Вселенная в зеркале заднего вида. Был ли Бог правшой? Или скрытая симметрия, антивещество и бозон Хиггса (Голдберг) - страница 48
Все дело в гравитации. Начните с совершенно однородной вселенной и добавьте всего несколько сгустков там, где плотность чуть выше среднего. Оглянуться не успеете, как все близлежащее вещество начнет падать туда, и маленький сгусток станет сгустком побольше.
Энтропия — это просто количество способов, которыми можно перемешать систему так, чтобы на вид она осталась прежней. Как мы видели на примере радиоактивного распада, все хочет достичь состояния минимальной возможной энергии[35]. Когда частицы падают на сгустки, энергия превращается в тепло, а тепло — это всегда энтропия. Крошечные сгустки становятся все больше и больше, энтропия растет, и в результате получаются галактики, звезды и вы.
На ранних стадиях существования вселенной, когда все было упаковано гораздо плотнее, гравитация играла куда более важную роль, чем сегодня. Сейчас местная гравитация играет куда более важную роль, чем в далеком будущем. Для вселенной, где правит гравитация (как в начале времен), конфигурация минимальной энтропии — это идеально равномерное распределение. В будущем, когда гравитация утратит свою важность, идеально равномерное распределение — это конфигурация максимальной энтропии.
Влияние гравитации особенно хорошо заметно на примере распределения галактик. Начиная с 2000 года в рамках проекта «Слоановский цифровой небесный обзор» (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) начали составлять карты почти всей близлежащей вселенной. Были сделаны снимки более ста миллионов галактик и измерены расстояния более чем до миллиона из них. И выяснилось, что налицо отчетливая структура — сгустки, волокна и пустые области (они так и называются — «пустоты», или «войды»). Однако если заглянуть в далекое прошлое (то есть взглянуть на очень далекие области, что одно и то же), окажется, что вселенная заполнена очень равномерно.
Это задача не из легких, она во многом связана с вопросом о том, почему ось времени направлена именно в таком направлении, а не в каком-нибудь другом. Возьмите вселенную в ее нынешнем виде и представьте себе кино, финалом которого было бы нынешнее положение дел. Если пустить кино задом наперед, все начнется с высокой энтропии, а закончится состоянием низкой энтропии. Иначе никак — законы физики, как мы уже убедились, обратимы во времени.
Сделаем следующий шаг и чуть-чуть изменим нынешнюю вселенную. Переставим там и сям про нескольку атомов. Если запустить задом наперед такую слегка измененную вселенную, то мы не придем к «началу» с равномерным распределением. Шансы на то, чтобы обнаружить в начале вселенной состояние низкой энтропии, оказались на диво малы — так же малы, как и вероятность, что вселенная будет развиваться в сторону состояния низкой энтропии.