A leglényegesebb különbség a termodinamikai egyensúlyból kiinduló, Boltzmann által leírt fluktuációk és a mi Világegyetemünk között az, hogy a Világegyetem tágul. Az állandó állapotú káosz végtelen és örök metauniverzumában teljességgel lehetséges lenne, bár csak rendkívül ritkán fordulhatna elő, hogy az egyik fluktuáció pontosan olyan univerzumot hoz létre, mint amilyenben mi élünk, de annak tágulása nélkül. Ám amint láttuk, ez sokkal kevésbé valószínű, mint az, hogy valamelyik fluktuáció egyetlen szobát, egyetlen bolygót vagy akár a káosz közepén lebegő, csupasz emberi agyat hoz létre. Az a körülmény, hogy a mi Világegyetemünk története az Ősrobbanással kezdődött, egészen más megvilágításba helyezi az eseményeket - amint már utaltam rá, és amint a következő fejezetben részletesen is kifejtem, ami a fluktuációkat illeti, sokkal egyszerűbb egy ősrobbanással kezdődő, táguló univerzumot létrehozni, mint egy elszigetelt emberi agyat. Mielőtt azonban részletesen belemerülnénk annak a tárgyalásába, miként keletkezett az általunk ismert Világegyetem, éppen a mi Világegyetemünk - és az ehhez hasonló típusú univerzumok - természete kissé más megvilágításba helyezi a termodinamikát és az idő irányát. Az a körülmény, hogy a táguló Világegyetem a gravitáció által összetömörített anyagcsomókat tartalmaz, még izgalmasabbá teszi az ügyet.
A klasszikus termodinamikát jórészt a tudományterület XIX. századi úttörői, Clausius, Kelvin, Boltzmann és az amerikai Josiah Willard Gibbs dolgozták ki. A termodinamika lényegében egyensúlyi rendszerekkel foglalkozik. Leírja például, hogy amikor a korábban említett példámban a tartályt két részre osztó válaszfalat kihúzzuk, akkor a gáz szétterjed az egész tartályban, mert a gázzal teli tartály egyensúlyi állapotban van. Sikerei ellenére azonban a klasszikus termodinamika nem remekel, amikor azt kell leírni, mi történik abban a pillanatban, amikor a gáz éppen szétterjed, hogy betöltse az egész tartályt - ez a folyamat ugyanis nem egyensúlyi. Valójában, amint azt másutt már tárgyaltam, a klasszikus termodinamika azt a látszatot kelti, mintha nem létezne az idő. A tartály belsejében szétterjedő gázt és az ennél sokkal bonyolultabb rendszereket csekély mértékben különböző állapotok sorozataként írhatjuk le, ahol ezen állapotok mindegyike „statikus”, ám kis lépésekben mégis különböznek egymástól. Az infinitezimálisan kicsiny lépések valójában azt jelentenék, hogy a gáz végtelenül hosszú idő alatt tölti ki a tartályt - vagyis valami egészen bizonyosan hibádzik ebben a megközelítésben. Bár a nevében szereplő „dinamika” a változásra enged következtetni, valójában a klasszikus termodinamika egyáltalán nem a változásokat írja le és az alapfogalmakat, mint például az entrópiát, az egyik egyensúlyi rendszernek egy másik egyensúlyi rendszerrel történő összehasonlítására, vagy ugyanannak a rendszernek a különböző állapotai vizsgálatára találták ki; utóbbira példa a szóban forgó tartálynak a válaszfal kihúzása előtti és utáni állapota. Ez nem jelenti azt, hogy ezek az alapfogalmak hibásak, hanem csak azt, hogy nem alkalmasak a történet minden részletének elmondására.
A XX. században és különösen annak második felében az olyan úttörők, mint a norvég Lars Onsager és az orosz születésű belga—amerikai Ilya Prigogine munkásságára alapozva a kutatók kifejlesztették a nemegyensúlyi termodinamikát. Ez írja le a változásokat és az egyszerű összetevőkből bonyolult rendszerek kialakulását (egészen az olyan komplex rendszerekig, mint az emberi lények és a földi élet mint rendszer), látszólag a termodinamika második főtétele ellenében, valamilyen energiaáramot megcsapolva. Mindez napjaink egyik legfontosabb kutatási területévé tette azt, amit a matematikusok káosznak neveznek (ez nem azonos a Boltzmann által a világ természetes állapotaként vizsgált termodinamikai káosszal), ehelyütt azonban szükségtelen ennek a részleteibe bocsátkozni. Az egyetlen kritikus tény, amelyet viszont nem hagyhatunk említés nélkül, az, hogy egy táguló univerzumban módosítanunk kell az egyensúlyról alkotott elképzelésünket.
Térjünk vissza a gázzal megtöltött tartály egyszerű példájához! Tételezzük fel ezúttal, hogy nem véges tartályunk van, precízen két félre osztva, ahol a válaszfalat teljes egészében eltávolítjuk, hanem egy nagyon hosszú (talán végtelenül hosszú) csövünk, benne dugattyúval, amelyet folyamatosan végighúzunk a csőben. A dugattyú mögött a gáz folyamatosan tágul, hogy mindig kitöltse az egyre növekvő térfogatot. Amíg a dugattyú mozog, a gáz soha nem kerülhet termodinamikai egyensúlyba. Vagy arra is gondolhatunk, hogy a gáz egy végtelenül nagy tartály egyik sarkából kiindulva terjed szét az őt körülvevő ürességbe. A gáz örökké tágulni fog, és mindvégig a termodinamikai egyensúly állapota felé halad, de azt soha nem éri el. Vagy tételezzük fel, hogy kezdetben egy gázzal teletöltött kis tartályunk van, és maga a tartály tágul, a gáz pedig vele együtt kiterjed. Vagy pedig kinyitjuk a tartály csapját, és a gázt kieresztjük a végtelen vákuumba. Ezek mind az Ősrobbanástól kiindulva táguló Világegyetem ésszerű analógiái, emellett a 2. fejezetben bemutatott sötét energiát is beleértve, a rendelkezésünkre álló legjobb bizonyítékot jelentik arra, hogy a Világegyetem valóban tágul, anyaga pedig ritkul. Egyelőre ne törődjünk azzal, hogyan kezdődött ez a folyamat - erre majd az 5. fejezetben kapunk választ.
A Világegyetem tágulása és anyagának ritkulása is gondoskodik számunkra az idő egyfajta irányáról, teljesen függetlenül a termodinamikai rendszerek egyensúlyi állapotra való törekvése és az entrópia növekedése által definiált iránytól. Kozmológiai értelemben nyilvánvalóan különbség van a múlt és a jövő között: múlt az, amikor a galaxishalmazok szorosabban össze voltak zsúfolódva, mint napjainkban, jövő pedig az, amikor a galaxishalmazok a ma megfigyelhetőnél távolabb lesznek egymástól. Más szavakkal, az idő irányára vonatkozó szubjektív tapasztalataink szerint az idő kozmológiai és termodinamikai iránya ugyanarra mutat; amikor a Világegyetem nagyobb, akkor több csillag ég ki, és minden a termodinamikai egyensúlyi állapothoz közelebb lesz, egy magasabb entrópiájú állapotban.
A fenti leírással kapcsolatban azonban észre kellett venniük valamilyen furcsaságot. Kijelenthetjük, hogy a jövő az, amikor a galaxishalmazok a mainál távolabb vannak egymástól - de mit csinálnak a nagy objektumok, mint például a galaxisok egy olyan Világegyetemben, amelyik nagyon egyenletes eloszlású gázból kiindulva a termodinamikai egyensúly állapota felé tart? Kijelenthetjük, hogy a jövő az, amikor a csillagok kiégnek - de vajon hogyan alakulnak ki a Világegyetemben a környezetükkel nyilvánvalóan nem termodinamikai egyensúlyban lévő objektumok, például a csillagok? Mindkét kérdésre a gravitáció a válasz. A gravitáció teszi lehetővé, hogy a kezdeti irregularitások a termodinamika gravitáció hiányában érvényes második főtétele ellenében növekedni kezdjenek. A klasszikus termodinamika egyáltalán nem tartalmazza a gravitációt, mert a gravitáció nem különösebben fontos az itt, a Földön lévő dolgok és jelenségek, gáztartályok és pohár vízbe tett olvadó jégkockák viselkedésének leírásakor. A csillagok, galaxisok és a Világegyetem mérettartományában viszont a gravitáció döntő jelentőségűvé válik. A gravitáció - legalább átmenetileg - képes a feje tetejére állítani a klasszikus termodinamika szabályait, megengedve két hely közötti hőmérséklet-különbség növekedését, valamint a Világegyetem leírásához szükséges információ mennyiségének növekedését, mert a gravitációnak van egy nagyon különös tulajdonsága. Egy anyagcsomóhoz, például csillaghoz vagy galaxishoz - vagy akár a saját testünkhöz - tartozó gravitációs energia ugyanis negatív. Ez azt jelenti, hogy a gravitációs tér negatív entrópiát tartalmaz - vagyis a gravitáció nyelőt jelent az entrópia számára.
A gravitáció negativitását más könyveimben már tárgyaltam, azonban ez a Világegyetem olyan fontos sajátossága, hogy még csak elnézést sem kérek, amiért újra előhozom a kérdést. Az a tény, hogy a gravitációs tér energiája negatív, az egyetlen és legfontosabb ok, amiért a körülöttünk látható Világegyetem létezik, ezért nem lehet elsiklani fölötte.
Némi kapaszkodót jelent a kiinduláshoz, ha elgondolkozunk azon, miként működik a gravitáció. A fordított négyzetes erőtörvénynek engedelmeskedik, ami azt jelenti, hogy két test (vagy anyagcsomó) között ható gravitációs erő nagysága arányos 1-nek és a közöttük lévő távolság négyzetének a hányadosával. Ha két (vagy több) testet a gravitációs vonzás tart össze, akkor ennek az erőnek a hatására gyorsabban mozognak, vagyis a gravitációs energia mozgási (kinetikus) energiává alakul át. Az egymással szüntelenül összeütköző atomok és molekulák kinetikus energiája az, amit hőnek nevezünk. Egy csillag például hideg gáz- és porfelhőként kezdi az életét, ám ahogy összezsugorodik, úgy válik egyre forróbbá, miközben a gravitációs energia kinetikus energiává alakul. Amikor a protocsillagnak már elég forró a belseje, akkor megindulnak a magreakciók, amelyek mindaddig folytatódnak, amíg a csillag nukleáris üzemanyagkészlete ki nem merül. Az egész folyamat azonban azzal kezdődik, hogy a gravitációs tér energiájából hőt nyerünk, miközben az anyag kompaktabb állapotúvá omlik össze. Ez teszi lehetővé a forró csillagok létezését a hideg Világegyetemben, látszólag a termodinamika második főtételének ellentmondva. Az anyag koncentrációi az entrópiát elnyelő kutakként működnek.
Képzeljük most el, hogy egy a Naphoz hasonló csillagot összetevő atomjaira szedünk szét, és a részecskéket szétszórjuk egy végtelenül nagy anyagfelhőben úgy, hogy minden egyes részecske végtelenül távolra kerüljön legközelebbi szomszédjától. Mivel, ha az 1-et elosztjuk a végtelennel (nem is beszélve a végtelen négyzetéről), akkor eredményül nullát kell kapnunk, ezért a részecskék között nem hat gravitációs erő. Más szavakkal, a gravitációs tér energiája nulla lesz. Nyilvánvalóan nem tudunk ilyen módon szétszedni egy csillagot, de ez az egyszerű gondolatkísérlet bizonyos mértékig bepillantást nyújt abba az alapvető ténybe, ami akkor derül ki, ha az általános relativitáselmélet egyenleteivel végrehajtjuk a pontos számítást. Eszerint a gravitációs energia nullapontját valójában az anyag mennyiségétől függően akkor érjük el, amikor az anyag minden összetevőjét a lehető legtávolabbra vittük egymástól. Ez a választás nem önkényes, ellentétben például a Celsius-vagy a Fahrenheit-féle hőmérsékleti skálák nullapontjának megválasztásától, hanem egy alapvető fizikai igazságot fejez ki, hasonlóan a Kelvin-féle hőmérsékleti skála nullapontjához.
Az anyag bármely sűrűsödése, amely sűrűbb a végtelenül szétoszlott felhőnél (még az a gáz is, amelyik például mindössze egyetlen hidrogénmolekulát tartalmaz literenként) - gravitációs energiájának kisebbnek kell lennie, mint a végtelenül híg felhőé, mert amikor az anyag részecskéi közelebb kerülnek egymáshoz, energiát vesznek ki a gravitációs térből. Nulla energiával indulunk, majd valamennyit elveszünk, ennélfogva a rendszer energiája negatív marad. A gravitációs tér negatív energiája az, ami lehetővé teszi az információ növekedését, vagyis azt, hogy a Világegyetem bonyolultabb és érdekesebb hely legyen, amelyben forró csillagok sugározzák szét a Föld és a hozzá hasonló bolygók által megcsapolható energiát, miközben megpróbálják helyreállítani az egyensúlyt. Végül az entrópia diadalmaskodik - de egyelőre még nem.
Mennyi negatív energiánk maradt? Az általános relativitás-elmélet alapján végzett, viszonylag egyszerű számítás azt mutatja, hogy ha az anyag bármely, m tömegű tömörülése (egy csillag, egy bolygó, egy személy, vagy egy egész univerzum...) egyetlen matematikai ponttá, úgynevezett szingularitássá omlik össze, akkor az ehhez tartozó gravitációs tér energiája mínusz mc2 lenne. Ez pontosan egyenlő a tömeg Einstein híres formulája alapján kapott nyugalmi energiájának mínusz egyszeresével. A két energia összeadva pontosan kiejti egymást, ami azt jelenti, hogy egy adott pontban bármely anyagkoncentráció összes energiája nulla.
Ennek a jelentőségét elsőként a német Pascual Jordan ismerte fel, aki rájött, hogy a semmiből kialakulhat egy csillag, ha pontként jelenik meg, mert a negatív energiája pontosan egyenlő a tömegével egyenértékű pozitív energiával. Az 1940-es években a fizikus George Gamow Washingtonban élt, és ezt a meghökkentő elképzelést elmondta Einsteinnek, amikor Princetonban meglátogatta őt. „Einstein a hír hallatán azonnal megállt - mesélte Gamow -, és mivel éppen egy úttesten mentünk át, az autóknak meg kellett állniuk, nehogy elüssenek bennünket”.
Bármilyen meghökkentően is hangzik ez az elképzelés - elég meghökkentően ahhoz, hogy Einstein megálljon az úttest kellős közepén legalább két problémába ütközünk, ha ilyen módon akarunk létrehozni egy csillagot. Az egyik az, hogy az egyetlen pontba tömörülő anyagot összetartó gravitációs erő olyan erős, hogy az anyag soha nem tudna annyira kitágulni, hogy csillagot hozzon létre, a második az, hogy ha ilyesmi történne, akkor az a fekete lyuk eseményhorizontja mögött, a szemünk elől elrejtve történne. (A szingularitásnak nevezett matematikai pontban az erő végtelenül nagy lenne; ez az oka, amiért a fizikusok nem bíznak a szingularitásokat tartalmazó elméletekben.) Ehhez adódik még az a probléma is, hogy jelenleg egyetlen elmélet sem tudja leírni, mi történik a szingularitásban, csak azt, ami a szingularitás környékén történik. Einstein azonban az 1940-es években nem jött rá (mert a Világegyetem tágulását csak nem sokkal korábban fedezték fel, és az Ősrobbanás fogalmát akkor még nem is használták kozmológiai értelemben), hogy ha a semmiből létre lehet hozni egy csillagot, akkor ugyanígy akár egy egész univerzumot is lehet alkotni, feltéve, hogy nagyon kicsiny térrészből indulunk ki, és találunk valamilyen mechanizmust, amelyik rohamos tágulásra készteti az anyagot, még mielőtt a gravitáció elnyomná az egészet. Pontosan ez az, amit a fizikusok az 1980-as években felfedeztek - ezzel a következő fejezetben foglalkozunk. Ebben a tekintetben mi egy fekete lyuk belsejében élünk, ami minden problémánkat megoldja. Ám a gravitáció még sok érdekességet tartogat az idő irányával kapcsolatban is.
Az idő múlásával még egy olyan univerzum is egyre egyenetlenebbé válik, amelyik közel tökéletesen sima és homogén ősrobbanásból indult ki (márpedig a miénk ilyennek tűnik), mert a gravitáció együvé húzza az anyag koncentrációit. Ha ez a folyamat elég hosszú időn keresztül tart, akkor az anyag legextrémebb koncentrációi is létrejöhetnek. A fekete lyukak mély horpadásokat okoznak a tér szövetében, de még az anyag kevésbé szélsőséges koncentrációi is torzítják a teret saját környezetükben. Emberi szemszögünkből nézve maga a tér is sokkal göröngyösebbé válik az idő múlásával. Ez egy közel homogén univerzumból kiindulva akkor is megtörténne, ha a tér nem tágulna, vagyis a jelenség független az idő kozmológiai irányától. A jövő az, amikor a tér göröngyösebb, a múlt az, amikor simább. A térnek ez az összegyűrődése azonban elgondolkoztat, amikor megpróbáljuk elképzelni, milyen lenne a Világegyetem sorsa, ha nem tágulna örökké.
Az általános relativitáselmélet pontos matematikai leírását adja egy olyan univerzumnak, amelyik egy ősrobbanásból kiindulva pontosan úgy tágul, ahogyan azt a mi Világegyetemünk esetében látjuk, „az” Ősrobbanásból kiindulva. A táguló téridőnek ez a leírása azonban nem az Einstein-egyenletek egyetlen kozmológiai megoldása. Az egyenletek tulajdonképpen univerzumok különböző változatait írják le. Egyesek ezek közül gyorsabban tágulnak, mások sokkal lassabban; egyesek nagyok, mások kicsik; egyesek örökké tágulnak, másoknak az a sorsa, hogy a visszafelé lejátszott Ősrobbanásra emlékeztető „Nagy Reccs” formájában önmagukba zuhannak. A lehetséges univerzumoknak ezt a sokféleségét ugyancsak figyelembe kell venni a multiverzum keresésekor - talán az Einstein-egyenletek által megengedett minden fajta univerzum létezik valahol a multiverzumban -, de ezúttal csak a mi Világegyetemünkre vonatkozó következményekre szeretnék rámutatni.
Mintegy 80 évvel azután, hogy Einstein közzétette az általános relativitáselméletet, és jóval azután, hogy az Ősrobbanás elképzelése elfogadottá vált, senki sem tudja bizonyosan, hogy a mi Világegyetemünk örökké fog-e tágulni, vagy egyszer majd összeomlik. Az egyenletek bármelyik lehetőséget megengedik, a Világegyetem végső sorsa az általa tartalmazott anyag mennyisége által fenntartott, finom egyensúlyon múlik. A gravitáció ugyanis igyekszik megállítani és a visszájára fordítani a tágulást, míg az esetleg létező kozmológiai állandó, antigravitációként ható formában elősegíti a tágulást. A fenti két körülményre vonatkozó ismereteink egészen a XX. század végéig elég bizonytalanok voltak ahhoz, hogy az elméleti kozmológusoknak elegendő mozgásterük legyen a Világegyetem sorsára vonatkozó, legkülönfélébb spekulációik számára. Az egyik ilyen spekuláció története egészen az 1920-as évek elejéig, az orosz elméleti fizikus, Alekszandr Fridman munkásságáig nyúlik vissza. Ennek értelmében ma az Ősrobbanásról azt tartjuk, hogy tulajdonképpen inkább „nagy visszapattanás” lehetett, amely egy korábbi univerzum (vagy ugyanazon Világegyetem korábbi állapotának) egy véges, maximális méret elérését követő, összehúzódó szakasza végén következett be.
Ez a fizika törvényei, és mindenekelőtt az általános relativitáselmélet egyenletei által megengedett lehetőség feltételezhetően boldoggá tenné Arisztotelészt, mert úgy tűnik, ez megengedi egy térben véges univerzum számára az időben végtelenül hosszú történetet, miáltal kiiktatja az idő kezdetének problémáját. Egyúttal egy másfajta multiverzum lehetőségét is felveti: ha minden egyes ősrobbanást követő tágulási időszakot és az ezt követő, néha Nagy Reccsnek nevezett összeomlást önálló univerzumnak tekintünk. A „múltbeli” és a "jövőbeli” buborékok végtelen sorozata esetén lehetővé válik a kozmikus állandók 2. fejezetben tárgyalt véletlen egybeeséseinek, és ezáltal saját létezésünk magyarázatához szükséges variációk létrejötte. Sajnálatos módon azonban a mi Világegyetemünk leírására a visszapattanásos modell nem működik. A kilátások azonban olyan izgalmasak, hogy érdemes részletesen is elmagyarázni, miért nem működik.
A ciklikus modellt részben azért tartották szimpatikusnak, mert hosszú időn keresztül úgy gondolták, hogy ez szükségtelenné teszi az Ősrobbanás pillanatában egy szingularitás feltételezését. Szó szerint véve Einstein egyenleteit, azokból az következik, hogy a Világegyetem története egy szingularitásban kezdődött, vagyis egy végtelen sűrűségű és nulla térfogatú pontban. Eleinte azonban úgy vélték, hogy egy összeomló univerzum még a szingularitás állapotának tényleges elérése előtt, valamilyen nagyon nagy sűrűségű állapotból visszapattanhat. A kutatók fejében az atommagéhoz hasonló sűrűség fordulhatott meg, ez ugyanis a Világegyetemben ma előforduló, legnagyobb sűrűség. Az 1960-as években azonban két elméleti fizikus, Roger Penrose és Stephen Hawking az egyenletek időben visszafelé történő megoldásával kimutatták, hogy a relativitáselméleten belül a mi Világegyetemünk születésekor nem lehet elkerülni a szingularitást, továbbá azt, hogy ezzel ekvivalens szingularitásoknak kell elhelyezkedniük a fekete lyukak szívében. Lehet, hogy nem az általános relativitáselmélet mondja ki a végső szót ebben a kérdésben, hiszen ami a szingularitás közelében történik, az a kvantummechanika és a gravitáció kölcsönhatásától is függ. Az azonban bizonyos, hogy kizárható egy egyszerű „visszapattanás” az anyag nagyon nagy, de „normális” sűrűségű állapotából, mondjuk onnan, ahol az anyag sűrűsége az atommagoké nagyságrendjébe esik.
Az entrópia az oszcilláló kozmológiai modellekben is problémát jelent. Ezekre úgy tudunk rávilágítani, ha csak a tágulás és összehúzódás egyetlen fázisára gondolunk, vagyis az oszcillációk feltételezett végtelen láncolatán belül csak egyetlen buborékra. Az 1930-as években Richard Tolman amerikai fizikus rámutatott, hogy az entrópia minden egyes oszcillációban felhalmozódik, így az egymást követő ősrobbanások egyre nagyobb entrópiával indulnak. Ennek következtében az egymást követő visszapattanások egyre erőteljesebbek lesznek, vagyis az egymást követő oszcillációk során az univerzum egyre nagyobbra tágul. Ha az oszcillációk láncolata valóban a végtelen távoli múltig nyúlik vissza, akkor a jelenlegi „oszcillációnak” valójában olyan nagynak kell lennie, hogy az megkülönböztethetetlen egy egyedi ősrobbanástól, amelyik egyetlen, táguló univerzumot hoz létre. Ezzel viszont semmivé foszlik az oszcillációs modell lényege. Ez azonban nem akadályozta meg a fizikusokat, hogy különféle, elkeseredett próbálkozásokkal kísérletezzenek a megmentése érdekében, elsősorban arra az elgondolásra támaszkodva, miszerint egy ilyen univerzum összeomló szakaszában az idő visszafelé múlik, így lehetségessé válik az entrópia órájának visszaállítása.
Egy ilyen helyzetben a buborék összeomló fele tükörképe lenne a táguló felének, a sugárzás a csillagok felszínére hullana, hogy „lebontsa” a bonyolultabb felépítésű elemeket, és minden más úgy történne meg, ahogyan az idő irányának megfordításából következne. Első pillantásra ez nem nagyon különbözik attól az elképzeléstől, miszerint a Boltzmann-fluktuáció két felében az idő iránya egymással ellentétes. Van azonban egy döntő jelentőségű különbség. A Boltzmann-fluktuációban a két idő iránya egymástól elfelé mutat, az idő mindkét esetben a rendezettebb állapottól a rendezetlenebb felé, vagyis a metauniverzum magasabb entrópiájú állapota felé folyik. Az előbb táguló, majd összeomló buborékuniverzumban a két idő iránya viszont egymás felé mutat, a történet mindkét felében a buborék legnagyobb kiterjedésű állapota felé folyik az idő, vagyis a folyamat két végén található szingularitásoktól távolodó irányban.
Olyan ez, mint amikor két vonat áll az állomásnak ugyanazon a vágányán, és az egyik esetben ellentétes irányban akarják elhagyni az állomást, ezért a vonatok egymásnak háttal állnak, a másik esetben viszont ellentétes irányból érkeztek, így szemben állnak egymással. Mi történik akkor, amikor az idő a jelenség közepe felé folyik? Tudjuk, mi történne a vonatok esetében, ha nem állnának meg. Ha a buborékuniverzumban el akarnánk kerülni a hasonlóan zűrzavaros helyzetet, akkor az idő irányának az egész univerzumban egyszerre, pillanatszerűen kellene ellentétesre változnia. De vajon hogyan értesül minden, a buborékuniverzumban található dolog arról, hogy ideje megfordítani a termodinamikai folyamatok irányát? Nézzünk csupán egyetlen, egyszerű példát! Tételezzük fel, hogy éppen abban a pillanatban, amikor az univerzum eléri maximális kiterjedését, egy csillag felszínéből a fény egyetlen fotonja kiindul a világűrbe. Hogyan tudhatja meg ez az egyetlen foton (az univerzum összes többi fotonjával együtt), hogy hirtelen meg kell változtatnia haladási irányát, és vissza kell térnie arra a csillagra, amelyik kisugározta?
Még ha el is ismerjük, hogy az idő múlása csupán illúzió, és hogy a hátterében fekvő valóság nem más, mint a Fred Hoyle példájában szereplő postafiókok időszeletei, akkor ez egyféleképpen működik, nevezetesen, ha az univerzum maximális kiterjedésének megfelelő pillanatban megváltoztatjuk az egyes rekeszekben a „memória” működését, vagyis az információ tárolásának a módját. A választóvonal másik oldalán lévő postafiókok olyan „emlékeket” tartalmaznának, amelyeket jövőnek nevezünk, nem pedig múltnak. A feljegyzések mindkét sorozata egy ősrobbanástól a maximális kiterjedés állapotáig terjedő tágulást ír le. Valójában az entrópiaóra átállításához ugyanazt az ősrobbanástól kezdődő tágulást kellene leírniuk. A csomag második felére egyáltalán nem is lenne szükség, mert ez egyszerűen az első fél megkettőzését jelentené. Nem következne be két ősrobbanás, nem is beszélve a végtelen sorozatukról, hanem csak egy. Akármelyik felében is élünk a buboréknak, az idő múlását mindig pontosan ugyanolyan irányúnak találnánk, mint most, vagyis az ősrobbanás a múltban lenne, és az univerzum tágulása jelentené a jövőt. Egyetlen létező ősrobbanásunk maradt tehát, ami viszont mindenképpen visszavisz bennünket a kozmikus koincidenciák rejtélyéhez. Akármilyen is lehet a téridőnek ez az elszigetelt buboréka, az természetesen nem egy multiverzum, így az elképzelést nehéz komolyan venni.
Maradt azonban még egy rejtély az idő irányával, illetve a fény és az egyéb sugárzások természetével kapcsolatban, amelyet most kellene tisztáznunk. Nem önkényesen választottam a csillagot elhagyó, majd visszaforduló foton példáját, hanem azért, mert az elektromágneses sugárzást leíró egyenletek pontosan ugyanúgy (ugyanolyan jól) működnek az időben „előrefelé”, mint „visszafelé”. A James Clerk Maxwell által a XIX. században felfedezett egyenleteket általában úgy értelmezik, mint amelyek egy sugárzó forrást - például a Napot vagy egy tévéadót - elhagyó sugárzást írják le. Ez a sugárzás ezután a forrástól távolodik, és egy része elérkezik a szemünkbe vagy a házunk tetejére szerelt tévéantennába. A fényforrásból kiinduló fénysugárzás szétterjed a tér három dimenziójában, mint ahogy a pocsolya felszínén a beledobott kő által keltett körhullámok két dimenzióban szétterjednek. Ez a Maxwell-egyenletek számunkra természetes értelmezése, mert ez az értelmezés felel meg az idő múlására vonatkozó, hétköznapi tapasztalatainknak. Ám ezek az egyenletek visszafelé is ugyanilyen jól működnek. Azt is kifejezik, ami csak úgy írható le, mint a Világegyetem távoli részeiről kiinduló, és a sugárzó forrás - például egy csillag - felé, tehát befelé tartó elektromágneses hullámok. Ilyennek tekintendők azok a hullámok is, amelyek a házunk tetején lévő tévéantennából indulnak ki, majd összeolvadnak a Világegyetem minden irányából érkező hullámokkal, és beérkeznek a „tévéadó” antennájába.
A Sydney Egyetemen dolgozó filozófus, Huw Price a fizika törvényeinek ezt a szimmetriáját szilárd kiindulási alapként használta érveléséhez, amely szerint komolyan kell venni az egyetlen „buborék” univerzum képét, amelyben megfordul az idő iránya, és amelynek két kezdete van, de nincs vége. Érvelése lebilincselő. Hasonló gondolatokat vetett fel Stephen Hawking is az 1980-as években, de azokat Don Page (Alberta Egyetem) és Paul Davies (Arizona Állami Egyetem) megcáfolta. Rámutattak ugyanis arra, hogy a kvantumvalóságnak nem az a helyes értelmezése, amikor az idő iránya egyetlen univerzumon belül megfordul, hanem az Everett-féle értelmezés sokvilág-képe, ahol azonos számban fordulnak elő olyan univerzumok, amelyekben „visszafelé”, és olyanok, amelyekben „előrefelé” múlik az idő. Bár az összes lehetséges világnak csak csekély hányada viselkedhet furcsa módon, ami eleve kizárná az élet általunk ismert formáinak a létezését, Davies szerint „rendkívül nagy a valószínűsége annak, hogy egy véletlenszerűen kiválasztott megfigyelő olyan univerzumban találja magát, amelyben nem ingadozik az idő iránya”.
Még ha nem is változik meg az idő folyása az oszcilláló univerzum összeomló szakaszában, és az idő iránya változatlan irányba mutat, akkor is van még egy probléma a visszapattanó univerzum képével kapcsolatban. A mi Világegyetemünk nagyon sima állapotban keletkezett az Ősrobbanásban, de azóta a gravitáció csomókba húzta össze az anyagot, ami végső soron a tér szövetét gyűrötté tevő fekete lyukak létrejöttét eredményezte. Minden fekete lyuknak szingularitást kell tartalmaznia, vagy legalábbis azokat az extrém, szingularitás közeli körülményeket, amelyek a Világegyetem születésekor álltak fenn, amikor a kvantumfizikai folyamatok és a gravitáció között ma még ismeretlen kölcsönhatások működtek. A fekete lyukba behulló anyag az univerzum története végét jelentő Nagy Reccsnek megfelelő fizikai állapotba kerül, méghozzá hamarabb, mint ahogy az univerzum egésze elérné a Nagy Reccs állapotát. Eszerint tehát a Nagy Reccsnek a fekete lyukak és a szingularitások egybeolvadását is magában kell foglalnia, márpedig ez a bonyolult folyamat semmiképpen sem lehet az Ősrobbanás tükörképe.
A sötét energia taszító hatásának köszönhetően egészen bizonyosan nem a Nagy Reccs felé haladunk, és a tágulás és összeomlás ismétlődő ciklusairól szóló spekulációk egyike sem alkalmazható a mi Világegyetemünkre. Ez azonban nem jelenti azt, hogy nem lehetett valami az Ősrobbanás „előtt”, vagy nem történhet valami „azután”, hogy Világegyetemünk kihűlve kihuny. A rendelkezésünkre álló legjobb magyarázat a Világegyetem történetének kezdetéről magától értetődően vezet el a multiverzum témájának egy újabb variációjához és a kozmikus koincidenciák rejtélyének kielégítő megoldásához. Ebbe az is beletartozik, amit az anyagnak a szingularitások közelében mutatott viselkedéséről tudunk - vagy legalábbis azt hisszük, hogy tudunk. Ezt „felfúvódásnak” nevezzük.