296
Глава 7. Космология и стрела времени
РИЧЧИ стремится к бесконечности. Одна­ко, эта особая ситуация дает нам совсем не то, что мы ожидаем от более реалистич­ной модели, в которой учитывается также и гравитационная конденсация. С течени­ем времени вещество, находящееся перво­начально в виде рассеянного газа, будет кон­денсироваться в звездные галактики. В этом процессе большое число звезд испытают гра­витационное сжатие и превратятся в белые карлики, нейтронные звезды и черные ды­ры, а также в гигантские черные дыры, кото­рые вполне могут образоваться в центрах га­лактик. Такого рода конденсация - особен­но в случае черных дыр - связана с огром­ным возрастанием энтропии (рис. 7.16). Мо­жет показаться странным, на первый взгляд, что конденсированные состояния дают боль­шую энтропию, чем состояния с однород­ным распределением, особенно если вспо­мнить, что для газа в ящике его конден­сированные состояния (например, случай, когда весь газ собирается в одном из углов ящика) имели низкую энтропию, в то вре­мя как однородное распределение, соответ­ствующее тепловому равновесию - имело высокую энтропию. При учете гравитации
ситуация меняется на обратную благодаря универсальности гравитационного притяже­ния. С течением времени, конденсация ста­новится все более и более сильной и, в кон­це концов, множество сконденсировавших­ся черных дыр соединяет свои сингуляр­ности в финальной сингулярности большо­го коллапса. Такая конечная сингулярность не имеет ничего общего с тем идеализиро­ванным большим коллапсом, который име­ет место в коллапсирующей ФРУ-модели, где действовало ограничение ВЕЙЛЬ = 0. По мере накопления числа сконденсиро­вавшихся объектов, тензор ВЕЙЛЬ имеет тенденцию непрерывно увеличиваться [12] и, вообще говоря, ВЕЙЛЬ --> ∞ в конечной сингулярности. Посмотрите на рис. 7.17, где показана полная история замкнутой вселен­ной в соответствии с этой общей картиной. Мы видим теперь, как становится воз­можной ситуация, когда сжимающаяся все­ленная может не обладать низкой энтропи­ей. Та 'малость' энтропии Большого взрыва, которая обеспечивает нам выполнение вто­рого начала, не была, таким образом, след­ствием одной только 'малости' вселенной в момент взрыва! Если бы мы обратили
Рис. 7.17. Полная история замкнутой вселенной, ко­торая начинается с однородного низкоэнтропийно­го большого взрыва с ограничением ВЕЙЛЬ = О и заканчивается высокоэнтропийным большим колла­псом - представляющим собой сгущение большого числа черных дыр - с условием ВЕЙЛЬ -> ∞
Рис. 7.18. Если убрать ограничение ВЕЙЛЬ = 0, то большой взрыв получится тоже высокоэнтропийным, с условием ВЕЙЛЬ -> ∞. Такая вселенная была бы сплошь испещрена белыми дырами и в ней не выпол­нялось бы второе начало термодинамики - в полном противоречии с нашим опытом