Однако для начала нужно более четко определиться, что же мы подразумеваем под энтропией Вселенной. В главе 13 мы во всех подробностях обсудим эволюцию энтропии обозримой Вселенной, однако на простейшем уровне дело обстоит следующим образом.
1. В ранней Вселенной, до того как произошло формирование структур, гравитация почти не влияла на энтропию. Вселенная была похожа на контейнер с газом, и для вычисления ее энтропии можно было применять привычные формулы термодинамики. Общая энтропия в пространстве, соответствующем обозримой Вселенной, составляла около 10>88 в ранние моменты времени.
2. К моменту, когда мы достигли текущей стадии эволюции, роль гравитации значительно возросла. Для этого режима в нашем арсенале нет точной формулы, однако мы можем получить неплохую оценку для полной энтропии, всего лишь сложив вклады черных дыр (которые обладают громадной энтропией). Энтропия одной сверхмассивной черной дыры порядка 10>90, а в наблюдаемой Вселенной примерно 10>11 подобных черных дыр; полная энтропия на сегодняшний день, таким образом, составляет приблизительно 10>101.
3. Однако на этом история далеко не заканчивается. Если взять все вещество в наблюдаемой Вселенной и поместить его в одну черную дыру, ее энтропия составит 10>120. Можно считать эту величину максимально возможным значением энтропии, которого можно добиться путем перестановки вещества во Вселенной, и именно в этом направлении все и развивается.[53]
Задача, стоящая перед нами, — объяснить эту историю, и в частности почему энтропия раннего состояния (10>88) настолько ниже максимально возможной энтропии (10>120)? Обратите внимание на то, что первое число во много-много раз меньше второго; впечатление, что они почти одинаковы, создается исключительно благодаря магии краткой записи больших чисел.
Хорошие новости заключаются в том, что модель Большого взрыва по крайней мере предоставляет контекст, в котором возможно разумно подойти к поиску ответа на данный вопрос. Во времена Больцмана, до того как люди узнали об общей теории относительности и расширении Вселенной, загадка энтропии была куда сложнее хотя бы потому, что не существовало такого события, как «начало Вселенной» (или хотя бы «начало обозримой Вселенной»). В противоположность этому сейчас мы в состоянии точно указать на время, когда энтропия была наименьшей, а также на конкретную форму того состояния, когда наблюдалась низкая энтропия. Это решающий шаг в попытке объяснить, почему все было так, а не иначе.
