Вечность. В поисках окончательной теории времени

Большая часть материи во Вселенной – от 80 до 90 % ее общей массы – это темная материя, не состоящая из обычных атомов и молекул. Нам неизвестно, что такое темная материя, и существует гипотеза, что она имеет форму маленьких черных дыр. Но с этой идеей связаны определенные проблемы, включая, как минимум, то, что создать так много черных дыр чрезвычайно сложно. Поэтому большинство космологов все же склонны верить, что темная материя, скорее всего, состоит из каких-то новых элементарных частиц (одного или нескольких видов), которые просто еще не были открыты.

Вернуться

247

Энтропия черной дыры стремительно возрастает по мере того, как черная дыра набирает массу, – она пропорциональна квадрату массы черной дыры. (Энтропия шкалируется как площадь, которая пропорциональна квадрату радиуса, а радиус Шварцшильда пропорционален массе.) Таким образом, энтропия, которой обладала бы черная дыра массой в 10 миллионов солнечных масс, была бы в 100 раз больше, чем энтропия, обеспечиваемая одним миллионом солнечных масс.

Вернуться

248

Penrose, R. The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe. New York: Knopf, 2005. 707 p.

Вернуться

249

Следующее разъяснение – это, по сути, выдержка из статьи, которую мы написали в сотрудничестве с Дженнифер Чен (Carroll, S. M., Chen, J. Spontaneous Inflation and the Origin of the Arrow of Time (2004). http://arxiv.org/abs/hep- th/0410270).

Вернуться

250

См., например, статью Zurek, W. H. Entropy Evaporated by a Black Hole // Physical Review Letters, 1982, 49, p. 1683–1686.

Вернуться

251

Кроме того, это утверждение совсем не из тех, с которыми безоговорочно соглашаются все физики. Я не говорю, что существует какой-то другой общепринятый ответ на вопрос: «Как выглядят состояния с самой высокой энтропией, когда в расчет также принимается гравитация?» помимо «Мы не знаем». Но, надеюсь, мне удалось убедить вас, что «пустое пространство» – это наилучший вариант среди тех, что имеются в нашем распоряжении в настоящее время.

Вернуться

252

Немного забегу вперед: обратите внимание на то, что в эту игру можно играть также, повернув время вспять. Пусть вначале у нас есть какая-то конфигурация материи во Вселенной, срез пространства – времени в какой-то момент времени. В одних местах мы видим расширение и разреживание, а в других – сжатие, коллапс и в конце концов испарение. И мы спрашиваем, что произойдет, если проэволюционировать это «начальное» в обратном направлении во времени, используя все те же обратимые законы физики. Ответ, разумеется, таков: мы обнаружим тот же самый тип поведения. Области, расширяющиеся по направлению к будущему, сжимаются по направлению к прошлому, и наоборот. Однако в конечном итоге пространство все равно будет опустошено, когда «расширяющиеся» области одержат победу. Очень далекое прошлое выглядит точно так же, как очень далекое будущее: это пустое пространство.

Вернуться

253

Здесь, в нашей ближайшей окрестности, NASA нередко применяет схожий трюк – «гравитационный маневр» – для придания дополнительной скорости космическим зондам, которые направляются к удаленным объектам нашей Солнечной системы. Если космический летательный аппарат маневрирует специальным образом возле массивной планеты, он может «подхватить» часть энергии движения этой планеты. Планета настолько велика, что для нее такая потеря абсолютно незаметна, но космический аппарат может продолжать движение с намного более высокой скоростью.

Вернуться

254

Wald, R. W. Asymptotic Behavior of Homogeneous Cosmological Models in the Presence of a Positive Cosmological Constant // Physical Review, 1983, D 28, p. 2118–2120.

Вернуться

255

В частности, мы можем определить «горизонт» вокруг каждого наблюдаемого участка пространства де Ситтера, так же как делали это для черных дыр. Тогда формула энтропии для этого участка полностью совпадет с формулой энтропии черной дыры – это площадь поверхности такого горизонта в планковских единицах, деленная на четыре.

Вернуться

256

Если H – это параметр Хаббла в пространстве де Ситтера, то температура равна , где ħ – постоянная Планка, а k – постоянная Больцмана. Впервые это соотношение было выведено Гэри Гиббонсом и Стивеном Хокингом (1977).

Вернуться

257