Рассмотрим трагический сценарий: друг, с которым вы играете в игру из предыдущей секции, падает в чёрную дыру со своей закрытой коробкой, а в ней лежит одна перчатка. Мы не успели заглянуть в коробку – выходит, информация о том, с какой руки эта перчатка, потеряна? Нет. Тот, кто разложил перчатки по коробкам, всё ещё владеет ею. Однако, будь в коробке электрон, перед нами встала бы проблема: раз никто не может узнать, каково было состояние электрона, упавшего в чёрную дыру, то выходит всё-таки, что для Вселенной эта информация потеряна! Это знаменитый информационный парадокс или парадокс исчезновения информации в чёрной дыре: у неё нет памяти, которая хранила бы детальную информацию о том, что в неё упало.[56] А дальше дело становится ещё хуже.

Допустим, что рассматриваемая запутанная пара частиц – одна из вакуумных флюктуаций «частица-античастица», с которыми мы встречались, когда говорили о начале Вселенной. Пусть античастица падает в чёрную дыру, а частица – нет. Затем античастица встречается с частицей, составляющей часть чёрной дыры. Две этих частицы аннигилируют и – пуф! – крохотная часть массы чёрной дыры исчезает! Значит, чёрные дыры всё же теряют массу – они испаряются[57][58].

Не такие уж чёрные дыры

Выходит, чёрные дыры на деле не настолько черны: из-за квантовых флюктуаций и убегающих частиц они светятся. А значит, они постоянно теряют массу. Излучение Хокинга очень и очень слабое: чёрная дыра испускает исчезающе малое количество энергии. Чёрная дыра с массой Солнца уменьшит свою массу на 1 % за более, чем 1060 лет.

Но у излучения Хокинга есть одно странное свойство: его количество обратно пропорционально массе чёрной дыры. Чем меньше чёрная дыра, тем сильнее это излучение.

Получается петля обратной связи. Из-за излучения Хокинга чёрная дыра с течением времени будет терять массу. Из-за потери массы интенсивность излучения Хокинга возрастёт, чёрная дыра начнёт терять ещё больше массы, и тогда излучение снова усилится. Этот ускоряющийся процесс будет продолжаться: излучение будет всё усиливаться и усиливаться, пока чёрная дыра не станет видимой. К этой стадии масса чёрной дыры будет падать уже так быстро, что её интенсивное излучение станет ультрафиолетовым, потом рентгеновским, потом гамма-лучами, а потом – пуфф! – чёрная дыра полностью испарится. От неё не останется ничего.

Сколько времени придётся этого ждать? Намного, намного дольше, чем требуется для того, чтобы распались все протоны. Чёрной дыре с массой Солнца для этого необходимо около 1067 лет. Это значит, что через очень много времени после того, как погаснет последняя звезда и после того, как последние атомы вещества растворятся в абсолютно тёмной Вселенной, в ней произойдёт короткая резкая вспышка света, за которой последует распад чёрной дыры.

Известно, что в центрах самых массивных галактик таятся сверхмассивные чёрные дыры с массами в миллиарды солнечных. Им для полного испарения может понадобиться ещё больше времени: до 10100 лет. Но придёт и их час, и они тоже в конце концов исчезнут из Вселенной в последней вспышке излучения Хокинга.

Когда бесследно исчезнет последняя чёрная дыра и навсегда погаснет последний фейерверк излучения Хокинга, в мире настанет бесконечная, непроглядно тёмная ночь. Это и будет концом всего.

Или нет?

Конец Вселенной – и вправду конец?

Когда в пустоте растворятся все мёртвые звёзды и испарятся все чёрные дыры, во Вселенной ничего не останется.[59] Точнее – не останется никакой субстанции. Только вечно остывающий, бесконечно становящийся всё более разреженным электронно-фотонный «суп». Вселенная станет холодной и однородной, из неё исчезнет вся полезная энергия, без которой не будет никаких возможностей для существования сколько-нибудь сложных структур, и, конечно, жизни. Вселенная достигнет своего конечного состояния – тепловой смерти.[60]

Выражение «тепловая смерть» звучит драматически, но предсказана она была задолго до появления современной космологии с её огненным Большим Взрывом и расширяющимся пространством-временем. В 1851 лорд Кельвин (мы кратко упоминали его выше) предположил, что Вселенная понемногу замедляется и истощается, из горячей становится холодной, и впереди её ждёт тепловая смерть. Кельвин тоже был не первым, кто пришёл к этой идее, но он первым изложил её на языке термодинамики.

Мы уже рассматривали второй закон термодинамики, когда раздумывали о том, почему Вселенная повсюду такая одинаковая, и как получается, что энергия любого процесса в конце концов минимизируется. Теперь нам придётся разобраться в этом более подробно, и для этой цели мы введём ещё одно понятие из термодинамики – энтропию. Об энтропии и о том, что это слово значит, написано огромное количество слов. В объяснениях много раз повторяется слово «беспорядок», в пример приводится кавардак в комнате подростка. Да, понятие энтропии и само может выглядеть сбивающим с толку и нарушающим порядок в мыслях, и этому только способствует существование нескольких его определений.

Людвиг Больцман записал первое математическое определение энтропии в 1870-х – теперь это уравнение высечено на надгробии автора. В то же самое время немного иную формулировку этого понятия, основанную на вероятностях, предложил американский статистик Дж. Уиллард Гиббс. Два этих математических подхода выглядят очень похожими, но бывают случаи, когда ответ, который вы получаете, зависит от выбранного вами математического аппарата. И конечно, такая ситуация далека от идеальной.

И Больцман, и Гиббс интересовались термодинамикой, наукой, описывавшей тепловые потоки в различных процессах. Она родилась из чисто практической проблемы, возникшей во времена Промышленной революции: определения возможной эффективности парового двигателя. Решение этой проблемы выросло в стройную современную научную систему, захватившую умы самых выдающихся физиков мира. Старшеклассник, возможно, впервые сталкивается с термодинамикой в виде газовых законов Бойля, а когда он начинает грызть гранит науки в университете, термодинамика является ему в облике статистической физики – науки о разных способах, которыми атомы газа могут быть перераспределены, чтобы получить те или иные различные или одинаковые исходы эксперимента. И всё-таки в основе своей термодинамика есть наука о тепловых потоках.

Прямой путь к пониманию энтропии Больцманом и Гиббсом – анализ количества полезной энергии в системе, то есть энергии, которая может быть использована для выполнения какого-то действия – для работы двигателя или обеспечения жизнедеятельности организма. Предметы, обладающие большим запасом полезной энергии, имеют более низкую энтропию. Заметьте, что важно не полное количество энергии, а только количество полезной энергии.

Возможно, вам всё это не очень понятно. Возьмём простой пример. Представьте, что у вас есть два металлических бруска, горячий и холодный. Если вы их приложите друг к другу, тепло будет перетекать от горячего к холодному. Теоретически вы можете использовать этот поток энергии, чтобы заставить работать двигатель. Значит, в ситуации с холодным и горячим металлическими брусками энтропия