Вечность. В поисках окончательной теории времени

В следующий раз, когда у вас возникнет необходимость скрасить пару часов в баре, на борту самолета или в очереди за справкой в районном отделении дорожной полиции, проведите время с пользой: попробуйте поспрашивать незнакомцев, что такое, по их мнению, время. Кстати, это было частью моих исследований во время подготовки к написанию книги, которую вы держите в руках. Думаю, вы услышите множество интересных ответов: «Время — это то, что движет нас вперед по жизни», «Время отделяет прошлое от будущего», «Время — это часть Вселенной» и прочие вариации на ту же тему. Мне больше всего понравилось такое определение: «Время — это то, благодаря чему мы знаем, что что-то происходит».

Все эти понятия верны лишь отчасти. И хотя облечь понятие времени в слова не так уж просто, в повседневной жизни мы, как и Святой Августин, справляемся с ним вполне успешно. Большинство людей умеют определять время по часам, могут оценить, сколько времени займет поездка из дома на работу или приготовление чашки кофе, и способны прийти на ужин с друзьями в назначенный час. Даже если у нас не получается дать четкое определение тому, что такое «время», на интуитивном уровне мы осознаем, что это и как оно работает.

Как и судья Верховного суда, столкнувшийся с вопиющим проявлением бесстыдства, мы прекрасно понимаем, что за явление происходит перед нами, и в большинстве случаев этого достаточно. Однако определенные аспекты времени все же остаются загадочными и непостижимыми. Итак, действительно ли мы знаем, что означает это слово?

Что мы понимаем под временем

Забудьте о космических кораблях, пусковых установках и стычках с внеземными цивилизациями. Если вам нужна леденящая душу история, по-настоящему создающая впечатление пребывания в чужеродной среде, то вы должны повернуть время вспять.

Конечно, можно было бы взять обычный сюжет и рассказать его наоборот: он заключения к началу. Этот литературный прием известен под названием «обратной хронологии» и далеко не нов: еще Вергилий применял его в своей «Энеиде». Однако для того чтобы грубо вытряхнуть читателей из уютного гамака привычного представления о времени, ваши герои должны во всей красе продемонстрировать, что такое «жить назад». Причина дискомфорта, вызываемого подобными описаниями, заключается в том, что все мы — реальные люди — испытываем течение времени одинаково благодаря непрерывному увеличению энтропии во Вселенной. Увеличение энтропии и определяет стрелу времени.

В Зазеркалье

Френсис Скотт Фицджеральд в своей «Загадочной истории Бенджамина Баттона», по которой не так давно сняли фильм с Брэдом Питтом в главной роли, рассказывает о жизни человека, родившегося стариком и с течением времени теряющего годы. В клинике, где Бенджамин появляется на свет, нянечки вполне предсказуемо впадают в страшное недоумение.

В рассказе нет упоминаний о том, как чувствовала себя при этом бедная миссис Баттон (хорошо, что хотя бы в киноверсии новорожденный Бенджамин размером с обычного младенца, пусть даже старого и покрытого морщинами).

Вследствие очевидной экстравагантности самой идеи течение времени в обратную сторону используется для создания комического эффекта. Алиса Льюиса Кэрролла, оказавшись в Зазеркалье, встречается с Белой Королевой и изумляется — оказывается, эта женщина умудряется жить одновременно вперед и назад во времени. Королева вдруг начинает вопить от боли и размахивать пальцем:

Кэрролл (не родственник[21]) играет на основополагающей характеристике времени — том факте, что причина всегда предшествует следствию. Описанная сценка заставляет нас улыбнуться, но в то же время служит напоминанием о том, какую важную роль стрела времени играет в формировании мироощущения.

Текущее вспять время может создавать не только комедийную картину, но и весьма трагичную. Роман Мартина Эмиса «Стрела времени» — классический пример описания жизни «в обратную сторону», даже с учетом того, что ассортимент произведений в данном стиле невелик.[22] Повествование идет от имени бестелесного создания, живущего внутри другого человека, Одило Унфердорбена. Хозяин тела проживает жизнь в привычном нам понимании — вперед во времени, однако для фантомного повествователя время течет в обратную сторону. Его первое воспоминание связано со смертью Унфердорбена. У него нет никакой власти над Унфердорбеном, и он не в состоянии контролировать его действия или обращаться к его воспоминаниям. Он всего лишь пассивно проживает жизнь в обратном порядке. В начале романа Унфердорбен предстает перед нами в роли врача, и на рассказчика его работа оказывает самое отталкивающее впечатление: пациенты забредают в пункт первой помощи, где сотрудники высасывают лекарства из их тел, срывают бинты и отправляют несчастных людей в ночь истекающими кровью и кричащими от боли. Однако ближе к концу книги мы узнаем, что Унфердорбен был ассистентом врача в Освенциме и занимался тем, что создавал жизнь из ничего, превращая химические вещества, электричество и мертвые тела в живых людей. Только теперь, думает рассказчик, все наконец-то встает на свои места.

Стрела времени

Существует веская причина, почему изменение относительного направления движения времени на обратное — такой эффективный художественный инструмент: в реальном, не воображаемом мире подобное, в принципе, невозможно. У времени есть направление, и направление времени одинаково для всех. Никому из нас не доводилось встречаться с персонажами, подобными Белой Королеве, которые помнят о том, что мы воспринимаем как «будущее», в противоположность (или в дополнение) к «прошлому».

Однако что же мы в действительности имеем в виду, когда говорим, что у времени есть направление, что стрела времени указывает из прошлого в будущее? Представьте себе воспроизведение фильма в обратную сторону. В целом довольно быстро становится понятно, что предстающее перед нами зрелище движется «не в ту сторону». Возьмем классический пример: ныряльщик в бассейне. Если после того, как человек нырнул, мы видим столб брызг и волны, расходящиеся по воде, значит, все нормально. Но если мы видим, что в бассейне внезапно появляются волны, а потом столб брызг выталкивает ныряльщика из толщи воды на трамплин, после чего волны сразу же успокаиваются, то нам становится понятно: видеозапись воспроизводится задом наперед.

Определенные события в реальном мире всегда происходят в одном и том же порядке. Порядок неизменен: нырок — всплеск — волны. Никогда мы не наблюдаем обратного процесса: волны — всплеск — выталкивание ныряльщика в воздух. Мы можем взять молоко и добавить его в чашку черного кофе; но невозможно взять кофе с молоком и разделить две жидкости. Подобные последовательности действий называются необратимыми процессами. Нам никто не мешает фантазировать о том, как такие процессы выглядели бы, поверни мы их вспять, но если нам вдруг действительно приведется увидеть что-то подобное, мы сразу же заподозрим в них кинематографические трюки и точно не воспримем их как достоверное отражение реальности.

Необратимые процессы — это самая суть стрелы времени. Одни последовательности событий возможны, другие нет. Важно также, что порядок событий — насколько мы можем судить об этом — един во всей наблюдаемой Вселенной. Возможно, когда-нибудь в какой-нибудь далекой солнечной системе мы найдем планету, населенную разумными существами, но мы не ожидаем, что для них будет обычным делом взять и разделить молоко и кофе (или их туземные аналоги) несколькими небрежными взмахами ложкой. Почему это нас не удивляет? Вселенная огромна; почему бы событиям не происходить в разных ее частях в разных последовательностях? Однако это невозможно. Для определенных типов процессов — грубо говоря, сложных действий, включающих множество индивидуальных движущихся частей, — существует некий допустимый порядок, каким-то образом встроенный в саму ткань бытия.

Стрела времени — центральная формирующая метафора пьесы Тома Стоппарда «Аркадия». Вот как Томасина, юное дарование, намного опередившее свое время, объясняет это понятие своему учителю:

Таким образом, стрела времени в нашей Вселенной существует, и от этого никуда не деться. Возможно даже, что это основополагающая характеристика нашей Вселенной; тот факт, что вещи случаются в таком порядке, как мы привыкли их видеть, но не в обратном, неразрывно связан с тем, как мы привыкли жить в нашем мире. И все же, почему так? Почему мы живем во Вселенной, где X часто случается после Y, но Y никогда не происходит вслед за X?

Ответ лежит в концепции «энтропии», о которой я упоминал выше. Так же как энергия и температура, энтропия сообщает нам что-то о текущем состоянии физической системы, и в частности позволяет оценить, насколько система беспорядочна. У пачки аккуратно сложенных один на другой листов бумаги низкая энтропия; у той же пачки бумаги, хаотично разбросанной по столу, энтропия высокая. Энтропия чашки кофе, рядом с которой мы держим ложку молока, низкая, так как в данной системе существует четкое упорядоченное разделение молекул на «молоко» и «кофе». После смешивания энтропия этих двух жидкостей становится относительно высокой. Все необратимые процессы, позволяющие говорить о существовании стрелы времени, — мы можем превратить яйца в омлет, но невозможно собрать омлет обратно в яйца; духи распыляются по помещению, но не втягиваются обратно во флакон; кубики льда тают в воде, но в чашках с теплой водой не происходит спонтанного формирования кубиков льда, — обладают одним общим свойством: энтропия в них увеличивается, то есть система переходит из упорядоченного состояния в беспорядочное. Всякий раз, когда мы осмеливаемся побеспокоить Вселенную, мы увеличиваем ее энтропию.

Одной из основных задач этой книги является объяснение, как такое понятие, как энтропия, связывает в единое целое такой разнородный набор явлений. После этого мы углубимся в выяснение того, что же такое эта самая «энтропия» и почему она непрерывно увеличивается. Наша конечная цель — задать себе фундаментальный вопрос, стоящий перед современной физикой: почему в прошлом энтропия была так низка, что способна с тех пор постоянно увеличиваться?

Будущее и прошлое как верх и низ

Однако в первую очередь нам следует поразмышлять над более глобальным вопросом: действительно ли стоит удивляться тому, что определенные вещи происходят во времени в одном направлении, но не в противоположном? Кто вообще сказал, что порядок следования событий должен быть неизменным?

Давайте думать о времени как о некоторой метке, отмечающей события по мере того, как они происходят. В этом отношении время подобно пространству — они оба помогают нам находить вещи во Вселенной. Но между временем и пространством существует коренное различие: по своей природе все направления в пространстве равноправны, тогда как направления во времени (а именно «прошлое» и «будущее») совершенно непохожи. Здесь, на Земле, очень просто определять направления в пространстве: компас подсказывает, движемся мы на север, на юг, на восток или на запад, и ни у кого не возникает проблем с тем, чтобы сказать, где находится верх, а где низ. Но это не отражение каких-то глубоких базовых законов природы — все дело в том, что мы живем на гигантской планете и определяем различные направления относительно нее. Если бы вы парили в скафандре где-то в открытом космосе, вдалеке от любых планет, то все направления в пространстве были бы неразличимы: не было бы предпочтительных направлений «вверх» и «вниз».

Технически это означает, что законы природы характеризуются симметрией: все направления в пространстве абсолютно равноценны. «Перевернуть направление» в пространстве достаточно просто — сделайте фотографию и напечатайте снимок в зеркальном отражении или же просто-напросто посмотритесь в зеркало. Чаще всего отражение оказывается совершенно непримечательным. Сразу же напрашивается контрпример — письменный текст; в этом случае очень легко определить, смотрим мы на нормальное или на перевернутое изображение. Но для письма, как и для Земли, существует предпочтительное направление (вы читаете строчки в этой книге слева направо). Однако изображения большинства сцен, в которых отсутствуют человеческие творения, выглядят одинаково «естественно» как в исходном представлении, так и в зеркальном отражении.

Попробуем сравнить это со свойствами времени. Эквивалентом зеркального отражения картинки (изменения направления в пространстве на обратное) является «воспроизведение фильма задом наперед» (изменение направления времени на обратное). Во втором случае легко догадаться, что направление времени изменено: необратимые процессы, определяющие стрелу времени, происходят в другую сторону. Каково же происхождение этого коренного различия между пространством и временем? Хотя наличие Земли у нас под ногами определяет «стрелу пространства», указывая на «верх» и «низ», очевидно, что это локальное, ограниченное явление, а не отражение фундаментальных законов природы. Мы можем вообразить себя в космосе, где нет предпочтительных направлений. Однако фундаментальные законы природы не определяют предпочтительное направление и во времени тоже — в этом смысле оно ничем не отличается от пространства. Если мы ограничим наше рассмотрение очень простыми системами всего с несколькими движущимися частями, движение которых отражает базовые законы физики, а не наши запутанные локальные условия, то стрела времени исчезнет: мы не сможем сказать, воспроизводится фильм обычным способом или же его крутят задом наперед. Вспомните люстру Галилео, спокойно покачивающуюся вперед и назад. Если бы вам показали съемку этой люстры, то вы не смогли бы определить, в какую сторону прокручивается кинопленка — движение люстры настолько простое, что совершенно одинаково выглядит в обоих направлениях во времени.

^{Рис. 2.1. Земля определяет предпочтительное направление в пространстве, а Большой взрыв определяет предпочтительное направление во времени}

Таким образом, по крайней мере насколько мы можем об этом судить, существование стрелы времени нельзя считать свойством фундаментальных законов физики. Скорее, аналогично ориентации вверх — вниз в пространстве, определяемой Землей, предпочтительное направление времени также иллюстрирует характеристики нашего окружения. Если речь идет о времени, то мы говорим не о пространственной близости к какому-то влиятельному объекту — нет, в этом случае важнейшую роль играет временна́я близость к влиятельному событию: зарождению Вселенной. Источник нашей обозримой Вселенной — горячее и плотное состояние, известное под названием Большой взрыв, — обладал крайне низкой энтропией. Влияние этого события ориентирует нас во времени, точно так же, как присутствие Земли ориентирует нас в пространстве.

Самый надежный закон природы

Принцип, определяющий существование необратимых процессов, сформулирован во втором начале термодинамики:

(Первое начало утверждает, что полная энергия остается постоянной.[24]) Многие считают второе начало самым надежным среди всех открытых человечеством физических законов. Если бы вас попросили спрогнозировать, какой из принятых в настоящее время физических принципов останется в силе и через тысячу лет, то вы с уверенностью могли бы поставить на второе начало термодинамики. Сэр Артур Эддингтон, ведущий астрофизик начала XX века, высказался об этом довольно категорично:

Чарльз Перси Сноу, британский интеллектуал, физик и романист, вероятно, наиболее известен благодаря широкой пропаганде собственного убеждения, что «две культуры» естественных и гуманитарных наук отдалились друг от друга, но обе они должны быть частями нашего общего цивилизованного мира. Когда его спросили, какой основополагающий научный факт должен быть известен любому образованному человеку, он тоже выбрал второе начало термодинамики:

Уверен, барон Сноу пользовался успехом на коктейльных вечеринках в Кембридже. (Справедливости ради замечу, что позднее он сам признался в том, что даже физики не до конца понимают второе начало термодинамики.)

Наше современное определение энтропии было предложено австрийским физиком Людвигом Больцманом в 1877 году. Однако понятие энтропии и ее использование во втором начале термодинамики отсылает нас к немецкому физику Рудольфу Клаузиусу в 1865 год. А само второе начало было сформулировано еще раньше — французским военным инженером Николя Леонаром Сади Карно в 1824 году. Но как Клаузиус умудрился использовать энтропию во втором начале, не зная определения, и как Карно сумел сформулировать второе начало, вообще не используя понятие энтропии?

Девятнадцатый век был выдающейся эпохой в истории развития термодинамики — учении о теплоте и ее свойствах. Пионеры термодинамики изучали взаимодействие температуры, давления, объема и энергии между собой. Их интерес ни в коем случае не был абстрактным — дело происходило при зарождении промышленной эры, и в немалой степени этих ученых вдохновляло желание построить лучшие паровые двигатели.

Сегодня ученые понимают, что теплота — это форма энергии и что температура объекта представляет собой всего лишь меру средней кинетической энергии (энергии движения) атомов объекта. Однако в XIX веке ученые не верили в атомы, и они не очень хорошо понимали, что такое энергия. Карно, чью гордость ранил тот факт, что технология паровых двигателей англичан намного превосходила то, что могли предложить французы, поставил себе целью понять, насколько эффективным может быть такой двигатель: сколько полезной работы он может произвести, сжигая определенный объем топлива. Он доказал, что у этой эффективности есть фундаментальный предел. Сделав интеллектуальный скачок от реальных машин к идеализированным «паровым двигателям», Карно продемонстрировал, что существует наилучший двигатель, умеющий производить больше всего работы на определенном количестве топлива, функционируя при определенной температуре. Его главной идеей, что неудивительно, стала минимизация потерь тепла. Для нас тепло полезно, оно обогревает наши дома в холодную зиму, однако оно не помогает выполнять то, что физики называют «работой», — перемещать что-нибудь вроде клапана или маховика с место на место. Карно понял, что даже самый эффективный из реально возможных двигателей все равно не будет идеальным; какое-то количество энергии будет теряться во время работы. Другими словами, работа парового двигателя — это необратимый процесс.

Таким образом, Карно осознал, что двигатели совершали что-то, что невозможно было отменить. И уже Клаузиус в 1850 году понял, что данный факт отражает закон природы. Он сформулировал свой закон так: «Теплота не может спонтанно начать течь от холодных тел к теплым». Наполните воздушный шар горячей водой и погрузите его в холодную воду. Каждый знает, что температуры начнут выравниваться: вода в воздушном шаре будет остывать, а вода в емкости, куда его погрузили, станет нагреваться. Противоположный процесс невозможен. Физическая система стремится к достижению равновесия — состоянию покоя, которое максимально однородно, а температуры всех его составляющих одинаковы. Благодаря этой догадке Клаузиус сумел заново получить те же результаты Карно для паровых двигателей.

Так каким же образом закон Клаузиуса (теплота не течет спонтанно от холодных тел к горячим) связан со вторым началом термодинамики (энтропия не уменьшается спонтанно)? Ответ прост: это один и тот же закон. В 1865 году Клаузиус переформулировал свой исходный принцип, используя новую величину, которой он дал название «энтропия». Рассмотрим постепенно остывающий объект, то есть объект, передающий тепло в окружающую среду. В каждый момент этого процесса возьмем количество потерянной теплоты и разделим на температуру объекта. Энтропия — это накопленное значение этой величины (количества теплоты, поделенного на температуру тела) за весь период действия процесса. Клаузиус доказал, что стремление теплоты покидать горячие объекты и перетекать к холодным в точности эквивалентно заявлению о том, что энтропия замкнутой системы может только увеличиваться и никогда не уменьшается. Состояние равновесия — это всего лишь такое состояние, в котором энтропия достигла максимального значения и ей некуда больше деваться; у всех соприкасающихся объектов одинаковая температура.

Если предыдущее объяснение вам кажется несколько абстрактным, то энтропию можно описать и гораздо более простыми словами: энтропия измеряет бесполезность определенного количества энергии.[27] У галлона бензина есть энергия, и она полезна, — мы можем заставить ее работать. Процесс сжигания бензина для обеспечения работы двигателя не меняет полную энергию; если тщательно отслеживать все происходящее, то будет понятно, что энергия остается постоянной.[28] Однако с течением времени эта энергия становится все более бесполезной. Она превращается в теплоту и шум, а также в движение транспортного средства, на котором установлен двигатель, и даже это движение в конечном счете замедляется из-за трения. Пока энергия превращается из полезной в бесполезную, энтропия увеличивается.

Второе начало термодинамики не подразумевает, что энтропия системы никогда не может уменьшаться. Например, мы могли бы изобрести машину, которая отделяла бы молоко от кофе. Но хитрость в том, что уменьшить энтропию одной вещи можно, лишь увеличив энтропию вокруг нее. У нас, людей, и у машин, которые мы могли бы применять для разделения молока и кофе, у еды и топлива, которые мы потребляем, — у всего этого есть энтропия, которая неизменно будет увеличиваться. Физики проводят различие между открытыми системами — объектами, которые взаимодействуют с внешним миром, обмениваясь энтропией и энергией, — и замкнутыми системами — объектами, которые, по сути, изолированы от внешнего влияния. В открытой системе, такой как кофе с молоком, которые мы помещаем в нашу машину, энтропия, несомненно, может уменьшиться. Однако в замкнутой системе, скажем, включающей кофе с молоком, а также машину, оператора машины, топливо и т. д., — энтропия всегда будет увеличиваться или, в крайнем случае, оставаться постоянной.

Возвышение атомов

Великолепные догадки Карно, Клаузиуса и их коллег о сути термодинамических явлений лежат все же в области «феноменологических» размышлений. Эти ученые видели общую картину, но не понимали механизмов, которыми она управляется. В частности, они не знали о существовании атомов, поэтому не могли рассматривать температуру, энергию и энтропию как свойства микроскопической среды; они мыслили о них как о реальных объектах, которые существуют сами по себе. В те дни, в частности, довольно распространено было представление об энергии как о некой жидкости, умеющей перетекать из одного тела в другое. У этой «энергии-жидкости» даже было свое название: «теплород». И такого уровня понимания было совершенно достаточно для формулировки законов термодинамики.

Однако в ходе XIX века физики постепенно убеждались, что многие виды материи, с которыми мы имеем дело в реальном мире, можно рассматривать как различные конфигурации фиксированного числа одних и тех же элементарных составляющих — атомов (на самом деле в вопросе принятия атомной теории физиков в то время опережали химики). Это не новая идея, о ней упоминал еще Демокрит и другие мыслители античной Греции, но именно в XIX веке она завоевала популярность и начала развиваться по одной простой причине: только существование атомов могло объяснить многие наблюдаемые свойства химических реакций, которые до этого приходилось принимать как данность. Ученым нравится, когда одна простая идея способна объяснить широкий диапазон наблюдаемых явлений.

Сегодня роль демокритовых атомов играют элементарные частицы, такие как кварки и лептоны, однако идея остается неизменной. То, что современный ученый называет атомом, — это самая маленькая частица материи, которая может выступать как отдельный химический элемент, такой как углерод или азот. Но теперь мы понимаем, что атомы — не неделимые частицы; они состоят из электронов, вращающихся вокруг атомного ядра, а ядро состоит из протонов и нейтронов, которые, в свою очередь, представляют собой различные комбинации кварков. Поиск правил, которым подчиняются эти элементарные строительные кирпичики материи, часто называют «фундаментальной» физикой, хотя более точным (и менее напыщенным) было бы название «элементарная» физика. Впредь я буду использовать термин «атом» в установившемся в XIX веке смысле — как определение химического элемента, а не согласно существовавшему в Древней Греции пониманию об элементарных частицах.

Фундаментальные законы физики обладают одной потрясающей особенностью: несмотря на то что они управляют поведением всей материи во Вселенной, вам не нужно знать их для того, чтобы жить обычной жизнью и справляться с повседневными задачами. Более того, вам было бы чрезвычайно затруднительно обнаружить их всего лишь на основе непосредственного опыта. Так происходит потому, что очень большие наборы частиц подчиняются отдельным, независимым правилам поведения, не привязанным к мелкомасштабным структурам, образующим окружающие нас объекты. Глубинные правила, действующие на эти структуры, называют микроскопическими, или просто фундаментальными, тогда как специальные правила, применимые только к большим системам, — это макроскопические, или эмергентные, правила. Без сомнения, поведение температуры, тепла и т. д. поддается описанию в терминах атомов; это предмет изучения особой дисциплины, называемой статистической механикой. Однако точно так же можно разобраться в поведении этих явлений, не зная об атомах абсолютно ничего. Именно этот феноменологический подход, называемый термодинамикой, мы обсуждаем в этой главе. В физике очень часто случается так, что в сложных макроскопических системах возникают динамические закономерности, являющиеся следствием из микроскопических правил. Несмотря на то что зачастую об этом говорят совсем иначе, никакой конкуренции между фундаментальной физикой и изучением эмергентных явлений нет; это две захватывающие области науки, и развитие обеих принципиально важно для понимания того, как устроен мир вокруг нас.

Одним из первых физиков, поддержавших атомную теорию, был шотландец Джеймс Клерк Максвелл, которому мы также должны быть благодарны за окончательную формулировку современной теории электричества и магнетизма. Максвелл совместно с Больцманом в Австрии (и продолжая работу многих других ученых) использовал идею атомов для объяснения поведения газов в рамках того, что было в то время известно под названием кинетической теории. Максвеллу и Больцману удалось установить, что атомы газа, заключенного в контейнер и содержащегося при определенной температуре, характеризуются определенным распределением скоростей: столько-то атомов двигаются быстро, столько-то медленно и т. д. Конечно же, эти атомы ударяются о стенки контейнера, каждый раз оказывая на нее крошечное воздействие. У суммарного влияния этих крошечных сил есть название: это всего-навсего давление газа. Таким образом, кинетическая теория объяснила свойства газов с помощью более простых правил.

Энтропия и беспорядок

Величайшим триумфом кинетической теории стало ее применение Больцманом для толкования энтропии на микроскопическом уровне. Больцман заметил, что при рассмотрении какой-то макроскопической системы мы не обращаем особого внимания на конкретные свойства каждого отдельного атома. Предположим, перед нами стоит стакан с водой, и кто-то украдкой заменяет несколько молекул воды, не изменяя при этом общие температуру, плотность и другие свойства системы. В таком случае мы не заметим подмены. Множество различных конфигураций атомов неразличимы с нашей, макроскопической точки зрения. Однако также Больцман обратил внимание на то, что объекты с низкой энтропией намного более чувствительны к изменению этих конфигураций. Если вы возьмете яйцо и начнете менять местами кусочки желтка и белка, то очень скоро изменения станут заметны. Системы, обладающие низкой энтропией, гораздо проще изменить путем перестановки атомов, в то время как системы с высокой энтропией устойчивы к подобным воздействиям.

Таким образом, Больцман взял понятие энтропии, которую Клаузиус и другие называли мерилом бесполезности энергии, и переформулировал ее в терминах атомов:

^{Рис. 2.2. Памятник на могиле Людвига Больцмана на центральном кладбище Вены. Высеченное на могильном камне уравнение:}[30] ^{S = k log W — это формула Больцмана, связывающая энтропию с количеством перестановок микроскопических частей системы, которые можно совершить без изменения ее макроскопического состояния (подробнее об этом — в главе 8)}

Трудно переоценить важность этой догадки. До Больцмана энтропию рассматривали как феноменологическую термодинамическую величину, которая живет по собственным правилам (например, подчиняется второму началу термодинамики). Благодаря Больцману стало возможно вывести свойства энтропии из более глубоких базовых принципов. В частности, внезапно становится совершенно ясно, почему энтропия увеличивается:

По крайней мере, эта формулировка сразу расставляет все по местам. Тем не менее она основана на принципиально важном допущении о том, что вначале у системы энтропия низкая. Если мы возьмем в качестве примера систему с высокой энтропией, то она будет находиться в равновесии — в ней вообще ничего не будет происходить. Слово «вначале» подразумевает асимметрию направлений времени, давая прошлому преимущество перед будущим. Эта цепочка рассуждений отсылает нас в самое начало времен, к низкой энтропии Большого взрыва. По какой-то причине из великого множества способов скомпоновать все составляющие Вселенной в самом начале был выбран только один — Вселенная находилась в особой, исключительной конфигурации с низкой энтропией.

Если отбросить эту оговорку, то не остается сомнений в том, что определение понятия энтропии, предложенное Больцманом, стало огромным скачком вперед в понимании стрелы времени. Однако и у этого скачка была своя цена. До открытий Больцмана второе начало термодинамики не вызывало сомнений — это был безусловный закон природы. Но у определения энтропии в терминах атомов есть важное следствие: энтропия не обязательно возрастает даже в замкнутой системе; она всего лишь с большой вероятностью будет увеличиваться (даже с подавляющей вероятностью, как мы видим, но все же). Предположим, у нас есть контейнер с газом, равномерно распределенным по нему и имеющим состояние с высокой энтропией. Если мы подождем достаточно долго, хаотичное движение атомов в конечном итоге приведет к тому, что все они — всего лишь на мгновение — окажутся вплотную к одной из стенок контейнера. Это называется статистической флуктуацией. Однако если вплотную заняться цифрами, то подсчеты покажут, что время, в течение которого имеет смысл ожидать такого статистического колебания, намного превышает возраст Вселенной. На практике мы вряд ли когда-нибудь застанем подобное событие. Тем не менее оно вероятно.

Некоторым людям это не нравилось. Они хотели, чтобы второе начало термодинамики было совершенно и абсолютно нерушимым, им претил тот факт, что это всего лишь утверждение, которое «истинно большую часть времени». Предположение Больцмана повлекло за собой массу споров и разногласий, однако в наши дни оно общепризнано.

Энтропия и жизнь

Все это очень увлекательно, по крайней мере для физиков. Однако следствия этих идей выходят далеко за пределы паровых двигателей и чашек кофе. Стрела времени заявляет о своем существовании самыми разными способами: наши тела с возрастом меняются, мы помним прошлое, а не будущее, следствие всегда появляется после причины. Оказывается, все эти явления можно отнести на счет второго начала термодинамики. Энтропия в буквальном смысле обеспечивает возможность существования жизни.

Основной источник энергии для жизни на Земле — это солнечный свет. Как объяснил нам Клаузиус, теплота естественным образом переносится от горячего объекта (Солнца) к более холодному (Земле). Однако если бы этим все и заканчивалось, то довольно скоро два объекта пришли бы в состояние равновесия друг относительно друга — достигли бы одинаковой температуры. В действительности так бы и произошло, если бы Солнце занимало все небо, а не было бы для нас небольшим диском с угловым диаметром около одного градуса. Да, в этом случае мы бы увидели очень грустный мир. Он был бы абсолютно непригоден для существования жизни — и не только из-за чрезвычайно высокой температуры, а потому что этот мир был бы статичным. Ничто никогда не менялось бы в мире, достигшем равновесия.

В реальной Вселенной наша планета не нагревается до температуры Солнца, потому что Земля непрерывно теряет тепло, излучая его в окружающее космическое пространство. При этом единственная причина, почему это возможно, как не преминул бы отметить Клаузиус, заключается в том, что космическое пространство намного холоднее Земли.[31] Таким образом, именно благодаря тому, что Солнце — это всего лишь горячее пятно на холодном небе, Земля не нагревается без перерыва, а вместо этого впитывает энергию Солнца, преобразует ее и излучает в космос. В ходе этого процесса, разумеется, энтропия увеличивается; у фиксированного объема энергии в форме солнечного излучения энтропия намного меньше, чем у того же объема энергии в форме излучения Земли.

Этот процесс, в свою очередь, объясняет, почему биосфера Земли — далеко не статичное место.[32] Мы получаем энергию от Солнца, но это не означает, что она нагревает и нагревает нас, пока мы не достигнем равновесия; солнечная энергия — это излучение с очень низкой энтропией, поэтому мы можем использовать ее для своих нужд, а затем высвобождать, уже в форме излучения с высокой энтропией. Все это возможно исключительно потому, что у Вселенной в целом и у Солнечной системы в частности в настоящее время относительно низкая энтропия (а раньше она была еще ниже). Если бы Вселенная была близка к температурному равновесию, в ней не происходили бы никакие процессы.

Ничто хорошее не вечно. Наша Вселенная является таким оживленным местом как раз потому, что энтропии есть куда увеличиваться — до тех пор, пока не будет достигнуто состояние равновесия, в котором все застопорится. Однако и это нельзя считать неизбежным. Возможно, энтропия Вселенной будет возрастать бесконечно. Или, наоборот, в какой-то момент энтропия достигнет максимального значения и остановится. Последний сценарий известен под названием тепловой смерти Вселенной, и предположение о таком конце возникло достаточно давно, в 1850-х годах, наряду с другими поразительными открытиями в термодинамике. Например, Уильям Томсон, лорд Кельвин — британский физик и инженер, сыгравший важную роль в прокладке первого трансатлантического телеграфного кабеля, в моменты рефлексии размышлял о будущем Вселенной:

Здесь лорд Кельвин, можно сказать, предвосхитил будущее, указав на центральный вопрос всех дискуссий подобного рода, к которому мы также будем возвращаться на протяжении всей книги: способность Вселенной расширяться — конечна или бесконечна? Если конечна, то однажды, когда вся полезная энергия будет преобразована в бесполезные формы энергии, обладающие высокой энтропией, Вселенную ждет тепловая смерть. Но если энтропия может увеличиваться бесконечно, мы можем, по крайней мере, предположить возможность бесконечного роста и развития Вселенной в том или ином виде.

В своем знаменитом рассказе «Энтропия» Томас Пинчон заставил своих героев применить уроки термодинамики к социальному окружению.

До сих пор ученым не удалось подтвердить правоту ни одной из существующих точек зрения; будет ли Вселенная расширяться вечно или однажды она все же успокоится в безмятежном состоянии равновесия — сказать невозможно.

Почему мы не помним будущее?

Итак, стрела времени описывает не только простые механические процессы; это неотъемлемое свойство самой жизни. Кроме того, от стрелы времени зависит важнейшее качество сознания человека — тот факт, что мы помним прошлое, но не будущее. Согласно фундаментальным законам физики, прошлое и будущее абсолютно равнозначны, однако с точки зрения обычного человека, смотрящего на жизнь обычным взглядом, более непохожих вещей не найти. Образы прошлого хранятся у нас в голове в форме воспоминаний. Что же касается будущего, мы можем лишь что-то прогнозировать, однако никакие прогнозы не могут быть настолько же достоверными, как воспоминания о прошлом.

В конечном счете причина, почему у нас в голове формируется надежная память о прошлом, заключается в том, что в прошлом энтропия была ниже. В сложной системе, такой как Вселенная, базовые компоненты могут сложиться в несметное множество конфигураций вида «вы, с определенными воспоминаниями о прошлом, плюс вся остальная Вселенная». Если все, что вам известно, — это то, что вы существуете прямо сейчас и что у вас есть воспоминание о походе на пляж летом между шестым и седьмым классами, то у вас просто-напросто недостаточно информации, чтобы сделать достоверное заключение о том, что тем летом вы действительно ходили на пляж. Гораздо более вероятно, что ваше воспоминание об этом — всего лишь случайная флуктуация, как комната, в которой весь воздух скопился у одной стены. Для того чтобы воспоминания имели смысл, необходимо предположить, что Вселенная также была упорядочена определенным образом — что энтропия была ниже в прошлом.

Представьте, что вы идете по улице и замечаете на тротуаре разбитое яйцо. По виду растекшегося содержимого понятно, что яйцо лежит здесь совсем недолго. Предположение о том, что раньше энтропия была ниже, позволяет нам с уверенностью заявить, что буквально несколько минут назад яйцо было целым, но кто-то уронил его и разбил. Если говорить о будущем, то у нас нет никаких причин предполагать, что энтропия будет уменьшаться, и, таким образом, мы не можем предсказать судьбу этого яйца — слишком уж много вариантов развития событий. Возможно, оно останется на асфальте и покроется плесенью, возможно, кто-то смоет его с тротуара, а может быть, пробежит собака и съест его (маловероятно, что оно вдруг спонтанно пересоберется обратно в неразбитое яйцо, но, строго говоря, и такой исход тоже вероятен). Яйцо на тротуаре — как воспоминание в вашем мозге; это летопись события, случившегося ранее, но лишь в предположении, что и энтропия тогда была ниже.

Успешно отделять прошлое от будущего нам также позволяет связь «причина — следствие». В частности, причины случаются первыми (раньше по времени), а следствия происходят вслед за ними. Именно поэтому Белая Королева кажется нам такой нелепой дамой: как она может кричать от боли еще до того, как уколет палец? И снова виной всему энтропия. Представьте себе ныряльщика, прыгающего в бассейн, — всплеск воды всегда следует за прыжком. Согласно микроскопическим законам физики, можно перегруппировать молекулы воды (а также окружающего воздуха, в котором распространяется звук) таким образом, чтобы произошел «антивсплеск» и вода вытолкнула бы ныряльщика из бассейна. Точность выбора позиции и скорости каждого отдельного атома при этом должна быть невообразимо высокой: если выбрать случайную конфигурацию всплеска, то вероятность того, что микроскопические силы при этом объединятся правильным образом и вытолкнут ныряльщика, будет близка к нулю.

Другими словами, одно из различий между «следствиями» и «причинами» — то, что «следствия» обычно подразумевают увеличение энтропии. Если два бильярдных шара столкнутся и раскатятся в разные стороны, энтропия не изменится и мы не сможем указать ни на один из шаров как на явную причину взаимодействия. Однако если в начале игры вы ударите кием по битку, чтобы разбить пирамиду (и тем самым вызвать заметное увеличение энтропии), то смело сможете сказать, что именно биток заставил шары раскатиться, несмотря на то что перед законами физики все шары равны.

Искусство возможного

В предыдущей главе мы сравнивали блочное представление о времени, в котором вся четырехмерная история мира, прошлое, настоящее и будущее одинаково реальны, с точкой зрения презентистов, что только текущий момент по-настоящему реален. Однако существует еще одна концепция, которую иногда называют поссибилизмом: текущий момент существует, и прошлое существует, но будущее (еще) не существует.

Идея о том, что прошлое существует — в противоположность несуществующему будущему, великолепно согласуется с нашим неформальным пониманием того, что такое время и как оно работает. Прошлое уже произошло, в то время как будущее нам еще предстоит испытать: мы можем прикинуть возможные варианты будущих событий, но не знаем, какой в итоге окажется реальность. Конкретнее, когда мы говорим о прошлом, у нас есть возможность обратиться к собственным воспоминаниям или записям, описывающим прошедшие события. Какие-то записи будут более надежными, какие-то менее, но в целом они фиксируют реальность прошлого в форме, которая для будущего попросту недоступна.

Попробуйте вообразить такую картинку: ваш супруг или супруга говорит: «Давай поменяем планы на отпуск в следующем году? Вместо того чтобы лететь в Канкун, давай бросим все и рванем в Рио!» Вы можете согласиться или не согласиться с этим предложением, но если вы все же решите поменять планы, то стратегия реализации этого решения будет очень простой: вы забронируете новые авиабилеты, закажете номер в другом отеле и т. д. Но если вы услышите: «Давай поменяем планы на отпуск в прошлом году! Как будто мы не ездили в Париж, а бросили все и рванули в Стамбул»? В этом случае ваша стратегия будет совершенно иной: вы подумаете о том, как аккуратно намекнуть на необходимость похода к врачу, а не о том, как изменить уже реализованные отпускные планы. Прошлое прошло, оно осталось в летописях, и не в наших силах изменить его. Таким образом, совершенно логично относиться к прошлому и будущему по-разному. Философы говорят о различии между Бытием — существованием в мире — и Становлением — динамическом процессе изменения, привносящем реальность в существование.

Нигде в известных нам физических законах вы не найдете упоминаний о том, что прошлое и будущее — разные вещи, что прошлое фиксировано, а будущее пластично. Глубинные микроскопические правила природы абсолютно одинаково работают вперед и назад во времени, в какой бы ситуации мы их ни применили. Если вам известно точное состояние Вселенной и все законы физики, то будущее, так же как и прошлое, для вас предрешено строже, чем в самых смелых снах Жана Кальвина о безусловном предопределении.

Попытки увязать между собой всевозможные убеждения, — что прошлое фиксировано и неизменно, будущее может меняться, а фундаментальные законы физики обратимы, — неизменно возвращают нас к понятию энтропии. Если бы мы знали точное состояние каждой частицы во Вселенной, мы могли бы с успехом как предсказывать будущее, так и узнавать прошлое. Однако это нам недоступно; мы располагаем лишь знаниями о некоторых макроскопических характеристиках Вселенной да крохами подробностей о частных состояниях. Обладая такой информацией, мы в состоянии предсказать лишь определенные широкомасштабные явления (солнце завтра взойдет), хотя наши знания также совместимы с огромным диапазоном отдельно взятых будущих событий. Что же касается прошлого, в нашем распоряжении имеется как знание о текущем макроскопическом состоянии Вселенной, так и понимание того факта, что в самом начале Вселенная находилась в состоянии с очень низкой энтропией. Этот крошечный фрагмент информации, называемый просто гипотезой о прошлом, превращается в огромное подспорье в деле реконструкции событий прошлого из настоящего.

Какой вывод мы должны сделать из всего этого? Наша свободная воля — возможность менять будущее путем принятия тех или иных решений, не распространяющаяся на события прошлого, доступна нам только потому, что у прошлого была низкая энтропия, а у будущего энтропия высокая. Будущее выглядит для нас чистой страницей, тогда как прошлое зафиксировано, несмотря на то что законы физики описывают их одинаково.

Поскольку мы живем во Вселенной с четко обозначенной стрелой времени, мы смотрим на прошлое и будущее по-разному не только с практической, повседневной точки зрения — в наших глазах эти вещи фундаментально отличаются. Прошлое записано в книгах, а на будущее мы можем повлиять своими действиями. Для космологии же наибольшее значение имеет то, что люди склонны объединять два направления исследований — «объяснение истории Вселенной» и «объяснение состояния Вселенной в начале времен», а будущее пусть само с собой разбирается. Наше неравноценное отношение к прошлому и будущему можно назвать временным шовинизмом; он крепко вжился в наш образ мыслей, и его крайне непросто искоренить. Однако законы природы никоим образом не поддерживают и не оправдывают ни временной, ни другие виды шовинизма. Размышляя о важных свойствах Вселенной, выясняя, что «реально», а что нет и почему в самом начале у Вселенной была низкая энтропия, нельзя ограничивать широту суждений, помещая прошлое и будущее по разные стороны баррикад. Объяснения, которые мы так стремимся найти, в конечном итоге никоим образом не должны зависеть от направления времени.

Главный урок, который мы должны извлечь из этого краткого экскурса в понятия энтропии и стрелы времени, прост: существование стрелы времени — одновременно важнейшая характеристика физической Вселенной и всепроникающая составляющая нашей повседневной жизни. Если честно, то даже неловко, что, несмотря на огромнейший прогресс, достигнутый современной физикой и космологией, мы все еще не получили окончательного ответа на вопрос, почему же Вселенная демонстрирует такую принципиальную асимметрию времени. Лично я нахожусь в замешательстве, но, так или иначе, любые трудности открывают новые возможности, и, размышляя об энтропии, мы можем узнать что-то новое о нашей Вселенной.

Представьте себе, что вы бродите по книжному магазину ближайшего университета и зашли в раздел учебной литературы. Подойдя к полке, на которой выставлены книги по физике, вы решаете пролистать несколько томов по термодинамике и статистической механике. Вам интересно: что же там говорится об энтропии и стреле времени? К вашему безмерному удивлению (а вы ведь уже ознакомились с первыми двумя главами этой книги и краткой аннотацией на обложке), в учебниках нет ни слова о космологии. В них не упоминается Большой взрыв и не рассказывается о том, что концепция стрелы времени объясняется граничным условием, существовавшим в начале обозримой Вселенной, — ее крайне низкой энтропией.

На самом деле здесь нет никакого замалчивания важнейшей роли космологии, никаких тайных заговоров и никакого противоречия. Студентов, изучающих статистическую механику, в основном интересуют эксперименты, воспроизводимые в лабораториях или на кухнях здесь, на Земле. Проводя эксперимент, мы сами контролируем его условия; в частности, мы можем понизить энтропию изучаемых систем и посмотреть, что произойдет. Для того чтобы понять, как это работает, не нужно знать ничего о космологии и огромной Вселенной вокруг нас.

Однако наши цели куда грандиознее. Стрела времени — это намного больше, чем просто один из элементов каких-то конкретных лабораторных опытов; это неотъемлемая составляющая нашего мира. Традиционная статистическая механика успешно объясняет, почему яйцо легко превратить в яичницу, но яичницу превратить обратно в яйцо практически невозможно. Что она не в состоянии объяснить, так это почему, открывая холодильник, мы, в принципе, можем там обнаружить яйцо. Почему мы окружены идеально упорядоченными, законченными объектами, такими как яйца, и пианино, и научные книги, а не бесформенным хаосом?

Часть ответа на этот вопрос очевидна: объекты, окружающие нас в повседневной жизни, не относятся к замкнутым системам. Очевидно, что яйцо — это не случайная конфигурация атомов, а тщательно сконструированная система, для построения которой требуется определенный набор ресурсов и доступная энергия, не говоря уж о курице. Однако мы могли бы задать аналогичный вопрос относительно Солнечной системы или галактики Млечный Путь. В каждом из этих случаев мы имеем дело с изолированными — с практической точки зрения — системами, энтропия которых тем не менее очень низка — намного ниже, чем могла бы быть.

Ответ, как известно, заключается в том, что Солнечная система не всегда была замкнутой системой; она появилась из межзвездного облака с более низкой, чем у нее, энтропией. А это облако сформировалось в существовавшей ранее галактике, энтропия которой была еще ниже. А эта галактика сформировалась из изначальной плазмы с еще более низкой энтропией. А эта плазма была порождена самой ранней Вселенной, у которой энтропия была самой низкой.

Ранняя Вселенная появилась в результате Большого взрыва. В действительности нам не очень много известно о ранней Вселенной — почему у нее была именно такая конфигурация, а не какая-то другая; это одна из загадок, с которыми мы пытаемся разобраться в этой книге. Однако именно чрезвычайно низкая энтропия ранней Вселенной лежит в корне окончательного объяснения стрелы времени в том виде, в каком она проявляет себя на наших кухнях, в лабораториях и воспоминаниях.

В обычных учебниках по статистической механике вы не найдете обсуждения этой увлекательной истории. Их авторы исходят из предположения, что нас интересуют системы, у которых в исходном состоянии относительно низкая энтропия, и начинают рассуждения с этой точки. Однако нам нужно больше: мы хотим знать, почему на одном конце времени у нашей Вселенной была такая низкая энтропия, породившая и задавшая направление стреле времени. Полагаю, для начала имеет смысл вспомнить, что нам известно о Вселенной в целом и как она развивалась от момента зарождения и до сегодняшнего дня.

Видимая Вселенная

Наша Вселенная расширяется, и она наполнена галактиками, постепенно отдаляющимися друг от друга. Мы напрямую взаимодействуем лишь с небольшой частью Вселенной и в попытке осознать общую картину неизбежно прибегаем к помощи аналогий. Мы сравниваем Вселенную с поверхностью воздушного шарика, на которой нарисованы маленькие точки, представляющие отдельные галактики. Или же мы говорим, что Вселенная похожа на поднимающийся в духовке кекс с изюмом, в котором галактики — это изюминки.

Все эти аналогии просто ужасны. И не только потому, что как-то унизительно сравнивать нечто настолько величественное, как галактика, с крошечной сморщенной изюминкой. Настоящая проблема заключается в том, что любая подобная аналогия вызывает ассоциации, не применимые к реальной Вселенной. У воздушного шарика, например, есть внутренняя и внешняя поверхности, а также большое пространство снаружи, в которое он, собственно, и расширяется; у Вселенной ничего этого нет. У кекса есть края, а сам он находится внутри духовки и вкусно пахнет; для Вселенной вы не найдете аналогичных понятий.

Поэтому давайте попробуем зайти с другой стороны. Для того чтобы понять Вселенную вокруг нас, представим себе реальную ситуацию. Вообразите, что вы находитесь на природе в ясную безоблачную ночь и городских огней не заметно даже на горизонте. Что вы увидите, если взглянете на небо? В целях этого мысленного эксперимента давайте наградим себя идеальным зрением, бесконечно чувствительным ко всем разнообразным формам электромагнитного излучения.

Разумеется, вы увидите звезды. Для невооруженного глаза звезды — всего лишь точечные источники света, однако человечество уже давно выяснило, что каждая звезда — это огромный шар плазмы, сияющий за счет энергии внутренних ядерных реакций, и что Солнце — тоже самая настоящая звезда. Наша единственная проблема заключается в отсутствии ощущения глубины: невозможно сказать, насколько далеко от нас находится каждая из видимых звезд. Тем не менее астрономы изобрели хитрые способы измерения расстояния до близлежащих звезд, и оказалось, что нас разделяют просто невообразимые дистанции. Расстояние до ближайшей звезды, Проксима Центавра, составляет около 40 триллионов километров; даже путешествуя со скоростью света, мы добрались бы до нее примерно через четыре года.

Звезды распределены по небу неравномерно. Находясь на улице в нашу гипотетическую ясную ночь, мы обязательно заметили бы Млечный Путь — размытую белую полосу, протянувшуюся от горизонта до горизонта. В действительности то, что мы видим, — это не сплошная полоса, а множество близко расположенных звезд. Еще древние греки подозревали о таком устройстве Млечного Пути, а Галилео подтвердил их догадку, когда направил на небеса свой телескоп. Сегодня нам известно, что Млечный Путь — это гигантская спиральная галактика, сотни миллиардов звезд, формирующие диск с утолщением в центре. Наша Солнечная система находится в далекой провинции на самом краю диска.

Долгое время астрономы полагали, что «галактика» и «вселенная» — это одно и то же. Бытовало мнение, что Млечный Путь представляет собой изолированную группу звезд, парящую в пространстве, где кроме нее ничего больше нет. Однако сегодня мы знаем, что, помимо точечных звезд, на ночном небе также есть расплывчатые пятна, называемые туманностями; кто-то считал их отдельными гигантскими собраниями звезд. В начале XX века между астрономами разгорелись нешуточные споры на эту тему,[35] однако в конце концов Эдвин Хаббл сумел измерить расстояние до туманности М33 (тридцать третий объект в каталоге расплывчатых небесных объектов Шарля Мессье, предназначенном в помощь искателям комет) и обнаружил, что она гораздо дальше от нас, чем любая звезда. Оказалось, что М33, Галактика Треугольника — это группа звезд, по размеру сопоставимая с галактикой Млечный Путь.

Дальнейшие исследования показали, что Вселенная буквально кишит галактиками. Как сотни миллиардов звезд составляют Млечный Путь, так и обозримую Вселенную составляют сотни миллиардов галактик. Некоторые галактики (включая нашу) входят в скопления, или кластеры, которые в свою очередь образуют пласты и нити еще более крупномасштабной структуры. В среднем, однако, галактики распределены по пространству достаточно равномерно. В каком бы направлении мы ни смотрели, на любом расстоянии от Земли число галактик будет примерно одинаковым. В обозримой Вселенной везде все достаточно однообразно.

Большая и всё больше

Несомненно, Хаббл был одним из величайших астрономов в истории, но так получилось, потому что он оказался в правильном месте в правильное время. После окончания колледжа он некоторое время искал себя: был стипендиатом Родса, работал преподавателем, юристом, побывал в качестве солдата на Первой мировой войне и даже тренировал бейсбольную команду. Однако в конечном итоге он стал астрономом, получил в 1917 году степень доктора наук в Университете Чикаго и переехал в Калифорнию, чтобы занять должность в обсерватории Маунт-Вилсон недалеко от Лос-Анджелеса. По прибытии он обнаружил там новенький телескоп Хукера со 100-дюймовым зеркалом, самым большим в мире на тот момент. Именно благодаря этому 100-дюймовому рефлектору Хаббл получил возможность наблюдать разнообразные звезды в других галактиках и узнал, какие огромные расстояния отделяют их от Млечного Пути.

Тем временем другие астрономы во главе с Весто Слайфером занимались определением скорости спиральных туманностей, используя эффект Доплера.[36] Если объект по отношению к нам находится в движении, то когда он приближается, любая излучаемая им волна (например, световая или звуковая) сжимается, а если он движется прочь, то растягивается. Когда объект приближается к нам, вследствие эффекта Доплера тон издаваемых им звуков кажется выше, а когда он отдаляется, тон понижается. Аналогичным образом свет от движущихся к нам объектов оказывается синее (длина волны меньше), чем можно было бы ожидать, а свет от удаляющихся объектов — краснее (длина волны больше). Таким образом, для приближающихся объектов наблюдается синее смещение, а для удаляющихся — красное.

^{Рис. 3.1. Эдвин Хаббл, исследователь Вселенной, курящий трубку}

Слайфер обнаружил, что для абсолютного большинства туманностей наблюдается красное смещение. Такое открытие стало неожиданностью, ведь если бы эти объекты случайным образом двигались во Вселенной, то логично было бы ожидать равного количества туманностей с синим и красным смещением. Если бы туманности были небольшими облаками газа и пыли, мы бы сделали вывод о том, что какой-то неизвестный механизм выталкивает их из нашей галактики. Однако полученный Хабблом результат, о котором стало известно в 1925 году, исключил такую возможность. То, что мы наблюдаем, — это группа галактик, по размеру сравнимых с нашей, и все они убегают от нас, словно их что-то напугало.

Следующее открытие Хаббла расставило все по своим местам. В 1929 году он совместно со своим коллегой Милтоном Хьюмасоном сравнил красные смещения галактик с измеренным расстоянием до них и обнаружил поразительную закономерность: чем дальше находились галактики, тем быстрее они удалялись. Сегодня этот факт известен под названием закона Хаббла: кажущаяся скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее, а коэффициент пропорциональности носит название постоянной Хаббла.[37]

Казалось бы, такой простой факт: чем дальше друг от друга вещи находятся, тем быстрее они разбегаются, но он скрывает важнейшее последствие: у нас нет никаких оснований считать себя центром исполинской космической миграции. У вас может возникнуть впечатление, что мы особенные и что все эти галактики убегают именно от нас. Однако попробуйте поставить себя на место инопланетного астронома, живущего в одной из других галактик. Если он посмотрит на нас, то, разумеется, увидит, что Млечный Путь убегает прочь от его галактики. А если он посмотрит на небо в противоположном направлении, то увидит другие галактики, и они тоже будут удаляться, потому что с нашей точки зрения эти более далекие галактики движутся еще быстрее. Это потрясающее свойство Вселенной, в которой мы живем. Не существует никакого специального места или центральной точки, от которой всё разбегается в стороны. Каждая галактика отдаляется от всех остальных галактик, и относительно каждой из них поведение остальных объектов Вселенной одинаково. Словно галактики вообще не двигаются, а расширяется лишь пространство, разделяющее прикованные к своим местам галактики.

Это, собственно, и происходит с современной точки зрения. В полном соответствии с общей теорией относительности Эйнштейна мы говорим, что пространство — это не абсолютно фиксированная сцена, на которой развертывается действие — происходит движение материи, а что это еще одна динамическая сущность, живущая собственной и весьма насыщенной жизнью. Утверждая, что пространство расширяется, мы имеем в виду, что между галактиками возникает все больше и больше нового пространства. Сами галактики не расширяются, и вы не расширяетесь, и отдельные атомы тоже не расширяются; все, что сохраняет форму благодаря неким локальным силам, остается одного и того же размера даже в расширяющейся Вселенной (хотя, возможно, вы как раз расширяетесь, но Вселенную в этом винить нельзя). Световая волна, которую не удерживают в неизменной жесткой форме никакие силы, будет растягиваться, испытывая космологическое красное смещение. И разумеется, галактики, находящиеся друг от друга достаточно далеко, чтобы на них не действовало взаимное гравитационное притяжение, также будут отдаляться.

Это — величественная и интригующая картина Вселенной. Последующие наблюдения подтвердили идею о том, что на очень больших масштабах Вселенная однородна: куда ни посмотри, везде более или менее одно и то же. Очевидно, что в более мелком масштабе она все же «комковатая» (вот галактика, а вот тут рядом с ней пустое пространство), но если рассматривать достаточно большие объемы пространства, то число галактик и количество вещества всегда будут примерно одинаковыми, и неважно, в каком месте Вселенной вы будете производить замеры. При этом она постепенно становится все больше, и примерно через 14 миллиардов лет любая отдаленная галактика из тех, что мы наблюдаем сейчас, окажется вдвое дальше.

Мы обнаруживаем себя посреди довольно гладкого распределения галактик, пространство между которыми расширяется, заставляя галактики отдаляться друг от друга.[38] Но если Вселенная расширяется, то куда она расширяется? Никуда. Мы говорим о Вселенной, поэтому нет нужды придумывать новые понятия в попытке осознать, куда именно она расширяется. Это Вселенная! Она не должна быть ни во что вложена, возможно, кроме нее вообще ничего не существует. Мы не привыкли мыслить подобным образом, потому что все объекты, с которыми мы сталкиваемся в повседневной жизни, находятся в пространстве. Однако Вселенная — это и есть пространство, так что нет никакой причины полагать, что «снаружи» может быть еще что-то.

Аналогично, у Вселенной вовсе не обязательно где-то должен быть край — она может простираться в космос на бесконечное расстояние. Или, если уж на то пошло, она может быть конечной и замыкаться на саму себя, как поверхность сферы. Есть все основания полагать, что непосредственные наблюдения никогда не позволят нам узнать истину. Скорость света конечна (один световой год в год, или 300 000 километров в секунду), и с момента Большого взрыва прошло конечное время. Глядя в космос, мы всматриваемся в прошлое. Так как Большой взрыв случился около 14 миллиардов лет тому назад, существует абсолютный предел того, насколько далеко назад нам удастся взглянуть.[39] И что же мы видим? Относительно однородный набор галактик (в общей сложности около 100 миллиардов штук), неуклонно расширяющийся, в котором галактики стабильно отдаляются друг от друга. Однако за пределами нашей зоны видимости дела могут обстоять совсем по-другому.

Большой взрыв

Вы заметили, что я несколько раз небрежно упомянул некий Большой взрыв. Этот термин из профессионального жаргона физиков уже давно вошел в обыденную речь. Но из всех сложных и запутанных аспектов современной космологии именно с Большим взрывом связано наибольшее число вводящих в заблуждение или попросту недостоверных утверждений, в том числе высказываемых серьезными специалистами по космологии, которые, казалось бы, должны разбираться в этом вопросе лучше всех. Давайте остановимся на мгновение и посмотрим, что же нам в действительности известно, а что нет.

На больших масштабах Вселенная однородна, и она расширяется; пространство, разделяющее галактики, растет. Если предполагать, что число атомов во Вселенной остается неизменным,[40] то с течением времени вещество должно становиться все более разреженным. Тем временем фотоны испытывают красное смещение, увеличивающее их длину волны и понижающее энергию, что означает постепенное понижение температуры Вселенной. Нашу Вселенную ожидает разреженное, холодное и одинокое будущее.

Однако давайте прокрутим пленку назад. Если сейчас Вселенная расширяется и охлаждается, значит, в прошлом она была плотнее и горячее. Вообще говоря (если не учитывать некоторые тонкости, связанные с темной энергией, о которой мы поговорим чуть позже), гравитационная сила заставляет объекты притягиваться друг к другу. Таким образом, ожидается, что мы сможем проэкстраполировать Вселенную назад во времени до более плотного состояния, и эта экстраполяция будет надежной. Другими словами, нет оснований ожидать какого-либо вида «отскока». Вселенная в «обратной перемотке» будет становиться только плотнее. Тогда логично предположить, что через какой-то конечный промежуток времени мы доберемся до момента, когда Вселенная была бесконечно плотной, то есть пребывала в состоянии сингулярности. Именно эту гипотетическую сингулярность мы и называем Большим взрывом.[41]

Обратите внимание на то, что Большой взрыв — это именно момент в истории Вселенной, а не место в пространстве. Точно так же, как в современной Вселенной не существует какой-то особой точки, определяющей центр расширения, вы не найдете и специально обозначенного места «здесь был Большой взрыв». Общая теория относительности утверждает, что размер Вселенной в момент сингулярности мог быть нулевым, а в любой момент после сингулярности — бесконечно большим.

Так что происходило до Большого взрыва? Многие обсуждения современной космологии на этом вопросе начинают буксовать. Вам будут часто встречаться заявления вроде: «До Большого взрыва время и пространство не существовали. Нельзя говорить, что Вселенная появилась в какой-то момент времени, потому что самого времени до тех пор не существовало. Задаваться вопросом, что происходило до Большого взрыва, — то же самое, что спрашивать, что находится к северу от Северного полюса».

Это все звучит весьма основательно и может даже быть правдой. Но может и не быть. Истина в том, что мы этого не знаем. Правила общей теории относительности позволяют сделать однозначный вывод: если во Вселенной существуют начинка определенного типа, значит, в прошлом точно случилась сингулярность. Однако в данном утверждении скрыто внутреннее противоречие. Сингулярность сама по себе должна быть моментом, когда искривление пространства—времени и плотность вещества бесконечны; следовательно, правила общей теории относительности к ней неприменимы. Корректнее было бы говорить, что общая теория относительности предполагает не существование сингулярности, а то, что Вселенная в своем развитии стремится к конфигурации, в которой сама теория относительности теряет смысл. Это представление далеко от идеала; что-то происходит там, где общая теория относительности предполагает сингулярности, но мы не знаем что.

Возможно, общая теория относительности неправильно описывает гравитационные взаимодействия, по крайней мере в контексте самого начала Вселенной. Многие физики предполагают, что окончательно объяснить происходившее при зарождении Вселенной сможет только квантовая теория гравитации, примиряющая положения квантовой механики с идеями Эйнштейна об искривлении пространства—времени. Получается, что единственным честным ответом на вопрос, что же в действительности происходило в момент предполагаемого Большого взрыва, будет «не знаю». Мы сумеем найти ответ, когда у нас появится надежная теоретическая основа, позволяющая описывать экстремальные условия существования ранней Вселенной, однако пока что мы такой теорией не располагаем.

Возможно, Вселенная до Большого взрыва действительно не существовала, как и предполагает традиционная общая теория относительности. Но также вполне вероятно (и мне эта точка зрения близка по причинам, о которых мы поговорим чуть дальше), что пространство и время существовали до Большого взрыва; просто то, что мы называем «взрывом», в действительности было своеобразным переходом от одной фазы к другой. В своих изысканиях с целью понять стрелу времени, завязанных на низкую энтропию ранней Вселенной, мы неизменно будем возвращаться к этому вопросу. В этой книге я продолжу использовать термин «Большой взрыв» в смысле «момента в истории ранней Вселенной, случившегося прямо перед тем, как начали действовать правила традиционной космологии», вне зависимости от того, как этот момент описывался бы в более полной теории, и без учета наличия или отсутствия у Вселенной каких-либо границ или сингулярностей.

Горячее однородное начало

Хоть нам и неизвестно, что происходило со Вселенной в самом начале ее жизни, мы обладаем чрезвычайно обширными познаниями о том, что происходило потом. В момент зарождения Вселенная находилась в невероятно горячем и плотном состоянии. Затем пространство расширилось, а вещество рассредоточилось и охладилось, пройдя целую череду превращений. Данные, полученные в ходе множества наблюдений, подтверждают, что от момента Большого взрыва нас отделяет около 14 миллиардов лет. Даже если мы не знаем в деталях, как происходило образование Вселенной, нам известно, что это случилось за очень короткий промежуток времени: практически всю историю Вселенной образуют события, произошедшие уже после мистического зарождения. Следовательно, вполне допустимо говорить, что с момента Большого взрыва прошло столько-то лет. Такое глобальное представление о Вселенной носит название модели Большого взрыва; она хорошо изучена с теоретической точки зрения и поддерживается горами эмпирических данных в противоположность гипотетической сингулярности Большого взрыва, которая для нас пока что остается загадкой.

Наше представление о ранней Вселенной базируется не только на теоретической экстраполяции; мы можем применять существующие теории для формулировки предсказаний, поддающихся реальной проверке. Например, когда Вселенной было всего около 1 минуты, она представляла собой ядерный реактор, синтезирующий из протонов и нейтронов гелий и другие легкие элементы; это был процесс, называемый первичным нуклеосинтезом. Сегодня мы наблюдаем распространенность подобных элементов, и это превосходно согласуется с предсказаниями модели Большого взрыва.

Мы также наблюдаем космический микроволновый фон — реликтовое излучение. Ранняя Вселенная была не только плотной, но и очень горячей, а горячие объекты — источники излучения. Благодаря излучению мы можем видеть в темноте: люди (а также другие теплые объекты) испускают инфракрасные лучи, которые можно обнаружить, если воспользоваться подходящим датчиком; в этом заключается принцип работы очков ночного видения. Чем теплее объект, тем более энергичным является его излучение (длина волны короче, а частота выше). Поскольку ранняя Вселенная была чрезвычайно горячей, она испускала огромное количество высокоэнергичного излучения.

Более того, ранняя Вселенная была еще и непрозрачной. Она была настолько горячей, что связи между электронами и атомными ядрами не могли сформироваться; электроны свободно летали в пространстве. Фотоны часто сталкивались с ними и отскакивали от свободных электронов, поэтому окажись вы там, вы не смогли бы разглядеть пальцы на своей руке. Однако в конечном итоге температура понизилась настолько, что электроны сумели привязаться к ядрам, да так там и остались, — этот процесс называется рекомбинацией, и он произошел примерно через 400 000 лет после Большого взрыва. Когда это случилось, Вселенная стала прозрачной, и свет получил возможность распространяться практически беспрепятственно, чем он до сих пор и занимается. Разумеется, на него распространяется эффект красного смещения, порождаемый космологическим расширением, поэтому горячее излучение периода рекомбинации в результате оказалось растянутым до микроволн (с длиной волны около одного сантиметра), а температура Вселенной понизилась до 2,7 кельвинов (–270,4 градуса Цельсия).

Таким образом, история эволюции Вселенной согласно модели Большого взрыва (которую, как вы помните, не следует путать с самим загадочным моментом Большого взрыва) позволяет сделать надежное предсказание: наша Вселенная должна быть заполнена микроволновым излучением, распространяющимся во всех направлениях, — наследием тех времен, когда Вселенная была горячей и плотной. И действительно, реликтовое излучение было обнаружено Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном в 1965 году в лаборатории Белла в Холмделе, штат Нью-Джерси. Самое интересное, что они его даже не искали — оба были радиоастрономами, которых раздражало это непонятное фоновое излучение, от которого никак не удавалось избавиться. Раздражение, надо сказать, несколько поутихло, когда в 1978 году им присудили Нобелевскую премию.[42] Именно открытие микроволнового фона заставило последних приверженцев теории стационарной Вселенной (которая утверждает, что температура Вселенной не меняется со временем, но постоянно появляется новая материя) сменить точку зрения и окончательно принять модель Большого взрыва.

Подкрутим контраст во Вселенной

Вселенная — очень простое место. Да, она действительно содержит сложные вещи, такие как галактики, выдры и федеральные правительства, однако если исключить всевозможные локальные особенности, то на очень больших масштабах Вселенная практически везде одинакова. Ничто не иллюстрирует этот факт лучше космического реликтового излучения. В каком бы направлении мы ни посмотрели на небо, мы увидим микроволновое фоновое излучение, которое выглядит абсолютно так же, как излучение объекта, невозмутимо сияющего при некоторой фиксированной температуре — физики называют это излучением абсолютно черного тела. Однако в разных точках неба температура немного различается; в зависимости от направления разница может составлять до 0,001 %. Такие изменения температуры называются анизотропиями — это крохотные отклонения от температуры фонового излучения, которая в целом почти одинакова по всем направлениям.

^{Рис. 3.2. Температурные анизотропии реликтового излучения, измеренные космическим аппаратом NASA под названием Wilkinson Microwave Anisotropy Probe («Детектор анизотропии реликтового излучения Вилкинсона»). В темных областях температура чуть ниже средней, а в светлых — чуть выше. Для того чтобы разница была более очевидной, контрастность этого рисунка пришлось сильно повысить}

Эти отклонения температуры от среднего значения отражают небольшие различия в плотности материи в разных местах ранней Вселенной. Заявление о том, что ранняя Вселенная была однородной, — это не просто упрощающее допущение; это поддающаяся проверке гипотеза, правильность которой подтверждается реальными данными. В крупном масштабе Вселенная и сегодня однородна. Однако для того чтобы утверждать это, необходимо взять действительно очень большой масштаб — 300 миллионов световых лет или около того. На более мелких масштабах, таких как размер галактики, или Солнечной системы, или вашей кухни, Вселенная, конечно же, состоит из сплошных неровностей. Но так было не всегда. В начале времен даже на самых мелких масштабах наблюдалась поразительная однородность. Куда же она делась?

Ответ кроется в гравитационной силе, которая выкручивает ручку регулировки контраста нашей Вселенной. В областях, где материи чуть больше, чем в среднем по Вселенной, действуют силы гравитации, притягивающие объекты друг к другу; из более разреженных областей материя растекается, стремясь к более плотным. Благодаря этому процессу — эволюции структур во Вселенной — крохотные изначальные флуктуации в реликтовом излучении превращаются в галактики и структуры, которые мы наблюдаем сегодня.

Представьте себе, что мы живем во Вселенной, очень похожей на нашу и с таким же распределением галактик и кластеров, только эта Вселенная не расширяется, а, наоборот, сжимается. Можно ли утверждать, что по ходу сжатия этой воображаемой Вселенной галактики в ней станут сглаживаться, создавая однородную плазму, которую можно наблюдать в прошлом нашей настоящей (расширяющейся) Вселенной? Вовсе нет. Ручка регулировки контраста все равно будет поворачиваться в сторону увеличения, несмотря на сжатие Вселенной, а черные дыры и другие массивные объекты будут втягивать в себя вещество из окружающих регионов. Рост структур — это необратимый процесс, который естественным образом происходит по мере того, как мы двигаемся в будущее, и не зависит от того, расширяется Вселенная или сжимается; он соответствует увеличению энтропии. Таким образом, относительная однородность ранней Вселенной, которую превосходно иллюстрирует изображение реликтового излучения, отражает низкую энтропию тех далеких времен.

Вселенная не стационарна

Как только вы соглашаетесь с идеей о том, что наша Вселенная, по сути, однородна и расширяется с течением времени, модель Большого взрыва начинает казаться вполне достоверным отражением реальности. Всего лишь отведите стрелки часов назад, и вы вернетесь к горячему плотному началу. Принципиальную основу концепции расширяющейся Вселенной сформулировал в конце 1920-х годов Джордж Леметр, бельгийский католический священник, который, до того как получить степень доктора наук в Массачусетском технологическом институте, обучался в Кембридже и Гарварде.[43] (Кстати, несмотря на очевидный соблазн, Леметр, окрестивший начало Вселенной «первоатомом», не стал делать никаких теологических выводов из сформулированной им космологической модели.)

Однако модель Большого взрыва демонстрирует любопытную асимметрию, которая, впрочем, теперь уже не должна нас удивлять: кардинальное отличие времени от пространства. Идею о том, что материя на крупных масштабах однообразна, можно развить до «космологического принципа»: во Вселенной нет никаких «особенных» мест. Однако очевидно, что особенное время во Вселенной все же имеется: это момент Большого взрыва.

Некоторые специалисты по космологии, работавшие в середине прошлого столетия, считали такое явное неравенство — пространство однообразно, а время неоднородно — серьезным недостатком модели Большого взрыва и поставили себе целью разработать альтернативную модель. В 1948 году три ведущих астрофизика — Германн Бонди, Томас Голд и Фрейд Хойл — предложили модель стационарной Вселенной.[44] Их теория базировалась на «идеальном космологическом принципе» — утверждении, что во Вселенной нет ни особенных мест, ни особенного времени. В частности, они утверждали, что Вселенная в прошлом не была ни горячее, ни плотнее, чем сегодня.

Пионеры теории стационарной Вселенной (в отличие от некоторых более поздних последователей) не были дремучими чудаками. Они знали, что Хаббл установил факт расширения Вселенной, и учитывали полученные им данные. Так каким образом Вселенная может расширяться, не разрежаясь и не остывая? Согласно теории стационарной Вселенной, в пространстве между галактиками происходит непрерывное рождение новой материи ровно в таком количестве, чтобы компенсировать расширение Вселенной (на самом деле много и не надо: примерно один атом водорода на кубический метр каждый миллиард лет, так что не стоит опасаться, что ваша гостиная может внезапно переполниться материей). Рождение вещества происходит не само по себе; Хойл изобрел новый тип поля — C-поле, которое, как он надеялся, объяснит фокус с новым веществом, однако его идея так никогда и не завоевала популярности среди физиков.

С нашей пресыщенной современной точки зрения модель стационарной Вселенной производит впечатление некой сверхструктуры, базирующейся на весьма хрупких философских допущениях. Но точно так же выглядели многие великие теории до того, как столкнуться с суровой действительностью реальных данных. Формулируя общую теорию относительности, Эйнштейн определенно опирался на собственные философские предпочтения. Однако в отличие от общей теории относительности модель стационарной Вселенной не выдержала проверки фактическими данными.[45] Последнее, чего можно ожидать от модели, в которой температура Вселенной остается постоянной, — это объяснения реликтового излучения, явно указывающее на горячее начало. После того как Пензиас и Уилсон обнаружили фоновое микроволновое излучение, поддержка теории стационарной Вселенной быстро сошла на нет, хотя небольшая гвардия убежденных последователей по сей день продолжает изобретать самые замысловатые способы избежать наиболее логичных и очевидных способов интерпретации данных.

Как бы то ни было, размышления о модели стационарной Вселенной заставляют по-настоящему прочувствовать ошеломляющую природу времени в модели Большого взрыва. Несомненно, в космологии стационарной Вселенной точно так же существует стрела времени: энтропия безгранично увеличивается в одном и том же направлении, сейчас и во веки веков. Однако если взяться за дело серьезно, то станет очевидно, что проблема объяснения низкой начальной энтропии в стационарной Вселенной бесконечно тяжела. Какими бы ни были начальные данные, они должны быть наложены бесконечно давно в прошлом, и энтропия любой системы конечного размера на сегодняшний день была бы бесконечно велика. Задайся космологи целью достоверно объяснить низкую энтропию ранней Вселенной, модель стационарной Вселенной моментально потерпела бы крах.

В картине, рисуемой моделью Большого взрыва, дела обстоят более оптимистично. Мы все еще не знаем, почему у ранней Вселенной была низкая энтропия, однако, по крайней мере, нам известно, о каком именно периоде идет речь. В интересующем нас состоянии Вселенная находилась 14 миллиардов лет тому назад, и ее энтропия была мала, но не равна нулю. В отличие от модели стационарной Вселенной в контексте Большого взрыва мы можем точно указать, где (хотя в действительности когда) находится проблема. К сожалению, до тех пор пока у нас на руках не будет универсальной космологической теории, объясняющей все на свете, мы не сможем утверждать, действительно ли это огромный шаг вперед по сравнению с моделью стабильного состояния.

Она ускоряется

Мы очень много знаем об эволюции Вселенной за последние 14 миллиардов лет. А что же будет дальше?

Прямо сейчас Вселенная расширяется, становясь все более холодной и разреженной. Многие годы проблемы космологии концентрировались вокруг одного главного вопроса: «Будет ли расширение продолжаться вечно или однажды Вселенная достигнет максимального размера и примется сжиматься навстречу к Большому коллапсу и концу времен?» Споры вокруг относительных достоинств каждой из альтернатив стали любимой игрой космологов практически с того самого момента, как мир узнал об общей теории относительности. Сам Эйнштейн склонялся к мнению, что Вселенная конечна как с точки зрения пространства, так и с точки зрения времени, и поддерживал идею о неизбежном коллапсе. Леметр же, наоборот, отдавал предпочтение идее бесконечной Вселенной, в которой процессы охлаждения и расширения будут вечными: лед, а не пламя.

Провести измерения, которые позволили бы эмпирическим способом выбрать из двух теорий единственно верную, оказалось неожиданно сложно. Общая теория относительности позволяет с определенностью заявить: в то время как Вселенная расширяется, гравитационная сила притягивает галактики друг к другу, замедляя расширение. Вопрос, по сути, заключался в том, достаточно ли во Вселенной материи для того, чтобы сжатие на самом деле случилось, или же Вселенная будет вечно потихоньку расширяться? Долгие годы этот вопрос оставался без ответа: наблюдения показывали, что материи во Вселенной почти достаточно для того, чтобы обратить процесс и заменить расширение сжатием, — почти, но все же не совсем.

Прорыв случился в 1998 году, причем благодаря совершенно иному методу. Казалось бы, вместо того чтобы измерять общую массу вещества во Вселенной и сравнивать результат с теоретическими прогнозами — хватит ли ее, чтобы обратить расширение Вселенной, можно измерить, насколько быстро расширение замедляется. Однако, как всегда, гораздо проще сказать, чем сделать. По сути, нужно было повторить исследования Хаббла — измерить расстояния и видимые скорости галактик, а затем установить взаимосвязь между этими величинами, но с гораздо большей точностью и для огромнейших дистанций. В конечном итоге была выбрана техника, основанная на поиске сверхновых типа Ia — взрывающихся звезд, примечательных не только чрезвычайной яркостью (и потому заметных на космологических расстояниях), но и тем, что яркость этих звезд всегда одинакова (за счет чего видимую яркость можно использовать для оценки расстояния до сверхновой).[46]

Этот нелегкий труд взяли на себя две команды: одна под управлением Сола Перлмуттера из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, а вторая во главе с Брайаном Шмидтом из австралийской обсерватории Маунт-Стромло. Группа Перлмуттера, которую составляли ученые, занимающиеся физикой элементарных частиц и увлекшиеся исследованием вопросов космологии, начала работу раньше и первой успешно применила технику поиска сверхновых, несмотря на изрядный скептицизм публики. В группе Шмидта были эксперты по астрономии сверхновых; она стартовала чуть позже, но сумела наверстать упущенное. Команды трудились в духе дружеского (а иногда не очень) соперничества, внеся каждая со своей стороны неоценимый вклад в исследование, и слава авторов одного из величайших достижений в области исследования космоса по праву принадлежит обеим.

Между прочим, с Брайаном Шмидтом мы вместе учились в аспирантуре Гарварда в начале 1990-х годов. Я был теоретиком-идеалистом, а он — прагматичным наблюдателем. В те дни, когда технология крупномасштабных исследований космоса находилась в зачаточном состоянии, принято было считать, что измерение космологических параметров — мартышкин труд. Считалось, что эта бесплодная затея заранее обречена на провал из-за огромного количества неопределенностей, которые не позволят определить размер и форму Вселенной с точностью, хотя бы немного приближенной к желаемой. Мы с Брайаном поспорили, удастся ли ученым точно оценить общую плотность вещества во Вселенной в ближайшие двадцать лет. Я сказал, что это реально; Брайан утверждал, что ничего не получится. В то время мы были аспирантами без цента в кармане, однако все же скинулись и купили маленькую бутылочку марочного портвейна, договорившись спрятать его в секретном месте и хранить там двадцать лет, пока не станет ясно, кто победил. К счастью для нас обоих, мы узнали правильный ответ задолго до назначенного срока; я выиграл пари, и в немалой степени благодаря труду самого Брайана. Мы распили бутылку портвейна на крыше гарвардского Куинси Хауса в 2005 году.

Результат оказался шокирующим: Вселенная вообще не замедляется. На самом деле она ускоряется. Если бы вы измерили видимую скорость разбегания галактик, а затем (гипотетически) вернулись через миллиард лет, чтобы повторить измерения, вы бы обнаружили, что скорость увеличилась.[47] Как это может быть согласовано с предсказаниями общей теории относительности о том, что Вселенная должна замедляться? Как и в большинстве других подобных предсказаний, здесь играют большую роль неявные допущения. В данном случае мы предполагали, что основной источник энергии во Вселенной — вещество.

^{Рис. 3.3. Ускоряющаяся Вселенная}

Для космолога вещество — это «любая группа частиц, каждая из которых движется со скоростью, намного меньшей скорости света» (если скорость частиц близка к скорости света, то космологи называют их излучением, независимо от того, идет речь об электромагнитном излучении в привычном понимании или нет). Эйнштейн уже давно открыл нам глаза на то, что частицы обладают энергией, даже когда совсем не движутся: формула E = mc² означает, что энергия абсолютно неподвижной, но обладающей массой частицы равна ее массе, умноженной на скорость света в квадрате. Для нашего текущего обсуждения важнее всего то, что по мере расширения Вселенной вещество разреживается.[48] Общая теория относительности в действительности утверждает, что процесс расширения должен замедляться лишь в том случае, если энергия рассредоточивается. Если это не так — если плотность энергии, то есть величина энергии в каждом кубическом сантиметре или кубическом световом году пространства остается примерно постоянной, тогда эта энергия придает постоянный импульс расширению Вселенной, и, следовательно, Вселенная ускоряется.

В действительности, конечно же, возможно, что общая теория относительности неправильно описывает гравитацию на космологических масштабах, и физики очень серьезно рассматривают такую возможность. Однако куда более вероятно, что общая теория относительности верна, а наблюдения свидетельствуют о том, что большая часть энергии во Вселенной существует вообще не в форме «вещества», а в форме какого-то поразительно упрямого неизвестно чего, которое не разреживается, даже когда пространство расширяется. Мы дали этому загадочному «неизвестно чему» название «темная энергия», и природа темной энергии — одна из любимейших тем исследования современных космологов, как теоретиков, так и экспериментаторов.

О темной энергии нам известно не очень много, однако мы знаем две главные вещи: она почти постоянна в пространстве (один и тот же объем энергии в любом произвольном месте) и также имеет постоянную по времени плотность (одинаковый объем энергии на кубический сантиметр в любой момент времени). Таким образом, простейшая из возможных моделей темной энергии включает абсолютно постоянную плотность энергии в любой точке пространства и времени. В действительности эта идея не нова, ее высказывал еще Эйнштейн. Он называл эту величину космологической постоянной, а сегодня мы зачастую используем термин «энергия вакуума». (Некоторые люди могут заявлять, что энергия вакуума и космологическая постоянная — это разные вещи. Не верьте им. Единственное различие заключается в том, в какую часть уравнения ее поставить, а это не играет никакой роли.)

Итак, о чем мы говорим? Мы предполагаем, что в каждом кубическом сантиметре пространства — в безлюдном неприветливом космосе, или в центре Солнца, или прямо перед вашим носом — содержится определенная энергия в дополнение к энергии частиц, фотонов и других вещей, реально присутствующих в этом маленьком кубике. Она называется энергией вакуума, потому что присутствует даже в вакууме, в совершенно пустом пространстве. Это минимальный объем энергии, присущий полотну самого пространства—времени.[49] Энергию вакуума невозможно почувствовать, ее невозможно увидеть, с ней нельзя ничего сделать, и все же она есть. И мы знаем о ее существовании, потому что она оказывает решающее воздействие на Вселенную, заставляя далекие галактики убегать от нас все быстрее и быстрее.

В отличие от силы притяжения, создаваемой обычным веществом, энергия вакуума не притягивает, а отталкивает вещи друг от друга. Эйнштейн, впервые предложивший идею космологической постоянной в 1917 году, в действительности стремился объяснить существование статической Вселенной, в которой ни расширения, ни сжатия не происходит. И это не было необоснованным философским позерством — ничего другого для понимания устройства Вселенной астрономия тех дней предложить не могла, а Хаббл открыл расширение Вселенной только в 1929 году. Таким образом, Эйнштейн представлял себе Вселенную как место, где притяжение галактик и отталкивание, связанное с космологической постоянной, находятся в хрупком равновесии. Услышав об открытии Хаббла, он пожалел, что вообще придумал эту космологическую постоянную: не поддайся он искушению, Эйнштейн мог бы предсказать расширение Вселенной задолго до фактического обнаружения этого явления.

Загадка энергии вакуума

В теоретической физике, если уж какое-то понятие было обнаружено, закрыть его обратно совсем непросто. Космологическая постоянная — это то же самое, что энергия вакуума, энергия пустого пространства самого по себе. Вопрос не в том, можно ли считать энергию вакуума хорошо определенным понятием, а в том, насколько большой должна быть энергия вакуума.

Современная квантовая механика описывает вакуум вовсе не как пустое скучное пространство; оно бурлит жизнью — его населяют виртуальные частицы. Одним из фундаментальных принципов квантовой механики является принцип неопределенности Вернера Гейзенберга: ни в какой системе невозможно зафиксировать наблюдаемые характеристики с идеальной точностью в одном-единственном уникальном состоянии, и к пустому пространству это тоже относится. Если пристально вглядеться в пустое пространство, мы увидим то и дело появляющиеся и исчезающие частицы, представляющие собой квантовые флуктуации самого вакуума. Никакой особенной загадки в виртуальных частицах не кроется, это не гипотетические частицы — они действительно существуют, и они оказывают поддающееся измерению воздействие, которое много раз наблюдали ученые, занимающиеся физикой элементарных частиц.

Виртуальные частицы обладают энергией, которая вносит свой вклад в космологическую постоянную. Для того чтобы приблизительно понять, чему должна быть равна космологическая постоянная, можно просуммировать вклады всех подобных частиц. Однако было бы неправильно учитывать вклады частиц с произвольно высокой энергией. Нашего традиционного понимания физики элементарных частиц недостаточно для описания высокоэнергетических событий: в какой-то момент приходится принимать во внимание эффекты квантовой гравитации, объединяющей положения общей теории относительности и квантовой механики, а эта теория на сегодняшний день пока еще разработана не до конца.

Итак, вместо того чтобы апеллировать к правильной теории квантовой гравитации, которой у нас пока что нет, мы можем просто посмотреть, какой вклад в энергию вакуума вносят виртуальные частицы с энергией меньше порогового значения, за которым важную роль начинает играть квантовая гравитация. Этот порог носит название энергии Планка в честь немецкого физика Макса Планка, одного из пионеров квантовой теории, и равен приблизительно двум миллиардам джоулей (обычная единица измерения энергии).[50] Попробуем суммировать энергию всех виртуальных частиц, энергия которых лежит в диапазоне от нуля до энергии Планка, а затем скрестим пальцы и проверим, совпадет ли полученное значение с фактически наблюдаемой энергией вакуума. Нас ждет абсолютное фиаско. Наша тривиальная прикидка значения энергии вакуума дает приблизительно 10¹⁰⁵ джоулей на кубический сантиметр. Это очень много энергии вакуума. Результаты наблюдений показывают, что энергия одного кубического сантиметра — около 10^–15 джоулей. Таким образом, наша оценка превышает экспериментальное значение в 10¹²⁰ раз — это единица со 120 нулями. Вряд ли такое можно списать на ошибку эксперимента. Эту разницу называют величайшим расхождением между теоретическими ожиданиями и экспериментальной реальностью за всю историю науки. Для сравнения: общее число частиц в наблюдаемой Вселенной — около 10⁸⁸; число песчинок на всех пляжах Земли — примерно 10²⁰.

Тот факт, что энергия вакуума оказывается намного меньше ожидаемой, представляет серьезную проблему — «проблему космологической постоянной». Однако существует и другая проблема: «проблема совпадения». Вспомните, что энергия вакуума по мере расширения Вселенной сохраняет постоянную плотность (то есть объем энергии в одном кубическом сантиметре не меняется), хотя плотность вещества уменьшается. Сегодня они не сильно различаются: на долю вещества приходится около 25 % энергии Вселенной, а энергия вакуума составляет оставшиеся 75 %. Однако соотношение существенно меняется, так как с расширением Вселенной плотность вещества уменьшается, а энергия вакуума нет. Во времена рекомбинации, например, плотность энергии вещества в миллиард раз превышала плотность энергии вакуума. Таким образом, тот факт, что сегодня эти величины находятся на сравнимом уровне — уникальный момент в истории! — действительно создает впечатление незаурядного совпадения. Никто не знает, почему так произошло.

В нашем теоретическом понимании энергии вакуума есть огромный пробел. Если отбросить в сторону переживания на тему того, почему энергия вакуума так мала, а ее плотность сравнима с плотностью энергии вещества, то на руках у нас останется феноменологическая модель, прекрасно объясняющая экспериментальные данные. (Точно так же, как Карно и Клаузиусу не нужно было ничего знать об атомах, чтобы делать полезные выводы об энтропии, нам не обязательно понимать происхождение энергии вакуума, чтобы увидеть, как она влияет на расширение Вселенной.) Первые непосредственные свидетельства существования темной энергии были получены при наблюдении сверхновых в 1998 году, и с тех пор суть картины была независимо подтверждена множеством разнообразных методов. Либо Вселенная ускоряется от легкого воздействия энергии вакуума, либо происходит нечто еще более драматичное и загадочное.

Глубочайшее будущее

Насколько мы можем судить, плотность энергии вакуума по мере расширения Вселенной не меняется (возможно, меняется, но чрезвычайно медленно, и мы пока не смогли измерить изменения — это важнейшая цель современной эмпирической космологии). Мы недостаточно хорошо изучили энергию вакуума, чтобы судить, как она будет вести себя в безгранично далеком будущем, однако очевидное первое предположение состоит в том, что она просто-напросто навсегда останется на текущем уровне.

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.

Возможно, конечно, что фундаментальные законы физики необратимы (хотя чуть позже мы приведем аргументы против). Однако если они все-таки обратимы, то низкая энтропия нашей Вселенной в момент Большого взрыва и около 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 разрешают 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 требуется новый, независимый принцип, чтобы объяснить начальное состояние.

2. Такой вещи, как «изначальное состояние», не существует, потому что время вечно. При таком допущении то, что мы представляем себе как Большой 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 элегантнее выглядит история, в котором мир становится практически неизбежным результатом действия целой группы динамических законов и не требует дополнительного 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 загадочную 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 заняться прямо сейчас.