Вечность. В поисках окончательной теории времени - Шон Кэрролл

Тогда во Вселенной, которая в общем везде находится в тепловом равновесии, то есть мертва, то тут, то там должны существовать сравнительно небольшие области (назовем их единичными мирами), которые в течение довольно короткого времени по сравнению с вечностью значительно отклоняются от теплового равновесия, причем одинаково часты такие, в которых вероятность состояния [энтропия] увеличивается, и такие, в которых она уменьшается. Следовательно, для Вселенной оба направления времени неразличимы, так же как в пространстве не существует верха и низа. Но так же, как в определенной точке земной поверхности направление к центру Земли является направлением «вниз», живое существо, находящееся в определенной эпохе такого мира, будет определять направление времени как направление от менее вероятных состояний к более вероятным (первые будут называться «прошлым», вторые — «будущим»), и в соответствии с таким определением для него эта небольшая, изолированная от Вселенной область «сначала» всегда находится в маловероятном состоянии.^[186]

Это весьма примечательный абзац, и после небольшой корректировки лексикона он абсолютно органично смотрелся бы в любом современном космологическом обсуждении. Больцман полагал, что Вселенная (или, если хотите, Мультиленная), по сути, представляет собой бесконечный контейнер с газом. Большая часть газа равномерно распределена по этому бескрайнему пространству и имеет постоянную температуру, то есть пребывает в тепловом равновесии. Проблема в том, что жить при тепловом равновесии мы не способны — это «мертвое» состояние, как без обиняков выразился Больцман. Но время от времени в этом бескрайнем контейнере возникают случайные флуктуации, и в конце концов одна из них создает нечто похожее на Вселенную, которую мы наблюдаем вокруг себя. (Больцман называет ее «наша галактика», что в то время считалось синонимом «наблюдаемой Вселенной».) А поскольку мы можем существовать исключительно в подобных условиях — в случайных далеких от равновесия флуктуациях, то нет ничего удивительного в том, что мы обнаруживаем себя в одной из них.

И разумеется, в период флуктуации энтропия увеличивается лишь половину времени: вторую половину она уменьшается, переходя от равновесного значения к временному минимальному значению. Однако об «увеличении» или «уменьшении» энтропии можно говорить лишь по отношению к какой-то заранее выбранной временной координате, которая, как мы обсуждали в предыдущей главе, сама по себе не поддается непосредственному наблюдению.

^{Рис. 10.4. «Мультиленная» Больцмана. Большую часть пространства составляет множество частиц, находящихся в равновесии, но также можно заметить редкие локальные флуктуации к низкоэнтропийным состояниям (обратите внимание на то, что масштаб совершенно не соблюдается). Мы живем в период, последовавший за одной исключительно крупной флуктуацией.}

Как верно подмечает Больцман, важно лишь то, что текущая Вселенная находится в процессе перехода между низкоэнтропийным состоянием и состоянием теплового равновесия. И пока этот переход происходит, любое живое существо всегда будет считать направление в сторону более низкого значения энтропии «прошлым», а направление к высокой энтропии — «будущим».

Эта картина Вселенной довольно провокационна. Если смотреть крупномасштабно, то вещество практически всегда находится в состоянии крайне разреженного газа при определенной температуре. Но время от времени на протяжении миллиардов лет последовательности случайных событий складываются так, что в результате появляются области аномально низкой энтропии, которые затем возвращаются обратно к равновесию. Вы и я, и вся суетливая деятельность, которую мы наблюдаем вокруг, — это побочные явления, которым повезло оседлать волну энтропии, которая откатывается назад после случайного путешествия в чрезвычайно маловероятное состояние.^[187]