Вселенная в зеркале заднего вида. Был ли Бог правшой? Или скрытая симметрия, антивещество и бозон Хиггса - [25]

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.