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 .