Всего за 499 руб. Купить полную версию
Иными словами, мы в целом предполагаем, что любые сложные последовательности, которые записаны у нас в мозгу, на доске для «Скрабла» или в физике вселенной, так или иначе представляют собой точное отражение каких-то реальных событий в прошлом.
Философ Дэвид Альберт выдвинул «Гипотезу прошлого» как предположение, что в прошлом энтропия была ниже, чем в настоящем[34]. Если бы мы имели дело с компьютером, это означало бы, что мы начинаем с обнуления всех регистров, а потом добавляем данные. Если «Гипотеза прошлого» верна, то информация, закодированная в памяти это реалистическая интерпретация произошедшего в прошлом. Если бы запись на диске компьютера начиналась с состояния высокой энтропии, у нас не было бы ни малейшего представления о том, что там настоящие воспоминания, а что шум. Чтобы хоть как-то разбираться в прошлом, нам придется предположить, что и мы сами, и вселенная в более широком смысле в начале своего существования пребывали в состоянии крайне низкой энтропии.
А это подводит нас к крайне болезненному вопросу о ранних этапах существования вселенной
Почему Вселенная сначала была такая скучная?
Вы сидите в горячей ванне, и сначала вам тепло и уютно, а потом события приобретают неприятный оборот вода и воздух в ванной комнате приходят в равновесие, и вы ежитесь от холода.
То же самое можно сказать и про будущее вселенной. С течением времени тепло распределяется по вселенной все равномернее. Звезды выгорают, черные дыры в конце концов испаряются, везде царят холод и темнота. Конечным состоянием вселенной будет однородный, невероятно огромный и холодный океан из фотонов.
А как же наше происхождение? Поначалу вселенная была пестрая, состояла из крошечных участков тепла и холода. Однако горячие участки были всего лишь на 1/100 000 теплее, а холодные лишь на 1/100 000 холоднее среднего.
На первый взгляд кажется, будто начало и конец вселенной очень похожи друг на друга, однако я утверждаю, что для конца вселенной характерна низкая энтропия, в то время как в начале энтропия была высокой. Откуда я это взял?
Все дело в гравитации. Начните с совершенно однородной вселенной и добавьте всего несколько сгустков там, где плотность чуть выше среднего. Оглянуться не успеете, как все близлежащее вещество начнет падать туда, и маленький сгусток станет сгустком побольше.
Энтропия это просто количество способов, которыми можно перемешать систему так, чтобы на вид она осталась прежней. Как мы видели на примере радиоактивного распада, все хочет достичь состояния минимальной возможной энергии[35]. Когда частицы падают на сгустки, энергия превращается в тепло, а тепло это всегда энтропия. Крошечные сгустки становятся все больше и больше, энтропия растет, и в результате получаются галактики, звезды и вы.
На ранних стадиях существования вселенной, когда все было упаковано гораздо плотнее, гравитация играла куда более важную роль, чем сегодня. Сейчас местная гравитация играет куда более важную роль, чем в далеком будущем. Для вселенной, где правит гравитация (как в начале времен), конфигурация минимальной энтропии это идеально равномерное распределение. В будущем, когда гравитация утратит свою важность, идеально равномерное распределение это конфигурация максимальной энтропии.
Влияние гравитации особенно хорошо заметно на примере распределения галактик. Начиная с 2000 года в рамках проекта «Слоановский цифровой небесный обзор» (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) начали составлять карты почти всей близлежащей вселенной. Были сделаны снимки более ста миллионов галактик и измерены расстояния более чем до миллиона из них. И выяснилось, что налицо отчетливая структура сгустки, волокна и пустые области (они так и называются «пустоты», или «войды»). Однако если заглянуть в далекое прошлое (то есть взглянуть на очень далекие области, что одно и то же), окажется, что вселенная заполнена очень равномерно.
Это задача не из легких, она во многом связана с вопросом о том, почему ось времени направлена именно в таком направлении, а не в каком-нибудь другом. Возьмите вселенную в ее нынешнем виде и представьте себе кино, финалом которого было бы нынешнее положение дел. Если пустить кино задом наперед, все начнется с высокой энтропии, а закончится состоянием низкой энтропии. Иначе никак законы физики, как мы уже убедились, обратимы во времени.
Сделаем следующий шаг и чуть-чуть изменим нынешнюю вселенную. Переставим там и сям про нескольку атомов. Если запустить задом наперед такую слегка измененную вселенную, то мы не придем к «началу» с равномерным распределением. Шансы на то, чтобы обнаружить в начале вселенной состояние низкой энтропии, оказались на диво малы так же малы, как и вероятность, что вселенная будет развиваться в сторону состояния низкой энтропии.
В таком контексте трудно даже определить, что такое «маловероятно». Обычно, когда мы говорим, что что-то маловероятно, то имеем в виду, что есть какая-то цепочка событий, которая приведет к такому финалу, и основываем вероятность на событиях в прошлом. А у начала вселенной таких событий не было.