Всего за 255 руб. Купить полную версию
Для объяснения этого факта необходимо произвести изыскания в предыстории Вселенной, в эпохе до Большого взрыва. Наша Вселенная может оказаться крохотной частью гораздо более обширной области пространства-времени, так называемого Мультиверса, который, по идее, должен быть симметричен во времени. Другими словами, в разных частях множественной Вселенной время может течь как вперед, так и вспять.
Среди таких необычных черт одна выделяется особенно ярко – это асимметрия времени во Вселенной. Физические законы микромира, во многом определяющие поведение Вселенной, одинаковы и в прошлом, и в будущем, но ранняя – горячая, плотная, однородная – сильно отличается от окружающего нас холодного, разреженного и разномастного пространства.
Вселенная начала свое развитие с обладающего большой упорядоченностью состояния и с тех пор становилась все более хаотичной. Необратимость этого процесса во времени (или просто асимметрию времени) символизирует стрела, всегда направленная из прошлого в будущее. "Стрела времени" играет важнейшую роль в нашей повседневной жизни, объясняя, почему мы, например, можем сделать из яйца омлет, но не наоборот, или почему в стакане воды никогда самопроизвольно не образуются кубики льда, или почему мы помним о событиях в прошлом, а не в будущем.
Происхождение "стрелы времени" может быть последовательно прослежено вспять – вплоть до времен очень ранней Вселенной, момента Большого взрыва. Можно сказать, что каждый раз, разбивая яйцо для омлета, мы проводим настоящий космологический эксперимент, подтверждая существование "стрелы времени". Подтверждая, но, как и вся современная космология, не объясняя причины ее наличия. Эта основная загадка той Вселенной, которую мы наблюдаем, намекает на существование гораздо большего пространства-времени, не доступного наблюдениям. Она добавляет веса гипотезе о том, что мы видим лишь малую часть мультимира, чья динамика поможет нам объяснить необычные свойства нашей локальной области.
Физики запрятали концепцию асимметрии времени в знаменитый второй закон термодинамики, гласящий, что энтропия замкнутой системы никогда не убывает. Грубо говоря, энтропия есть мера беспорядка системы.
В XIX веке австрийский физик Людвиг Больцман объяснил энтропию в терминах различия макро– и микросостояния объекта.
Сырое яйцо своим примером демонстрирует асимметрию времени: оно легко разбивается, но, однажды разбитое, уже не может снова стать целым – по той простой причине, что способов разбиться гораздо больше, чем собраться в целую конфигурацию. Если говорить языком физиков, разбитое яйцо обладает большей энтропией.
Энтропия характеризуется числом различных микросостояний, которые соответствуют одному и тому же макросостоянию (математически энтропия есть произведение числа микросостояний на логарифм этого числа). Существует гораздо больше способов упорядочить некий набор атомов в обладающую большой энтропией конфигурацию, чем способов упорядочить атомы в конфигурацию с низкой энтропией. Поясним на примере двух несмешивающихся жидкостей. Представьте, что вы добавили в кофе сливки. Существует огромное количество способов взаимного распределения молекул, при котором сливки и кофе окажутся полностью перемешанными, и сравнительно небольшое количество способов распределить их так, чтобы молекулы сливок сгруппировались, оказавшись, например, окруженными молекулами кофе. Более вероятно получить именно равномерную смесь – она обладает большей энтропией.
Таким образом, неудивительно, что в подавляющем большинстве процессов энтропия обладает тенденцией возрастать со временем. Количество состояний с высокой энтропией значительно превышает количество состояний с низкой энтропией; почти любое изменение системы ведет ее в состояние с более высокой энтропией на основе простых вероятностных принципов. Именно по этой причине сливки всегда смешиваются с кофе. Физически, конечно, возможно, что все молекулы сливок "сговорятся" расположиться одна за другой, но статистически это очень маловероятно: если бы вы ждали, пока молекулы сливок, случайно перегруппировавшись, без постороннего вмешательства образовали бы такую конфигурацию, вам пришлось бы ждать гораздо дольше, чем составляет современный возраст Вселенной. "Стрела времени" – это просто тенденция системы эволюционировать в направлении более вероятного состояния с более высокой энтропией.
Низкая и высокая энтропия зависят от ситуации. Физики судят о количестве энтропии в некоторой системе, основываясь на анализе эволюции этой системы во времени. Например, если разреженный и достаточно холодный газ "чувствует" гравитацию, то он эволюционирует как сгусток. Энтропия такой системы растет – так, у облака энтропия высока, даже если на первый взгляд оно кажется упорядоченным (т. е. визуально проявляет признаки системы с низкой энтропией).
В случае, если силами гравитационного взаимодействия можно пренебречь, газ в заданном объеме обладает низкой энтропией, если он концентрируется в углу, и высокой энтропией, если он разлетается во все стороны. Таким образом, разлет молекул газа действительно увеличивает энтропию.
Если вклад гравитации значим, реализуется обратная ситуация: газ увеличивает свою энтропию, сжимаясь в черную дыру. Таким образом, для гравитирующего газа предпочтительнее сформировать облако, а не разлететься.
Если рассматриваемый объем уже не фиксирован, а растет со временем, газ на начальной стадии сгущается в облака и формирует черную дыру, но потом черная дыра испаряется. Разлетающийся газ приводит к росту энтропии и к сильному разряжению пространства.
Однако объяснение того, почему состояния с низкой энтропией переходят в состояния с высокой, далеко не то же самое, что ответ на вопрос, почему энтропия возрастает во Вселенной. Вопрос остается открытым: почему в начале развития Вселенной энтропия была очень низкой? Этот факт кажется неестественным, поскольку состояния с низкой энтропией, как мы только что выяснили на простом примере, довольно редки. Даже если допустить, что современная Вселенная обладает неким средним уровнем энтропии, все равно невозможно объяснить, почему раньше энтропия была ниже. Среди всех допустимых начальных условий развития нашей Вселенной (при которых Вселенная к настоящему моменту времени развилась бы именно в то, что мы сейчас наблюдаем), подавляющее большинство обладало бы гораздо большей, а не меньшей энтропией.
Другими словами, природа бросает космологам вызов: не объяснить, почему завтра энтропия Вселенной будет больше, чем сегодня, но понять, почему вчера энтропия была ниже, чем сегодня, а позавчера ниже, чем вчера. Последний вопрос гораздо более сложен, чем кажется на первый взгляд, потому что мы можем проследить его логику на протяжении всего пути во времени вплоть до Большого взрыва – начала рождения времени в наблюдаемой Вселенной. Асимметрия времени – вопрос, на который должны ответить космологи.
Эволюция Вселенной
Ранняя Вселенная была ареной, где свершались великие события. Все частицы, составляющие наблюдаемую Вселенную, были сжаты в невероятно горячем и плотном крошечном объеме. Важно отметить, что частицы были распределены почти равномерно: средний контраст плотности составлял около 10–5. Постепенно, с расширением и остыванием Вселенной, гравитационное притяжение увеличивало этот контраст: области, в которых изначально было чуть больше частиц, сформировали звезды и галактики, области с небольшим недостатком частиц опустели, образовав войды (пустоты).
Гравитация стала основной силой, формирующей структуру Вселенной. К сожалению, у нас все еще нет четкого понимания эволюции энтропии в системе с учетом гравитационных взаимодействий, тесно связанных с геометрией пространства – времени. Построение единой картины мира есть цель многих современных физических теорий, например квантовой гравитации. В то время как мы можем связать энтропию среды с поведением составляющих ее молекул, мы не знаем, из чего состоит само пространство-время. Другими словами, трудно сказать, каким образом гравитационные микросостояния могут быть поставлены в соответствие каждому конкретному макросостоянию.
Не могут ли некоторые процессы при взаимодействии частиц обладать встроенной "стрелой времени"? Распады некоторых элементарных частиц, например нейтральных каонов, в определенном смысле чаще случаются в одном направлении времени, а не в другом. (Физикам нет нужды путешествовать назад во времени, чтобы выявить такую асимметрию – они просто выводят эту закономерность, изучая другие свойства частиц.) Но эти процессы обратимы, в противоположность росту энтропии, то есть они не объясняют "стрелу времени".
Стандартная модель физики частиц не представляется способной объяснить закон энтропии в ранней Вселенной.
Несмотря на указанные трудности, мы все же обладаем некими общими представлениями о том, как должна себя вести энтропия. В случае, если гравитацией можно пренебречь, как в примере с чашкой кофе, равномерное распределение частиц обладает высокой энтропией. Это условие есть состояние равновесия системы. Даже если частицы снова перегруппировались, то в макромасштабе ничего особенного не случится, поскольку частицы и до этого уже были основательно перемешаны. Однако если гравитацию нельзя исключить из рассмотрения и фиксировать объем, в котором эволюционирует система, то сглаженное распределение имеет сравнительно низкую энтропию. В последнем случае система очень далека от состояния равновесия. Наличие гравитации приводит к тому, что частицы группируются, образуя звезды и галактики, и энтропия, согласно второму закону термодинамики, значимо увеличивается.