Краткая история времени. От Большого взрыва до черных дыр - [53]

Таким образом, наше субъективное ощущение направления времени – психологическая стрела – определяется в мозгу и ориентировано на термодинамическую стрелу времени. Так же как и компьютер, мы должны помнить события в том порядке, в каком возрастает энтропия. В свете этого вывода второе начало термодинамики становится почти что тривиальным. Степень беспорядка со временем увеличивается, потому что мы измеряем время в том направлении, в каком растет степень беспорядка. За это даже головой можно поручиться!

Но почему вообще должна существовать термодинамическая стрела времени? Или, другими словами, почему Вселенная на одном конце времени – том, которое мы называем прошлым, – должна находиться в состоянии с высокой степенью порядка? Почему она не пребывает в подчеркнуто хаотичном состоянии все время? В конце концов, это может показаться более вероятным. И почему направление времени, относительно которого увеличивается степень беспорядка, совпадает с тем, в котором расширяется Вселенная?

В классической общей теории относительности невозможно предсказать, как возникла Вселенная, потому что все известные законы природы перестают соблюдаться в сингулярности Большого взрыва. У своих истоков Вселенная могла быть однородной и упорядоченной. Это имело бы следствием те четко очерченные термодинамическую и космологическую стрелы времени, что мы наблюдаем. Но с таким же успехом Вселенная в начале времен могла быть клочковатой и беспорядочной. В этом случае она пришла бы теперь к полному хаосу, и его степень не могла бы увеличиваться со временем. Степень беспорядка либо оставалась бы постоянной – и в этом случае не было бы четкой термодинамической стрелы времени, – либо снижалась бы, и тогда термодинамическая стрела времени указывала бы в направлении, противоположном космологической стреле. Оба эти сценария противоречат наблюдениям. Но как мы видели, классическая общая теория относительности предсказывает свое собственное банкротство. При изрядной кривизне пространства-времени приобретают большую значимость эффекты квантовой гравитации: классическая общая теория относительности перестает быть надежным инструментом для описания макрокосмоса. Чтобы понять, как началась Вселенная, нужно прибегнуть к квантовой теории гравитации.

Чтобы задать состояние Вселенной в квантовой теории гравитации – как мы видели в предыдущей главе, – точно так же необходимо определить, как возможные траектории эволюции Вселенной вели себя на границе пространства-времени в прошлом. То есть нам требуется описать то, чего мы не знаем или не в состоянии узнать, и эту проблему можно обойти, только если траектории удовлетворяют условию отсутствия границ: они имеют предел протяженности, но ни границы, ни края, ни сингулярностей. В этом случае начало времен – это обычная, однородная точка пространства-времени, и расширение Вселенной началось из однородного и упорядоченного состояния. Ее ткань однако не могла быть абсолютно однородной, потому что это привело бы к нарушению принципа неопределенности квантовой механики. В ней должны были наблюдаться слабые флуктуации плотности и скорости частиц. Но условие отсутствия границ предполагает, что эти флуктуации были предельно малы – в соответствии с принципом неопределенности.

В начале своего существования Вселенная могла пережить период экспоненциального, или инфляционного, расширения, и многократно увеличилась в размерах. В процессе расширения флуктуации плотности должны были поначалу оставаться малыми, а после начать расти. Расширение областей с плотностью, несколько превышающей среднюю, стало замедляться под действием гравитационного притяжения, вызванного избыточной массой. В какой-то момент эти области прекратили расширяться и стали сжиматься, образуя галактики, звезды и различных существ, например нас. Жизненный цикл Вселенной начался с однородного и упорядоченного состояния, а со временем она стала клочковатой и хаотичной. Этим можно объяснить существование термодинамической стрелы времени.

Но что произойдет, если – или когда – Вселенная прекратит расширяться и начнет сжиматься? Не изменится ли направление термодинамической стрелы времени на противоположное и не начнет ли снижаться степень беспорядка? Это открыло бы возможность для воплощения научно-фантастических сценариев всех сортов, и главными героями были бы люди, пережившие переход от фазы расширения к фазе сжатия. Суждено ли им увидеть, как осколки превращаются в чашку и запрыгивают обратно на стол? Смогут ли они вспомнить завтрашние котировки и сколотить состояние, играя на бирже? Может показаться, что только ученые могут всерьез беспокоиться о том, что случится, когда Вселенная начнет сжиматься, поскольку до этого не дойдет по меньшей мере в ближайшие 10 миллиардов лет. Но заглянуть в будущее можно и побыстрее – прыгнув в черную дыру. Коллапс звезды с образованием черной дыры схож с поздними стадиями коллапса целой вселенной. Если на этапе сжатия вселенной степень беспорядка в ней и вправду уменьшается, то естественно ожидать того же и от черной дыры. Так что не исключено, что провалившийся в черную дыру астронавт сможет сорвать банк, играя в рулетку, если запомнит, где находился шарик до того, как он сделал ставку. (Но к сожалению, играть ему придется недолго – приливные силы довольно скоро сделают из него спагетти. Астронавт также не сможет ничего сообщить нам ни об изменении направления термодинамической стрелы времени, ни о своем выигрыше, потому что окажется в ловушке за горизонтом событий черной дыры.)