Страница 21 из 25
Если это и правда так, и энергия вакуума будет нашим вечным спутником, то предсказать даже самое далекое будущее нашей Вселенной несложно. В деталях возможны интересные неожиданности, но общая картина относительно проста.[51] Вселенная продолжит расширяться, охлаждаться и становиться все более и более разреженной. Далекие галактики будут убегать от нас все быстрее, а их красное смещение будет только увеличиваться. Промежутки времени между фотонами, прилетевшими к нам оттуда, будет становиться все больше, и в конце концов галактики исчезнут из виду. Во всей обозримой Вселенной не останется ничего, кроме нашей локальной группы галактик, связанных силой притяжения.
Галактики не вечны. Принадлежащие им звезды выжигают свои запасы ядерного топлива и умирают. Оставшиеся газ и пыль могут дать жизнь новым звездам, но рано или поздно будет достигнута точка убывающего плодородия, после чего все звезды в галактике умрут. Останутся только белые карлики (звезды, которые когда-то сияли, но теперь у них не осталось топлива), коричневые карлики (звезды, которые вообще никогда не сияли) и нейтронные звезды (которые раньше были белыми карликами, но под воздействием гравитации сколлапсировали). Эти объекты сами по себе могут быть стабильными или нет; наши текущие теоретические догадки говорят о том, что составляющие их протоны и нейтроны не могут быть идеально стабильными и в конечном итоге распадутся на более легкие частицы. Если это так (а надо признаться, что уверенности в этом нет), то разнообразные формы мертвых звезд со временем рассеются, превратившись в разреженный газ из частиц, разбегающихся в никуда. Это произойдет нескоро; считается, что от описанных событий нас отделяет примерно 1040 лет. Для сравнения: возраст текущей Вселенной — около 1010 лет.
Помимо звезд, существуют также черные дыры. У большинства крупных галактик, включая нашу, в центре находятся гигантские черные дыры. В галактике, сравнимой по размеру с Млечным Путем и состоящей приблизительно из 100 миллиардов звезд, масса черной дыры может превышать массу Солнца в несколько миллионов раз — невероятно много по сравнению с любой обычной звездой. По сравнению же с целой галактикой черная дыра невелика, но все же она продолжит расти, проглатывая любые горемычные звезды, которым не посчастливится в нее упасть. В конце концов звезд не останется. К этому моменту сама черная дыра начнет испаряться, испуская в пространство элементарные частицы. Это — потрясающее открытие Стивена Хокинга, которое он сделал в 1976 году. Мы подробнее поговорим об этом в главе 12: черные дыры совсем не такие черные. Они постоянно испускают частицы в окружающее их пространство, в процессе медленно теряя энергию, — благодаря квантовым флуктуациям, от которых никуда не деться. Если подождать достаточно долго — я имею в виду 10100 лет или около того, — то даже сверхмассивные черные дыры в центрах галактик испарятся, не оставив после себя и следа.
Как я уже говорил выше, в деталях могут быть определенные расхождения, но в целом картина долговременного прогноза остается неизменной. Прочие галактики убегают от нас и исчезают; наша галактика развивается и проходит через несколько различных стадий. В любом случае итог предопределен: жидкая кашица частиц, растворяющихся и исчезающих навсегда. В очень отдаленном будущем Вселенная снова станет чрезвычайно простым местом: она будет абсолютно пустой, настолько пустой, насколько вообще может быть пустым пространство. Это диаметральная противоположность горячему и плотному изначальному состоянию Вселенной; яркое космологическое проявление стрелы времени.
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 фундаментальных 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.[52] Космологи традиционно недооценивают значимость 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 граничного 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 головоломок, над которыми человечество бьется уже очень давно.
Однако для начала нужно более четко определиться, что же мы подразумеваем 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, гравитация 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 формулы, однако мы можем получить неплохую оценку для полной энтропии, 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 приблизительно 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 значением энтропии, которого можно добиться путем перестановки вещества во Вселенной, и именно в этом направлении все и развивается.[53]
Задача, стоящая перед нами, — объяснить эту историю, и в частности почему энтропия раннего состояния (1088) настолько ниже максимально возможной 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 события, 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 состояния, когда наблюдалась низкая энтропия. Это решающий шаг в попытке объяснить, почему все было так, а не иначе.
51
Фред Адамс и Грег Лафлин посвятили этому целую книгу, и я настоятельно рекомендую вам с ней ознакомиться (Adams, F., Laughlin, G. The Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity. New York: Free Press, 1999).
52
Хью Прайс очень уверенно раскритиковал эту тенденцию (Price, H. Time’s Arrow and Archimedes’ Point: New Directions for the Physics of Time. New York: Oxford University Press, 1996). Он обвинил космологов в двойных стандартах, так как к ранней Вселенной применяются критерии естественности, которые никто не стал бы использовать для поздней Вселенной, и наоборот. По мнению Прайса, непротиворечивая космология, управляемая симметричными во времени законами, должна описывать симметричную во времени эволюцию. Учитывая, что у Большого взрыва была низкая энтропия, в будущем должен случиться симметричный коллапс — Большое сжатие, также имеющее низкую энтропию. В такой Вселенной — она называется Вселенной Голда в честь Томаса Голда, знаменитого своей поддержкой теории стационарной Вселенной, — стрела времени изменила бы направление, как только Вселенная достигла бы максимального размера, и энтропия начала бы уменьшаться по направлению к Сжатию. Поскольку мы уже открыли темную энергию, подобный сценарий сейчас кажется совсем маловероятным. (В этой книге мы все же ответим на вызов Прайса, попытавшись представить, что время во Вселенной действительно симметрично на больших масштабах, и в далеком прошлом, точно так же, как в далеком будущем, у Вселенной высокая энтропия — что, очевидно, может быть правдой только в том случае, если история Вселенной начинается гораздо раньше Большого взрыва.)
53
На самом деле Вселенная не сколлапсирует в одну большую черную дыру. Как мы уже обсуждали выше, она попросту опустеет. Примечательно, однако, что в присутствии темной энергии даже у пустого пространства есть энтропия, и мы получаем то же значение (10120) для максимальной энтропии наблюдаемой Вселенной. Обратите внимание, что 10120 — это также величина расхождения между теоретической оценкой энергии вакуума и ее наблюдаемым значением. Это очевидное совпадение двух разных величин — уже знакомое нам совпадение между текущей плотностью вещества (связанной с максимальной энтропией) и плотностью энергии вакуума. В обоих случаях численное значение равно квадрату размера наблюдаемой Вселенной — примерно 10 миллиардов световых лет, разделенному на квадрат планковской длины.