В любой момент ранняя Вселенная содержит газ частиц при практически постоянной температуре и практически постоянной плотности, которые не зависят от выбранной точки пространства. Другими словами, ее конфигурация очень похожа на термодинамическое равновесие. Конечно, это не идеальное состояние равновесия, в котором ничего не меняется: в расширяющейся Вселенной все охлаждается и разреживается. Но по сравнению с частотой столкновения частиц расширение пространства происходит относительно медленно, поэтому охлаждение происходит плавно. Если мы рассмотрим только материю и излучение ранней Вселенной, отбросив любое влияние гравитации за исключением общего расширения, то увидим последовательность конфигураций, очень близких к тепловому равновесию, но с постепенно уменьшающимися плотностью и температурой.
[240]
Однако это, разумеется, ужасающе неполная история. Второе начало термодинамики гласит: «Энтропия замкнутой системы либо увеличивается, либо остается постоянной»; оно не утверждает: «Энтропия замкнутой системы, если не учитывать гравитацию, либо возрастает, либо остается постоянной». Ничто в законах физики не позволяет нам игнорировать гравитацию в случаях, когда она важна, — а в космологии она имеет первостепенное значение.
Отбрасывая воздействие, которое гравитация оказывает на энтропию, и принимая во внимание исключительно материю и излучение, мы приходим к полным абсурда выводам. Материя и излучение ранней Вселенной были близки к тепловому равновесию, что означает (если пренебречь гравитацией), что это было состояние Вселенной с максимальной энтропией. Но сегодня, в поздней Вселенной, мы совершенно очевидно не находимся в термодинамическом равновесии (если бы это было так, то нас не окружало бы ничего, кроме газа при постоянной температуре), то есть не может быть сомнений, что окружающая нас конфигурация — это не конфигурация с максимальной энтропией. Однако энтропия не могла уменьшиться, ведь это было бы нарушением второго закона термодинамики. Что же происходит?
А происходит вот что: игнорировать гравитацию неправильно. К сожалению, учесть ее во всех расчетах совсем не так просто; к тому же мы до сих пор очень многого не знаем о поведении энтропии при условии гравитационного взаимодействия. Тем не менее, как мы увидим далее, нам известно достаточно, чтобы не только сдвинуться с мертвой точки в исследованиях, но и добиться значительного успеха.
Что мы подразумеваем под «нашей Вселенной»
До сих пор мы по большей части ходили проторенными дорожками: либо знакомились с утверждениями, с которыми согласны все работающие физики, либо объясняли вещи, которые не могут не быть истинными и которые должны быть признаны верными всеми работающими физиками. В тех исключительных случаях, когда мы сталкивались с подлинно противоречивыми ситуациями (например, относительно интерпретаций квантовой механики), я старался четко обозначить этот факт. Но далее в этой книге мы начнем все глубже погружаться в мир умозрительных и даже еретических идей; у меня есть любимая точка зрения по определенным вопросам, и все же это не общепринятое мнение. Я буду прилагать усилия для того, чтобы продолжать проводить черту между несомненно истинными утверждениями и недоказанными пока гипотезами, но важно помнить о том, что в подобных делах всегда необходимо соблюдать максимальную осторожность.
Во-первых, мы должны определиться, что же именно мы имеем в виду, говоря «наша Вселенная». Мы не в состоянии увидеть всю Вселенную; свет распространяется с конечной скоростью, и существует барьер, за который нам не заглянуть, — определяемый, в принципе, Большим взрывом, а на практике — моментом, когда Вселенная стала прозрачной (примерно через 380 000 лет после Большого взрыва). Вселенная, если рассматривать ее на больших масштабах, в пределах той части, которую мы видим, однородна; везде она выглядит практически одинаково. Конечно же, сразу возникает соблазн взять то, что мы видим, и бесстыдно экстраполировать на те части, которые от нашего взора скрыты, вообразив, таким образом, что Вселенная однородна везде — либо во всем объеме конечного размера, если она «замкнута», либо в бесконечно большом объеме, если «открыта».
Однако нет никаких основательных причин полагать, что та Вселенная, которую мы не видим, идентична той, которую мы наблюдаем. Это может быть простым первоначальным предположением, но ничем более. Мы должны допускать возможность того, что Вселенная выглядит совершенно иначе за пределами той части, которая открыта нашему взору (даже если невидимая часть поначалу выглядит однородной, а отличия появляются лишь где-то далеко).
Рис. 13.1. То, что мы называем «наблюдаемой Вселенной», — это объем пространства, «сопутствующий» расширению Вселенной, то есть расширяющийся вместе с ней. Мы отслеживаем свои световые конусы назад до самого Большого взрыва, для того чтобы определить, какая часть Вселенной поддается нашему наблюдению, и позволяем этому объему расти одновременно с расширением Вселенной.
Так что давайте позабудем о недоступной нам Вселенной и сконцентрируемся на той части, которую мы с вами видим, — мы называем ее «наблюдаемой Вселенной». Она окружает нас, растянувшись на 40 миллиардов световых лет.
[241] Вселенная расширяется — это означает, что материя, содержащаяся внутри наблюдаемой Вселенной, раньше была упакована в область меньшего размера. Возведем что-то вроде воображаемого забора вокруг вещества в нашей наблюдаемой в данный момент Вселенной и начнем отслеживать все находящееся внутри забора, позволяя самому забору по мере расширения Вселенной растягиваться (и допуская, что в прошлом он был меньше). То, на что мы смотрим, называется сопутствующим объемом пространства, и это именно то, что мы имеем в виду, когда говорим о «нашей наблюдаемой Вселенной».
