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 .