Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
являются «причинами» таких оказий. Эти происшествия могли бы
сосуществовать с другими, более привычного сорта, «причинами» которых
считались бы события в прошлом. Однако наша Вселенная устроена не совсем
так! «Причины» хода событий в этих обоих типах вселенной прослеживаются к
ситуациям с низкой энтропией, но в нашей Вселенной эти низкоэнтропийные
состояния оказываются в прошлом.
Итак, по крайней мере в этом случае, наше психологическое ощущение
разницы между прошлым и будущим может быть непосредственно сведено к
вопросу об энтропии. Возможно, что такую связь можно обнаружить и в
других аспектах.
2.6. РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ
В разд. 2.4 я косвенно указывал на то, что расширение Вселенной не может
считаться непосредственной причиной запаздывания излучения; феномен
запаздывания является всего лишь одним из многих следствий предположения,
что первоначальное состояние Вселенной имело значительно меньшую
энтропию, чем будет иметь
V. Сингулярности и асимметрия по времени
249
ее конечное состояние (и соответственно, что в этом начальном состоянии
отсутствовали корреляции, понижающие энтропию). Теперь я хочу привести
доводы в пользу того, что расширение Вселенной не может быть ответственно
за эту разницу в энтропии.
В самом деле, предположим, что имеет место противное и что по какой-то
причине рост энтропии непременно сопутствует расширению Вселенной. По
симметрии относительно обращения времени такая точка зрения повлекла бы
за собой утверждение, что в сжимающейся Вселенной энтропия должна убывать
[48]. При этом следует рассмотреть две основные возможности. Во-первых,
может оказаться, что расширение нашей реальной Вселенной в один
прекрасный день сменится на сжатие и в этом случае, согласно нашему
допущению, энтропия начнет убывать, устремляясь к низкому конечному
значению. Вторая возможность состоит в том, что расширение будет
продолжаться вечно — до достижения состояния максимальной энтропии (мы
игнорируем вопрос о циклах Пуанкаре и т. п.).
По-видимому, имеются самые серьезные возражения против идеи, что
тенденция к росту энтропии сменится на обратную, когда Вселенная
достигнет максимума расширения. Трудно представить, как такое обращение
может произойти без достижения некоторого рода теплового равновесия на
полпути. Иначе, думается, можно было бы представить себе где-то
посередине состояние, в котором явления обычного типа (например,
запаздывающее излучение и разбивающиеся часы) сосуществовали бы с
явлениями типа обращенных во времени (например, с опережающим излучением
и самовосстанавли-вающимися часами). Рассуждать о подобных ситуациях «в
целях аргументации», конечно, можно, но допускать их. всерьез для нашей
реальной Вселенной — это все-таки совсем другое дело. Более того, в
момент достижения симметрии по времени, по-видимому, все еще приходило бы
запаздывающее излучение очень далеких галактик (эти удаленные галактики
все еще были бы видны как разбегающиеся) и в то же время имелось бы
опережающее излучение с обращенным во времени поведением (т. е.
специальным образом коррелированное и сходящееся на слетающихся
галактиках). Тут возникли бы серьезные проблемы самосогласованности [9]
(хотя я не берусь утверждать, что они абсолютно непреодолимы). Я лично не
нахожу возможности воспринимать всерьез подобную картину, но, видимо, не
у всех интуиция оказывается столь скованной [48]!
Мы могли бы, наоборот, предположить, что масштабы времени для обращения
расширения столь велики, что к моменту максимального расширения
достигается эффективное тепловое равновесие. Но времена, которые
приходится допускать для этого, совсем другого порядка, чем обычные
космологические масштабы. По существу, такая вселенная как бы вообще не
переходит к сжатию, и ситуация должна рассматриваться наравне с моделями
бесконечно расширяющихся вселенных.
250
Р. Пенроуз
Может возникнуть мысль, что в этих последних моделях удается избежать
рассматриваемых здесь проблем, но это неверно. Представим себе астронавта
в такого рода вселенной, падающего в черную
Сингулярность „большого взрыва"
Рис. 4. Конформная диаграмма астронавта, падающего в черную дыру во фрнд-
мановской вселенной (k=—1).
дыру. Для определенности предположим, что масса дыры КРМг, так что в
распоряжении астронавта внутри дыры будет около суток, причем большую
часть этого времени он не будет испытывать действия значительных
приливных сил и сможет не спеша провести эксперименты. Вся эта ситуация
изображена на рис. 4 в виде стандартной конформной диаграммы (световые
конусы проходят под углом 45°, и предполагается наличие сферической
симметрии). Заметим, что вся история астронавта за точкой пересечения им
абсолютного горизонта событий лежит внутри прошлой области зависимости
для сингулярности черной дыры, а также внутри будущей области зависимости
сингулярности «большого взрыва». Допустим, что, находясь внутри дыры,
астронавт в течение некоторого времени проводит эксперименты. Поведение
