Пять возрастов Вселенной - Фред Адамс

Наконец, где-то в районе шестидесятой космологической декады испаряются черные дыры, и их масса покоя, в конце концов, преобразуется в фотоны и нейтрино, которые на кое-то время преобладают в общем фоне излучения. Черные дыры с массами звезд испускают излучения с характеристической длиной волны в несколько километров, что сравнимо с их радиальным размером. Черные дыры с более высокой массой имеют, соответственно, более низкие температуры и излучение с более длинными волнами. «Чудовища», которые весят как миллиард Солнц, — черные дыры, в настоящее время обитающие в центрах активных галактик, — имеют характеристические длины волн в миллиарды километров, что приблизительно равно размеру нашей Солнечной системы. Все это излучение, ясное дело, вытягивается в процессе непрерывного расширения фонового пространства-времени Вселенной.

Тепловая смерть

Процессы, происходящие в нашей Вселенной, постепенно замедляются по мере того, как она приближается к эпохе вечной тьмы. Но остановятся ли они когда-нибудь полностью или просто замедлятся настолько, что Вселенная перестанет быть интересным местом? Можем ли мы достигнуть какого-то времени в будущем, когда не происходит совсем ничего интересного? Из-за своей тесной связи с термодинамикой идея о замедлении Вселенной до полной остановки называется тепловой смертью. Возможность тепловой смерти Вселенной волновала многих философов и ученых, начиная с середины девятнадцатого века, когда был впервые установлен второй закон термодинамики. Споры, касающиеся тепловой смерти, могут принимать различные формы. Мы используем термин классическая тепловая смерть для обозначения Вселенной, достигающей абсолютного термодинамического равновесия. В этом состоянии каждая точка пространства Вселенной имеет постоянную температуру. В отсутствие разницы температур не может функционировать ни один тепловой двигатель и не может выполняться работа. Не имея способности выполнить физическую работу, Вселенная «останавливается» и становится довольно безжизненным и инертным местом.

Как же происходит эта тепловая смерть? Второй закон термодинамики гласит, что общая энтропия физической системы никогда не уменьшается (в этом случае системой является вся Вселенная). Однако энтропия может оставаться постоянной и не меняться со временем. Проблема в том, что физические процессы, которые не создают энтропию, обычно не особенно интересны. Таким образом, в общем случае нам хотелось бы, чтобы Вселенная изобиловала процессами, образующими энтропию. Все физические системы имеют тенденцию достигать состояния термодинамического равновесия, соответствующего состоянию максимальной энтропии. В состоянии термодинамического равновесия все части физической системы имеют одинаковую температуру и энтропия остается строго постоянной. Таким образом, если будет достигнуто термодинамическое равновесие, во Вселенной прекратятся интересные процессы.

Современная Вселенная достаточно далека от состояния термодинамического равновесия. Фоновая температура Вселенной невысока: всего три градуса Кельвина, примерно на 270 градусов ниже точки замерзания воды (по шкале Цельсия). Этот холодный фон служит резким контрастом по сравнению с пылающими поверхностями звезд, имеющими широкий диапазон температур от четырех до сорока тысяч градусов Кельвина. Такая неравновесная природа Вселенной разрешает интересные процессы. Тепло переходит от горячих поверхностей звезд в космическое пространство, согревая планеты, управляя погодой в их атмосферах и даже позволяя зарождение и развитие жизни. Вселенная работает как гигантский тепловой двигатель. И разница температур жизненно необходима. Если бы Вселенная достигла состояния теплового равновесия и приобрела постоянную температуру в каждой точке пространства, то она утратила бы возможность выполнять работу, что исключило бы интересные процессы вроде биологической эволюции.

При обсуждении термодинамики часто возникает широко распространенное ошибочное представление — мнимый парадокс, связанный с тем, как вообще могут образоваться хоть какие-то сложные структуры, когда закон требует, чтобы энтропия возрастала всегда. Ведь энтропия — это все-таки мера беспорядка системы. Если же сложные системы являются высоко упорядоченными, как они вообще могут возникнуть, не нарушая закона об увеличении энтропии? Этот мнимый парадокс решается легко: увеличиваться должна общая энтропия системы, а энтропия одной ее части может уменьшаться, вследствие чего одна ее часть может стать высоко упорядоченной. Но если одна часть системы становится высоко упорядоченной и теряет энтропию, система в целом должна заплатить за это, в целях компенсации увеличив свою энтропию в какой-то другой части.

В контексте современной космологии температура Вселенной постоянно изменяется, в силу чего существенно варьируется и ответ на вопрос о тепловой смерти. Непрерывно расширяющаяся Вселенная никогда не достигает истинного термодинамического равновесия, т. к. она никогда не приобретает постоянной температуры. Из-за расширения фоновая температура Вселенной продолжает падать. Таким образом, Вселенная явно избегает классической тепловой смерти. Однако расширяющаяся Вселенная, в принципе, может стать чисто адиабатической, а это означает, что энтропия данной области Вселенной остается постоянной. В этом случае Вселенная все равно имеет все шансы стать скучным и мертвым местом, лишенным всяческой способности к выполнению физической работы. Последнюю возможность мы называем космологической тепловой смертью: это фактическая тепловая смерть Вселенной, даже несмотря на то, что ее температура не постоянна. Как мы отмечаем на протяжении всей этой книги, интересные космологические процессы продолжают вырабатывать энергию и энтропию в нашей Вселенной, по крайней мере, до сотой космологической декады. Так что космологическая тепловая смерть откладывается до того времени, когда Вселенная вступает в эпоху вечной тьмы.

Механизмы образования энергии и энтропии, доступные Вселенной, зависят от вида долгосрочной эволюции. В случае замкнутой Вселенной она, в конечном итоге, пережила бы повторный коллапс и закончила свой жизненный путь в Большом сжатии, поэтому вопрос о долгосрочном образовании энтропии даже бы не возник. Интересные физические процессы продолжались бы во Вселенной до самого последнего мгновения Большого сжатия. Некоторая доля иронии присутствует в терминологии этого повествования: замкнутая Вселенная может избежать оскорбительной тепловой смерти даже тогда, когда ее сложные структуры испаряются под действием сильного лучистого тепла, образующегося в результате катастрофического коллапса.

В случае плоской Вселенной, которая замедляется, продолжая расширяться, на космологическом горизонте появляются и становятся связанными действием гравитации космические структуры постоянно увеличивающегося размера и массы. Поскольку расширение Вселенной замедляется, гравитация, по мере старения Вселенной, получает шанс стягивать материал все с больших и больших расстояний. В плоской Вселенной космические структуры гигантских размеров могут образовываться даже в эпоху вечной тьмы. Конечно же, эпоха вечной тьмы не обязательно абсолютно темна. Некоторые из этих огромных космических структур, в принципе, могут коллапсировать, образуя черные дыры, а следовательно, предыдущая эпоха черных дыр в действительности может вообще не закончиться. Может случиться и так, хотя гарантировать этого мы не можем, что черные дыры будут образовываться быстрее, чем испаряться. В этом случае Вселенная могла бы продолжить поддерживать различные процессы, используя энергию, образующуюся в результате испарения Хокинга этих чудовищных черных дыр. Таким образом, Вселенная, по крайне мере в принципе, может избежать космологической тепловой смерти, пока остается почти плоской. В этом случае война между гравитацией и термодинамикой переходит в патовую ситуацию. Гравитация непрерывно создает все более крупные гравитационно связанные структуры — черные дыры — и одерживает временную победу. Однако каждой отдельной структуре суждено испариться, что приведет к окончательной победе термодинамики и производству энтропии.

С другой стороны, если Вселенная открыта, скорость ее расширения достигает постоянного значения, и гравитация явно проигрывает свое сражение с этим расширением: она уже не может конкурировать с ним. Образование космических структур прекращается на каком-то определенном масштабе, а для продолжения образования черных дыр или любых космических структур возникают серьезные препятствия. Для этого случая вопросы долгосрочного производства энтропии и космологической тепловой смерти Вселенной по-прежнему открыты. И хотя эти перспективы могут показаться довольно унылыми, во Вселенной по-прежнему остается много захватывающих новых возможностей.