Когда физики в цене

Уравнения показывают, что для Вселенной возможны лишь две судьбы: первая — Вселенная расширяется вечно, вторая — расширение Вселенной сменяется ее сжатием. Какая из этих двух возможностей реализуется, зависит только от одной величины, от средней плотности вещества и энергии. Если эта плотность меньше определенной величины, то Вселенная будет расширяться вечно. Если же средняя плотность больше этой величины, то расширение Вселенной будет неоднократно сменяться сжатием, а сжатие Вселенной сменяться ее новым расширением.

Астрофизики до сих пор не способны точно определить среднюю плотность материи во Вселенной. Они могут только признать, что эта величина близка к ее пограничному — критическому — значению. Поэтому космологи должны анализировать обе возможности.

Первая возможность — средняя плотность материи меньше ее критической плотности — не содержит противоречий. Вселенная будет расширяться, причем скорость расширения постепенно уменьшается силами тяготения, но никогда не достигнет нуля. Вторая возможность — средняя плотность материи больше ее критической плотности — приводит к принципиальной трудности. Она лежит не в уравнениях Эйнштейна и не в решении, найденном Фридманом. Они способны описать бесконечное повторение смены расширения — сжатием и новым расширением. Фридман, рассматривавший эту проблему с точки зрения математики, считал, что Вселенная сжимается в точку, в особую точку. Его не волновало, что при этом плотность вещества и энергии должна стать бесконечно большой, что невозможно с точки зрения физики. Он довольствовался признанием того, что эволюция Вселенной не может прекратиться и что после критического сжатия вновь последует расширение.

Теоретики по-разному подходят к анализу этого критического перехода, но пока не могут в деталях проследить за тем, как происходит переход от сжатия к расширению Вселенной.

Но такая трудность не идет в сравнение с другой — принципиальной. Здесь вступает в игру второе начало термодинамики, пренебрегать которым недопустимо.

Второе начало термодинамики и включающая его в себя статистическая физика говорят о том, что в сложных системах (Вселенная, конечно, весьма сложная система) все процессы развиваются только в одном направлении — от прошлого к будущему, что тепло переходит от горячего тела к холодному так, что горячее тело остывает, а холодное нагревается (если в систему не вводится извне энергия, принуждающая горячее тело нагреваться или сохранять постоянную температуру). Второе начало термодинамики приводит к тому, что все изолированные периодические процессы постепенно затухают и прекращаются; например, размахи маятника после толчка постепенно уменьшаются, и он останавливается, если какой-либо механизм не поддерживает его колебаний.

Так возник парадокс. Решение Фридмана допускает бесконечное повторение циклов расширения-сжатия Вселенной, а второе начало термодинамики делает это невозможным. Все попытки преодолеть парадокс оказывались безуспешными.

Понадобился новый подход. Сахаров нашел его в математике. Сообщая о своей идее в 1978 году, он не входил в существо дела. Слова «многолистная Вселенная» намекали специалистам на путь к решению. Он лишь указал, что «…причиной перехода плоской Вселенной от расширения к сжатию может быть, в частности, сколь угодно малая по абсолютной величине космологическая постоянная соответствующего знака..»

Космологическая постоянная была введена Эйнштейном в уравнения Общей теории относительности для того, чтобы они не противоречили его убеждению в вечной неизменности Вселенной. Он сам и другие теоретики то отказывались от этой постоянной, то возвращали ее обратно, пытаясь с ее помощью разрешить очередную загадку космологии.

В 1980 году Сахаров возвратился к проблеме пульсирующей Вселенной. Соответствующая статья в «Журнале экспериментальной и теоретической физики» имеет название «Космологические модели Вселенной с поворотом стрелы времени».

Сахаров начинает с четкого определения того, в чем состоит одна из основных трудностей космологии, и кратко описывает ее современное состояние.

«Уравнения движения классической и нерелятивистской квантовой механики, а также квантовой теории поля допускают обращение времени (в теории поля — одновременно с СР- преобразованием). (Пример CP-преобразования — перемена знака заряда, наблюдаемая при помощи зеркала.) Статистические уравнения, однако, необратимы. Это противоречие известно с конца XIX века. Мы будем говорить о нем, как о «глобальном парадоксе обратимости» статистической физики. Традиционное объяснение относит необратимость к начальным условиям. Однако неравноправие двух направлений времени в картине мира при этом сохраняется.

Современная космология открывает возможность устранения этого парадокса. В настоящее время общепринята концепция расширяющейся Вселенной…»