Страница 6 из 48
Еще одно следствие второго начала термодинамики состоит в том, что если Вселенная вечна, то она должна была уже достичь термодинамического равновесия. И раз мы не находимся в состоянии максимальной энтропии, значит, Вселенная не могла существовать всегда. [13]
Гельмгольц не акцентировал этот второй вывод, а больше говорил о той части, которая касалась "смерти" (надо сказать, что такие настроения во многом поддерживались апокалиптической прозой конца XIX — начала XX века). Однако другие физики, в том числе такие титаны, как Людвиг Больцман [14], хорошо понимали эту проблему. Больцман видел выход в статистической природе второго начала. Даже если Вселенная действительно находится в состоянии максимального беспорядка, он может неожиданно чисто случайно уменьшиться. Такие события, называемые тепловыми флуктуациями, достаточно обычны в масштабе нескольких сотен молекул, но становятся все более невероятными по мере увеличения масштабов. Больцман предположил, что все наблюдаемое вокруг нас — это гигантская тепловая флуктуация в совершенно беспорядочной Вселенной. Вероятность возникновения такой флуктуации невыразимо мала. Однако даже невероятные вещи иногда случаются, если ждать достаточно долго, и они обязательно произойдут, если у вас в распоряжении бесконечное количество времени. Жизнь и наблюдатели могут существовать только в упорядоченных частях Вселенной, и это объясняет, почему нам повезло наблюдать столь неправдоподобно редкое событие [15].
Трудность больцмановского решения состоит в том, что упорядоченная часть Вселенной выглядит чрезмерно большой. Для существования наблюдателя хватило бы превращения хаоса в порядок на масштабах, близких к размерам Солнечной системы. Это было бы намного более вероятно, чем флуктуация размером в миллиарды световых лет, необходимая для существования наблюдаемой нами Вселенной.
Другая проблема, имеющая более длинную предысторию, возникает, если предположить, что Вселенная бесконечна, а звезды более или менее однородно распределены по всему ее пространству. В этом случае, в каком бы направлении мы ни взглянули на небо, луч зрения в конце концов неизбежно должен упираться в звезду. А значит, все небо должно постоянно и ослепительно светиться. Встает простой вопрос: почему ночью темно? Иоганн Кеплер в 1610 году первым обратил внимание на эту проблему и пришел к заключению, что Вселенная не может быть бесконечной.
Как проблема энтропии, так и парадокс ночного неба естественным образом разрешаются, если возраст Вселенной конечен. Если она возникла лишь определенное время назад и изначально пребывала в высокоупорядоченном состоянии (с низкой энтропией), тогда сегодня мы наблюдаем деградацию от этого состояния к хаосу и не должны удивляться, что состояние максимальной энтропии еще не достигнуто. Парадокс ночного неба разрешается, поскольку во Вселенной конечного возраста свету очень далеких звезд еще не хватило времени, чтобы дойти до нас. Мы можем наблюдать лишь звезды, находящиеся в пределах радиуса горизонта, равного рас стоянию, пройденному светом за время, равное возрасту Вселенной. Ясно, что число звезд в пределах этого радиуса конечно, даже если вся Вселенная бесконечна.
После таких аргументов как может хоть кто-то верить, что Вселенная существовала вечно? Но дело, конечно, в том, что идея возникновения космоса конечное время назад тоже порождает проблемы, способные поставить в тупик. Если Вселенная появилась в некоторый момент в прошлом, то чем определялись начальные условия Большого взрыва? Почему Вселенная началась с однородного и изотропного состояния? Ведь она могла возникнуть в любом другом. Должны ли мы приписать этот выбор Творцу? Неудивительно, что физики не торопились бросаться в объятия космологии Большого взрыва и предприняли множество попыток увильнуть от разрешения "проблемы начала".
Принимая неизбежное
Поначалу некоторые специалисты считали сингулярность Большого взрыва чисто формальным следствием предположений о строгой однородности и изотропности, которые Фридман использовал для решения уравнений Эйнштейна. Если в коллапсирующей Вселенной все галактики приближаются к нам по радиальным траекториям, то неудивительно, что они столкнутся в одном большом схлопывании. Но если движение галактик будет хоть немного отличаться от радиального, можно предположить, что они пронесутся друг мимо друга и начнут снова разлетаться. В таком случае сингулярности удастся избежать, а вслед за сжатием последует новое расширение. Была надежда, что таким способом удастся построить осциллирующую модель Вселенной без начала с чередующимися периодами расширения и сжатия.
Оказалось, однако, что притягивающая природа гравитации делает такой сценарий невозможным. Британские физики Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг, тогда еще аспиранты, доказали серию теорем, показывающих, что в очень широком диапазоне условий космологической сингулярности избежать нельзя. Основные предположения, использованные в этих доказательствах, состоят в том, что общая теория относительности Эйнштейна верна и что материя во всей Вселенной обладает положительными плотностью энергии и давлением. (Более строго: давление не должно столь существенно уходить в отрицательные значения, чтобы гравитация становилась отталкивающей.) Таким образом, пока мы держимся в рамках общей теории относительности и не предполагаем существования экзотической гравитационно отталкивающей материи, сингулярность будет при нас, а вопрос о начальных условиях останется неразрешенным.
Самой известной попыткой избежать этой проблемы была, без сомнений, теория стационарного состояния, выдвинутая в 1948 году в Кембриджском университете британским астрофизиком Фредом Хойлом и двумя австрийскими эмигрантами Германом Бонди и Томасом Голдом. Они настаивали, что в своих общих чертах Вселенная всегда остается неизменной, так что во всех местах и во все времена она выглядит более или менее одинаково. Может показаться, что этот взгляд находится в резком противоречии с расширением Вселенной: если расстояния между галактиками растут, как Вселенная может оставаться неизменной? Чтобы компенсировать расширение, Хойл с друзьями постулировали, что вещество постоянно создается из вакуума. Это вещество заполняет пустоты, открывающиеся между удаляющимися галактиками, так что на их месте могут формироваться новые. Кембриджские физики признавали что у них нет подтверждений спонтанного рождения материи, однако требуемый темп ее возникновения был столь низким — всего несколько атомов на кубический сантиметр в столетие, — что нет и наблюдений, свидетельствующих против него. Защищая свою теорию, они ссылались на то, что непрерывное возникновение материи, по их мнению, было ничуть не более сомнительным, чем одномоментное рождение всей материи в большом взрыве. Кстати, сам термин "Большой взрыв" был придуман именно Хойлом, когда он высмеивал конкурирующую теорию в популярном ток-шоу на радио "Би-Би-Си".
Впрочем, и теория стационарного состояния вскоре столкнулась с серьезными трудностями. Самые далекие галактики видны такими, какими они были миллиарды лет назад, поскольку столько времени нужно свету, чтобы добраться до нас. Если верна теория стационарного состояния и Вселенная в то время была такой же, как сегодня, тогда далекие галактики должны быть более или менее похожи на те, что наблюдаются в наших окрестностях. Однако по мере накопления данных становится все более очевидно, что находящиеся вдалеке галактики в действительности совсем другие и показывают отчетливые признаки своей молодости. Они меньше, имеют неправильные формы и населены очень яркими короткоживущими звездами. Многие из них являются мощными источниками радиоволн, что гораздо реже встречается среди близких к нам галактик. [16]По-видимому, нет никакой возможности объяснить эти наблюдения в рамках теории стационарного состояния.
13
Источник энергии звезд не был известен во времена Гельмгольца, но теперь мы знаем, что они сжигают ядерное топливо, превращая водород в гелий, а затем и в более тяжелые ядра. Это необратимый процесс, сопровождаемый повышением энтропии, и в конце концов звезды исчерпывают свое ядерное топливо. Некоторые звезды выключают свои ядерные двигатели без большой помпы и потом постепенно остывают, другие взрываются, распыляя газ по межзвездному пространству и оставляя после себя компактный остаток (нейтронную звезду или черную дыру). Выброшенный газ может повторно послужить для формирования нового поколения звезд, но раньше или позже поступления газа иссякнут, поскольку все большая его часть будет заканчивать свой путь в компактных звездных остатках. Спустя триллион лет галактики, вероятно, значительно потускнеют. Процесс постепенного угасания огней может порядком затянуться, но одно ясно: Вселенная, какой мы ее знаем, не может существовать вечно.
14
Больцман установил связь между энтропией и беспорядком, прояснив тем самым смысл второго начала термодинамики.
15
Идея больцмановских флуктуации — это, возможно, первый пример того, что позже стали называть антропной аргументацией (см. главу 13).
16
Первое убедительное свидетельство галактической эволюции было представлено в 1950-х годах кембриджским астрономом Мартином Райлом (Martin Ryle). Он обнаружил, что несколько миллиардов лет назад мощное радиоизлучение встречалось у галактик гораздо чаще, чем ныне.