Максимизация энтропии
Мы выяснили, что ранняя Вселенная пребывала в очень необычном состоянии,
и полагаем, что это требует отдельного объяснения . Что насчет вопроса, с ко-
торого мы начали эту главу: как должна выглядеть Вселенная? Как выглядит
состояние с максимальной энтропией, в котором когда-либо может оказаться
наш сопутствующий объем? 
400
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Роджер Пенроуз считает, что ответом является черная дыра .
Как обстоит дело с состоянием максимальной энтропии? В случае газа мак-
симальная энтропия термодинамического равновесия соответствует равно-
мерному распределению газа в доступной ему области. В случае больших гра-
витирующих тел максимальная энтропия достигается, когда вся масса
оказывается сконцентрированной в одном месте в виде объекта, называемо-
го черной дырой.12
Вы видите, почему этот ответ напрашивается сам собой . Как мы узнали,
в присутствии гравитации энтропия увеличивается, когда объекты сближают-
ся, то есть когда состояние становится комковатым, а не сглаживается . Опре-
деленно, черная дыра — это объект с максимальной плотностью, настолько
большой, насколько это только можно себе вообразить . Как уже говорилось
в предыдущей главе, черная дыра заключает максимальную энтропию, которая
может уместиться в области пространства—времени любого фиксированного
размера; эта идея лежит в основе голографического принципа . И результиру-
ющая энтропия, несомненно, очень велика, — мы убедились в этом, когда
рассматривали сверхмассивную черную дыру .
Однако если еще раз все как следует проанализировать, выясняется, что этот
вывод не совсем верен .13 Черная дыра не максимизирует общую энтропию, ко-
торой может обладать система, — она максимизирует энтропию, которая может
содержаться в области фиксированного размера . Точно так же, как второе на-
чало термодинамики не говорит: «энтропия увеличивается, если не учитывать
гравитацию», оно не говорит: «энтропия в пределах фиксированного объема
увеличивается» . Оно утверждает лишь, что «энтропия увеличивается», и если
для этого требуется бóльшая область пространства, значит, так тому и быть . Одно
из чудес общей теории относительности, заключающее в себе критически важное
отличие от абсолютного пространства—времени ньютоновской механики, со-
стоит в том, что размеры никогда не бывают фиксированными . Даже не придя
к окончательному пониманию энтропии, мы можем добраться до правильного
ответа, следуя по стопам Пенроуза и просто изучая естественную эволюцию
систем в направлении высокоэнтропийных состояний .
Рассмотрим простой пример: материя скопилась в одной области Вселен-
ной, пустой (даже без энергии вакуума) везде, кроме этой конкретной об-
ласти . Другими словами, это пространство—время, которое практически
везде абсолютно пусто и включает лишь несколько частиц материи, собрав-
шихся в одном определенном месте . Поскольку в большей части пространства
энергии нет вообще, Вселенная не может расширяться или сжиматься, так что
Глава 13 . Жизнь Вселенной
401
Рис . 13 .5 . Энтропия черной дыры велика, но она испаряется, испуская излучение с большей
энтропией
за пределами области, где находится скопление материи, в действительности
ничего не происходит . А частицы под воздействием собственной гравитаци-
онной силы приближаются друг к другу .
Теперь представим себе, что они притягиваются так сильно, что в итоге
коллапсируют, формируя черную дыру . Не вызывает сомнения, что пока этот
процесс происходит, энтропия возрастает . Однако черная дыра не остается
в одном состоянии навечно — она испускает хокинговское излучение, теряя
энергию и постепенно сжимаясь, и в конечном счете полностью испаряется .
Естественное поведение черных дыр в пустых за их пределами Вселенных —
постепенно испаряться, превращаясь в разреженный газ из частиц . Поскольку
это естественное поведение, мы ожидаем, что оно отражает увеличение энтро-
пии, — и это действительно так . Мы можем напрямую сравнить энтропию
черной дыры с энтропией излучения, которое формируется при ее испарении,
и увидим, что энтропия излучения выше . Если быть точнее, то выше примерно
на 33 % .14
Итак, плотность энтропии, очевидно, кардинально изменилась: когда у нас
была черная дыра, вся энтропия была упакована в небольшой объем, однако
хокинговское излучение постепенно распространяется на огромную область
пространства . Однако опять-таки, то, что нас беспокоит, — это не плотность
энтропии, а исключительно ее полная величина .
Пустое пространство
Урок, который мы должны извлечь из этого мысленного эксперимента, за-
ключается в том, что эмпирическое правило «когда гравитация принимается
в расчет, высокоэнтропийные состояния выглядят комковатыми, а не глад-
кими» — это не абсолютный закон . Оно истинно только при определенных 
|
402
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
обстоятельствах . Черная дыра более комковата (более контрастна), чем на-
чальное скопление частиц, но конечное рассеивающееся излучение не об-
ладает абсолютно никакой комковатостью . На самом деле, по мере того как
излучение разбегается во все концы Вселенной, мы приближаемся к конфи-
гурации, которая со временем становится все более однородной, так как
плотность во всех точках стремится к нулю .
Таким образом, ответом на вопрос: «Как выглядит высокоэнтропийное
состояние, если принимать во внимание гравитацию?» — будет не «комкова-
тый, хаотичный вихрь черных дыр» и даже не «одна гигантская черная дыра» .
Состояния с самой высокой энтропией выглядят как пустое пространство,
в котором лишь изредка тут и там встречается незначительное число частиц,
постепенно разбегающихся в разные стороны .
На первый взгляд кажется, что это заявление противоречит здравому смыс-
лу, поэтому его необходимо тщательно изучить со всех сторон .15 Случай ско-
пления материи, частицы которой притягиваются друг к другу и формируют
черную дыру, относительно прост, он позволяет подставить конкретные зна-
чения и убедиться, что энтропия при испарении черной дыры увеличивается .
Однако это совершенно не доказывает тот факт, что результат этого процесса
(становящийся все более разреженным со временем газ из частиц, распростра-
няющихся в пустом пространстве) действительно представляет конфигурацию
с максимально возможной энтропией . Следует рассмотреть и другие возмож-
ные ответы . Главный руководящий принцип заключается в том, что нам не-
обходима конфигурация, к которой в процессе эволюции стремятся другие
конфигурации и которая при этом сохраняется вечно .
А что, если бы у нас был целый набор из множества черных дыр? Мы могли
бы вообразить, что черные дыры наполняют Вселенную и излучение из одной
черной дыры в конечном итоге перетекает в другую, что предохраняет их от
полного испарения . Однако в соответствии с общей теорией относительности
такая конфигурация недолговечна . Рассыпав множество объектов по всей
Вселенной, мы создали условия, в которых пространство должно либо расши-
ряться, либо сжиматься . Если оно расширяется, то расстояние между черными
дырами постоянно увеличивается, и в конце концов они все же испарятся
и полностью исчезнут . Как и раньше, долгосрочное будущее такой Вселенной
выглядит попросту как пустое пространство .
Если же пространство сжимается, то это совершенно другая история . Ког-
да вся Вселенная сжимается, в будущем ее с большой вероятностью ждет
сингулярность Большого сжатия . Это уникальный случай; с одной стороны,
сингулярность в действительности не сохраняется вечно (так как, насколько
Глава 13 . Жизнь Вселенной
403
нам известно, время там заканчивается), но она и не эволюционирует ни в какое
другое состояние . Невозможно исключить вероятность того, что эволюция
какой-то гипотетической Вселенной приводит в будущем к Большому сжатию,
но поскольку мы почти ничего не знаем о сингулярностях в квантовой грави-
тации, то мало что полезного можем сказать об этом случае . (К тому же в нашем
реальном мире этот сценарий вроде бы не воплощается .)
Определенную подсказку мы можем получить, рассматривая коллапсиру-
ющее скопление материи (состоящей из черных дыр или чего-то другого),
которое выглядит в точности как сжимающаяся Вселенная, но заполняет лишь
ограниченную область пространства, не проникая во все его уголки . Оставша-
яся часть Вселенной пуста, но наша локальная область в точности повторяет
сценарий, который мы уже изучили выше, — когда группа частиц коллапсиру-
ет, формируя черную дыру . Получается, что то, что изнутри выглядит как
Вселенная, стремящаяся к Большому сжатию, при взгляде извне создает впе-
чатление формирования гигантской черной дыры . В этом случае мы знаем, что
принесет далекое будущее: возможно, это займет какое-то время, но благодаря
излучению эта черная дыра неизбежно испарится, оставив после себя лишь
пустоту . Итоговым состоянием снова будет пустое пространство .
Рис . 13 .6 . Набор черных дыр не может оставаться статичным . Он будет либо расширяться,
постепенно, с испарением черных дыр, приближаясь к пустому пространству (наверху
справа), либо сжиматься до состояния Большого сжатия или до образования одной гигант-
ской черной дыры (внизу справа) 
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
404
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Все это до определенной степени поддается систематизации . Космологи
традиционно рассматривают только те Вселенные, которые во всем простран-
стве одинаковы, ведь именно такой кажется наблюдаемая часть нашей Вселен-
ной . Но давайте попробуем не считать это само собой разумеющимся; давайте
зададимся вопросом, что, в принципе, может происходить в разных областях
Вселенной в самом общем случае .
Понятие о «расширяющемся» или «сжимающемся» пространстве не
обязано относиться абсолютно ко всей Вселенной . Если материя в какой-то
конкретной области пространства разбегается и разреживается, то локально
она выглядит как расширяющаяся Вселенная; то же самое можно сказать
и в случае сжатия, когда частицы материи притягиваются друг к другу . Но если
попробовать представить себе частицы, разбросанные по всему объему бес-
конечно большого пространства, то большую часть времени мы будем обнару-
живать, что одни области расширяются и становятся более разреженными,
тогда как другие сжимаются, становясь все более плотными .
Однако если это верно, то во Вселенной происходит примечательнейшая
штука: несмотря на очевидную симметрию между «расширением» и «сжати-
ем», очень скоро расширяющиеся области начинают одерживать верх . А при-
чина проста: расширяющиеся участки увеличиваются в объеме, тогда как
сжимающиеся становятся меньше . Более того, сжимающиеся области не
остаются в плотном, сжатом состоянии навечно . В экстремальном случае, ког-
да материя коллапсирует в черную дыру, в какой-то момент начинается испа-
рение черных дыр . Это означает, что, взяв начальные условия, содержащие
и расширяющиеся и сжимающиеся области, и подождав достаточно долго, мы
в конце концов остаемся все с тем же результатом — пустым пространством,
причем энтропия по ходу процесса непрерывно увеличивается .16
В каждом из этих примеров важным фундаментальным свойством является
динамическая природа пространства—времени в общей теории относитель-
ности . В фиксированном, абсолютном пространстве—времени (таком, каким
его полагал Больцман) имеет смысл представлять себе Вселенную как про-
странство, заполненное газом при одинаковых температуре и плотности, —
повсеместное термодинамическое равновесие . Это высокоэнтропийное со-
стояние, и естественно предполагать, что в указанных условиях Вселенная
«должна» быть именно такой . Неудивительно, что Больцман считал, что наша
наблюдаемая Вселенная может быть просто статистической флуктуацией по-
добной конфигурации .
Однако общая теория относительности все ставит с ног на голову . Газ при
постоянной плотности в статическом пространстве—времени не может быть
Глава 13 . Жизнь Вселенной
405
Рис . 13 .7 . Начальные условия (внизу) во Вселенной с расширяющимися и сжимающимися
областями . Размер расширяющихся областей увеличивается, но они становятся все более
разреженными . Сжимающиеся области сначала уплотняются, но в какой-то момент начи-
нают испаряться в окружающую пустоту
решением уравнения Эйнштейна, поскольку Вселенная должна либо расши-
ряться, либо сжиматься . До того как Эйнштейн высказал свои идеи, казалось
логичным начинать мысленные эксперименты, фиксируя среднюю плотность
материи или же общий объем рассматриваемой области . Но в общей теории
относительности невозможно запросто зафиксировать такие параметры, так
как они проявляют тенденцию к изменению с течением времени . Один из
способов воспринимать это — уяснить, что общая теория относительности
всегда предоставляет нам путь для увеличения энтропии любой конкретной
конфигурации: сделайте Вселенную больше и позвольте материи расширяться,
заполняя новый объем . Разумеется, конечным состоянием, к которому спосо-
бен привести этот процесс, может быть только пустое пространство . Именно
оно считается «высокоэнтропийным» состоянием в ситуации, когда мы при-
нимаем в расчет также и гравитацию .
Конечно же, ни один из этих аргументов не следует считать нерушимым . Они
действительно предлагают ответ, который кажется нам связным, логичным
и разумным . И все же это ни в коем случае не окончательное доказательство чего
бы то ни было . Заявление о том, что энтропия какой-то системы во Вселенной
может увеличиваться за счет того, что ее элементы разлетаются по огромным
просторам пространства, кажется вполне безопасным . Но вывод из него — пустое
пространство представляет собой состояние с наибольшей энтропией — это
всего лишь умозрительное заключение . Гравитация — сложная штука, мы очень
многого не знаем о ней, поэтому не следует слишком сильно привязываться ни
к одному из существующих спекулятивных сценариев . 
|
|
|
406
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Реальный мир
Давайте применим эти идеи к реальному миру . Если высокоэнтропийные со-
стояния — это те, которые выглядят как пустое пространство, то, по всей ви-
димости, наша фактическая наблюдаемая Вселенная должна эволюционировать
по направлению к такому состоянию . (Так и есть .)
Не вдаваясь в подробности, мы сказали, что когда объекты коллапсируют
под воздействием гравитации, они формируют черную дыру, которая некото-
рое время испаряется, прежде чем окончательно исчезнуть . Совершенно не-
очевидно, что так действительно происходит в реальном мире, где мы наблю-
даем множество объектов, которые гравитация удерживает вместе, и эти
объекты даже приближенно не напоминают черную дыру: планеты, звезды,
даже галактики .
Однако реальность такова, что все эти системы в конце концов распадут-
ся, — нужно лишь подождать достаточно долго . Наиболее очевидно это в слу-
чае галактик, которые можно рассматривать как наборы звезд, движущихся по
орбитам под действием взаимного гравитационного притяжения . Каждая
звезда проходит мимо множества других, и все они взаимодействуют подобно
молекулам в контейнере с газом, за исключением того, что взаимодействие
между ними — исключительно гравитационное (лишь в очень редких случаях
одна звезда может непосредственно врезаться в другую) . При таком взаимо-
действии звезды способны обмениваться энергией .17 Поучаствовав в массе
таких встреч, звезды иногда умудряются набрать так много энергии, что скорость
их движения достигает скорости убегания, и они вылетают из своей галактики .
В результате этого галактика теряет часть своей энергии и, как следствие, сжи-
мается, подталкивая звезды ближе друг к другу . В конечном итоге оставшиеся
звезды оказываются так тесно упакованными в своей галактике, что все они
проваливаются в черную дыру в ее центре . Начиная с этого момента, мы воз-
вращаемся к предыдущей истории .
Схожая логика распространяется и на любой другой объект во Вселенной,
даже если в деталях возможны какие-то отличия . Главная мысль такова: любой
камень, или любая звезда, или любая планета, или любое что угодно еще —
любая физическая система — хочет оказаться в состоянии с высокоэнтропий-
ной конфигурацией составляющих ее элементов . Это выглядит небольшим
литературным преувеличением, ведь у неодушевленных предметов в действи-
тельности нет желаний, но данное описание отражает реальность: в ходе сво-
бодной, беспрепятственной эволюции система естественным образом при-
ходит к конфигурации с наибольшей энтропией .
Глава 13 . Жизнь Вселенной
407
Возможно, вы думаете, что на самом-то деле эволюция ограничена: напри-
мер, энтропия планеты могла бы быть намного выше, если бы вся ее масса
сколлапсировала в черную дыру, но внутреннее давление удерживает ее в ста-
бильном состоянии . Здесь в игру вступает чудо квантовой механики . Вспомни-
те, что на самом деле планета — это не набор классических частиц; как и любой
другой объект, она описывается волновой функцией . Эта волновая функция
характеризует вероятность того, что мы найдем составляющие планеты в любой
из возможных для них конфигураций . Одной из возможных конфигураций
неизбежно будет черная дыра . Другими словами, у внешнего наблюдателя,
смотрящего на планету (или на любой другой объект), всегда есть крохотный
шанс увидеть спонтанный коллапс планеты в черную дыру . Этот процесс на-
зывается квантовым туннелированием .
Однако не стоит начинать беспокоиться раньше времени . Да, это правда .
Практически у всего, что только можно найти во Вселенной, — Земли, Солнца,
вас, вашей кошки — есть шанс в любой момент квантово протуннелировать
в форму черной дыры . Но этот шанс чрезвычайно мал . Для того чтобы вероят-
ность возросла настолько, чтобы к ней можно было относиться серьезно, должен
пройти огромный промежуток времени — во много, много раз больше возраста
Вселенной . Однако во Вселенной, которая живет вечно, это означает, что шансы
однажды все-таки пронаблюдать такой результат довольно велики — более того,
это неизбежно . Никакое скопление частиц не может существовать во Вселенной
вечно, не меняя своего состояния . Вывод из всего этого таков: материя всегда
найдет способ перейти в высокоэнтропийную конфигурацию, если таковая,
в принципе, существует . Это может быть туннелирование в форму черной дыры
или какие-то более приземленные варианты . Неважно, о каком комке материи
во Вселенной идет речь; он может увеличить свою энтропию, испарившись в раз-
реженный газ из частиц, уносящихся прочь в пустое пространство .
Энергия вакуума
Как мы обсуждали в главе 3, во Вселенной можно найти не только материю
и излучение, там есть также темная энергия, ответственная за ускорение Все-
ленной . Мы не можем точно сказать, что такое темная энергия, но среди кан-
дидатов на это звание в настоящее время лидирует «энергия вакуума», также
известная под названием космологической постоянной . Энергия вакуума — это
всего лишь постоянное значение энергии, присущей каждому кубическому
сантиметру пространства, которое остается неизменным в пространстве
и времени .
408
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Существование темной энергии одновременно и упрощает наши идеи от-
носительно высокоэнтропийных состояний в присутствии гравитации, и де-
лает их более изощренными . Я говорил, что естественное поведение материи —
рассеиваться по пустому пространству, которое, таким образом, становится
наиболее вероятным кандидатом на звание состояния с максимальной энтро-
пией . Во Вселенной, подобной нашей, где энергия вакуума мала, но все же
больше нуля, этот вывод становится еще более здравым . Положительная
энергия вакуума постоянно подталкивает расширение Вселенной, что под-
держивает общую тенденцию материи и излучения к рассеиванию . Если в те-
чение следующих нескольких лет человеческие существа сумеют создать машину
или лекарство, обеспечивающие бессмертие, то космологам на протяжении
своей бесконечной жизни придется наблюдать становящуюся все более пустой
Вселенную . Звезды будут умирать, черные дыры испаряться, и все сущее будет
разлетаться в стороны под воздействием ускорения, сообщаемого энергией
вакуума .
В частности, если темная энергия — это действительно космологическая
постоянная (а не что-то иное, что в конечном счете сойдет на нет), то мы можем
быть уверены в том, что Вселенную никогда больше не ожидает Большое сжа-
тие ни в какой форме . В конце концов, Вселенная не только расширяется, но
и ускоряется, и это ускорение будет продолжаться вечно . Данный сценарий —
и не будем забывать, что он остается наиболее популярным предсказанием
эволюции реального мира среди современных космологов, — ярко иллюстри-
рует причудливую природу нашего низкоэнтропийного прошлого . Мы рас-
сматриваем Вселенную, которая уже существовала какое-то фиксированное
время в прошлом, но которую ждет бесконечное будущее . Первые несколько
десятков миллиардов лет ее существования — это горячая, кипучая, сложная
и интересная неразбериха, за которой последует бесконечный период холодной,
пустой тишины . (За исключением редких статистических флуктуаций; см .
следующий раздел .) Хотя это не более чем интуитивное ощущение, кажется
излишним расточительством провести бесконечность в темном одиночестве
после относительно волнующих и захватывающих ранних лет в прошлом нашей
Вселенной .
Существование положительной космологической постоянной позволяет
нам доказать хотя бы частично строгое утверждение, вместо того чтобы без
конца развлекаться разнообразными мысленными экспериментами . Косми-
ческая теорема об отсутствии волос утверждает, что при традиционном
наборе «разумных предположений» Вселенная с положительной энергией
вакуума, включающая также несколько материальных полей, в конечном
Глава 13 . Жизнь Вселенной
409
счете проэволюционирует в пустую Вселенную, не содержащую ничего,
кроме энергии вакуума, — если, конечно, она просуществует достаточно
долго для того, чтобы энергия вакуума одержала верх . Другими словами,
космологическая постоянная всегда выигрывает .18
Окончательная Вселенная — пустое пространство с положительной энер-
гией вакуума — называется пространством де Ситтера в честь нидерландско-
го физика Виллема де Ситтера, одного из первых, после Эйнштейна, исследо-
вателей космологии в рамках общей теории относительности . Как мы уже
упоминали в главе 3, пустое пространство с нулевой энергией вакуума извест-
но как пространство Минковского, тогда как пустое пространства с отри-
цательной энергией вакуума — это пространство анти-де Ситтера . И хотя
пространство—время в пространстве де Ситтера пусто, оно благодаря поло-
жительной энергии вакуума все же искривлено . Энергия вакуума, как мы знаем,
постоянно подталкивает пространство к расширению . Если мы рассмотрим
в пространстве де Ситтера две частицы, изначально находящиеся в состоянии
покоя, то увидим, как вследствие расширения пространства они будут посте-
пенно отдаляться друг от друга . Аналогично, если мы посмотрим на их движе-
ние в прошлом, то увидим, что они сближались, замедляясь, так как простран-
ство между ними растягивалось .
-
Рис . 13 .8 . Три разные версии «пустого пространства» с разными значениями энергии
вакуума: пространство Минковского, где энергия вакуума равна нулю, пространство де Сит-
тера, где она положительна, и пространство анти-де Ситтера, где она отрицательна . В про-
странстве Минковского две частицы, первоначально находившиеся в покое, остаются не-
подвижными по отношению друг к другу; в пространстве де Ситтера они разлетаются,
а в пространстве анти-де Ситтера приближаются друг к другу . Чем больше значение энергии
вакуума, тем сильнее разлет или сближение 
|
|
|
410
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Все, о чем мы здесь ведем речь, указывает на то, что пространство де Сит-
тера должно служить конечной точкой космологической эволюции при поло-
жительной энергии вакуума и, следовательно, состоянием с самой высокой
энтропией, какое только можно себе представить в присутствии гравитации .
Это не строгое утверждение — текущий уровень развития науки пока недо-
статочно высок для того, чтобы делать строгие выводы касательно таких во-
просов, — но весьма многообещающее .
Возможно, вы задаетесь вопросом, как пустое пространство может обладать
высокой энтропией, ведь энтропия должна отражать число способов реорга-
низации микросостояний, а что нам реорганизовывать, если в наличии имеет-
ся только пустое пространство? Однако это та же самая загадка, с которой мы
уже сталкивались при изучении черных дыр . Ответ должен быть такой: суще-
ствует большое количество микросостояний, описывающих квантовые состо-
яния пространства самого по себе, даже когда оно пусто . Действительно, если
мы верим в голографический принцип, то можем присвоить конкретное зна-
чение энтропии, содержащейся в наблюдаемом объеме пространства де Сит-
тера . Это огромное число, и энтропия тем больше, чем меньше энергия вакуума .19
Наша собственная Вселенная эволюционирует по направлению к пространству
де Ситтера, энтропия каждого наблюдаемого участка которого составляет
около 10120 . (Тот факт, что это значение совпадает с энтропией, которую мы
получили бы, сколлапсировав всю материю в наблюдаемой Вселенной в черную
дыру, — совпадение . Это то же самое совпадение, что и факт, что плотность
материи и энергия вакуума в настоящее время примерно равны, несмотря на
то что материя доминировала в прошлом, а энергия вакуума будет доминировать
в будущем .)
Хотя пространство де Ситтера представляется допустимым кандидатом на
звание высокоэнтропийного состояния, идея энергии вакуума чинит препятствия
для наших попыток понять энтропию в контексте квантовой гравитации . Главная
проблема заключается в том, что эффективная энергия вакуума — значение,
которое вы бы фактически получили, измерив энергию вакуума в конкретном
событии пространства—времени, — может меняться, по крайней мере на какой-
то период времени . Космологи говорят об «истинном вакууме», в котором
энергия вакуума принимает минимальное возможное значение, и о различных
«ложных вакуумах», где эффективная энергия вакуума выше . Действительно, не
исключено, что прямо сейчас мы находимся в ложном вакууме . Идея о том, что
«высокая энтропия» непременно означает «пустое пространство», становит-
ся намного сложнее, когда выясняется, что пустое пространство может принимать
разные формы, соответствующие разным значениям энергии вакуума .
Глава 13 . Жизнь Вселенной
411
И это хорошо: мы не хотим, чтобы пустое пространство было состоянием
с самой высокой энтропией, какая только возможна, потому что мы живем не
там . В следующих двух главах мы посмотрим, не в силах ли разные значения
энергии вакуума каким-то образом помочь нам разобраться в загадках Вселен-
ной . Но сперва мы должны убедиться в том, что без выбора какой-то стратегии
использования ложных вакуумов нам должно казаться очень удивительным то,
что мы не живем во Вселенной, где кроме нас ничего больше нет . А это означа-
ет, что нам необходимо еще раз навестить гигантов, на плечах которых мы
стоим: Больцмана и Лукреция .