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
87
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 .
88
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
1
2
3
«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 .