Заглядывая на разные расстояния в космос, мы видим разное время, прошедшее с Большого взрыва. И энтропия всё это время росла.

Второй закон термодинамики — один и тех загадочных законов природы, что возникают из фундаментальных правил. Он утверждает, что энтропия, мера беспорядка во Вселенной, обязана постоянно возрастать в любой закрытой системе. Но как же возможно, что наша текущая Вселенная, выглядящая организованной и упорядоченной, с солнечными системами, галактиками и сложной космической структурой, каким-то образом находится в состоянии с энтропией большей, чем сразу после Большого взрыва? Именно это хочет узнать наш читатель:

Общепринятое понимание энтропии и времени подразумевает, что сразу после Большого взрыва энтропия была очень малой. Однако же этот момент часто описывают как «суп» из фотонов, кварков и электронов, нечто, что по сравнению с примерами из учебника кажется высокой энтропией. Каким же образом это изначальное состояние обладало низкой энтропией?

Термодинамическая стрела времени подразумевает постоянный рост энтропии, поэтому сегодня она должна быть больше, чем в прошлом.


Ранняя Вселенная была заполнена материей и излучением, и была такой горячей и плотной, что представленные в ней кварки и глюоны не собирались в отдельные протоны и нейтроны, а оставались в виде кварк-глюонной плазмы

И всё же, если представить себе очень раннюю Вселенную, она действительно выглядит как состояние с очень высокой энтропией! Представьте себе: море частиц, включая материю, антиматерию, глюоны, нейтрино, фотоны, всё это с жужжанием носится туда и сюда на уровне энергий в миллиарды раз выше, чем сегодня можно достичь на Большом адронном коллайдере. Их так много — возможно, 10⁹⁰ — и все они сжаты в объём размером с футбольный мяч. В момент Большого взрыва это был крохотный регион с чрезвычайно энергичными частицами, и за 13,8 млрд лет он вырос до размеров наблюдаемой нами Вселенной.


Наша Вселенная, от Большого взрыва и до сегодняшнего дня, прошла огромные изменения в ходе роста и эволюции, и продолжает меняться и сегодня

Очевидно, что сегодня Вселенная гораздо холоднее, крупнее, полна структур и неоднородна. Но на самом деле мы можем количественно оценить энтропию Вселенной в оба момента времени, в момент Большого взрыва и сегодня, через постоянную Больцмана, k_B. В момент Большого взрыва почти вся энтропия существовала за счёт излучения, и общая энтропия Вселенной равнялась S = 10⁸⁸k_B. С другой стороны, подсчитав энтропию Вселенной сегодня, мы получим число в квадриллион раз большее: S = 10¹⁰³k_B. Оба числа кажутся большими, но первое по сравнению со вторым очевидно меньшее — оно составляет всего 0,0000000000001% от второго!


Сегодняшняя Вселенная более комковатая, в ней больше скоплений, и больше света звёзд, чем в ранней Вселенной. Почему же энтропия так сильно отличается?

Но с этими числами нужно учитывать один важный момент. Если вы слышите такие слова, как «измерение беспорядка», то это крайне неудачно определение того, что на самом деле представляет собой энтропия. Вместо этого представьте, что у вас есть некая система — материя, излучение, что угодно. В ней будет содержаться какая-либо энергия, в разных формах — кинетической, потенциальной, энергия поля, и что угодно ещё. Энтропия на самом деле измеряет количество возможных состояний вашей системы.


Система, устроенная так, как показано слева, может во время развития спонтанно перейти в состояние справа и увеличить энтропию

Допустим, если у вашей системы есть холодная и горячая части, то у вас будет меньше способов организовать её в таком виде, чем если бы температура была бы везде одинаковой. Система на картинке слева имеет меньшую энтропию, чем справа. Фотоны в реликтовом излучении обладают практически такой же энтропией, какая была у них при рождении Вселенной. Поэтому утверждается, что Вселенная расширяется адиабатически — с постоянной энтропией. Мы можем смотреть на галактики, звёзды, планеты, и удивляться тому, насколько всё это кажется упорядоченным или беспорядочным, но их энтропия пренебрежимо мала. Так из-за чего же произошло такое нереальное увеличение энтропии?


Чёрных дыр не было при рождении Вселенной, они выросли в ней позднее, и сегодня доминируют в плане энтропии

Ответ — чёрные дыры. Представьте, какое огромное количество частиц ушло на создание чёрных дыр. Падая в ЧД, вы неизбежно попадаете в сингулярность. А количество состояний прямо пропорционально массе частиц в чёрных дырах, поэтому чем больше вы сформируете ЧД (или чем более массивными они у вас будут), тем больше энтропии будет во Вселенной. Одна лишь сверхмассивная чёрная дыра в центре Млечного пути обладает энтропией S = 10⁹¹k_B, в 1000 раз больше, чем вся Вселенная во время Большого взрыва. А учитывая количество галактик и массы чёрных дыр, общая энтропия достигает значения в S = 10¹⁰³k_B.


Композитное изображение чёрной дыры Стрелец A* в центре нашей галактики из рентгеновского и инфракрасного диапазона. Её масса составляет 4 миллиона солнечных, а энтропия в 1000 раз больше чем у всей Вселенной Большого взрыва

Дальше — хуже! В далёком будущем будет формироваться всё больше и больше чёрных дыр, а существующие сегодня крупные ЧД будут продолжать расти ещё 10²⁰ лет. Если бы мы превратили всю Вселенную в ЧД, мы достигли бы максимальной энтропии примерно в S = 10¹²³k_B, или в 100 квинтиллионов раз больше, чем сегодня. Когда эти ЧД будут испаряться за ещё более крупные отрезки времени — порядка 10¹⁰⁰ лет — энтропия будет оставаться почти постоянной, поскольку излучение чёрного тела (излучение Хокинга), выдаваемое испаряющимися ЧД, будет обладать тем же количеством возможных организаций состояния, как и существовавшая до этого ЧД.


На достаточно длинных временных промежутках ЧД уменьшаются и испаряются из-за излучения Хокинга

Так почему в ранней Вселенной была такая малая энтропия? В ней не было чёрных дыр. Энтропия в S=10⁸⁸k_B всё ещё достаточно большая, но это энтропия всей Вселенной, почти полностью заложенная в остаточном излучении (и в чуть меньшей — в нейтрино) Большого взрыва. Поскольку у видимого нами вещества во Вселенной, типа звёзд, галактик, и т.п., энтропия пренебрежимо мала по сравнению с остаточным излучением, довольно легко запутаться и подумать, что с формированием структур энтропия ощутимо меняется — но это всего лишь совпадение, а не причина.


На формирование самой первой звезды и самой первой чёрной дыры у Вселенной ушло не менее десятков миллионов лет. До того энтропия Вселенной на 99% не менялась

Если бы чёрных дыр не существовало, энтропия Вселенной оставалась бы практически неизменной за прошедшие 13,8 млрд лет! У изначального состояния было ощутимое количество энтропии, просто у ЧД его настолько больше, и их настолько легко сделать с космической точки зрения.

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].