Для того чтобы перед Большим взрывом появилось время, теореме Хокинга – Пенроуза необходимо быть ложной. Но есть простая причина думать, что так оно и есть: общая теория относительности не является исчерпывающей в качестве описания природы, поскольку она не учитывает ее квантового характера. Объединение и приведение в соответствие друг другу квантовой физики и общей теории относительности – это важнейшая задача фундаментальной физики, и в этой области за последние тридцать лет достигнут значительный прогресс. Хотя окончательного решения проблемы пока нет, квантовые космологические модели дают убедительные свидетельства того, что бесконечные сингулярности, которые в общей относительности заставляют время остановиться, аннулированы, а это превращает Большой взрыв – в смысле первого момента времени – в Большой отскок, который позволяет времени существовать до Большого взрыва, уходя далеко в прошлое. Подробные модели квантовых вселенных показывают предшествующую эру, заканчивающуюся коллапсом, в которую плотность возрастает до очень высоких значений. Но прежде чем Вселенная становится бесконечно плотной, включаются квантовые процессы, превращающие коллапс в новое расширение (это и есть «отскок»), запуская новую эру, которая и может быть нашей расширяющейся Вселенной.

Сейчас рассматриваются несколько сценариев того, что случилось в эпоху до Большого взрыва и как эта эпоха перешла в нашу расширяющуюся Вселенную. Два из этих сценариев исходят из гипотезы о квантовом отскоке и известны как «космология квантовой петли» и «геометрогенезис». Два других – один принадлежит Роджеру Пенроузу, а другой – Полу Стейнхардту и Нейлу Туроку – описывают циклические сценарии, в которых вселенные умирают, давая жизнь новым вселенным. Пятый сценарий постулирует, что новые вселенные возникают, когда квантовые эффекты обращают вспять сингулярности черных дыр. Эти сценарии предлагают объяснения того, как могли быть выбраны законы природы, управляющие нашей Вселенной. Они также могут объяснить, каким образом изначальное состояние нашей Вселенной эволюционировало из вселенной предыдущей эпохи. Важно, что каждая такая гипотеза делает предсказания, проверяемые с помощью реальных, выполнимых наблюдений, которые смогут проверить ту или иную гипотезу, опровергнуть ее и выбрать правильную.

В течение XX столетия мы много узнали о «первых трех минутах» (по выражению Стивена Вайнберга) нашей расширяющейся Вселенной. В течение нынешнего века мы можем надеяться получить научные свидетельства о последних трех минутах предшествующей эры и узнать, каким образом физические процессы до Большого взрыва привели к рождению нашего мира.

Это предположение восходит по меньшей мере к 1865 году, когда Рудольф Клаузиус ввел термин «энтропия» и заявил, что энтропия Вселенной стремится к максимуму. Эта идея теперь известна как второй закон термодинамики, который чаще всего формулируется так: энтропия изолированной системы всегда увеличивается или остается постоянной, но никогда не уменьшается. Изолированные системы эволюционируют к состоянию максимальной энтропии – состоянию термодинамического равновесия. Хотя энтропия и будет играть главную роль в нашем обсуждении, ей придется на этот раз смириться с довольно грубым определением: энтропия – это мера неупорядоченности физической системы. В квантовом описании системы ее энтропия определяется числом квантовых состояний, соответствующих одному и тому же макроскопическому – то есть состоянию, описываемому такими переменными, как температура, объем и плотность.

Классический пример – газ в закрытом резервуаре. Если принять, что все молекулы газа сначала находятся в одном углу резервуара, то можно представить, что произойдет потом. Молекулы газа равномерно заполнят весь резервуар, увеличив энтропию до максимума. Но в обратном направлении процесс пойти уже не сможет: если молекулы газа заполнили резервуар, то мы никогда не увидим, как они сами по себе вновь соберутся в одном из его углов.

Такое поведение кажется естественным, но плохо сочетается с нашим пониманием основополагающих законов физики. Из-за того что газ всегда стремится из состояния с меньшей энтропией к состоянию с большей, возникает огромное различие между прошлым и будущим. Это однонаправленное поведение материи в большом масштабе называется «стрела времени». Однако микроскопические законы, описывающие столкновения молекул, симметричны по отношению ко времени и не делают никаких различий между прошлым и будущим.

Можно прокрутить задом наперед любой фильм о столкновении, и всё равно картина столкновения останется достоверной. (Для некоторых очень редких событий, открытых учеными, занимающимися физикой элементарных частиц, такой фильм будет гарантированно правильным, только если он к тому же отражается в зеркале и каждая частица выглядит как соответствующая античастица.) Отсюда возникает важная проблема, которой уже больше ста лет: понять, каким образом стрела времени могла возникнуть из симметричных во времени законов эволюции.

Тайна стрелы времени заставляла физиков искать причины в рамках наблюдаемых законов физики – но безуспешно. Эти законы не делают различия между прошлым и будущим. Физики, однако, поняли, что система всегда будет стремиться перейти из состояния с низкой энтропией в состояние с более высокой просто потому, что состояний с более высокой энтропией много больше. Таким образом, сегодня энтропия выше, чем была вчера, потому что вчера Вселенная была в состоянии с более низкой энтропией. А еще днем раньше энтропия была еще ниже. Традиционное понимание этой модели позволяет отследить изменения энтропии до момента рождения Вселенной, а происхождение стрелы времени связывают с немного таинственными начальными условиями Вселенной, которые должны соответствовать состоянию минимальной энтропии. Как писал Брайан Грин в The Fabric of the Cosmos[10],

Если развить идею, выдвинутую в 2004 году Шоном Кэрроллом и Дженнифер Чен, то возможно новое решение вековой проблемы стрелы времени. Эта работа, которую я веду вместе с Шоном Кэрроллом и Цэнем Чэньяо, пока находится в стадии предположений и еще не проверена научным сообществом. Но, кажется, она предлагает привлекательную альтернативу стандартной картине.

Согласно стандартной картине, начальные условия в момент рождения Вселенной должны отвечать состоянию с минимальной энтропией, поскольку иначе не будет никакой стрелы времени. (Никакого похожего предположения нельзя сделать о конечном состоянии, а стрела времени определяется асимметричностью состояний во времени.) Мы, напротив, доказываем, что стрелу времени можно объяснить, и не делая каких-то специальных предположений о начальных условиях, поэтому исчезает необходимость в гипотезе о том, что Вселенная началась в состоянии исключительно низкой энтропии. Самая привлекательная черта нашей идеи состоит в том, что больше не надо делать никаких предположений, которые нарушают временнýю симметрию известных физических законов.

В основе своей идея проста: мы на самом деле не знаем, конечна или бесконечна максимально возможная энтропия Вселенной, поэтому предположим, что она бесконечна. Далее, независимо от того, с какой степени энтропии началась Вселенная, эта энтропия в любом случае была низкой по сравнению с этим максимумом. И это всё, что нужно, чтобы доказать, почему с тех пор энтропия постоянно нарастает!