я буду прилагать усилия для того, чтобы продолжать проводить черту между

несомненно истинными утверждениями и недоказанными пока гипотезами,

но важно помнить о том, что в подобных делах всегда необходимо соблюдать

максимальную осторожность.

Во-первых, мы должны определиться, что же именно мы имеем в виду, го-

воря «наша Вселенная». Мы не в состоянии увидеть всю Вселенную; свет

распространяется с конечной скоростью, и существует барьер, за который нам

не заглянуть, — определяемый, в принципе, Большим взрывом, а на практике —

моментом, когда Вселенная стала прозрачной (примерно через 380 000 лет

после Большого взрыва). Вселенная, если рассматривать ее на больших мас-

штабах, в пределах той части, которую мы видим, однородна; везде она выгля-

дит практически одинаково. Конечно же, сразу возникает соблазн взять то, что

мы видим, и бесстыдно экстраполировать на те части, которые от нашего

взора скрыты, вообразив, таким образом, что Вселенная однородна везде —

либо во всем объеме конечного размера, если она «замкнута», либо в беско-

нечно большом объеме, если «открыта».

Однако нет никаких основательных причин полагать, что та Вселенная,

которую мы не видим, идентична той, которую мы наблюдаем. Это может

быть простым первоначальным предположением, но ничем более. Мы долж-

ны допускать возможность того, что Вселенная выглядит совершенно иначе

за пределами той части, которая открыта нашему взору (даже если невидимая

часть поначалу выглядит однородной, а отличия появляются лишь где-то

далеко).

Так что давайте позабудем о недоступной нам Вселенной и сконцентриру-

емся на той части, которую мы с вами видим, — мы называем ее «наблюдаемой

Вселенной». Она окружает нас, растянувшись на 40 миллиардов световых лет.4

Вселенная расширяется — это означает, что материя, содержащаяся внутри

наблюдаемой Вселенной, раньше была упакована в область меньшего размера.

Возведем что-то вроде воображаемого забора вокруг вещества в нашей на-

блюдаемой в данный момент Вселенной и начнем отслеживать все находяще-

еся внутри забора, позволяя самому забору по мере расширения Вселенной

растягиваться (и допуская, что в прошлом он был меньше). То, на что мы

 

Глава 13. Жизнь Вселенной

 

 

(«

 

»)

 

 

 

Рис. 13.1. То, что мы называем «наблюдаемой Вселенной», — это объем пространства,

«сопутствующий» расширению Вселенной, то есть расширяющийся вместе с ней. Мы от-

слеживаем свои световые конусы назад до самого Большого взрыва, для того чтобы опреде-

лить, какая часть Вселенной поддается нашему наблюдению, и позволяем этому объему

расти одновременно с расширением Вселенной

смотрим, называется сопутствующим объемом пространства, и это именно то,

что мы имеем в виду, когда говорим о «нашей наблюдаемой Вселенной».

Наш сопутствующий объем пространства, строго говоря, не является зам-

кнутой системой. Если посадить наблюдателя на воображаемый забор, то он

будет замечать разнообразные частицы, прилетающие на наш участок и улета-

ющие с него. Однако в среднем внутрь и наружу будет проходить одно и то же

число однотипных частиц, и в совокупности они будут практически неразли-

чимы. (Постоянство космического микроволнового фона убеждает нас, что

Вселенная остается однородной и за пределами нашего сопутствующего объ-

ема, пусть мы и не знаем, как далеко это единообразие простирается.) Таким

образом, с практической точки зрения вполне допустимо считать наш сопут-

ствующий объем замкнутой системой. В действительности он не замкнут, но

эволюционирует по сценарию замкнутой системы: никакого важного влияния

снаружи, сказывающегося на том, что происходит внутри, не наблюдается.