физической системы никогда не уменьшается (в этом случае системой является вся Вселенная). Однако энтропия может оставаться постоянной и не меняться со временем. Проблема в том, что физические процессы, которые не создают энтропию, обычно не особенно интересны. Таким образом, в общем случае нам хотелось бы, чтобы Вселенная изобиловала процессами, образующими энтропию. Все физические системы имеют тенденцию достигать состояния термодинамического равновесия, соответствующего состоянию максимальной энтропии. В состоянии термодинамического равновесия все части физической системы имеют одинаковую температуру и энтропия остается строго постоянной. Таким образом, если будет достигнуто термодинамическое равновесие, во Вселенной прекратятся интересные процессы.

Современная Вселенная достаточно далека от состояния термодинамического равновесия. Фоновая температура Вселенной невысока: всего три градуса Кельвина, примерно на 270 градусов ниже точки замерзания воды (по шкале Цельсия). Этот холодный фон служит резким контрастом по сравнению с пылающими поверхностями звезд, имеющими широкий диапазон температур от четырех до сорока тысяч градусов Кельвина. Такая неравновесная природа Вселенной разрешает интересные процессы. Тепло переходит от горячих поверхностей звезд в космическое пространство, согревая планеты, управляя погодой в их атмосферах и даже позволяя зарождение и развитие жизни. Вселенная работает как гигантский тепловой двигатель. И разница температур жизненно необходима. Если бы Вселенная достигла состояния теплового равновесия и приобрела постоянную температуру в каждой точке пространства, то она утратила бы возможность выполнять работу, что исключило бы интересные процессы вроде биологической эволюции.

При обсуждении термодинамики часто возникает широко распространенное ошибочное представление — мнимый парадокс, связанный с тем, как вообще могут образоваться хоть какие-то сложные структуры, когда закон требует, чтобы энтропия возрастала всегда. Ведь энтропия — это все-таки мера беспорядка системы. Если же сложные системы являются высоко упорядоченными, как они вообще могут возникнуть, не нарушая закона об увеличении энтропии? Этот мнимый парадокс решается легко: увеличиваться должна общая энтропия системы, а энтропия одной ее части может уменьшаться, вследствие чего одна ее часть может стать высоко упорядоченной. Но если одна часть системы становится высоко упорядоченной и теряет энтропию, система в целом должна заплатить за это, в целях компенсации увеличив свою энтропию в какой-то другой части.

В контексте современной космологии температура Вселенной постоянно изменяется, в силу чего существенно варьируется и ответ на вопрос о тепловой смерти. Непрерывно расширяющаяся Вселенная никогда не достигает истинного термодинамического равновесия, т. к. она никогда не приобретает постоянной температуры. Из-за расширения фоновая температура Вселенной продолжает падать. Таким образом, Вселенная явно избегает классической тепловой смерти. Однако расширяющаяся Вселенная, в принципе, может стать чисто адиабатической, а это означает, что энтропия данной области Вселенной остается постоянной. В этом случае Вселенная все равно имеет все шансы стать скучным и мертвым местом, лишенным всяческой способности к выполнению физической работы. Последнюю возможность мы называем космологической тепловой смертью: это фактическая тепловая смерть Вселенной, даже несмотря на то, что ее температура не постоянна. Как мы отмечаем на протяжении всей этой книги, интересные космологические процессы продолжают вырабатывать энергию и энтропию в нашей Вселенной, по крайней мере, до сотой космологической декады. Так что космологическая тепловая смерть откладывается до того времени, когда Вселенная вступает в эпоху вечной тьмы.

Механизмы образования энергии и энтропии, доступные Вселенной, зависят от вида долгосрочной эволюции. В случае замкнутой Вселенной она, в конечном итоге, пережила бы повторный коллапс и закончила свой жизненный путь в Большом сжатии, поэтому вопрос о долгосрочном образовании энтропии даже бы не возник. Интересные физические процессы продолжались бы во Вселенной до самого последнего мгновения Большого сжатия. Некоторая доля иронии присутствует в терминологии этого повествования: замкнутая Вселенная может избежать оскорбительной тепловой смерти даже тогда, когда ее сложные структуры испаряются под действием сильного лучистого тепла, образующегося в результате катастрофического коллапса.

В случае плоской Вселенной, которая замедляется, продолжая расширяться, на космологическом горизонте появляются и становятся связанными действием гравитации космические структуры постоянно увеличивающегося размера и массы. Поскольку расширение Вселенной замедляется, гравитация, по мере старения Вселенной, получает шанс стягивать материал все с больших и больших расстояний. В плоской Вселенной космические структуры гигантских размеров могут образовываться даже в эпоху вечной тьмы. Конечно же, эпоха вечной тьмы не обязательно абсолютно темна. Некоторые из этих огромных космических структур, в принципе, могут коллапсировать, образуя черные дыры, а следовательно, предыдущая эпоха черных дыр в действительности может вообще не закончиться. Может случиться и так, хотя гарантировать этого мы не можем, что черные дыры будут образовываться быстрее, чем испаряться. В этом случае Вселенная могла бы продолжить поддерживать различные процессы, используя энергию, образующуюся в результате испарения Хокинга этих чудовищных черных дыр. Таким образом, Вселенная, по крайне мере в принципе, может избежать космологической тепловой смерти, пока остается почти плоской. В этом случае война между гравитацией и термодинамикой переходит в патовую ситуацию. Гравитация непрерывно создает все более крупные гравитационно связанные структуры — черные дыры — и одерживает временную победу. Однако каждой отдельной структуре суждено испариться, что приведет к окончательной победе термодинамики и производству энтропии.

С другой стороны, если Вселенная открыта, скорость ее расширения достигает постоянного значения, и гравитация явно проигрывает свое сражение с этим расширением: она уже не может конкурировать с ним. Образование космических структур прекращается на каком-то определенном масштабе, а для продолжения образования черных дыр или любых космических структур возникают серьезные препятствия. Для этого случая вопросы долгосрочного производства энтропии и космологической тепловой смерти Вселенной по- прежнему открыты. И хотя эти перспективы могут показаться довольно унылыми, во Вселенной по-прежнему остается много захватывающих новых возможностей.

Вероятно, самым оживленным действом в эпоху вечной тьмы будут процессы с участием атомов позитрония. В отсутствие протонов и нейтронов обычные атомы невозможны. С другой стороны, в относительно больших количествах будут существовать позитроны — положительно заряженные антиматериальные партнеры электронов. Электроны и позитроны могут объединиться в атомные структуры, аналогичные традиционным атомам водорода, состоящим из одного протона и одного электрона. Атом, образованный позитроном и электроном, называется позитронием.

Атомные свойства позитрония заметно отличаются от свойств традиционных атомов в двух отношениях. Поскольку масса позитрона в две тысячи раз меньше массы протона, изменяются орбиты электронов. Таким образом, химия позитрония весьма отличается от химии водорода. Однако гораздо важнее то, что позитрон и электрон могут аннигилировать друг с другом, на что не способны протон и электрон в обычном водородном атоме. Так что судьба атомов позитрония решается в момент их образования. При наличии достаточного времени электрон и позитрон должны аннигилировать друг с другом, образуя крошечный выброс излучения.

Синтез атомов позитрония в земных лабораториях — дело довольно обычное. Обычно эти атомы создаются в низкоэнергетических состояниях и имеют микроскопические размеры, примерно сравнимые с размером обычных атомов. Эти микроскопические атомы позитрония живут лишь крошечную долю секунды, по истечении которой исчезают из Вселенной в результате аннигиляции. Это короткое время жизни, крайне неудовлетворительное для нас, обусловлено крошечным размером, с которым рождаются эти атомы.

К счастью, в очень поздней Вселенной фоновая плотность сильно размыта и образующиеся атомы позитрония имеют орбиты невероятно больших радиусов. Типичный размер позитрония, образованного в эпоху вечной тьмы, составляет триллионы световых лет — больше, чем вся видимая сегодня Вселенная. Предполагается, что образование позитрония этого типа начнется где-то около семьдесят первой