С другой стороны, если бы гравитационная сила каким-то образом выключилась, то Солнце более ничто бы не сдерживало и оно быстро бы расширилось. Это расширение продолжалось бы до тех пор, пока солнечная материя не расползлась бы настолько тонким слоем, что плотность ее сравнялась бы с наименее плотными участками межзвездного пространства. Тогда разреженный призрак Солнца в сто миллионов раз превысил бы свой теперешний размер, растянувшись в диаметре на несколько световых лет.
Благодаря соперничеству двух равных по силе конкурентов, гравитации и энтропии, наше Солнце существует в своем теперешнем состоянии. В случае нарушения этого равновесия, возьмет ли гравитация верх над энтропией или наоборот, Солнце превратится либо в маленькую черную дыру, либо в крайне разреженное газовое облако. Это же положение вещей — равновесие, существующее между гравитацией и энтропией, — определяет строение всех звезд в небе. Звездной эволюцией движет яростное соперничество двух противодействующих тенденций.
Эта же борьба лежит в основе образования всевозможных астрономических структур, включая планеты, звезды, галактики и крупномасштабную структуру Вселенной. Существование этих астрофизических систем, в конечном итоге, обусловлено гравитацией, которая стремится связать вещество. И все же в каждом случае тенденции к гравитационному коллапсу противостоят силы расширения. На всех уровнях непрекращающееся состязание гравитации и энтропии служит гарантом того, что любая победа — явление временное и никогда не бывает абсолютной. Например, образование астрофизических структур никогда не бывает стопроцентно эффективным. Успешно завершившиеся случаи образования таких объектов — всего лишь локальная победа гравитации, тогда как неудавшиеся попытки создать что-либо — триумф беспорядка и энтропии.
Эта великая война между гравитацией и энтропией определяет долгосрочную судьбу и эволюцию астрофизических объектов, таких как звезды и галактики. Например, истощив все свои запасы ядерного топлива, звезда должна соответствующим образом изменить свое внутреннее строение. Гравитация стягивает вещество к центру звезды, тогда как тенденция к увеличению энтропии благоприятствует его рассеиванию. Дальнейшая битва может иметь много разных исходов, которые зависят от массы звезды и других ее свойств (например, скорости вращения звезды). Как мы увидим, эта драма будет разыгрываться снова и снова, пока звездные объекты населяют Вселенную.
Очень эффектным примером непрекращающейся борьбы между силой гравитации и энтропией служит эволюция самой Вселенной. С течением времени Вселенная расширяется и становится более размытой. Этому направлению эволюции противостоит гравитация, стремящаяся собрать расползающееся вещество Вселенной воедино. Если победителем в этой битве окажется гравитация, расширение Вселенной, в конце концов, прекратится и в какой-то момент будущего начнется ее повторное сжатие. С другой стороны, проиграй гравитация эту битву, Вселенная будет расширяться вечно. Какая из этих судеб ожидает нашу Вселенную в будущем — зависит от общего количества массы и энергии, содержащегося во Вселенной.
Пределы физики
Законы физики описывают, как Вселенная ведет себя на самых разных расстояниях: от чудовищно больших до ничтожно малых. Высшее достижение человечества — умение объяснить и предсказать, как ведет себя природа в условиях, крайне далеких от нашего повседневного житейского опыта. Столь значительное расширение нашего кругозора произошло, главным образом, в течение прошлого века. Сфера нашего знания протянулась от крупномасштабных структур Вселенной до субатомных частиц. И хотя такая область понимания может показаться большой, нельзя забывать, что обсуждения физического закона невозможно продолжить сколь угодно далеко ни в одном из этих направлений. Наибольший и наименьший масштабы остаются за пределами досягаемости нашего современного научного понимания.
Наше физическое представление наибольших масштабов Вселенной ограничивается причинностью. Информация, находящаяся за пределами некоторого максимального расстояния, попросту не успела дойти до нас за то относительно короткое время, в течение которого существует наша Вселенная. Согласно теории относительности Эйнштейна никакие сигналы, содержащие информацию, не способны передвигаться быстрее скорости света. Таким образом, если принять во внимание, что пока Вселенная прожила всего около десяти миллиардов лет, ни один информационный сигнал просто не имел времени, чтобы преодолеть расстояние, превышающее десять миллиардов световых лет. Именно на этом расстоянии находится граница той Вселенной, которую мы можем исследовать с помощью физики; эту границу причинности часто называют размером космологического) горизонта. Из-за существования этого барьера причинности крайне мало можно узнать о Вселенной на расстояниях, превышающих размер космологического горизонта. Этот размер горизонта зависит от космологического времени. В прошлом, когда Вселенная была гораздо моложе, размер горизонта был, соответственно, меньше. По мере старения Вселенной он продолжает расти.