Вечность. В поисках окончательной теории времени
Шрифт:
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
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
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.
35
«Жаркие споры» в данном случае – совсем не образное выражение; «Большой спор» между астрономами Харлоу Шепли и Гербером Кёртисом случился в 1920 году в Смитсоновском институте в Вашингтоне, США. Позиция Шепли заключалась в том, что Млечный Путь – это и есть вся Вселенная, тогда как Кёртис утверждал, что туманности (по крайней мере некоторые, в частности Туманность Андромеды М31) сами по себе являются отдельными галактиками. Хотя в итоге Шепли оказался на проигравшей стороне в этих великих дебатах, он был абсолютно прав, утверждая, что Солнце находится не в центре Млечного Пути.