Течение времени

Главным для нашего осознания бытия является ощущение движения времени. Нам кажется, что мы всегда движемся вперед, из определенного прошлого в неопределенное будущее. Мы чувствуем, что прошлое позади, и с ним уже ничего нельзя поделать. Оно неизменно и, в определенном смысле, уже «не с нами». То, что мы знаем в данный момент о прошлом, может брать начало в наших записях, рождаться из наших воспоминаний или подтверждаться иными свидетельствами — но в любом случае мы не склонны подвергать сомнению реальность прошлого. Прошлое является для нас чем-то совершенно определенным и не может стать (сейчас) другим. Что было — то было, и теперь уже ни мы, ни кто-либо другой не в силах ничего изменить! Будущее, с другой стороны, выглядит еще неопределенным. Оно может проявить себя и так и этак. Возможно, что этот «выбор» полностью определен физическими законами; а, возможно, отчасти и нашими собственными решениями (или Богом) — но в любом случае этот выбор, кажется, еще только предстоит сделать. То, что есть в данный момент — это всего лишь потенциальные возможности, один из вероятных вариантов будущего.

Каждый миг, когда мы осознаем течение времени, наиболее близкая часть необозримого и кажущегося неопределенным будущего непрерывно превращается в настоящее, и, таким образом, добавляет свою строку в анналы прошлого. Иногда нам кажется, что мы сами были лично «ответственны» за какое-то действие, повлиявшее на конкретный выбор именно того возможного будущего, которое реализовалось на самом деле и стало необратимым в реальности прошлого. Но чаще, мы чувствуем себя пассивными наблюдателями — впрочем, весьма благодарными за такое освобождение от ответственности — того, как неумолимо свершившееся прошлое расширяет свои рамки за счет неопределенного будущего.

Как ни странно, физика рисует нам сегодня совершенно другую картину. Все основные уравнения физики симметричны во времени. Они оказываются одинаково справедливыми как для одного направления времени, так и для другого. Будущее и прошлое, с точки зрения физики, совершенно равноправны. Законы Ньютона, уравнения Гамильтона, уравнения Максвелла, общая теория относительности Эйнштейна, уравнение Дирака, уравнение Шредингера — все они, в действительности, остаются неизменными при обращении направления времени (т. е. замены координаты t , представляющей время, на — t ). Вся классическая механика, вместе с U-частью квантовой, полностью обратима во времени. Может возникнуть вопрос о том, обратима ли R-часть квантовой механики. Подробно мы обсудим это в следующей главе, а пока давайте ограничимся соображениями «здравого смысла» и будем считать, что операция R, несмотря на свой вид, также должна быть взята симметричной во времени (см. Ааронов, Бергманн, Лебовиц [1964]). В этом случае нам, по всей видимости, придется продолжить где-нибудь в другом месте поиски той области, в которой наши физические законы устанавливали бы различие между прошлым и будущим.

Перед тем, как отправиться в путь, имеет смысл немного задержаться еще на одном озадачивающем несоответствии между нашим субъективным восприятием времени и представлениями современной физики. Дело в том, что согласно специальной теории относительности, такого понятия, как «сейчас», на самом деле вообще не существует. Из того, что мы имеем в этой теории, наилучшим приближением к нему было бы «пространство одновременных событий» наблюдателя в пространстве-времени, показанном в Главе 5. «Специальная теория относительноаи Эйнштейна и Пуанкаре» на Рис. 5.21. — но оно, однако, зависит от движения наблюдателя! «Сейчас» для одного наблюдателя совсем не то же самое, что «сейчас» для другого. Исследуя два события А и В в пространстве времени, один наблюдатель (U) может заключить, что событие В лежит в фиксированном прошлом, а событие А — в неопределенном будущем; в то время как для второго наблюдателя (V), А может оказаться в фиксированном прошлом, а В — в неопределенном будущем (рис. 7.1)!

Рис. 7.1. Может ли время действительно «течь»? Для наблюдателя U , В может находиться в «фиксированном» прошлом, в то время как А лежит еще в «неопределенном» будущем. Наблюдатель V придерживается противоположной точки зрения!

Мы не можем утверждать, что какое-либо из событий А или В остается неопределенным, в то время как другое из них уже определено.

Вернемся к рассуждениям Главы 5. «Специальная теория относительноаи Эйнштейна и Пуанкаре» и рис. 5.22. Два человека разминулись на улице; для одного из них космическая флотилия Андромеды уже отправилась в путешествие, в то время как для другого решение о том, состоится путешествие или нет, еще даже не принято. Возможно ли это? Ведь если хотя бы один из людей уже знает, что решение было принято, тогда, казалось бы, никакой неопределенности здесь быть не может. Запуск космической флотилии — реальность. На самом деле, ни один из этих людей в момент наблюдения еще не может что-либо знать о запуске. Они узнают о нем позднее, когда наблюдения с Земли подтвердят, что флотилия действительно уже в пути. Тогда они могут еще раз сопоставить свои прошлые наблюдения и прийти к заключению, что во время наблюдения для одного из них решение о запуске лежало в неопределенном будущем, тогда как для другого, — в определенном прошлом. Имеет ли смысл, в таком случае, говорить о какой-либо неопределенности будущего? А может быть будущее для них обоих было уже изначально «фиксированным»?

Складывается впечатление, будто всякая определенность чего бы то ни было неизбежно приводит к определенности пространства-времени в целом! В этом случае вовсе нет никакого «неопределенного» будущего. Все пространство-время должно быть изначально фиксированным и никакой неопределенности просто нет места. Кажется, именно так думал и сам Эйнштейн (см. Пайс [1982], с. 444). Следуя этой логике, можно заключить, что нет и течения времени. Остается только «пространство-время», в котором нет места будущему, в чьи «владения» неумолимо вторгается определенное прошлое! (Читатель может в этом месте задаться вопросом о роли квантовомеханических «неопределенностей». Я вернусь к вопросам, навеянным квантовой механикой, в следующей главе. Сейчас будет лучше проводить все рассуждения в рамках чисто классической картины.)

Мы видим, что налицо впечатляющие несоответствия между нашим субъективным ощущением потока времени и тем, как представляют нам физическую реальность наши (удивительно точные) теории. Эти несоответствия, скорее всего, свидетельствуют о существовании иных принципов, которые, по-видимому, и должны лежать глубоко в основе наших субъективных ощущений — предполагая (как мне кажется), что эти принципы могут быть адекватно выражены на языке некоторой физической теории. Во всяком случае, представляется бесспорным, что какая бы теория ни работала, она должна нести в себе существенно асимметричную во времени составляющую, т. е. должна, так или иначе, отделять прошлое от будущего.

Но если уравнения физики никак не различают, как кажется, прошлое и будущее, и если даже сама идея «настоящего» так плохо согласуется с относительностью — тогда в какой же части мироздания нам следует искать ту область, где физические законы в большей степени соответствуют нашему восприятию мира? К счастью, если признаться честно, несоответствия не столь уж катастрофичны, как могло бы показаться. Наша физическая картина мира и в самом деле содержит некоторые фундаментальные составляющие, отличные от простых эволюционных уравнений, и при этом некоторые из них действительно несут в себе временную асимметрию. Наиболее важная из этих составляющих носит название «второго начала термодинамики». Давайте попробуем разобраться, о чем в данном случае идет речь.

 

Неумолимое возрастание энтропии

Представим себе стакан воды, стоящий на самом краю стола. Если его слегка подтолкнуть, он, скорее всего, упадет на пол, наверняка разобьется вдребезги на множество осколков, а вода расплескается повсюду, возможно, частично поглотившись ковром или просочившись в щели между половицами. Наш стакан воды в этой ситуации лишь добросовестно следует уравнениям физики. Ньютоновское описание оказывается справедливым здесь в полной мере. Каждый из атомов в стекле и в воде подчиняется законам Ньютона (рис. 7.2).

Рис. 7.2. Законы механики обратимы во времени; однако последовательность событий в направлении справа налево никогда не наблюдается, в то время как последовательность слева направо была бы вполне обычной

А теперь попробуем прокрутить эту картину в обратном направлении. В силу обратимости во времени законов Ньютона, вода могла бы также легко истечь из ковра и из щелей в половицах, заполнить стакан, который в это время ловко собирал бы себя из множества отколовшихся осколков, а затем все это могло запрыгнуть на высоту стола и устроиться в равновесии на его краю. И все это, так же как и первоначальный процесс, происходило бы в полном соответствии с законами Ньютона!

Читатель, быть может, спросит, откуда берется энергия, поднявшая стакан с пола на стол. Ответить на этот вопрос совсем несложно, поскольку, в то время, когда стакан падает со стола, энергия, которую он приобретает в процессе падения, должна куда-то деваться. На самом деле, энергия падающего стакана переходит в тепло. Атомы в осколках стакана, в воде, в ковре и половицах после удара стакана о пол будут хаотически колебаться чуть-чуть быстрее, чем до удара, т. е. осколки стакана, вода, ковер и половицы будут чуточку горячее, чем они были раньше (если пренебречь возможной потерей тепла за счет испарения, которое, однако, в принципе тоже обратимо). В силу закона сохранения энергии эта тепловая энергия будет в точности равна той, которая теряется стаканом с водой при его падении со стола. Таким образом, этой маленькой порции тепловой энергии было бы как раз достаточно, чтобы поднять стакан обратно на стол! Очень важно не забыть учесть вклад тепловой энергии в общий энергетический баланс. Закон сохранения энергии, в котором учитывается также и тепловая энергия, носит название первого начала термодинамики. Этот закон, будучи следствием ньютоновской механики, симметричен во времени. Он не накладывает каких-либо ограничений на стакан и воду, которые бы запрещали стакану собирать себя, заполняться водой и таким вот чудесным образом запрыгивать обратно на стол.

Причина, по которой мы не наблюдаем ничего подобного в реальности, заключается в том, что «тепловое» движение атомов в осколках стекла, воде, половицах и ковре является совершенно беспорядочным, так что подавляющая часть атомов будет двигаться во всех возможных направлениях. Необходима невероятно точная координация их движений для того, чтобы восстановить стакан, вместе со всей собранной в него с пола водой, и аккуратно забросить его на стол. Можно даже утверждать, что такие слаженные движения невозможны. Точнее говоря, подобная скоординированность могла бы возникнуть только благодаря удивительной случайности, которую мы все равно отнесли бы к разряду «чудес», даже если бы она и произошла в действительности!

Однако для другого направления времени такая согласованность движений атомов является вполне нормальной. Ведь мы почему-то не относим в разряд случайных те ситуации, в которых частицы движутся скоординированным образом после некоторого крупномасштабного изменения физического состояния (в нашем случае — разбивания стакана и расплескивания воды), а не до такого изменения. Движение частиц после подобного события как раз и должно быть в высокой степени согласованным, поскольку сама природа этого движения такова, что если бы мы могли в точности обратить движение каждого отдельного атома, результирующее движение было бы именно таким, какое необходимо для восстановления, заполнения и подъема стакана в его исходное положение.

Высокая координация движения вполне приемлема и даже естественна в том случае, когда оно является следствием крупномасштабного изменения, а не его причиной. Но слова «причина» и «следствие», так или иначе, затрагивают вопрос о временнбй асимметрии. Используя эти термины в нашем повседневном разговорном языке, мы обычно подразумеваем, что причина должна предшествовать следствию. Но если мы пытаемся осознать физическое различие между прошлым и будущим, нам необходимо быть предельно осторожными, чтобы невольно не привнести в рассуждения наши житейские представления об этих понятиях. Я должен предупредить читателя, что избежать этого чрезвычайно трудно, но нам все же стоит попробовать. Мы должны попытаться использовать слова таким образом, чтобы они заранее не предрешали вопроса о физическом различии прошлого и будущего. В частности, если обстоятельства будут к тому располагать, нам придется иногда рассматривать причины некоторых явлений лежащими в будущем, а следствия — лежащими в прошлом! Детерминистские уравнения классической физики (или операция U в квантовой физике) никоим образом не выделяют эволюцию в направлении будущего. Они могут быть столь же хорошо применимы и для описания эволюции в прошлое. Будущее определяет прошлое точно так же, как и прошлое определяет будущее. Мы можем каким-либо образом зафиксировать некоторое состояние системы в будущем и затем использовать его для определения состояния системы в прошлом. Если, применяя наши уравнения к системе с обычным направлением времени в сторону будущего, мы можем считать прошлое причиной, а будущее — следствием, то в случае, когда мы также правомерно используем эти уравнения для описания эволюции в прошлое, мы будем вынуждены относить будущее к «причине», а прошлое — к «следствию».

Есть, однако, еще один момент, связанный с использованием терминов «причина» и «следствие», который, на самом деле, никак не зависит от того, какие события мы относим к прошлому, а какие — к будущему. Вообразим себе гипотетическую вселенную, в которой справедливы те же симметричные во времени классические уравнения, что и в нашей вселенной, но в которой явления обычного порядка (такие, как разбивание и расплескивание стакана воды) сосуществуют с их обращениями во времени. Предположим, что наряду с обычными явлениями, стаканы воды иногда действительно собирают себя из отколовшихся кусочков, чудесным образом заполняются расплескавшейся водой и затем запрыгивают на стол; предположим также, что иногда, приготовленная яичница-болтунья снова превращается в исходный полуфабрикат, желток в ней отделяется от белка и, наконец, она запрыгивает обратно в сломанную яичную скорлупу, которая становится совершенно целой, вновь заключая в себя все свое содержимое; что кусочки сахара могут восстанавливаться из растворенного сахара в подслащенном кофе и затем самопроизвольно выпрыгивать из чашки прямо в чью-нибудь руку. Если бы мы жили в мире, в котором подобные вещи относились бы к разряду повседневных явлений, мы, очевидно, могли бы приписать «причины» таких событий не фантастической случайности, связанной с коррелированным поведением отдельных атомов, но некоторому «телеологическому воздействию», благодаря которому самовосстанавливающиеся объекты стремятся в конце концов достичь желаемой макроскопической конфигурации. «Смотрите! — могли бы воскликнуть мы. — Это повторяется. Та смесь намеревается собрать себя в другой стакан воды!» Мы, разумеется, можем принять точку зрения, согласно которой атомы направили сами себя именно так, потому что именно таким способом можно получить стакан воды на столе. Стакан на столе был бы в этом случае причиной, а явно беспорядочная смесь атомов на полу — «следствием» — несмотря на то, что это «следствие» теперь существует во времени раньше, чем причина. Точно также, внезапное упорядочивание движения атомов в приготовленной яичнице-болтунье не является «причиной» ее запрыгивания в целую яичную скорлупу, но есть следствие этого будущего состояния; и кусок сахара собирается и выскакивает из чашки не «потому, что» атомы движутся с такой необычайной точностью, но благодаря тому, что кто-то — находящийся в будущем — будет позднее держать этот кусок сахара в своей руке!

Конечно, мы не наблюдаем ничего подобного в нашем мире — или, лучше сказать, что мы не обнаруживаем одновременного сосуществования подобных вещей с явлениями обычного порядка. Ведь если бы все , что мы видели, было бы явлениями обратного порядка, подобного описанному выше, у нас не было бы проблем. Нам нужно было бы просто поменять местами «прошлое» и «будущее», «до» и «после» и т. д. во всех наших описаниях. Время следовало бы тогда считать текущим в направлении обратном по отношению к первоначально выбранному, и такой мир мог бы описываться так же, как и наш. Здесь я, однако, хочу рассмотреть другую возможность, в точности согласующуюся с симметричными во времени уравнениями физики, а именно — когда разбивающийся и самовосстанавливающийся стаканы могут сосуществовать.

В этом мире мы были бы не в состоянии восстановить привычные описания событий одним только изменением наших соглашений о направлении движения времени. Конечно, наш мир оказывается не таким — но почему? Чтобы разобраться с этим, я для начала попросил бы вас представить такой мир и подумать над тем, как описывать события, происходящие в нем. Согласитесь, что в подобном мире мы могли бы хорошо описывать крупные макроскопические конфигурации — такие как полные стаканы воды, неразбитые яйца, или кусочки сахара в руке, являющиеся «причинами»; и микроскопические, быть может, тонко скоррелированные движения отдельных атомов, представляющие «следствия» — независимо от того, лежат ли «причины» в прошлом или будущем своих «следствий».

Почему же в мире, в котором живем мы, именно причины всегда предшествуют следствиям или, иными словами, почему точно скоординированные движения частиц возникают только после крупномасштабных изменений физического состояния, а не перед ними? Чтобы лучше разобраться в таком положении дел, мне нужно ввести понятие энтропии . Грубо говоря, энтропия системы есть мера ее явного беспорядка. (Позже я дам более точное определение.) Таким образом, разбитый стакан и разлитая по полу вода находятся в состоянии с большей энтропией, чем целый заполненный водой стакан на столе. Приготовленная яичница-болтунья обладает большей энтропией, чем свежее неразбитое яйцо; подслащенный кофе обладает большей энтропией, чем кофе с нерастворенным куском сахара в нем. Подобные низкоэнтропийные состояния выглядят как бы «специально упорядоченными» некоторым явным образом, а высокоэнтропийные состояния — менее «специально упорядоченными».

Здесь важно подчеркнуть, что говоря о «специальности» (или, скажем, «особенности») состояния с низкой энтропией, мы, на самом деле, имеем ввиду именно явную «специальность». Если этого не оговорить, то при более детальном рассмотрении мы могли бы увидеть, что высокоэнтропийные состояния в подобных ситуациях будут такими же «специально упорядоченными», как и низкоэнтропийные, благодаря чрезвычайно точной координации движений отдельных частиц. Например, кажущееся случайным движение молекул воды, просочившейся между половицами после того, как стакан разбился, является, на самом деле, вполне специальным: эти перемещения настолько точны, что если их обратить, то получится то самое исходное низкоэнтропийное состояние, в котором восстановленный стакан покоится на столе. (Это должно быть именно так, поскольку обращение всех этих движений полностью соответствует обращению направления времени, в результате которого стакан, разумеется, восстановил бы себя и запрыгнул обратно на стол.) Но подобное скоординированное движение всех молекул воды — совсем не та «специальность», которую мы имеем ввиду, говоря о низкой энтропии. Энтропия относится к явному беспорядку. Порядок же, относящийся к точной координации движений частиц, не есть явный порядок, и потому он не приводит к понижению энтропии системы. Таким образом, упорядочивание молекул разлитой жидкости, в данном случае, не учитывается, и ее энтропия остается высокой. В то же время, явный порядок в восстановленном стакане воды дает низкое значение энтропии. Все дело здесь в том, что с конфигурацией восстановленного и заполненного стакана воды совместимо относительно немного возможных движений частиц; в то время как движений, совместимых с конфигурацией слегка нагретой воды, протекающей между щелями в половицах, — существенно больше.

Второе начало термодинамики гласит, что энтропия изолированной системы возрастает со временем (или остается неизменной в случае обратимых систем). Теперь становится очевидным, что мы совершенно правильно не рассматриваем скоординированное движение частиц как признак низкой энтропии, поскольку в этом случае «энтропия» системы, в соответствии с ее определением, всегда оставалась бы постоянной. Понятие энтропии должно быть связано только с явным беспорядком. Для системы, изолированной от всей остальной вселенной, ее полная энтропия возрастает, так что, если подобная система начинает свою эволюцию из состояния с некоторой явной упорядоченностью, то с течением времени этот порядок неизбежно разрушается и присущие ей особые свойства превращаются в «бесполезно» скоординированное движение частиц.

Может показаться, что второе начало действует как некий предвестник упадка, поскольку оно утверждает существование безжалостного универсального физического принципа, напоминающего нам о том, что всякое упорядоченное состояние подвержено непрерывному разрушению. Позднее мы увидим, что это пессимистическое заключение справедливо не всегда!

 

Что такое энтропия?

Каково же точное определение энтропии физической системы? Мы уже знаем, что это некая мера явного беспорядка — но что означают такие не очень строгие понятия, как «явный» и «беспорядок»? Может возникнуть мысль, что энтропия — это величина, вообще не имеющая четкого физического определения. Кроме того, имеется еще одно обстоятельство, связанное со вторым началом термодинамики, которое еще в большей степени усиливает ощущение нестрогости обсуждаемого понятия: энтропия не остается постоянной и возрастает только в так называемых необратимых системах. Но что значит «необратимых»? На микроскопическом уровне, когда мы принимаем в расчет движения всех частиц, все системы оказываются обратимыми! Обычно мы полагаем, что падение стакана со стола и его разбивание, разбалтывание яйца или растворение сахара в кофе — суть процессы необратимые; в то же время, столкновения друг с другом небольшого числа частиц — процесс обратимый, так же, впрочем, как и вообще любой процесс, в котором путем некоторых ухищрений нам удается избежать превращения кинетической энергии в тепло. Термин «необратимый» служит нам, главным образом, лишь для указания на то, что проследить за микроскопическими движениями отдельных частиц или управлять ими было невозможно. Собственно, эти неконтролируемые движения и есть «тепло». Таким образом, может создаться впечатление, будто бы понятие «необратимости» обязано своим происхождением чисто «практическим» соображениям. Мы, конечно, и в самом деле не можем на практике отделить белок от желтка в разболтанном яйце, хотя подобная процедура и не противоречит законам механики. Поэтому возникает вопрос: а не будет ли все-таки наше определение энтропии зависеть от того, какие процессы практически осуществимы, а какие — нет?

Как уже говорилось в главе 5, физическое понятие энергии, так же как и импульса, и углового момента, имеют вполне четкие математические определения в терминах положений частиц, их скоростей, масс и действующих на них сил. А можем ли мы сходным образом определить понятие «явного беспорядка», которое, в свою очередь, необходимо для придания точного математического смысла понятию энтропии? Очевидно, что «явное» для одного наблюдателя может не быть таковым для другого. И вообще, не находится ли это «явное» в прямой зависимости от точности, с которой тот или иной наблюдатель способен изучать данную систему? Наблюдатель, располагающий более точной измерительной аппаратурой, способен получить намного больше информации о микроскопическом строении системы, чем другой наблюдатель, использующий менее совершенное оборудование. В этом случае один наблюдатель сможет обнаружить больше «скрытого порядка», чем другой, и он, разумеется, зафиксирует более низкий уровень энтропии данной системы, чем его коллега. Может даже сложиться впечатление, что и личные эстетические вкусы каждого из наблюдателей способны оказать решающее влияние на их выбор между «порядком» или «беспорядком». Предположим, что мы пригласили некоего художника, для которого россыпь осколков стекла на полу окажется настоящим произведением «искусства упорядочивания» по сравнению с безобразным, отвратительным стаканом, банально покоящимся на краю стола! Понизится ли и в самом деле энтропия системы после ее оценки наблюдателем с таким тонким артистическим восприятием?

Несмотря на все проблемы, связанные с субъективностью некоторых наших суждений, понятие энтропии оказывается замечательным образом применимо всякий раз, когда речь идет о точном научном описании — каковым и является само понятие энтропии! Причина этого заключается в том, что изменения, вызванные переходами системы от порядка к беспорядку, если их выразить в терминах микроскопических положений и скоростей частиц, поистине колоссальны и (почти во всех случаях) превосходят любые заметные на глаз отличия точек зрения на то, что считать «явным порядком» на макроскопическом уровне, а что — нет. В частности, любое заключение художника или ученого, относительно того, какой из стаканов обладает большим порядком — целый или разбитый, практически не имеет никакого отношения к их реальной энтропии. Намного больший вклад в энтропию дает случайное движение частиц, вызывающее незначительное нагревание стакана и воды, и растекание воды после удара стакана с водою о пол.

Теперь, чтобы точно сформулировать понятие энтропии, вернемся к идее фазового пространства , введенного в главе 5. Напомним, что фазовое пространство системы имеет, как правило, гигантское число измерений, а каждая его точка изображает с максимальной детализацией мгновенную конфигурацию системы. Подчеркнем, что «одна-единственная» точка фазового пространства определяет одновременно положения и импульсы всех отдельных частиц, составляющих рассматриваемую физическую систему. Все, что нам необходимо сейчас для определения энтропии, это сгруппировать вместе все те микроскопические состояния, которые выглядят совершенно одинаковыми с точки зрения их явных (т. е. макроскопических) свойств. Другими словами, нам необходимо разбить наше фазовое пространство на области (рис. 7.3),

Рис. 7.3. Гранулирование фазового пространства на области, соответствующие макроскопически неотличимым состояниям. Энтропия пропорциональна логарифму фазового объема

в каждой из которых различные точки изображают физические системы, отличающиеся на микроскопическом уровне расположением и скоростями частиц, но которые при этом совершенно неразличимы с точки зрения макроскопического наблюдателя, для которого все точки любой такой конкретной области будут описывать одну и ту же физическую систему. Подобное разбиение фазового пространства на области называется гранулированием фазового пространства.

После такого группирования некоторые из областей могут приобрести подавляюще огромные размеры по сравнению с другими областями. Рассмотрим, к примеру, фазовое пространство газа, заключенного в ящике. Наибольшая область фазового пространства будет приходиться на состояния, в которых частицы газа практически равномерно распределены по ящику с некоторым характерным распределением скоростей, обеспечивающим однородные давление и температуру. Это характерное распределение, в некотором смысле наиболее случайное из всех возможных, называется распределением Максвелла — по имени Джеймса Клерка Максвелла, которого мы уже упоминали ранее. В этом случае про газ говорят, что он находится в состоянии теплового равновесия. Подавляющая часть точек всего фазового пространства соответствует этому тепловому равновесию, и эти точки изображают всевозможные микроскопические значения координат и скоростей отдельных частиц, которые совместимы с состоянием теплового равновесия. Эта огромная часть является, конечно, только одной из многих областей нашего фазового пространства — но она оказывается (существенно) большей всех других областей, занимая практически все фазовое пространство! Рассмотрим теперь другое возможное состояние этого газа, скажем, такое, в котором весь газ собран в одном из углов ящика. В этом случае мы будем опять иметь целое множество различных микроскопических состояний, каждое из которых описывает газ сосредоточенным в углу ящика. Все эти состояния макроскопически неразличимы, и изображающие их точки фазового пространства заполняют в нем свою область. Однако объем этой области оказывается намного меньшим объема области для состояний теплового равновесия — примерно в

раз (если ящик — это метровый куб, содержащий воздух при нормальных условиях, а область в углу — сантиметровый кубик)!

Чтобы оценить различия в фазовых объемах, рассмотрим упрощенную ситуацию, в которой некоторое количество шаров распределено по большому числу ячеек. Предположим, что каждая ячейка может либо быть пустой, либо содержать один шар. Шары будут моделировать молекулы газа, а ячейки — различные положения молекул в ящике. Выделим небольшое подмножество ячеек, которое будем называть особым ; оно будет соответствовать положению молекул газа в углу ящика. Для определенности условимся, что ровно 1 /10 часть всех ячеек особая — т. е. в случае, когда имеется n особых ячеек, не особых будет ровно 9n (рис. 7.4).

Рис. 7.4. Модель газа в ящике: некоторое количество шаров распределено по значительно большему числу ячеек. Одна десятая часть ячеек отмечены как особые . Эти ячейки выделены в левом верхнем углу

Мы хотим теперь случайным образом распределить m шаров среди всех ячеек и найти вероятность того, что все шары окажутся в особых ячейках. В случае, когда имеется только один шар и десять ячеек (т. е. имеется только одна особая ячейка), эта вероятность, очевидно, равна одной десятой. Тот же результат получится в случае одного шара и любого числа 10n ячеек (т. е. в случае n особых ячеек). Таким образом, для газа, состоящего только из одного атома, особая область, соответствующая «газу, собранному в углу ящика», будет иметь фазовый объем, составляющий лишь одну десятую всего объема «фазового пространства». Однако, если мы увеличим число шаров, вероятность того, что все они соберутся в особых ячейках, существенно понизится. Скажем, для двух шаров с двадцатью ячейками (две из которых особые) (m = 2 , n = 2 ), вероятность равна 1 /190 ; в случае ста ячеек (среди них — десять особых) (m = 2 , n = 10 ) вероятность равна 1 /110 ; а при неограниченном увеличении числа ячеек с сохранением доли особых вероятность будет стремиться к 1 /100 .

Таким образом, в случае газа из двух атомов фазовый объем особой области составляет только одну сотую часть всего «фазового пространства». Для трех шаров и тридцати ячеек (m = 3 , n = 3 ), он будет составлять 1 /4060 всего фазового объема, а в пределе бесконечного числа ячеек — 1 /1000 — т. е. для газа из трех атомов объем особой части будет составлять одну тысячную объема всего «фазового пространства». Для четырех шаров в пределе бесконечного числа ячеек вероятность становится равной 1 /10000 . Для пяти шаров — 1 /100 000 и т. д. Для m шаров в пределе бесконечного числа ячеек вероятность стремится к 1 /10 m ; т. е. для «газа» из m атомов фазовый объем особой области составляет только 1 /10 m от всего «фазового объема». (Этот результат остается справедливым, если учесть также и импульсы.)

Мы можем применить теперь те же оценки к нашей ситуации с реальным газом в ящике, только в этом случае для особой области нам нужно вместо одной десятой взять одну миллионную (1 /1000000 ) от общего объема ящика (т. е. отношение объемов одного кубического сантиметра и одного кубического метра). В результате, вместо значения 1 /10 m для вероятности обнаружить все частицы газа в особой области, мы получим 1 /1 000000 m , т. е. 1 /10 6m . Для воздуха, взятого при нормальных условиях, в нашем ящике находилось бы около 10 25 молекул, поэтому мы принимаем m = 10 25 . Таким образом, особая область фазового пространства, представляющая состояния, в которых весь газ сосредоточен в углу ящика, составляет только

1 /10 60 000 000 000 000 000 000 000 000

часть всего фазового пространства!

Энтропия состояния — это мера объема V области фазового пространства, которая содержит все точки, представляющие данное состояние. Ввиду гигантской разницы между объемами, которую мы оценили выше, более удобным оказывается определять энтропию как величину, пропорциональную не самим объемам, а их логарифмам:

энтропия = k log V .

Использование логарифма делает все возникающие в расчетах числа более обозримыми. Так, к примеру, логарифм 10000000 составляет всего-навсего число, близкое к 16 . Величина k — константа, называемая постоянной Больцмана . Ее значение приблизительно равно 10 -23 джоулей на один градус Кельвина.

Одним из важнейших следствий использования логарифма в определении энтропии является ее аддитивность в случае независимых систем. Другими словами, полная энтропия двух независимых физических систем, рассматриваемых как одна система, равна сумме их энтропий. (Это и есть основное свойство логарифмической функции: log АВ = log А + log В . Если эти подсистемы находятся в состояниях, изображающихся областями с объемами А и В в соответствующих им фазовых пространствах, то объем фазового пространства для составной системы будет равен произведению их объемов АВ, поскольку каждое микроскопическое состояние одной системы должно быть независимо учтено вместе с каждым микроскопическим состоянием другой; и, следовательно, энтропия составной системы, очевидно, будет равна именно сумме энтропий отдельных систем.)

Те гигантские отличия между размерами различных частей фазового пространства, о которых говорилось выше, в терминах энтропии будут выглядеть более скромно. Энтропия нашего кубического метра газа, как следует из предыдущих рассмотрений, оказывается всего на 1400 Дж/К (= 14k х 10 25 ) больше энтропии того же газа, сосредоточенного в кубическом сантиметре «особой» области (так как

составляет примерно 14 х 10 25 ).

Для того, чтобы определить реальные значения энтропии для указанных областей фазового пространства, нам осталось бы только немного позаботиться о выборе системы единиц (метры, джоули, килограммы, градусы Кельвина и т. д.). Однако, на самом деле, здесь было бы совсем неуместным заботиться об этом: для тех чудовищно огромных значений энтропии, которые я буду рассматривать в дальнейшем, выбор системы единиц не играет особой роли. Все же для определенности (и для специалистов), я скажу, что буду пользоваться так называемой естественной системой единиц, которая следует из законов квантовой механики и в которой постоянная Больцмана оказывается равной единице :

k = 1 .

 

Второе начало в действии

Предположим, что мы привели некоторую систему в особое начальное состояние, например, поместили газ в один из углов ящика в начальный момент времени. В следующее мгновение этот газ начнет стремительно расширяться и занимать все больший и больший объем. Через некоторое время он достигнет состояния теплового равновесия. Как описывается этот процесс на языке фазового пространства? В каждый момент времени микроскопическое состояние нашего газа, зависящее от положений и скоростей всех его молекул, изображается определенной точкой фазового пространства. По мере того, как газ расширяется, эта точка как-то блуждает в фазовом пространстве, при этом точная траектория ее блужданий будет полной историей всех молекул газа. Эта точка стартует из некоторой ничтожно малой области, а именно, той, которая включает в себя всевозможные начальные микроскопические состояния, соответствующие газу, сосредоточенному в одном из углов ящика. Далее наша движущаяся точка проходит последовательность областей фазового пространства, объемы которых монотонно возрастают, что является отражением процесса расширения газа внутри ящика. По мере расширения газа, точка продолжает свое путешествие, попадая в области фазового пространства все больших и больших объемов, причем каждый новый объем будет превосходить все предшествующие по своим размерам в огромное число раз (рис. 7.5)!

Рис. 7.5. Второе начало термодинамики в действии: с течением времени точка фазового пространства попадает в области все больших и больших объемов. Следовательно, энтропия постоянно возрастает

Всякий раз, когда точка оказывается в очередном большем объеме, у нее практически нет никаких шансов вернуться в какой-либо из предыдущих объемов меньших размеров. В конце концов, она оказывается внутри области фазового пространства наибольшего объема, соответствующей тепловому равновесию.

Этот объем занимает почти все фазовое пространство. И едва ли кто-то будет сомневаться в том, что наша точка фазового пространства в процессе своих случайных блужданий не вернется ни в какую из областей меньшего размера за любое разумное время. Можно также утверждать, что газ, достигнув состояния теплового равновесия, останется в нем практически навсегда. Мы видим, таким образом, что энтропия системы как логарифмическая мера ее фазового объема, должна так же монотонно возрастать с течением времени, как и сам фазовый объем.

Может показаться, что, наконец-то, мы обрели ключ к пониманию второго начала термодинамики! В самом деле, мы можем предположить, что наша точка фазового пространства движется совершенно хаотически, и, стартуя из некоторого крохотного объема фазового пространства, соответствующего малому значению энтропии, будет в дальнейшем с большой вероятностью попадать внутрь все больших и больших объемов, соответствующих все возрастающим значениям энтропии.

Есть, однако, нечто странное в том выводе, к которому, похоже, мы пришли путем такого рассуждения. Похоже, мы пришли к выводу с явной асимметрией во времени. Если энтропия возрастает в прямом направлении времени, то, следовательно она должна убывать в обратном направлении. Но откуда взялась эта временна́я асимметрия? Мы абсолютно уверены в том, что не использовали в наших рассуждениях никаких несимметричных во времени законов и соображений. Эта временна́я асимметрия, на самом деле, является прямым следствием того обстоятельства, что наша система начала эволюционировать из особого (низкоэнтропийного) состояния, и наше наблюдение за ее последующей эволюцией выявило факт возрастания ее энтропии. Такое возрастание, конечно же, находится в полном соответствии с поведением систем в нашей реальной вселенной. Но мы могли бы с равным успехом применить те же самые рассуждения и для обратного направления времени. Именно, мы могли бы опять создать некоторое низкоэнтропийное состояние в начальный момент времени, но теперь задаться вопросом: какова наиболее вероятная последовательность состояний, предшествующих этому начальному состоянию?

Попробуем теперь порассуждать в таком обратном направлении. Как и ранее, выберем в качестве низкоэнтропийного состояния газ, сосредоточенный в одном из углов ящика. В этом случае наша точка фазового пространства будет в начальный момент времени находиться в той же ничтожно малой области фазового пространства, что и ранее. Но теперь мы попробуем проследить за ее предыдущей историей. Если мы представим, что эта точка, также как и ранее, движется совершенно хаотично, мы обнаружим, по мере наблюдения за последовательностью ее прошлых состояний, что сначала она достигает того же значительно большего объема фазового пространства, что и ранее, соответствующего некоторой промежуточной стадии расширения не в состоянии теплового равновесия. Затем, проходя через последовательность областей с монотонно растущими и сильно отличающимися друг от друга объемами, в самом удаленном прошлом она попадает в тот самый наибольший объем, соответствующий тепловому равновесию. Теперь мы, очевидно, приходим к следующему наиболее вероятному сценарию предшествующей истории газа, сосредоточенного в некоторый момент времени в одном из углов ящика: находясь в состоянии теплового равновесия, газ начинает все больше и больше концентрироваться в направлении одного из углов ящика и, наконец, весь собирается в небольшом объеме в этом углу. Во время подобного процесса энтропия должна была бы убывать: ее начальное значение в тепловом равновесии велико, затем оно непрерывно падает до тех пор, пока не достигнет очень низких значений, соответствующих газу, собранному в небольшом объеме в углу ящика.

Все это, конечно, имеет совсем мало общего с тем, что происходит в действительности в нашей вселенной! Энтропия никогда не убывает подобным образом; она возрастает . Если бы в некоторый момент времени газ действительно был бы сконцентрирован в одном из углов ящика, то, скорее всего, ранее, газ надежно удерживался в этом углу перегородкой, которую затем внезапно убрали. А может быть, газ удерживался там самопроизвольно, будучи охлажденным до температуры его твердого или жидкого состояния, а затем был очень быстро разогрет и, в результате, перешел в газообразную фазу. В любом случае, энтропия этих предшествующих состояний была бы даже еще ниже , чем исходного. Второе начало, несомненно, оставалось бы справедливым и в этих случаях, и энтропия бы все время возрастала — т. е. при обратном течении времени она бы, как нетрудно понять, убывала. Теперь мы отчетливо видим, что наше предыдущее рассуждение приводит нас к совершенно неправильному заключению о том, что наиболее вероятной предысторией газа, сконцентрированного в некоторый момент времени в углу ящика, была его эволюция из начального состояния теплового равновесия с монотонным убыванием энтропии вплоть до того момента, когда весь газ собрался в углу; в то время как в нашем реальном мире этот способ оказывается чрезвычайно маловероятным. В действительности, газ должен был начинать свою эволюцию из состояния с гораздо меньшим значением энтропии и энтропия должна была монотонно возрастать, проходя через все свои промежуточные значения вплоть до момента времени, когда весь газ соберется в углу.

Таким образом, наши рассуждения, опирающиеся на свойства случайных блужданий точки в фазовом пространстве, оказываются вполне удовлетворительными, когда мы применяем их для предсказания будущей эволюции системы и совершенно неудовлетворительными для восстановления ее прошлой эволюции. Именно, мы получаем, что наиболее вероятным будущим газа, который начинает эволюционировать из угла ящика, будет его конечное состояние теплового равновесия, а не внезапное появление перегородки или внезапное замерзание или сжижение газа. Столь странные сценарии будущего как раз и могли бы послужить примерами процессов, протекающих с понижением энтропии, которые совершенно исключаются нашей трактовкой процессов в фазовом пространстве. Но в направлении прошлого, именно такие «странные» сценарии и могли бы иметь место и, более того, они совсем не выглядят странными. Наши рассуждения, связанные с представлением процессов в фазовом пространстве, дали нам совершенно неправильный ответ при попытке применить их к обратному направлению времени!

Очевидно, все это бросает тень сомнения на наши исходные рассуждения. Получается, что мы не обрели никакого ключа к пониманию второго начала. Единственный достоверный вывод, который мы можем сделать из наших рассуждений, заключается в следующем: если фиксировано какое-либо начальное низкоэнтропийное состояние (скажем, газ, собранный в углу ящика), то в отсутствии каких-либо факторов, ограничивающих систему, следует ожидать возрастания энтропии в обоих направлениях времени по отношению к энтропии данного состояния (рис. 7.6).

Рис. 7.6. Если мы интерпретируем ситуацию, изображенную на рис. 7.5 в обратном направлении времени, мы «восстановим» такое прошлое, в котором энтропия должна возрастать от ее настоящего значения. Это катастрофически противоречит наблюдениям

Это утверждение не сработало в нашем случае в направлении прошлого именно из-за того, что подобные ограничения имелись. Безусловно существовало нечто, ограничивающее систему в прошлом. Это было что-то такое, что просто вынудило энтропию быть низкой в прошлом. Таким образом, стремление энтропии к возрастанию в будущем совсем неудивительно. Высокоэнтропийные состояния, в некотором смысле — состояния «естественные», которые не требуют какого-либо объяснения причин своего существования. Настоящей загадкой являются низкоэнтропийные состояния в прошлом. А что ограничивало наш мир и сделало его энтропию в прошлом столь низкой? Именно повсеместное присутствие состояний с ничтожно малой энтропией и есть самый удивительный факт той действительной вселенной, в которой мы живем, хотя такие состояния настолько привычны для нас, что мы, как правило, перестаем им удивляться. Мы сами представляем собой системы с пренебрежительно малой энтропией. Все вышеизложенные соображения подводят нас к мысли о том, что мы можем легко объяснить стремление энтропии увеличиваться с течением времени для системы, начинающей эволюцию из некоторого заданного низкоэнтропийного состояния. Но что действительно достойно удивления, так это тот факт, что энтропия оказывается монотонно убывающей по мере того, как мы продолжаем ее измерять во все более и более отдаленном прошлом этой системы!

 

Источник низкой энтропии во Вселенной

Теперь мы попытаемся понять, откуда же все-таки берется такая «удивительно» низкая энтропия в том реальном мире, где мы живем. И начнем мы, в первую очередь, с самих себя. Если мы сумеем разобраться с вопросом о природе нашей собственной низкой энтропии, то, наверное, сумеем найти ее источник и для газа, удерживаемого перегородкой, и для стакана воды на столе, и для яйца над шкворчащей сковородой, и для кусочка сахара над чашкой кофе. В каждом из перечисленных случаев прямо или косвенно в дело были замешаны или одно лицо, или группа людей (и даже курица!). Создание подобных низкоэнтропийных состояний в значительной мере было связано с использованием некоторой небольшой части нашей собственной низкой энтропии. Но это, возможно, была не единственная причина. Не исключено, что для откачки газа за перегородку в углу ящика использовался специальный вакуумный насос.

Если насос был не ручной, то, наверное, для получения низкоэнтропийной энергии, необходимой для этого процесса, было использовано какое-нибудь «природное топливо» (например, нефть). Возможно также, что насос имел электрический привод и, в некоторой степени, использовал низкоэнтропийную энергию, заключенную в урановом топливе атомной энергетической станции. Я вернусь ко всем этим внешним низкоэнтропийным источникам позже, но сперва давайте разберемся с низкой энтропией в нас самих.

Откуда же и в самом деле берется наша собственная столь малая энтропия? Строительный материал для наших тел — это продукты, которые мы едим, и кислород, которым мы дышим. Существует довольно расхожее мнение, что продукты и кислород необходимы нам лишь для получения энергии, но, на самом деле, это верно лишь отчасти. Потребляемые нами продукты действительно окисляются кислородом, который мы вдыхаем, и это обеспечивает нас энергией. Но большая часть этой энергии снова покидает наши тела, главным образом, в виде тепла. Поскольку энергия сохраняется, и поскольку реальное энергетическое содержание наших тел остается более или менее неизменным на протяжении всей нашей взрослой жизни, то нет никакой необходимости и увеличивать его. Нам вполне достаточно той энергии, которая содержится в наших телах в настоящий момент. Иногда мы, действительно, увеличиваем собственное энергетическое содержание, когда наращиваем вес — но это, как правило, совсем нежелательно! Также, начиная с детского возраста, по мере взросления и роста нашего тела, мы значительно увеличиваем свое энергетическое содержание; но речь сейчас идет совсем не об этом. Вопрос заключается в том, как нам удается поддерживать свою жизнь на всем ее протяжении (в основном во взрослый период). Для этого нам совсем не требуется увеличивать свое энергетическое содержание.

Тем не менее, нам действительно необходимо пополнять энергию, которую мы постоянно теряем в виде тепла. Несомненно, что чем более мы «энергичны», тем большее количество энергии мы теряем таким образом. Вся эта энергия должна быть восстановлена. Тепло — это самая неупорядоченная, т. е. самая высокоэнтропийная форма энергии в ряду остальных. Мы потребляем энергию в низкоэнтропийной форме (продукты и кислород), а выделяем ее в форме высокоэнтропийной (тепло, углекислый газ, экскременты). Нам не нужно как-то вылавливать энергию из окружающей среды, так как энергия сохраняется . Но мы непрерывно боремся со вторым началом термодинамики. Энтропия не постоянна — она все время растет. Для поддержания нашей жизни нам необходимо сохранять тот низкий уровень энтропии, который имеется внутри нас. Это нам удается благодаря потреблению низкоэнтропийной комбинации продуктов и атмосферного кислорода, их взаимодействию в наших телах и выделению энергии, которую иначе мы бы усвоили, в высокоэнтропийной форме. Таким образом, мы можем предохранять энтропию наших тел от возрастания и можем поддерживать (и даже совершенствовать) свою внутреннюю организацию (см. Шредингер [1967]).

А откуда берется этот запас низкой энтропии? Если речь идет о мясе (или грибах!), то эти продукты, как и мы сами, должны были использовать внешние низкоэнтропийные источники следующего уровня, для обеспечения и поддержания своей низкоэнтропийной структуры. Это только переводит вопрос об источнике внешней низкой энтропии на что-то еще. Предположим теперь, что мы (или животные, или грибы) потребляем растения. Все мы, на самом деле, должны быть чрезвычайно благодарны зеленым растениям — прямо или косвенно — за их замечательную способность потреблять атмосферный углекислый газ, разделять углерод и кислород и использовать углерод в качестве строительного материала для своих организмов.

Этот процесс, называемый фотосинтезом, приводит к сильному понижению энтропии. Мы сами используем это низкоэнтропийное разделение, в конечном счете, просто соединяя снова кислород и углерод внутри наших тел. Каким же образом зеленые растения совершают подобное чудо? Они используют солнечный свет. Этот свет переносит энергию с Солнца на Землю в сравнительно низкоэнтропийной форме — в виде фотонов видимого света. Земля, включая и ее обитателей, не задерживает эту энергию надолго, а переизлучает ее целиком обратно в окружающее пространство. Однако эта переизлученная энергия находится уже в высокоэнтропийной форме, а именно, в виде так называемого «радиационного тепла», т. е. инфракрасных фотонов. В противоположность общепринятому мнению, Земля вместе с ее обитателями не получает энергии от Солнца! Вся роль Земли здесь сводится к тому, чтобы принять энергию в низкоэнтропийной форме, а затем рассеять ее обратно в окружающее пространство, но уже как энергию с высокой энтропией (рис. 7.7).

Рис. 7.7. Так мы используем Солнце — раскаленный шар среди темноты космического пространства

Таким образом, Солнце служит для нас мощным источником низкой энтропии. Мы (благодаря упомянутой замечательной способности растений) это используем, выделяя некоторую небольшую ее часть и преобразуя ее в удивительные по своей сложности структуры наших организмов.

Давайте теперь в общих чертах рассмотрим, что происходит с энергией и энтропией относительно Солнца и Земли. Солнце излучает энергию в виде фотонов видимого диапазона длин волн. Часть из них поглощается Землей, а затем переизлучается в виде фотонов инфракрасного диапазона. Решающее значение здесь имеет тот факт, что видимые фотоны имеют большую частоту, чем инфракрасные и, следовательно, большую энергию, приходящуюся на одну частицу. (Вспомните формулу Планка Е  = hv , приведенную в гл.6 «Начало квантовой теории». Она как раз и говорит о том, что энергия фотона пропорциональна его частоте.) Так как одиночный видимый фотон обладает большей энергией, чем одиночный инфракрасный, то видимых фотонов, падающих на Землю, должно быть меньше, чем инфракрасных, испускаемых Землей, причем ровно настолько, чтобы соблюдался баланс между падающей и излученной энергиями. А значит, энергия, переизлучаемая Землей в окружающее пространство, распределяется по гораздо большему числу степеней свободы, чем энергия, получаемая Землей от Солнца. Из-за этого большого числа задействованных степеней свободы соответствующий объем в фазовом пространстве электромагнитного поля также оказывается значительно большим у переизлученных фотонов по сравнению с фазовым объемом падающих и, следовательно, энтропия системы фотонов после переизлучения существенно возрастает. Зеленые растения, потребляя энергию в низкоэнтропийной форме (сравнительно небольшого числа видимых фотонов) и переизлучая ее в высокоэнтропийной форме (сравнительно большого числа инфракрасных фотонов), одновременно обеспечивают себя необходимой низкой энтропией, а нас — жизненно необходимым разделением углерода и кислорода.

И все это возможно благодаря тому, что Солнце — это горячее пятно на небе! Дело в том, что небо находится в термодинамически неравновесном состоянии: один его небольшой участок, а именно, тот, который и занимает Солнце, имеет температуру, намного превышающую температуру оставшейся его части. Благодаря этому мы и оказываемся обеспечены мощным источником низкой энтропии. Земля получает энергию от этого горячего пятна в низкоэнтропийной форме (немного фотонов) и переизлучает ее в холодные области неба в высокоэнтропийной форме (много фотонов).

А почему Солнце является этим горячим пятном? Каким образом оно приобрело столь высокую температуру и затем смогло поддерживать низкоэнтропийные состояния других систем? Ответ заключается в том, что изначально оно образовалось из однородного газового облака (главным образом — водорода) посредством гравитационного сжатия. В ходе этого процесса, еще на ранних стадиях своего образования, Солнце разогрелось. Оно продолжало бы и далее сжиматься и разогреваться, если бы, при некоторых определенных давлении и температуре, в игру не вступил другой источник энергии негравитационной природы, а именно, термоядерные реакции: слияние ядер водорода в ядра гелия с выделением энергии. Без термоядерных реакций Солнце было бы намного горячее и меньше, чем сейчас, оставаясь таким до самого момента своей звездной смерти. Термоядерные реакции не дали Солнцу стать слишком горячим, приостановив его дальнейшее сжатие и стабилизировав температуру Солнца на том уровне, который оказался вполне пригоден для нашей жизни, одновременно продлив при этом период его свечения.

Важно отметить, однако, что хотя термоядерные реакции и играют очень важную роль в происхождении и установлении количественных характеристик солнечной энергии, именно гравитация является здесь решающим фактором. (На самом деле, возможность термоядерных реакций дает существенный вклад в низкую энтропию Солнца, но учесть энтропию, обусловленную слиянием ядер весьма непросто, и детальное обсуждение этого вопроса только усложнило бы наши рассуждения, не изменяя окончательного вывода.) Без гравитации Солнце вообще не могло бы существовать! Оно продолжало бы светить и без термоядерных реакций (хотя в этом случае его излучение было бы губительным для нас), но без гравитации оно не светило бы вообще, поскольку именно гравитационное взаимодействие связывает вещество Солнца и обеспечивает необходимые температуру и давление. Без гравитации вместо Солнца мы имели бы холодный и рассеянный газ — такой же «мертвый», как и остальное космическое пространство вокруг нас.

Нам осталось обсудить вопрос об источнике низкой энтропии различных видов «природного топлива» на Земле; но суть и в этом случае остается прежней. В соответствии с общепринятыми взглядами, вся нефть (и природный газ) образовались из доисторической растительности. И снова растения оказываются источником низкой энтропии. Поскольку доисторическая растительность имела благодаря Солнцу низкую энтропию, то мы опять возвращаемся к гравитации, которая формирует Солнце из рассеянного газа. Существует интересная «альтернативная» теория происхождения нефти на Земле, выдвинутая Томасом Голдом, который оспаривает традиционный подход, утверждая, что доисторическая растительность не могла послужить источником такой гигантской массы гидрокарбонатов на Земле. Голд полагает, что нефть и природный газ были захвачены внутренностью Земли во время ее формирования, и с тех пор они непрерывно просачиваются наружу, накапливаясь в подземных пустотах и по сей день. Согласно теории Голда, синтез нефти в любом случае должен был происходить под действием солнечного света, хотя на этот раз в космосе, прежде чем сформировалась Земля. Но и здесь за все отвечает Солнце, которое сформировала гравитация.

А что можно сказать по поводу низкоэнтропийной ядерной энергии изотопа урана-235, который используется в ядерных реакторах? Она имеет своим источником не само Солнце (хотя вполне и могла быть связана с Солнцем на некоторой стадии), а какие-то другие звезды, которые взорвались много миллиардов лет назад во время вспышек сверхновых. В действительности, этот материал образовался в результате большого числа таких вспышек. Он рассеялся в пространстве после взрыва, часть его случайно соединилась (под воздействием Солнца) и обеспечила Землю тяжелыми элементами, включая и весь запас урана-235 на ней. Каждое ядро, с его низкоэнтропийным запасом энергии, возникло в результате грандиозного ядерного процесса, происходившего во время вспышки сверхновой. Этот взрыв, в свою очередь, был следствием гравитационного коллапса звезды, которая была слишком массивна, чтобы сдерживать этот коллапс одними только силами теплового давления. После такого коллапса и последующего взрыва обычно остается только небольшое ядро — возможно, в виде так называемой нейтронной звезды (подробнее о них чуть позже!). Эта звезда должна была получиться в результате гравитационного сжатия рассеянного газового облака, и большая часть ее исходного вещества — включая и наш уран-235 — должна была быть выброшена обратно в космическое пространство. При этом, однако, благодаря гравитационному сжатию, в целом произошел колоссальный выигрыш в энтропии, заключенной в ядре оставшейся нейтронной звезды. И снова именно гравитация окончательно все расставила по местам, конденсируя (на последних этапах — стремительно) рассеянный газ в нейтронную звезду.

Таким образом напрашивается вывод, что вся та удивительно низкая энтропия, которую мы обнаруживаем вокруг себя — и которая составляет наиболее загадочную сторону второго начала термодинамики — должна быть приписана тому, что огромный выигрыш в энтропии может быть получен в процессе гравитационного сжатия рассеянного газа в звезды. А откуда взялся весь этот рассеянный газ? Здесь для нас важно, что в самом начале этот газ был рассеянным, благодаря чему человечество было обеспечено огромным запасом низкой энтропии, которого нам хватало до сих пор и хватит еще на продолжительный период в будущем.

Именно возможность собирания этого газа в гравитационные сгустки и дала нам второе начало термодинамики. Более того, эти сгустки не просто послужили основанием второго начала, но дали нечто намного более точное и определенное, чем простое утверждение: «Энтропия мира вначале была очень низкой». Ведь энтропия могла быть дана нам низкой и многими другими способами, например, в ранней вселенной мог бы иметь место космологический «явный порядок» совсем другого рода, чем тот, с которым мы сталкиваемся в действительности.

(Представьте себе, что ранняя вселенная была бы правильным додекаэдром — как это могло видеться Платону — или имела бы какую-нибудь другую самую невероятную геометрическую форму. Это был бы, конечно, самый настоящий «явный порядок», но совсем не тот, который мы ожидали бы обнаружить в действительной ранней вселенной!) Мы должны разобраться в том, откуда взялся весь этот рассеянный газ, для чего нам необходимо обратиться к существующим космологическим теориям.

 

Космология и Большой взрыв

Наша Вселенная на всех масштабах, доступных для наблюдений с помощью самых мощных оптических и радиотелескопов, оказывается в целом довольно однородной; и, что еще более впечатляет, она расширяется. При этом, чем большее расстояние разделяет нас и удаленные объекты — галактики (или совсем далекие квазары), тем с большей скоростью эти объекты удаляются от нас. Все выглядит так, как будто сама Вселенная родилась в результате гигантского взрыва, который принято называть Большим взрывом , имевшим место несколько десятков миллиардов лет назад. Убедительным свидетельством в пользу однородности Вселенной и существования Большого взрыва оказалось открытие чернотельного фонового излучения . Это тепловое излучение, состоящее из фотонов, не имеющих явного источника и движущихся совершенно хаотично, имеет температуру 2 ,7 ° по абсолютной шкале (2 ,7 К), т. е. -270 ,3 ° Цельсия или 454 ,4 ° ниже нуля по Фаренгейту. И хотя кажется, что эта температура очень низка (а так оно, в действительности, и есть!), это излучение представляет собой остаток вспышки самого́ Большого взрыва! Из-за колоссального расширения, которое испытала Вселенная с момента Большого взрыва, начальный пылающий сгусток вещества распределился впоследствии по гигантскому объему. Температура Большого взрыва намного превышала все мыслимые значения, с которыми мы имеем дело, но из-за расширения она понизилась до той совершенно ничтожной величины, которую чернотельное фоновое излучение имеет сегодня.

Впервые существование фонового излучения было теоретически предсказано американским физиком и астрономом русского происхождения Георгием Гамовым в 1948 году, на основе общепринятой ныне теории Большого взрыва. А в 1965 году Пензиас и Вильсон впервые (и совершенно случайно) обнаружили его.

Я собираюсь задать вопрос, который обычно многих озадачивает. Если все далекие галактики во Вселенной удаляются от нас, не означает ли это, что мы сами занимаем какое-то особое центральное положение во Вселенной? Оказывается, нет! Точно такое же разбегание наблюдалось бы и из любого другого места во Вселенной. В больших масштабах расширение Вселенной однородно и все положения во Вселенной совершенно равноправны.

Часто это положение иллюстрируют с помощью надуваемого шара (рис. 7.8).

Рис. 7.8. Расширяющаяся вселенная очень напоминает поверхность надуваемого шара. Все галактики удаляются друг от друга

Пусть пятнышки на шаре изображают различные галактики, а сама двумерная поверхность шара — все трехмерное пространство вселенной. Ясно, что относительно произвольно выбранной точки на шаре все остальные точки удаляются. В этом смысле все точки шара равноправны. Точно так же, наблюдая из любой выбранной нами галактики, мы обнаружим изотропное удаление всех остальных галактик.

Раздувающийся шар дает хорошее представление об одной из трех общепринятых моделей вселенной, называемых моделями Фридмана — Робертсона — Уокера (ФРУ), а именно: пространственно замкнутой ФРУ-модели с положительной кривизной. В двух других ФРУ-моделях (с нулевой и отрицательной кривизной) вселенная расширяется подобным же образом, но вместо пространства конечного объема, которое изображает шар, мы имеем бесконечную вселенную с бесчисленным множеством галактик.

Из этих двух моделей наиболее проста для понимания модель с евклидовой пространственной геометрией, т. е. с нулевой кривизной. Будем изображать всю пространственную вселенную обычной плоскостью, на которой помечены точки, изображающие галактики. По мере эволюции вселенной во времени эти галактики одинаковым образом удаляются друг от друга. Попробуем представить развитие этого процесса в пространстве-времени. Там мы будем иметь совокупность различных «мгновенных» евклидовых плоскостей, сложенных в стопку, которая изображает всю вселенную сразу во всей ее пространственно-временно́й целостности (рис. 7.9).

Рис. 7.9. Пространственно-временна́я картина расширяющейся вселенной с евклидовыми пространственными сечениями (показаны только два пространственных измерения)

Галактики теперь будут иметь вид некоторых кривых, называемых мировыми линиями историй галактик, и эти кривые будут расходиться друг от друга в направлении будущего. И снова все мировые линии галактик оказываются равноправными.

В оставшейся ФРУ-модели с отрицательной кривизной в качестве пространственной геометрии берется неевклидова геометрия Лобачевского, которая подробно описана в главе 5 и проиллюстрирована картиной Эшера (рис. 5.2, Глава 5. «Евклидова геометрия»). Для построения полной пространственно-временно́й картины нам необходимо все «мгновенные» пространства Лобачевского расположить вплотную одно над другим в порядке их следования (рис. 7.10).

Рис. 7.10. Пространственно-временна́я картина расширяющейся вселенной с пространственными сечениями Лобачевского (показаны только два пространственных измерения)

Мировые линии галактик будут опять изображаться расходящимися в направлении будущего кривыми, причем все галактики и здесь оказываются совершенно равноправными.

Конечно, при таком описании мы для большей наглядности изображаем не все четыре измерения, а показываем лишь трехмерное пространственно-временно́е сечение, убирая одно измерение (точно также, как мы это делали в главе 5 «Специальная теория относительности Эйнштейна и Пуанкаре»). Но даже и этого оказывается недостаточно, чтобы наглядно изобразить пространство-время положительной кривизны — необходимо убрать еще одно измерение! Сделаем это и изобразим замкнутое трехмерное пространство вселенной положительной кривизны (одномерной) окружностью, а не (двумерной) сферой, которой была поверхность шара. По мере расширения вселенной размер этой окружности растет и мы можем изобразить все пространство-время, накладывая одну окружность на другую (каждую — для своего момента времени) и получая в результате искривленный конус (рис. 7.11 а).

Рис. 7.11. а ) Пространственно-временна́я картина расширяющейся вселенной со сферическими пространственными сечениями (показано только одно пространственное измерение); b ) На конечной стадии вселенная испытывает большой коллапс

Из уравнений Эйнштейна общей теории относительности следует, что такая замкнутая вселенная не может расширяться вечно. После того, как ее размер достигнет некоторого максимального, она начнет сжиматься и, в конце концов, сколлапсирует в точку, испытав при этом как бы большой взрыв наоборот (рис. 7.11b). Этот большой взрыв наоборот иногда называют большим коллапсом . Во ФРУ-моделях с отрицательной и нулевой кривизной вселенная уже не коллапсирует повторно. Вместо большого коллапса, она продолжает неограниченно расширяться.

Так, во всяком случае, обстоит дело в стандартной общей теории относительности, в которой так называемая космологическая постоянная полагается равной нулю. Подбирая ненулевое значение этой космологической постоянной, можно получить или неограниченную вселенную, испытывающую большой коллапс, или конечную вселенную положительной кривизны, которая будет расширяться неопределенно долго. Присутствие космологической постоянной немного усложнило бы дальнейшее обсуждение, но в контексте нашей темы не существенно. Для простоты я буду полагать космологическую постоянную просто равной нулю. На момент написания этой книги эмпирические данные свидетельствуют о том, что космологическая постоянная должна быть очень малой, и согласуются с ее нулевым значением. (Более подробно о космологических моделях см. Риндлер [1977].)

К сожалению, имеющиеся данные наблюдений не выделяют определенно ту или иную космологическую модель (равно как ничего не говорят и о том, каков будет эффект малой космологической постоянной в случае, если она отлична от нуля). С другой стороны, кажется, что эти данные свидетельствуют скорее об отрицательной пространственной кривизне вселенной (с геометрией Лобачевского на больших масштабах); и о том, что Вселенная будет продолжать расширяться неограниченно долго. Основанием для такого вывода служит, главным образом, то количество видимого вещества во вселенной, которое доступно непосредственным наблюдениям. Однако в пространстве может оказаться рассеянным и огромное количество невидимой материи, в случае чего вселенная будет обладать положительной кривизной и может в конце своей эволюции испытать большой коллапс, хотя это произойдет за промежуток времени, намного превосходящий 10 10 лет — время существования Вселенной. Чтобы такой коллапс стал возможным, распределенного по пространству невидимого вещества — так называемой «темной материи» — должно быть раз в тридцать больше того количества видимой материи, которую мы наблюдаем в телескопы. Имеются надежные косвенные свидетельства в пользу того, что значительное количество темной материи все же присутствует, но вот достаточно ли ее, чтобы гравитационно замкнуть вселенную (или хотя бы сделать ее плоской) — привести ее к коллапсу — однозначного ответа на этот вопрос пока еще не получено.

 

Горячий протошар

Вернемся к вопросу о природе второго начала термодинамики. Мы свели этот вопрос к рассеянному газу, из которого впоследствии образовались звезды. Но что представляет собой этот газ? Откуда он взялся? Кроме водорода, который является его основной составляющей, туда входит также гелий (около 23 % по массе) и пренебрежительно малое количество других веществ. В соответствии с общепринятой теорией, весь этот газ был выброшен в результате того самого Большого взрыва, который образовал и саму вселенную. Важно, однако, понимать, что этот взрыв имел совершенно иной характер, чем обычный взрыв, при котором вещество выбрасывается из его эпицентра в уже существующее окружающее пространство. В нашем случае само пространство возникает в результате взрыва и никакого эпицентра нет (или не было) вообще! Такую ситуацию проще всего представить себе в случае пространства положительной кривизны. Обратимся снова к рис. 7.11 или к рис. 7.8 с раздувающимся шаром. Никакого «предсуществующего пустого пространства», в которое могло бы извергаться вещество, порожденное взрывом, нет. Само пространство, т. е. «поверхность шара» возникает в результате взрыва. Надо отдавать себе отчет в том, что только из соображений наглядности мы изобразили на рисунках (для случая положительной кривизны) «объемлющие пространства» — Евклидово пространство, в котором находится шар на рис. 7.8, и трехмерное пространство, в котором изображено пространство-время на рис. 7.11. Ни одно из этих объемлющих пространств не имеет какого-либо физического смысла. Пространство снаружи и внутри шара всего лишь помогает нам наглядно представить его поверхность. Именно поверхность шара и только она представляет физическое пространство вселенной. Совершенно очевидно, что нет никакого центра, из которого бы извергался материал вселенной в процессе Большого взрыва.

Точка, которая кажется геометрическим центром шара, не принадлежит вселенной, она лишь помогает нам наглядно представить нашу модель. Вещество, выброшенное в результате Большого взрыва, однородно рассеивается по всей пространственной вселенной.

Точно так же обстоит дело и в двух других стандартных моделях (хотя наглядно представить себе картину взрыва будет немного труднее). Вещество никогда не было сконцентрированным в какой-либо точке пространства. Напротив, оно равномерно заполняло всё пространство — причем, с самого начала.

Такая картина лежит в основе теории горячего большого взрыва , называемой стандартной моделью . Согласно этой теории, вселенная, сразу после своего возникновения, была чрезвычайно разогретой и находилась в состоянии горячего протошара . В результате довольно кропотливых вычислений, мы имеем некоторое представление о природе и начальном составе этого шара (т. е. самой ранней вселенной), а также о том, как менялся этот состав по мере расширения и остывания протошара. Достоин удивления тот факт, что для описания вселенной, находящейся в столь отличном от нынешнего состоянии, вообще оказались возможными какие-либо правдоподобные вычисления. Правда, физические принципы, на которых эти вычисления основаны, работают, пока мы не интересуемся событиями, происходившими во вселенной в первые десятитысячные доли секунды после Большого взрыва! Начиная с этого момента и на протяжении последующих трех минут после Большого взрыва поведение вселенной изучено в деталях (см. Вайнберг [1977]) и, что удивительно, современные физические теории, основанные на экспериментальных наблюдениях нынешней вселенной, которая очень сильно отличается по свойствам от той, далекой ранней вселенной, оказываются вполне пригодными для ее описания. Из этих вычислений следует, что во вселенной в однородном рассеянном состоянии должно было находиться большое количество фотонов (т. е. свет), электронов и протонов (две составные части водорода), небольшое количество α -частиц (ядра гелия), еще меньшее количество дейтронов (ядра дейтерия, тяжелого изотопа водорода) и совсем незначительное количество ядер других элементов; а также, вполне вероятно, большое количество всевозможных «невидимых» частиц, которые весьма неохотно обнаруживают себя наблюдателю. Эти материальные составляющие вселенной (главным образом, протоны и электроны), должны были соединиться вместе и образовать тот газ (в основном водород), из которого сформировались звезды спустя примерно 10 8 лет после Большого взрыва.

Звезды, однако, формировались постепенно. После дальнейшего расширения и охлаждения газа, его концентрация в некоторых частях вселенной могла немного увеличиться, что было необходимо для того, чтобы гравитационное притяжение в этой области начало доминировать над всеобщим расширением. Здесь мы подходим к еще нерешенному и спорному вопросу о действительном механизме формирования галактик, и о характере тех начальных неоднородностей, которые обеспечивают возможность формирования галактик. Я не собираюсь обсуждать сейчас эти вопросы. Мы только примем как факт, что в начальном распределении газа должны были иметь место некоторые неоднородности, и в определенный момент вступил в действие определенный механизм гравитационной конденсации, который обеспечил формирование галактик, со всеми сотнями и тысячами миллионов составляющих их звезд!

Мы установили, откуда взялся рассеянный газ. Он возник из того самого протошара, которым, собственно, и являлся Большой взрыв. Второе начало термодинамики в той детальной форме, в которой оно дошло до нас, обязано своим существованием факту удивительно равномерного распределения этого газа в пространстве после того, как стали возможными процессы гравитационной конденсации, повышающие полную энтропию. Насколько же однородно распределено вещество в настоящей вселенной? Мы уже обращали внимание на то, что звезды во вселенной собраны в галактики. Галактики, в свою очередь, группируются в скопления галактик, а скопления — в так называемые сверхскопления. Есть даже некоторые свидетельства в пользу того, что эти сверхскопления собираются в огромные группировки, известные как комплексы сверхскоплений. Необходимо заметить, однако, что все эти неоднородности и скопления — «совершенные пустяки» в сравнении с поразительной однородностью структуры вселенной в целом. При этом, чем глубже в прошлое мы бы могли проникнуть и чем больший объем вселенной мы бы могли исследовать, тем все более однородной оказывалась бы вселенная. Чернотельное фоновое излучение дает самое убедительное свидетельство в пользу такого вывода. Отсюда следует, в частности, что когда возраст вселенной равнялся всего одному миллиону лет, на тех масштабах, которые сейчас расширились до 10 23 километров (такое расстояние от нас включает около 10 10 галактик) вселенная и все составляющее ее вещество были однородны с точностью до одной стотысячной (см. Дэвис и др. [1987]). Вселенная, несмотря на взрывообразный характер своего рождения, была в высокой степени однородной на своих самых ранних стадиях.

Итак, мы поняли, что это был горячий протошар, который так однородно распределил газ по всему пространству. Именно к этому моменту нас привели наши исследования.

 

Объясняется ли второе начало Большим взрывом?

Но закончились ли на этом наши поиски оснований для второго начала термодинамики?

Можно ли объяснить тот интригующий факт, что начальная энтропия вселенной была чрезвычайно мала — а именно он и дает нам второе начало — тем обстоятельством, что вселенная началась с Большого взрыва? После некоторых размышлений мы обнаружим, что такое объяснение содержит в себе парадокс. И потому оно никак не может быть окончательным ответом. Вспомним, что первичный протошар представлял собой некоторое тепловое состояние, а именно, горячий расширяющийся газ в тепловом равновесии. Вспомним также, что термин «тепловое равновесие» относится к состоянию с максимальной энтропией.

(Именно так мы определяли максимум энтропии для газа в ящике.) Но второе начало требует, чтобы в начальном состоянии наша вселенная, напротив, находилась, в своего рода минимуме, но не в максимуме!

Где же ошибка? Один из «стандартных» ответов примерно таков:

Действительно, в самом начале протошар пребывал в тепловом равновесии, но вселенная в то время была совсем маленькой. Этот протошар находился в состоянии с максимумом энтропии, разрешенной для вселенной с крошечными размерами, но такая энтропия оказалась бы совершенно ничтожной по сравнению с энтропией, разрешенной для вселенной с ее сегодняшними размерами. По мере расширения вселенной, соответствующий максимум энтропии также возрастал с увеличением размеров вселенной, но реальное значение энтропии вселенной сильно отставало от этого максимума. Следовательно, второе начало появляется благодаря тому, что реальная энтропия всегда пытается догнать свой разрешенный максимум.

Однако, небольшой анализ показывает, что такое объяснение не может быть правильным. Если бы оно было верным, то в случае (пространственно замкнутой) вселенной, которая испытывает в конце большой коллапс, это объяснение можно было бы применить снова в обратном направлении времени. Когда вселенная снова достигнет крошечных размеров, для максимума ее энтропии снова будет очень низкий потолок. То же самое рассуждение, благодаря которому мы получили низкую энтропию на ранних этапах расширяющейся вселенной, должно быть применено на конечных этапах существования сжимающейся вселенной. Именно некоторый предел на низкую энтропию в «начале времен» был тем, что дало нам второе начало, согласно которому энтропия вселенной возрастает со временем. Но если тот же самый предел должен быть применен и в «конце времен», то мы бы обнаружили вопиющее несоответствие со вторым началом.

Конечно, не исключено, что наша действительная вселенная никогда не будет сжиматься подобным образом. Возможно, что мы живем во вселенной с нулевой средней пространственной кривизной (Евклидов случай), или с отрицательной кривизной (случай Лобачевского). Или может оказаться, что мы живем во вселенной (с положительной кривизной), которая обречена на схлопывание, но оно будет иметь место в столь отдаленном будущем, что никакие отклонения от второго начала в настоящий момент нам еще не видны, несмотря на то, что, вообще говоря, вся энтропия вселенной должна будет в некоторый момент времени начать уменьшаться до чрезвычайно малых величин, и второе начало — в том смысле, в котором мы понимаем его сегодня — будет сильно нарушено.

На самом деле, имеются веские основания сомневаться в подобной смене энтропии в сжимающейся вселенной. Самые убедительные из них связаны с загадочными объектами, именуемыми черными дырами. На примере черной дыры мы имеем микрокосмос сжимающейся вселенной, поэтому, если бы смена энтропии в такой вселенной действительно имела бы место, то в окрестности черной дыры должно было бы наблюдаться нарушение второго начала. Есть, однако, все основания полагать, что второе начало имеет прочную власть и над черными дырами. В процессе нашего обсуждения энтропии нам не удастся избежать вопросов, связанных с теорией черных дыр, поэтому нам просто необходимо познакомиться с этими странными объектами поближе.

 

Черные дыры

Начнем с теоретических предсказаний дальнейшей судьбы нашего Солнца. К настоящему моменту оно уже просуществовало около пяти миллиардов лет. В ближайшие 5–6 миллиардов лет оно начнет увеличиваться в размерах и будет непрерывно раздуваться до тех пор, пока его поверхность не достигнет где-то орбиты Земли. Тогда оно превратится в звезду, называемую красным гигантом . На небосводе можно обнаружить множество красных гигантов, из которых наиболее известны Альдебаран в созвездии Тельца и Бетельгейзе в созвездии Ориона. Пока поверхность красного гиганта расширяется, в самой его сердцевине находится чрезвычайно плотная концентрация материи, которая непрерывно увеличивается в размерах. Это плотное ядрышко имеет ту же природу, что и звезда, называемая белым карликом (рис. 7.12).

Рис. 7.12. Красный гигант с белым карликом в своей сердцевине

Сами по себе белые карлики — это самые настоящие звезды, вещество которых, правда, спрессовано до такой степени, что теннисный шарик, заполненный им, весил бы несколько сотен тонн! Их число на небосводе довольно велико: примерно десять процентов всех светящихся звезд Млечного Пути приходится на белые карлики. Самый знаменитый из них — спутник Сириуса, чья невообразимо высокая плотность представляла большую загадку для наблюдательной астрономии в начале XX века. Однако позже именно эта звезда превосходным образом подтвердила справедливость физической теории (выдвинутой P. X. Фаулером примерно в 1926 году), согласно которой некоторые звезды и в самом деле могут обладать колоссальной плотностью, при которой они удерживаются в равновесии «давлением электронного вырождения». Это означает, что от гравитационного коллапса такую звезду спасает только квантовомеханический принцип запрета Паули (гл.5 «Многочастичные системы» примеч.163), примененный к электронам.

Любой красный гигант имеет ядро в виде белого карлика, и это ядро постоянно затягивает в себя вещество из основного тела звезды. В конце концов, красный гигант будет целиком поглощен своим ядром-паразитом и в результате останется самый настоящий белый карлик размером с Землю. Что касается нашего Солнца, то оно будет находиться в стадии красного гиганта «всего лишь» несколько миллиардов лет. После этого, в своем последнем «видимом» воплощении, Солнце станет похожим на тлеющие и медленно остывающие угли белого карлика, и просуществует еще несколько миллиардов лет до тех пор, пока окончательно не превратится в совершенно невидимый черный карлик .

Далеко не все звезды повторяют судьбу Солнца. У некоторых из них жизненный путь имеет гораздо более бурный характер и определяется так называемым пределом Чандрасекара : максимально возможной массой белого карлика. Согласно вычислениям, проведенным еще в 1929 году Субраманьяном Чандрасекаром, белые карлики не могут существовать, если их масса превышает шесть пятых массы Солнца! (В то время он был еще совсем молодым индийским студентом, и свои вычисления делал во время морского путешествия из Индии в Англию.) Затем, где-то в 1930 году, эти вычисления были проделаны (независимо) еще раз советским теоретиком Львом Давидовичем Ландау. Современное уточненное значение предела Чандрасекара составляет примерно

1,4 M ο

где М ο — масса Солнца.

Заметим, что предел Чандрасекара совсем ненамного превосходит солнечную массу, и в то же время известно множество звезд, обладающих значительно бо́льшими массами. А как сложится судьба звезды, обладающей массой, скажем, 2М ο? В соответствии с принятой теорией, такая звезда будет так же раздуваться и превратится в красный гигант, а ее ядро — белый карлик — будет постепенно набирать свою массу, — т. е. в точности так, как было описано выше. Однако, в некоторый критический момент, это ядро достигнет предела Чандрасекара, и принцип запрета Паули уже не сможет обеспечить давление, необходимое для компенсации чудовищных сил гравитации. Примерно в этот момент ядро начнет катастрофически коллапсировать внутрь, что приведет, в свою очередь, к значительному повышению давления и температуры. Начнутся интенсивные ядерные реакции, и колоссальное количество энергии выделится из ядра в виде нейтрино. Они разогреют внешнюю оболочку коллапсирующей звезды, а затем последует грандиозный взрыв. Звезда превратится в сверхновую!

А что произойдет далее со все еще коллапсирующим ядром? Теория утверждает, что оно достигнет таких немыслимых плотностей, которые намного превосходят даже плотность белого карлика. Тогда коллапс ядра остановится и оно станет нейтронной звездой (см. выше «Источник низкой энтропии во Вселенной»), в которой теперь уже давление нейтронного вырождения (т. е. принцип Паули, примененный к нейтронам) будет удерживать ее в равновесии. Ее плотность такова, что теннисный мячик, сделанный из вещества нейтронной звезды, весил бы как астероид Гермес (или как марсианская луна Демос). Такую плотность имеет само ядерное вещество! (По сути дела, можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро, радиусом с десяток километров, что, впрочем, совсем немного по звездным меркам!) Но здесь вступает в силу новый предел, аналогичный пределу Чандрасекара (и называемый пределом Ландау -Оппенгеймера -Волкова ), который приближенно (по уточненным современным данным) составляет

2,5 М ο,

и по превышении которого равновесие нейтронной звезды невозможно.

А что случится с коллапсирующим ядром, если масса исходной звезды будет настолько велика, что даже и этот предел будет превышен? Кстати говоря, известно много звезд, масса которых заключена в пределах от 10М ο до 100 M ο. Маловероятно, что все они в процессе взрыва сверхновой сбрасывают столь большую массу, что ядро-остаток неизменно оказывается с массой ниже верхнего предела для нейтронной звезды. Вместо этого мы, скорее всего, получим черную дыру .

Что же такое черная дыра? Это — область пространства (или пространства-времени), в пределах которой гравитационное поле настолько сильно, что даже свет не способен вырваться из нее. Вспомним, что в силу принципа относительности скорость света является предельной: ни один материальный объект или сигнал не может превысить ее локальное значение (Глава 5. «Специальная теория относительности Эйнштейна и Пуанкаре»). Следовательно, если даже свет не может вырваться из черной дыры, то из нее не сможет выбраться наружу вообще ничего .

Читатель, возможно, знаком с понятием второй космической скорости. Это та минимальная начальная скорость, которую должен иметь объект, чтобы он мог удалиться от некоторого массивного тела на сколь угодно большое расстояние. Пусть массивное тело — это Земля, тогда вторая космическая скорость для нее будет составлять примерно 40000 км/ч (километров в час). Камень, брошенный с земной поверхности (в любом направлении) со скоростью, превышающей это значение, навсегда покинет Землю (мы, конечно, пренебрегаем силами сопротивления земной атмосферы). Если же камень бросить со скоростью, меньшей этого значения, он упадет обратно на Землю. (Поэтому неверно утверждение, что «все брошенное вверх, обязательно упадет вниз»; это будет справедливым только в том случае, когда скорость бросания меньше второй космической!) Для Юпитера вторая космическая скорость равна 220 000 км/ч; а для Солнца она будет составлять уже 2 200 000 км/ч. Теперь представим себе, что вся солнечная масса оказалась сосредоточенной в сфере радиуса в одну четверть от его истинного значения. В этом случае вторая космическая скорость увеличится в два раза по сравнению с исходным значением. А если бы вся масса Солнца оказалась сосредоточенной в еще меньшем объеме, скажем, внутри сферы радиуса в одну сотую от его истинного значения, вторая космическая скорость увеличилась бы в десять раз. Мы можем представить себе, таким образом, достаточно массивное тело малых размеров, для которого вторая космическая скорость превышает даже скорость света! Когда это происходит в действительности, мы и имеем черную дыру

Рис. 7.13. Пространственно-временна́я диаграмма, демонстрирующая коллапс в черную дыру. Шварцшильдовский радиус обозначен как «горизонт»

На рис. 7.13 я изобразил пространственно-временну́ю диаграмму, показывающую коллапс тела, который приводит к образованию черной дыры (для простоты я предположил, что в процессе коллапса сохраняется сферическая симметрия тела и убрал одно пространственное измерение). На рисунке изображены также световые конусы, которые, как мы помним из обсуждения общей теории относительности в главе 5 (см. Глава 5. «Общая теория относительности Эйнштейна» рис. 5.29), абсолютным образом ограничивают допустимые движения тел и распространение сигналов. Заметим, что эти конусы начинают немного наклоняться внутрь и чем ближе к центру, тем этот наклон становится более и более значительным.

Существует некоторое критическое расстояние от центра, называемое шварцшильдовским радиусом , на котором внешние границы конусов становятся вертикальными на приведенной диаграмме. Здесь свет (который по определению должен двигаться по световому конусу) как бы зависает над коллапсирующим телом, а составляющей скорости света, направленной наружу, едва-едва хватает на то, чтобы противодействовать гигантским силам притяжения. Та трехмерная поверхность, которая вычерчивается зависшим светом на шварцшильдовском радиусе (т. е. вся световая история) носит название (абсолютного ) горизонта событий черной дыры . Все, что находится внутри горизонта событий, не может выйти наружу и даже не может иметь какой-либо связи с внешним миром. Это заключение является прямым следствием наклона конусов и того фундаментального факта, что возможное движения и распространение сигналов может осуществляться только внутри (или вдоль) этих конусов. Черная дыра, образовавшаяся из начальной звезды массой, равной нескольким массам солнца, будет иметь горизонт радиусом несколько километров. Есть некоторые основания предполагать, что в центрах галактик могут находиться черные дыры гораздо больших масс и размеров. Наша собственная Галактика, которую мы наблюдаем на небе как Млечный Путь, вполне может содержать черную дыру, имеющую массу около миллиона солнечных масс и, следовательно, радиус горизонта — несколько миллионов километров.

Реальное материальное тело, которое коллапсирует с образованием черной дыры, в конце концов, целиком окажется внутри своего горизонта и, следовательно, потеряет всякую связь с внешним миром. Далее мы в общих чертах проследим вероятную судьбу этого тела, а в данный момент для нас будет представлять интерес только геометрия пространства-времени, порожденная этим коллапсом, которая приводит к весьма любопытным следствиям.

Вообразим, что некий отважный (а, может быть, безрассудный?) астронавт В собрался совершить путешествие в нутро большой черной дыры, а его менее смелый (а, может быть, просто более осторожный?) коллега А остается при этом за пределами горизонта событий. Предположим, что А намеревается держать В в поле своего зрения до тех пор, пока это в принципе возможно. Что же увидит А? Глядя на рис. 7.13, нетрудно сообразить, что ту часть истории В (т. е. мировой линии В), которая лежит внутри горизонта, А не увидит никогда, в то время как часть, лежащую снаружи горизонта, А рано или поздно увидит целиком, хотя те точки истории В, которые непосредственно предшествуют моменту его прохождения через горизонт, будут наблюдаться А спустя все большее и большее время ожидания. Пусть В проходит горизонт в тот момент, когда его собственные часы показывают 12 часов. Само это событие А не зафиксирует никогда, но события, соответствующие показаниям часов

А будет наблюдать совершенно определенно (причем через приблизительно равные интервалы времени по показаниям часов А). В принципе, В будет все время находиться в поле зрения А как бы навечно зависшим над горизонтом черной дыры, а часы В будут отсчитывать время все медленнее и медленнее по мере приближения к роковой отметке 12:00, но никогда не покажут этого значения. Но, в действительности, образ В, который видит А, очень быстро станет неясным и трудноразличимым. Это происходит потому, что образ В, который будет наблюдать А в течение всего оставшегося времени наблюдения, будет формироваться лишь светом, испущенным из того крошечного участка мировой линии В, который непосредственно примыкает извне к горизонту. В результате В просто исчезнет из поля зрения А, и то же самое окажется верным и для исходного коллапсирующего тела. Все, что увидит А, будет выглядеть, в конце концов, действительно как какая-то «черная дыра»!

А что можно сказать о несчастном В? Каковы будут его ощущения? Необходимо сразу же подчеркнуть, что в момент пересечения горизонта с В ничего особенного не произойдет. Он смотрит на свои часы около 12 и видит, что минута за минутой следуют обычным порядком: 11: 57, 11: 58, 11: 59, 12: 00, 12: 01, 12: 02, 12: 03… Промежуток времени около 12: 00 не содержит ничего необычного. В может обернуться, посмотреть на А и убедиться, что А все время остается в поле его зрения. В может также посмотреть на часы А и также убедиться, что для него они идут обычным образом. Таким образом, В никак не может узнать о своем пересечении горизонта, если только не проделает для этого специальных расчетов . Горизонт оказался предельно коварным! После пересечения горизонта, у В уже не остается никаких шансов выйти наружу. Он обнаружит, что окружающая его часть вселенной сжимается, и что довольно скоро ему предстоит испытать свой собственный «большой коллапс»!

А может быть, и не только его собственное. Все вещество того первоначального тела, из которого образовалась черная дыра, будет, в некотором смысле, разделять судьбу В и испытывать такой же коллапс. Более того: в случае, если вселенная снаружи дыры пространственно замкнута, так что вся внешняя материя тоже оказывается вовлеченной в глобальный большой коллапс, то этот коллапс должен оказаться, в определенном смысле, «тем же самым», что и «собственный» коллапс В.

Но несмотря на столь безрадостный конец В, физика, с которой он будет иметь дело вплоть до гибельной точки, будет той самой, которую мы с вами хорошо знаем и понимаем. В частности, нет никаких оснований предполагать нарушение второго начала термодинамики, тем более предполагать, что полностью обратится монотонный рост энтропии. Второе начало будет действовать внутри черной дыры точно также, как и везде. Энтропия в окрестности В будет продолжать возрастать, вплоть до самого момента его окончательного коллапса.

Чтобы разобраться, каким образом энтропия «большого коллапса» («собственного» или «всеохватывающего») может быть чрезвычайно высокой, в то время как энтропия большого взрыва может оказаться при этом намного меньше, нам следует немного глубже вникнуть в свойства геометрии пространства-времени черной дыры. Перед тем, как мы этим займемся, читатель должен взглянуть на рис. 7.14, на котором показано гипотетическое временно́е обращение черной дыры, называемое белой дырой .

Рис. 7.14. Гипотетическая пространственно-временна́я конфигурация: белая дыра, эволюция которой приводит к расширяющейся материи (эта ситуация является обращением во времени рис. 7.13)

(Скорее всего, белых дыр в природе не существует, но их теоретическая возможность будет иметь для нас большое значение в дальнейшем.)

 

Структура пространственно-временны́х

сингулярностей

Вспомним из главы 5 «Общая теория относительности Эйнштейна», как кривизна пространства-времени проявляется в приливных эффектах . Сферическая поверхность, образованная свободно падающими в гравитационном поле частицами некоторого большого тела, будет вытянута в одном направлении (вдоль линии, направленной на притягивающее тело) и сплюснута в перпендикулярном направлении. По мере приближения к притягивающему телу приливная деформация возрастает (рис. 7.15) по закону обратного куба расстояния до него.

Рис. 7.15. Приливное воздействие, оказываемое сферическим притягивающим телом, возрастает по мере того, как другое тело приближается к нему, по закону обратного куба расстояния между центрами тел

Нарастающее приливное воздействие подобного рода будет ощущаться и астронавтом В по мере его падения на черную дыру и последующего движения внутри нее. Черные дыры с массой, равной нескольким солнечным, оказывали бы столь большое приливное воздействие, что космонавт не выдержал бы даже незначительного приближения к горизонту, не говоря уже о его пересечении. Для больших дыр величина приливного воздействия на горизонте может оказаться существенно меньше. Для черных дыр с массой в миллион солнечных, одна из которых, как предполагают астрономы, находится в центре нашей Галактики — Млечного Пути, — приливное воздействие на горизонте, испытываемое астронавтом, было бы ничтожно малым, так что он, в худшем случае, ощутил бы лишь небольшой дискомфорт. Однако, это приливное воздействие менялось бы по мере дальнейшего падения астронавта внутри дыры, так что за какие-то секунды оно достигло бы, в конце концов, бесконечной величины! И не только тело бедного астронавта оказалось бы разорванным на кусочки этой очень быстро возрастающей приливной силой, но, как в ускоренном кино, оказались бы разорванными и молекулы, из которых это тело состоит, потом составляющие эти молекулы атомы, их ядра, и, в конце концов, вообще все какие только есть субатомные частицы! Таким образом, «коллапс» разрушает все до основания.

При этом разрушается не только материя, но даже и само пространство-время прекращает свое существование. Такая окончательная катастрофа называется пространственно-временно́й сингулярностью . Читатель, конечно, может задаться справедливым вопросом, откуда мы знаем, что подобные катастрофы должны иметь место, и при каких обстоятельствах материю и пространство-время ожидает такая судьба. Вывод о неизбежности пространственно-временно́й сингулярности следует из классических уравнений общей теории относительности и оказывается справедливым при любых условиях, в которых находится уже сформировавшаяся черная дыра. Первоначальная модель Оппенгеймера и Снайдера (Оппенгеймер, Снайдер [1939]) как раз и демонстрировала поведение подобного типа. Долгое время, однако, астрофизики питали надежду, что такое сингулярное поведение является артефактом специальной симметрии, которая допускалась в этой модели с самого начала. Предполагалось, что в реалистичном (асимметричном) случае коллапсирующая материя могла бы скручиваться каким-то другим способом, а затем снова вырываться наружу. Но эти надежды исчезли после того, как было проведено математическое исследование более общего характера, которое послужило основой для формулировки так называемых теорем о сингулярности (см. Пенроуз [1965]; Хокинг, Пенроуз [1970]). Эти теоремы утверждали, что в рамках классической общей теории относительности с разумными источниками гравитации, пространственно-временны́е сингулярности неизбежны в случае гравитационного коллапса.

Таким же образом, меняя направление времени, мы приходим к выводу о неизбежности соответствующей начальной пространственно-временно́й сингулярности, которую мы теперь представляем как Большой взрыв, в любой (надлежащим образом) расширяющейся вселенной. Только теперь, вместо окончательного разрушения пространства-времени и материи, эта сингулярность представляет собой рождение пространства-времени и материи. Может показаться, что имеется полная временна́я симметрия между этими двумя типами сингулярностей: начальным типом, при котором пространство-время и материя рождаются, и конечным типом, когда пространство-время и материя уничтожаются. Конечно, между этими двумя ситуациями действительно имеется важная аналогия, но исследуя их более детально, мы обнаружим, что они не являются точными копиями, обращенными во времени относительно друг друга. И для нас важно разобраться в тех различиях геометрического характера, которые имеются между ними, поскольку именно они оказываются ключевыми в понимании источника второго начала термодинамики!

Обратимся к наблюдениям нашего астронавта В, который отважился на самопожертвование ради науки. Он наблюдает приливные силы, которые очень быстро возрастают до бесконечности. Поскольку он путешествует в пустом пространстве, то он ощущает деформирующие эффекты, которые оставляют величины объемов неизменными и которые создаются частью тензора пространственно-временно́й кривизны, обозначенной мною как ВЕЙЛЬ (см. главу 5, «Общая теория относительности Эйнштейна»). Другая часть тензора пространственно-временно́й кривизны, отвечающая за общее изменение объемов и называемая РИЧЧИ, обращается в нуль в пустом пространстве. Может оказаться, что В все же встретится с какой-нибудь материей в некоторый момент, но даже если это действительно произойдет (ведь, в конце концов, и сам астронавт состоит из материальных частиц), мы, вообще говоря, все равно обнаружим, что величина ВЕЙЛЬ будет намного превосходить величину РИЧЧИ. Таким образом, значение кривизны вблизи конечной сингулярности полностью определяется поведением тензора ВЕЙЛЬ. Этот тензор, вообще говоря, стремится к бесконечности:

ВЕЙЛЬ → ∞

(хотя это стремление может иметь осциллирующий характер). Эта ситуация оказывается типичной для пространственно-временной сингулярности. Такое поведение связано с высокоэнтропийной сингулярностью.

Однако в случае Большого взрыва, ситуация оказывается совершенно другой. Стандартная модель Большого взрыва выводится из рассмотренных нами ранее вселенных Фридмана-Робертсона-Уокера, обладающих высокой степенью симметрии. Здесь деформирующее приливное воздействие, связанное с тензором ВЕЙЛЬ, вообще отсутствует. Вместо него теперь имеется направленное внутрь симметричное ускорение, действующее на любую сферическую поверхность, состоящую из пробных частиц (см. рис. 5.26). Но это — результат воздействия тензора РИЧЧИ, а не тензора ВЕЙЛЬ. В любой ФРУ-модели всегда имеет место тензорное уравнение:

ВЕЙЛЬ = 0 .

По мере того, как мы приближаемся к начальной сингулярности все ближе и ближе, мы обнаруживаем, что именно РИЧЧИ, а не ВЕЙЛЬ, становится бесконечным и, таким образом, именно РИЧЧИ, а не ВЕЙЛЬ, определяет начальную сингулярность. Значит, мы имеем дело с низкоэнтропийной сингулярностью.

Если мы исследуем сингулярность схлопывания в точной коллапсирующей ФРУ-модели, мы и здесь обнаружим, что в момент схлопывания ВЕЙЛЬ = 0 , тогда как РИЧЧИ стремится к бесконечности. Однако, эта особая ситуация дает нам совсем не то , что мы ожидаем от более реалистичной модели, в которой учитывается также и гравитационная конденсация. С течением времени вещество, находящееся первоначально в виде рассеянного газа, будет конденсироваться в звездные галактики. В этом процессе большое число звезд испытают гравитационное сжатие и превратятся в белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, а также в гигантские черные дыры, которые вполне могут образоваться в центрах галактик. Такого рода конденсация — особенно в случае черных дыр — связана с огромным возрастанием энтропии (рис. 7.16).

Рис. 7.16. Для обычного газа повышение энтропии связано с увеличением степени однородности его распределения внутри ящика. Для гравитирующих систем имеет место обратная ситуация. Высокая энтропия соответствует гравитационному конденсату, а максимальная — образованию черной дыры

Может показаться странным, на первый взгляд, что конденсированные состояния дают большую энтропию, чем состояния с однородным распределением, особенно если вспомнить, что для газа в ящике его конденсированные состояния (например, случай, когда весь газ собирается в одном из углов ящика) имели низкую энтропию, в то время как однородное распределение, соответствующее тепловому равновесию — имело высокую энтропию. При учете гравитации ситуация меняется на обратную благодаря универсальности гравитационного притяжения. С течением времени, конденсация становится все более и более сильной и, в конце концов, множество сконденсировавшихся черных дыр соединяет свои сингулярности в финальной сингулярности большого коллапса. Такая конечная сингулярность не имеет ничего общего с тем идеализированным большим коллапсом, который имеет место в коллапсирующей ФРУ-модели, где действовало ограничение ВЕЙЛЬ = 0 . По мере накопления числа сконденсировавшихся объектов, тензор ВЕЙЛЬ имеет тенденцию непрерывно увеличиваться и, вообще говоря, ВЕЙЛЬ → ∞ в конечной сингулярности. Посмотрите на рис. 7.17, где показана полная история замкнутой вселенной в соответствии с этой общей картиной.

Рис, 7.17. Полная история замкнутой вселенной, которая начинается с однородного низкоэнтропийного большого взрыва с ограничением ВЕЙЛЬ = 0 и заканчивается высокоэнтропийным большим коллапсом — представляющим собой сгущение большого числа черных дыр — с условием ВЕЙЛЬ → ∞

Мы видим теперь, как становится возможной ситуация, когда сжимающаяся вселенная может не обладать низкой энтропией. Та «малость» энтропии Большого взрыва, которая обеспечивает нам выполнение второго начала, не была, таким образом, следствием одной только «малости» вселенной в момент взрыва! Если бы мы обратили во времени картину большого коллапса, к которой только что пришли, мы бы получили «большой взрыв» с чрезвычайно высокой энтропией, где не было бы второго начала! По некоторым причинам, вселенная возникла в особом (низкоэнтропийном) состоянии, на которое было наложено условие типа ВЕЙЛЬ = 0 для ФРУ-моделей. И если бы подобного рода ограничение не имело места, то «намного более вероятной» могла бы оказаться ситуация, в которой как начальная, так и конечная сингулярности были бы высокоэнтропийного типа ВЕЙЛЬ → ∞ (рис. 7.18).

Рис. 7.18. Если убрать ограничение ВЕЙЛЬ = 0 , то большой взрыв получится тоже высокоэнтропийным, с условием ВЕЙЛЬ → ∞. Такая вселенная была бы сплошь испещрена белыми дырами и в ней не выполнялось бы второе начало термодинамики — в полном противоречии с нашим опытом

В такой гипотетической вселенной, конечно же, не нашлось бы места для второго начала термодинамики!

 

Насколько особым был Большой взрыв?

Попробуем разобраться с вопросом о том, насколько ограничивающим для Большого взрыва было условие типа ВЕЙЛЬ = 0 . Для простоты (как и ранее) мы будем считать вселенную замкнутой. Для того чтобы составить ясную и конкретную картину, далее мы везде будем полагать, что число барионов В — т. е. общее число протонов и нейтронов, во вселенной составляет примерно

В = 10 80 .

(Не существует каких-то особых оснований для выбора именно этого значения, кроме тех эмпирических данных, которые приводят к нему как к нижней оценке В. Эддингтон однажды заявил, что вычислил В точно и полученное им значение оказалось близким к приведенному выше! Кажется, что сейчас уже никто не принимает всерьез эти вычисления, но значение 10 80 надежно утвердилось.) Если бы мы взяли большее значение В (в действительности может оказаться, что ВЕЙЛЬ → ∞), то величины, полученные нами в этом случае, оказалась бы еще поразительнее тех (и без того весьма экстраординарных чисел), к которым мы через несколько шагов придем!

Попробуем представить себе фазовое пространство (Глава 5. «Фазовое пространство») всей вселенной! Каждая точка этого пространства потенциально соответствует определенному начальному состоянию, из которого вселенная могла начинать свою эволюцию. На рис. 7.19 мы условно изображаем Творца, который в своей деснице держит «булавку», чтобы отметить ею некую точку нашего фазового пространства.

Рис. 7.19. Для сотворения вселенной, близкой по своим свойствам к той, в которой мы живем, Творец ограничивает свой выбор исчезающе малым объемом в фазовом пространстве возможных вселенных, в рассматриваемом случае — всего около #i_191.png объема всего пространства. (Этот объем и нацеленная на него булавка показаны без соблюдения масштабов!)

Каждое положение булавки соответствует творению особой вселенной. Точность, с которой Творец создает какую-либо вселенную, напрямую связана с энтропией этой вселенной. Создать вселенную с высокой энтропией было бы относительно «легко», поскольку в этом случае в распоряжении Творца имеется большой объем фазового пространства, в который надо указать булавкой. (Напомним, что энтропия пропорциональна логарифму объема соответствующего фазового пространства.) Но чтобы создать вселенную в состоянии с низкой энтропией — так, чтобы в ней выполнялось второе начало термодинамики, — Творец должен направить булавку в гораздо меньший объем фазового пространства. Насколько малым должен быть этот объем, чтобы в результате творения получилась вселенная, напоминающая по своим свойствам ту, в которой мы живем? Для ответа на этот вопрос, мы должны обратиться к замечательной формуле, выведенной Якобом Бекенштейном [1972] и Стивеном Хокингом [1975], которая говорит о том, чему должна быть равна энтропия черной дыры.

Рассмотрим черную дыру и допустим, что площадь ее горизонта есть А. Формула Хокинга-Бекенштейна для энтропии черной дыры гласит:

где k — константа Больцмана, с — скорость света, G — ньютоновская гравитационная постоянная и ħ — постоянная Планка, деленная на 2π . Самая существенная часть этой формулы заключена во множителе А/4 . Часть, стоящая в скобках, содержит только необходимые для соблюдения размерности физические константы. Таким образом, энтропия черной дыры оказывается пропорциональной площади ее поверхности. Для сферически симметричной черной дыры эта площадь оказывается пропорциональной квадрату массы этой дыры:

Объединяя это с формулой Бекенштейна — Хокинга, мы получаем, что энтропия черной дыры пропорциональна квадрату ее массы:

Таким образом, энтропия, приходящаяся на единицу массы (S ч .д. /m ) черной дыры, пропорциональна ее массе и оказывается тем больше, чем больше черная дыра. Следовательно, для заданной массы или, эквивалентно, — согласно формуле Эйнштейна Е = mc 2 , — для заданной энергии, наибольшая энтропия достигается тогда, когда вся материя сколлапсирует в черную дыру! Более того, энтропия системы двух черных дыр существенно возрастает, когда эти дыры сливаются в одну! Гигантские черные дыры, типа тех, которые, как полагают, находятся в центрах галактик, заключают в себе колоссальное количество энтропии — намного превосходящее те ее значения, которые встречаются в других физических ситуациях.

Утверждение о том, что максимум энтропии достигается при коллапсе всей массы в черную дыру, требует небольшого пояснения. Анализ термодинамики черных дыр, проведенный Хокингом, показывает, что с любой черной дырой можно связать некоторую ненулевую температуру. Одним из следствий этого является тот факт, что в состоянии с максимальной энтропией в черной дыре не может быть заключена вся масса-энергия; максимум энтропии достигается, когда черная дыра приходит в тепловое равновесие с «тепловым резервуаром излучения». Температура этого излучения оказывается действительно ничтожной для черных дыр с любым разумным размером. Так, к примеру, для черной дыры с массой порядка массы Солнца эта температура оказалась бы равной примерно 10 -7 К , что значительно ниже температур, достигнутых в настоящее время в лабораториях, и намного меньше температуры 2 ,7 К межгалактического пространства. Для черных дыр больших размеров температура Хокинга оказывается еще меньшей!

Эта температура могла бы оказаться существенной для нашего обсуждения только в том случае, если либо (а ) во вселенной существуют намного меньшие черные дыры, которые называют черными мини-дырами; либо (б ) вселенная не успеет полностью сколлапсировать за время, меньшее хокинговского времени испарения — времени, за которое черная дыра полностью испаряется. Относительно (а ) надо заметить, что черные мини-дыры могут возникнуть лишь в случае особенно хаотичного Большого взрыва. В нашей вселенной их не может быть очень много, в противном случае они бы уже как-то проявили бы себя; более того, согласно излагаемой мной здесь точки зрения, их вообще не должно быть.

Что же касается (б ), то для черной дыры с солнечной массой хокинговское время испарения имело бы величину, превосходящую нынешний возраст вселенной где-то в 10 54 ; а для черных дыр бо́льших размеров оно оказалось бы еще более продолжительным. Таким образом, вряд ли эффект испарения может существенно изменить наши предыдущие рассуждения.

Чтобы иметь некоторое представление о гигантских величинах энтропии черных дыр, рассмотрим чернотельное фоновое излучение с температурой 2 ,7 К, которое, как долго казалось, давало наибольший вклад в энтропию вселенной. Астрофизики были просто ошарашены огромным количеством энтропии, заключенным в этом излучении, которое намного превосходило все значения энтропии, с которыми приходилось сталкиваться в других ситуациях (например, на Солнце). Энтропия фонового излучения составляет примерно 10 8 на один барион (здесь я снова перехожу к «естественной системе единиц», в которых постоянная Больцмана равна единице). (По сути, это означает, что на каждый барион приходится 10 8 фотонов фонового излучения.) Таким образом, если всего имеется 10 80 барионов, то для полной энтропии фонового излучения во вселенной мы имели бы величину

10 88 .

Несомненно, что если бы не было черных дыр, то эта величина представляла бы собой практически всю энтропию вселенной, поскольку энтропия фонового излучения намного превосходит энтропию всех других обычных процессов. Так, например, энтропия, приходящаяся на один барион на Солнце, оказывается порядка единицы. С другой стороны, по меркам черных дыр, энтропия фонового излучения — это просто «писк комара». Для черной дыры в одну солнечную массу формула Бекенштейна— Хокинга дает нам значение энтропии около 10 20 на один барион (в естественных единицах). И даже если бы вселенная состояла всего-навсего из одной черной дыры с массой Солнца, полная энтропия оказалась бы уже намного превосходящей приведенное ранее значение, а именно, была бы равной

10 100 .

Конечно, вселенная не устроена таким образом, но эта цифра определенно свидетельствует о том, насколько несущественной становится энтропия фонового излучения, когда мы начинаем учитывать влияние вездесущей гравитации.

А теперь попробуем сделать более реалистичную оценку. Вместо того, чтобы заселять наши галактики одними только черными дырами, примем, что эти галактики состоят, в основном, из обычных звезд — примерно 10 11 штук в каждой и еще содержат в своей сердцевине около миллиона (10 6 ) черных дыр с массой солнца (что было бы вполне правдоподобно для нашей собственной Галактики — Млечного Пути). Вычисления показывают, что энтропия, приходящаяся на один барион, оказалась бы в этом случае существенно больше даже того огромного значения, которое было только что получено — она стала бы равной 10 21 , что для полной энтропии дает (в естественных единицах) величину, равную примерно

10 101 .

Мы можем предположить, что, по истечении достаточно большого промежутка времени, подавляющая часть галактических масс окажется захваченной черными дырами в центрах галактик. Когда это произойдет, энтропия в расчете на один барион станет равной 10 31 , что дает чудовищное значение для полной энтропии:

10 111 .

Мы, однако, рассматриваем замкнутую вселенную, которая, в конце концов, должна сколлапсировать; и было бы вполне разумно оценить энтропию конечного коллапса, используя формулу Бекенштейна — Хокинга и полагая при этом, что вся вселенная в момент коллапса представляет собой одну черную дыру. Такая оценка дает величину энтропии на один барион около 10 43 и совершенно немыслимую величину полной энтропии для конечного коллапса:

10 123 .

Это число мы будем рассматривать как некоторую оценку полного объема фазового пространства V , доступного для Творца, поскольку эта энтропия должна представлять собой логарифм объема (несомненно) наибольшей его части. Поскольку 10 123 есть логарифм объема, сам объем должен представлять собой экспоненту от 10 123 , т. е.

в естественных единицах! (Некоторые особо внимательные читатели могли заметить, что я должен был написать

— но для чисел такого порядка разница между основаниями е и 10 совершенно несущественна!) А каков был исходный объем фазового пространства, на который должен был нацелиться Творец, чтобы сотворить вселенную, совместимую со вторым началом термодинамики? Оказывается, что совершенно не важно, какое выбрать значение

определяемое галактическими черными дырами или фоновым излучением соответственно, а, может быть, даже еще меньшее (и, на самом деле, более вероятное), которое могло иметь место в реальных условиях при Большом взрыве.

В любом случае, значение отношения V к W будет приблизительно:

(Проверьте сами:

дает с хорошим приближением

.)

Эта величина свидетельствует о том, насколько точным должен был быть замысел Творца: точность составляла примерно одну

— ую! Это поразительная точность. Полученную цифру нельзя даже полностью выписать в обычной десятичной системе исчисления: она представляла бы собой «1 » с последующими 10 123 нулями! Даже если бы мы были в состоянии записать «0 » на каждом протоне и каждом нейтроне во вселенной, а также использовали бы для этой цели все остальные частицы, наше число, тем не менее, осталось бы недописанным.

Точность, необходимая для задания начальных условий вселенной, как видно, совершенно несоизмерима с той весьма высокой точностью, которая уже стала привычной, когда речь заходит о динамических уравнениях (Ньютона, Максвелла, Эйнштейна), управляющих поведением физических объектов в различных ситуациях.

Но почему же Большой взрыв был организован с такой высокой степенью точности, в то время как большой коллапс (или сингулярности черных дыр) должен быть совершенно хаотичным? Может показаться, что этот вопрос стоило бы переформулировать в терминах поведения ВЕЙЛЬ-части пространственно-временно́й кривизны в пространственно-временно́й сингулярности. Мы установили, что имеется ограничение

ВЕЙЛЬ = 0

(или нечто похожее) в сингулярностях начального типа, отсутствующее в конечных сингулярностях — и, кажется, именно оно отражает выбор Творцом соответствующей крошечной области фазового пространства. Предположение о том, что такое ограничение применимо к любой начальной (но не конечной!) сингулярности, я назвал бы Гипотезой Вейлевской Кривизны. Таким образом, напрашивается вывод, что нам осталось понять лишь одну вещь для окончательного разрешения вопроса о происхождении второго начала термодинамики, а именно: почему мы должны использовать такую несимметричную во времени гипотезу?

Но как нам преодолеть это (последнее?) препятствие на пути к полному пониманию причины существования второго начала? Кажется, мы попали в безвыходное положение. Нам необходимо понять, почему пространственно-временны́е сингулярности имеют определенную структуру; но пространственно-временны́е сингулярности представляют собой как раз те области, в которых наше понимание физики достигает своих пределов. Этот тупик, связанный с существованием пространственно-временны́х сингулярностей, иногда сравнивают с другим тупиком: он имел место в начале XX века и был связан с проблемой устойчивости атомов (см.: Главу 6. «Проблемы с классической теорией»). В каждом из этих случаев хорошо обоснованная классическая теория приводит к ответу «бесконечность» и обнаруживает, тем самым, свою несостоятельность для решения соответствующей проблемы.

Сингулярный характер электромагнитного коллапса атомов был устранен квантовой теорией. Аналогично именно квантовая теория должна привести теперь к конечной теории, взамен «бесконечных» классических пространственно-временны́х сингулярностей, возникающих при гравитационном коллапсе звезд. Но это не может быть обычная квантовая теория. Это должна быть квантовая теория самой структуры пространства и времени. Такую теорию (в случае, если она вообще появится) следовало бы назвать «квантовой гравитацией». То, что ее пока нет, не является признаком недостатка усилий, опыта или изобретательности физиков: многие первоклассные ученые с мировым именем пытались построить такую теорию, но безуспешно. Это тупик, к которому, в конце концов, пришли и мы в наших попытках понять направленность и течение времени.

Читатель может справедливо спросить: а что же, в таком случае, дало нам наше путешествие? В наших поисках понимания того, почему время кажется текущим только в одном направлении, нам пришлось побывать в начале и конце времен, там, где растворяется даже само понятие пространства. Что же мы в результате выяснили? Мы узнали, что нашим теориям пока еще недоступны ответы на эти вопросы — но что полезного это нам дает для понимания сущности разума? Я все же полагаю, что несмотря на отсутствие адекватной теории, мы можем извлечь важные уроки из нашего путешествия. А теперь нам необходимо вернуться домой. И хотя наше путешествие назад будет еще более наполнено догадками и предположениями, но других приемлемых путей назад просто нет!