Что происходит со вселенной. Космическая загадка. Отрывок, характеризующий Будущее Вселенной

Долгосрочный расчёт будущего Вселенной напрямую зависит от процесса расширения Вселенной: будет ли он бесконечно долго ускоряться, или скорость его расширения будет постоянной на протяжении значительного времени, или же в какой-то момент Вселенная начнет сжиматься. Считается, что это зависит от средней плотности Вселенной (т.к. называемой критической плотности). Если плотность равна критической (вариант плоской Вселенной), то расширение идет с одинаковой скоростью, если больше, то Вселенная в конце концов схлопнется (вариант замкнутой Вселенной), если меньше то будет расширяться с всё большем ускорением, что в итоге приведет к Большому Разрыву (вариант открытой Вселенной).
Данные по сверхновым Ia говорят, что в данный момент расширение Вселенной ускоряется, а значит будет ускоряться и впредь. Следом за Ф. Адамс и Г. Лайфлин для более удобного описания будущего введем понятие космологической декады (η) - десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:

Эпоха звёзд

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа, в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды - красные карлики - полностью исчерпав свои источники горения.
Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красный гигант, поглотив Меркурий и Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.

Эпоха распада

Если в предыдущей стадии основное население Вселенной это звёзды, подобные нашему Солнцу, то в эпоху распада - белые и коричневые карлики, и совсем чуток нейтронных звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет гораздо-гораздо медленнее. Ныне главенствует процессы аннигиляции тёмной материи и распад протона.
Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления слились в одну.

Эпоха чёрных дыр

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первую роль выходят чёрные дыры.
Две предыдущих и эпоха ранней Вселенной оставили после себя три разных типа чёрных дыр:
Дыры звёздной массы. Они образовались после вспышек звёзд с массой выше 10 Mʘ.
промежуточной массы.
сверхмассивные, предположительно в центре каждой галактики находится подобные дыры. Их масса порой равна миллиарду солнечных масс.
За предыдущие декады они акрецировали на себя вещество. В эту эпоху, они только излучают. Основных механизма тут два - столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой природе некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов.
Однако возможен и другой сценарий. Если Вселенная открытая или плоская, то подобно современным галактикам чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно.

Эпоха вечной тьмы

Это время уже без каких либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позийтрония, долгосрочная судьба их - полная аннигиляция.
Если в эту эпоху Вселенная продолжает расширяться, то её дальнейшая судьба непредсказуема. Известная нам физика в этот момент времени уже не работает. Это ещё больше усиливает сходство с первыми мгновениями Большого взрыва: море элементарных частиц, высокая однородность и полная неприменимость современных законов физики.
Однако, если Вселенная замкнута, то до этой стадии, как впрочем и до двух предыдущих может не дожить. Из наблюдений сверхновых типа Ia можно дать верхнее ограничение на среднюю плотность вещества в две критические величины, т.е. минимальное время до Большого сжатия 50 млрд. лет.
Вселенная будет напоминать современную вплоть до момента, когда её радиус не станет в пять раз меньше современного. В этот самый момент все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также происходят рождения звёзд, всё также вспыхивают сверхновые и, возможно, развивается биологическая жизнь. Всему этому придет конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше чем сейчас, в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.
Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнет таять лед. Дальнейшее сжатие приведет к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся и сами звёзды, либо будут разорваны на куски, подобную участь разделят и планеты. В тот момент Вселенная будет похожу на ту молодую, что была в первые годы своего рождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

Проблемы современных моделей

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной – несомненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана – просто одна из её составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнёт сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.

Итак, начнём с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана. Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнёт падать вниз. Высота его подъёма зависит от начальной скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания; о ней уже шла речь раньше.

Примерно так же обстоит дело и со Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошёл Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удалённые по расстоянию, а значит, и по времени, замедляются больше всего.

Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напряжённости гравитационного поля, которая, в свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной (количества вещества в единице объёма). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во Вселенной, чтобы остановить её расширение? Пока дать определённый ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько её плотность отличается от критической, равной примерно 0,5·10-30 г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмётся в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить её с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма серьёзные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической – для того чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» – небольших слабых звёзд, пыли, обломков камней, чёрных дыр и излучения. Обеспечивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведённые в 70-х годах Готтом, Гунном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса

Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что её вообще нет. Однако имеются серьёзные свидетельства того, что она существует, но в странном, непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть – к их скоплениям.

Рассмотрим эти случаи по очереди и начнём с отдельных галактик. Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рассчитывать средние массы звёзд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трём законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего вещества, заключённого в пределы её орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сторону – зная скорость планеты, можно определить полную массу объектов, находящихся внутри её орбиты.

Такой подход полностью применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звёзд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчёт, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на её периферии.

На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению учёных выяснилось, что масса таких гало превышает массу звёзд.

Из чего же они состоят? Ясно, что не из звёзд, иначе они были бы видны. Возможно, это очень слабые звёзды или обломки, пыль, газ. Если гало есть у всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастёт, а следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но история на этом не кончается.

Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше скопление, например, их входит около 30. Научившись определять массу отдельных галактик, астрономы обратились к их скоплениям. Просуммировав массы отдельных галактик, они обнаружили, что их недостаточно для того, чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не менее они явно не собирались распадаться – ничто не указывало на разлёт отдельных галактик. Некоторым скоплениям не хватало сотен собственных масс, чтобы удержать их вместе силами гравитационного притяжения: Даже добавление дополнительной массы, заключённой в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему учёные говорят о скрытой массе.

Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой, которую нелегко обнаружить. Это может быть, например, газообразный водород – либо нейтральный атомарный, либо ионизованный (т.е. получивший заряд в результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответствующие наблюдения показали, что как между ближними, так и между дальними галактиками водорода совсем немного.

Одно время считалось, что подойдёт ионизованный водород, поскольку фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с ним. Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызывается квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звёзд, белых карликов и чёрных дыр, но и они в конце концов отпали. Чёрные дыры должны были бы быть сверхмассивными (иметь массу порядка галактической) или же встречаться очень часто, что маловероятно. Исследования показали, что хотя в центре многих, если не всех, галактик могут быть массивные чёрные дыры, нет свидетельств существования таких изолированных дыр в скоплениях, иначе была бы вероятность заметить их и в нашей Галактике.

В качестве возможных кандидатов рассматривались и фотоны, ведь энергия есть одна из форм существования материи. Однако и в этом случае расчёты показали, что их вклад явно недостаточен.

Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и потому она незамкнута. Тем не менее некоторые учёные были убеждены, что в конце концов недостающая масса найдётся. И вот наступила кульминация… В предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во Вселенной образовался через несколько минут после Большого взрыва. Хотя основная его часть быстро превратилась в гелий, некоторое количество всё же осталось, и если его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы понять почему, посмотрим, что происходило в то время. Известно, что при соударении ядер дейтерия образуется гелий. Если плотность Вселенной была высока, то соударений было много и образовалось значительное количество гелия; если же плотность была низка, то осталось много дейтерия. Поскольку количество дейтерия во Вселенной со временем изменилось незначительно, измерение, его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно же, были проделаны, и вот их результат – Вселенная не замкнута. В 70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные оценки были проделаны для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос, казалось, был решён окончательно – Вселенная открыта.

Однако через несколько лет учёные нашли изъян в этой аргументации. Из неё следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой частицами, называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из которых состоит большинство известных нам объектов – звёзды, космическая пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звёзд чёрные дыры. Может возникнуть вопрос: а есть ли что-нибудь кроме барионов? Да, это лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки, чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические частицы в последнее время привлекают к себе большое внимание. Первыми в поле зрения попали нейтрино, и в течение какого-то времени астрономы были убеждены, что эта частица поможет «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось, что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они всё-таки обладают, ведь любая форма энергии имеет массу, но её явно не хватит, чтобы остановить расширение Вселенной.

Но вот в конце 70-х годов было высказано предположение, что нейтрино имеют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теорий следовало, что в целом она может внести существенный вклад в массу Вселенной. Эксперимент по проверке этого предположения был выполнен группой учёных, в которую входили Ф. Рейнес, X. Собел и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что фактически существует три типа нейтрино – один, связанный с электроном, другой – с более тяжёлой, хотя и подобной электрону частицей, называемый мюоном, а третий – с ещё более тяжёлой частицей, «тау», обнаруженной в 1977 году. Согласно теории, все три разновидности нейтрино могут превращаться друг в друга. Иными словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше нуля. Рейнес, Собел и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли к выводу, что им удалось зарегистрировать переход от одного типа нейтрино к другому.

Однако другие учёные, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами допустили ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских учёных удалось измерить массу нейтрино непосредственно. Но и здесь не всё так просто. Многие пробовали проверить полученный в СССР результат, но пока безуспешно. Вопрос о массе покоя нейтрино до сих пор остаётся открытым.

Конечно, даже если у нейтрино не окажется массы покоя, есть другие экзотические частицы, и некоторые из них заслуживают пристального внимания. Так, предполагается, что гравитационное поле переносится гипотетическими частицами – гравитонами. Пока они не обнаружены, но некоторые учёные убеждены в их существовании. Из теории супергравитации следует, что гравитону должно сопутствовать гравитино; более того, из неё вытекает, что партнёры должны быть у всех частиц: у фотона – фотино, а у W – вино. Все такие частицы-партнёры имеют общее название «ино». Некоторые учёные полагают, что благодаря своей массе они могут внести существенный вклад в среднюю плотность вещества во Вселенной. Но если даже эти частицы не подойдут для уготованной им роли (или вообще не будут найдены), то есть ещё один кандидат, который пока, правда, существует только на бумаге. Его называют аксионом, и он сильно отличается от «ино», в частности он гораздо легче. Пока все эти частицы – лишь плод воображения учёных, но всё же они привлекают серьёзное внимание.

Другая частица, о которой в последнее время много разговоров, – магнитный монополь. Это очень массивная частица с одним магнитным полюсом. Каждый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это невозможно. Известно, что при разрезании полосового магнита на две части получаются два магнита, каждый из которых имеет северный и южный полюсы. Разрезая такой магнит, мы будем получать тот же результат, сколько бы раз мы это не повторяли. Получить таким образом изолированный северный или южный магнитный полюс нельзя. Но ещё в 30-е годы Дирак предсказал, что такая частица должна существовать. Многие экспериментаторы бросились проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и постепенно интерес к ним угас. Но вот в 1974 году сотрудник Государственного университета Утрехта в Нидерландах Дж. Хофт и независимо от него советский учёный А. Поляков показали, что существование монополей следует из некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес к монополям, и многие возобновили их поиск. Среди них был сотрудник Станфордского университета Блас Кабрера, который, проведя детальные расчёты, пришёл к выводу, что можно регистрировать примерно по одному монополю в год. Он построил установку и стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 года установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а так как второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось. Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали.

Заслуживает упоминания ещё один, последний кандидат. Раньше мы забраковали чёрные дыры, потому что они образовывались при коллапсе барионного вещества. Однако к ним относятся только чёрные дыры, появившиеся при коллапсе звёзд, а принято считать, что должны существовать и другие чёрные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими кандидатами считаются все чёрные дыры, которые образовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но всё-таки на их массу можно рассчитывать. Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он показал, что все чёрные дыры, масса которых в момент образования была меньше 1015 г, к настоящему времени уже должны были испариться. Отсюда следует, что внимания заслуживают только те из них, масса которых составляет от 1015 до 1032 г. Поскольку примерно таков диапазон масс планет, их называют планетарными чёрными дырами.

Если учесть вклад всех перечисленных выше видов масс, то может показаться, что суммарной массы вполне достаточно для обеспечения замкнутости Вселенной. Однако сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчётов его группы следует, что средняя плотность вещества очень близка к пограничной – той, которая лежит на границе между замкнутой и открытой Вселенной.

Другие методы решения проблемы замкнутости Вселенной

Видимо, наиболее надёжным способом ответа на вопрос, замкнута или открыта Вселенная, является точное измерение её средней плотности, и в последнее время именно он привлекает наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственный способ; можно, например, использовать диаграмму Хаббла. Если ускорение галактик одинаково до самых дальних окраин Вселенной, то на диаграмме получится прямая; если же галактики замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, достаточно ли замедление для прекращения расширения Вселенной.

Метод кажется довольно простым – достаточно построить график, охватывающий самые дальние, «приграничные» районы Вселенной, и определить степень искривления получившейся линии. Но как и при определении средней плотности, здесь тоже не обходится без трудностей. Уже отмечалось, что для удалённых районов Вселенной провести точные измерения очень трудно; кроме того, возникают и другие проблемы. Вглядываясь в космические дали, мы заглядываем в прошлое, а значит, видим галактики такими, какими они были давным-давно. При этом, естественно, возникают вопросы, связанные с эволюцией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько они изменились? Из многих теорий следует, что галактики (в особенности эллиптические) раньше были гораздо ярче, т.е. нам представляется, что они находятся ближе, чем на самом деле. Из других же теорий вытекает, что некоторые галактики могут расти, поглощая соседние, а потому сейчас они гораздо ярче, чем в прошлом, и значит кажутся нам расположенными дальше.

Исследование дальних границ Вселенной даёт много свидетельств процесса эволюции. За некоторым пределом наблюдаются уже только радиогалактики, а на самых окраинах видны только квазары. Попытка использовать эти объекты для нанесения точек на диаграмму Хаббла совершенно бессмысленна; такие точки оказываются далеко в стороне от прямой, соответствующей обычным галактикам. Более того, раз точно не известно, что такое квазары, вряд ли можно ожидать от них помощи. Поскольку они так далеки (и имеют небольшой возраст), то, вероятно, могут являться первичными формами галактик, хотя с таким представлением согласны очень немногие астрономы.

Ещё один метод решения нашей проблемы основан на так называемом подсчёте чисел. Как и в предыдущих случаях, основная идея проста, но, к сожалению, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лишь подсчитать в заданном направлении, насколько хватит глаз, количество галактик или объектов других типов, а затем построить график зависимости числа зарегистрированных объектов от расстояния. Таким образом можно определить глобальную кривизну; если она положительна, Вселенная замкнута, а если отрицательна – открыта. В плоской Вселенной точки на построенном графике были бы распределены равномерно по всем направлениям и для всех расстояний. При положительной кривизне следует ожидать избытка точек в близких районах, а при отрицательной – напротив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, проведённые в 70-х годах в Университете штата Огайо, казалось бы, продемонстрировали избыток точек, а значит, и замкнутость Вселенной, однако недавние проверки не подтверждают этого вывода.

Заслуживает упоминания и метод определения угловых размеров. Суть его состоит в тщательном измерении диаметра галактик конкретного вида; затем аналогичное измерение производится для другой галактики того же типа, расположенной гораздо дальше, но на известном расстоянии. Если пространство искривлено, то в измерение диаметра как бы вносится ошибка – его величина будет казаться больше при положительной кривизне и меньше при отрицательной.

Судьба замкнутой Вселенной

Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая её дальнейшую судьбу, приходится рассматривать как открытый, так и замкнутый варианты.

Для начала предположим, что Вселенная замкнута. В таком случае в течение 40-50 миллиардов лет ничего существенного не произойдёт. По мере увеличения размеров Вселенной галактики будут всё дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнёт сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придёт синее. К моменту максимального расширения большинство звёзд в галактиках погаснет и останутся в основном небольшие звёзды, белые карлики и нейтронные звёзды, а также чёрные дыры, окружённые роем частиц – в большинстве своём фотонов и нейтронов. Наконец, через примерно 100 миллиардов лет начнут сливаться воедино галактические скопления; отдельные объекты сначала будут сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратится в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и в конце концов Вселенная будет представлять собой однородное распределение звёзд и других подобных объектов.

В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться и расти чёрные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения; в конце концов она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнётся процесс испарения звёзд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре всё заполнит рассеянный туман и свет звёзд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что ранняя Вселенная была непрозрачной, пока её температура не упала до примерно 3000 K; тогда свет стал распространяться без помех.)

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, о которых рассказывалось в гл. 6, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть всё большую роль. Наконец галактики тоже испарятся и превратятся в первичный «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. Вселенная быстро проскочит через лептонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей только из излучения, кварков и чёрных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдёт почти до сингулярности, а затем произойдёт «большой пшик».

Что случится во время «большого пшика», неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности; можно лишь строить предположения. Большинство из них основано на идее «отскока» – внезапного прекращения сжатия, нового Большого взрыва и нового расширения. Одной из причин первоначального введения идеи отскока была возможность обойти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения Вселенной. Если отскок произошёл один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времён.

К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звёзды излучают значительное количество энергии, которая затем концентрируется при достижении состояния, близкого к сингулярности. Эта энергия должна постепенно накапливаться, из-за чего промежуток времени между последовательными отскоками будет возрастать. Значит, в прошлом эти промежутки были короче, а когда-то, в пределе, промежутка не было вовсе, т.е. мы приходим к тому, чего старались избежать, – проблеме начала Вселенной. Согласно расчётам, от начала нас должно отделять не более 100 циклов расширений и сжатий.

Многие предпринимали попытки обойти эту проблему. Томми Голд, например, разработал теорию, согласно которой в момент наибольшего расширения время начинает течь вспять. Излучение устремится обратно к звёздам и Вселенная «омолодится». В таком случае она будет равномерно осциллировать между коллапсом и максимальным расширением.

Весьма интересную, но очень спорную теорию предложил Джон Уилер. Воспользовавшись идеей Хокинга, согласно которой фундаментальные константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться. Из-за принципа неопределённости значения констант утрачиваются, когда Вселенная сжимается до почти бесконечной плотности. После возможного отскока и нового расширения эти константы могут получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов в таких обстоятельствах также будет меняться, но случайным образом; одни циклы станут очень длинными, а другие короткими.

Судьба открытой Вселенной

В противоположность замкнутой, открытая Вселенная продолжает расширяться вечно. Основным отличием от процессов, описанных в предыдущем разделе, является разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас придётся рассматривать столь большие промежутки времени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10100 лет. Если трудно представить себе 100 миллиардов лет, то о таком числе и говорить нечего.

Первые события будут, конечно, аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенной. Звёзды постепенно постареют и, превратившись с течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звёздами. Такие столкновения очень редки, и с момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в её внешних областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет таких столкновений произойдёт множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звёзды окажутся на совершенно иных орбитах, некоторые даже вне пределов нашей Галактики. Если подождать достаточно долго, то нам покажется, что внешние области галактик испаряются.

Не выброшенные из галактик звёзды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который в конце концов превратится в гигантскую чёрную дыру. Примерно через 1018 лет большинство галактик будет состоять из массивных чёрных дыр, окружённых роем белых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр, планет и различных частиц.

Дальнейшие события вытекают из современной единой теории поля, называемой теорией великого объединения; о ней речь пойдёт позже. Из этой теории следует, что протон распадается примерно за 1031 лет. Сейчас ведётся несколько экспериментов по обнаружению такого распада, а значит, и по проверке теории. Согласно ей, протоны должны распадаться на электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда следует, что в конце концов всё, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только чёрные дыры), распадётся на эти частицы. Вселенная превратится в смесь из них и чёрных дыр, и будет находиться в таком состоянии очень, очень долго. Когда-нибудь испарятся маленькие чёрные дыры, а вот с большими возникнут трудности. Фоновое излучение к тому времени будет очень холодным, но всё же его температура останется чуть выше, чем у чёрных дыр. Однако по мере расширения Вселенной ситуация изменится – температура излучения станет ниже, чем на поверхности чёрных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах; на это потребуется примерно 10100 лет. Затем Вселенную заполнят электроны и позитроны, которые, вращаясь друг вокруг друга, образуют огромные «атомы». Но постепенно позитроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во Вселенной не будет ничего, кроме излучения.

Мы рассмотрели судьбу как открытой, так и закрытой Вселенной. Что её ждет, пока неизвестно. Если даже Вселенная когда-нибудь сколлапсирует, неизвестно, произойдёт ли потом «отскок». Единой теории придётся ответить и на эти вопросы.

О Вселенной мы знаем пока очень мало. На самом деле, почти ничего. Но поскольку люди задумываются о том, что происходит после их смерти, смерть целой Вселенной интересует нас не меньше. За последние годы научное сообщество выдвинуло множество теорий - вы удивитесь, узнав, насколько сильно они отличаются друг от друга. Правды, само собой, не может знать никто.

1. Большое сжатие

Самая знаменитая теория о рождении Вселенной - это теория Большого взрыва. Она гласит, что вся материя изначально существовала как сингулярность - бесконечно плотная точка посреди великого ничто. А потом по непонятным причинам произошёл взрыв. Материя вырвалась наружу с невероятной скоростью и постепенно стала известной нам Вселенной.

Как вы могли догадаться, Большое сжатие - это Большой взрыв «наоборот». Вселенная постепенно расширяется под воздействием собственной гравитации, но этому должен быть предел - некая конечная точка, граница. Когда Вселенная достигнет этой границы, то прекратит расширяться и начнёт сжиматься. Тогда вся материя (планеты, звёзды, галактики, чёрные дыры -всё) снова сожмётся в одну бесконечно плотную точку.

Правда, последние данные этой теории противоречивы - учёные недавно обнаружили, что Вселенная расширяется всё быстрее.

2. Тепловая смерть Вселенной

В общем и целом Тепловая смерть - противоположность Большому сжатию. Согласно теории, гравитация способствует тому, что Вселенная продолжит расширяться в геометрической прогрессии. Галактики будут отдаляться от друга всё дальше и дальше, подобно несчастным любовникам, и всеобъемлющая чёрная пропасть между ними будет расти.

Вселенная следует тем же правилам, что и любая термодинамическая система: тепло равномерно распределяется по всему, что в ней есть. Всё вещество Вселенной равномерно распределено среди холодного, скучного и тёмного «тумана».

В конце концов все звёзды, одна за другой, вспыхнут и погаснут, а энергии для появления новых звёзд уже не будет - вселенная погаснет. Материя всё ещё останется на месте, но в форме частиц, чьё движение будет полностью хаотичным. Эти частицы будут сталкиваться друг с другом, но без обмена энергией. А люди? Люди тоже станут всего-навсего частицами посреди бескрайней пустоты.

3. Тепловая смерть плюс чёрные дыры

Согласно популярной теории, вся материя во Вселенной движется вокруг чёрных дыр: в центре почти всех известных нам галактик есть сверхмассивные чёрные дыры. Это может означать, что звёзды и даже целые галактики в итоге будут уничтожены, как только попадут в горизонт событий.

Когда-нибудь эти чёрные дыры поглотят большую часть материи, и мы останемся один на один с тёмной Вселенной. Время от времени здесь будут появляться вспышки света - это будет означать, что какой-то объект оказался достаточно близко к чёрной дыре, чтобы выделить энергию. Затем снова станет темно.

Потом более массивные чёрные дыры поглотят менее массивные и станут таким образом ещё больше. Но это ещё не конец Вселенной: чёрные дыры со временем испаряются (теряют свою массу), так как излучают то, что в современной науке получило название излучение Хокинга. И когда умрёт последняя чёрная дыра, во Вселенной останутся только равномерно распределённые частицы с излучением Хокинга.

4. Конец времени

Если и есть в этом мире хоть что-то вечное, то это, безусловно, время. Независимо от того, будет ли существовать Вселенная, время-то уж точно никуда не исчезнет - без него просто не было бы никакой возможности отличить предыдущий момент от последующего. Но что если время просто застынет? Что если того, что мы понимаем под моментами, вообще не будет? Всё застынет в одном и том же бесконечном мгновении - навсегда.

Предположим, мы живём в бесконечной Вселенной с бесконечным временем. Это значит, что всё, что может случиться, обязательно произойдёт со стопроцентной вероятностью. Такой же парадокс возникает, если вы живёте вечно. Представьте, что время вашей жизни неограниченно, поэтому всё, что только может произойти с вами, тоже обязательно произойдёт, причём бесконечное количество раз. Таким образом, если вы живёте вечно, то шанс ненадолго выбыть из строя составляет 100%, и вы потратите вечность в темноте космоса. На основании этого учёные сделали предположение: время, в конце концов, остановится.

Если бы вы могли жить вечно, чтобы испытать всё это (через миллиарды лет после гибели Земли), вы бы даже никогда и не поняли, что-то пошло не так. Время просто остановится, и, по мнению учёных, всё застынет в одном мгновении, как на фотографии - навсегда. Будет просто одно и то же мгновение. Вы бы никогда не умерли, никогда бы не состарились. Это было бы своего рода псевдобессмертие. Но вы бы никогда об этом не узнали.

5. Большой отскок

Большой отскок похож на Большое сжатие, но куда более оптимистичное. Сценарий тот же: под воздействием гравитации расширение Вселенной замедляется, и в итоге вся материя собирается в одной точке. Согласно этой теории, силы быстрого сжатия будет достаточно, чтобы случился новый Большой взрыв - и тогда появится новая, юная Вселенная. Согласно этой модели, ничто не погибнет - материя просто «перераспределится».

Но физикам и физике такое объяснение не нравится. Поэтому некоторые учёные утверждают, что, возможно, Вселенная не пройдёт весь путь обратно к сингулярности. Вместо этого она приблизится к этому состоянию максимально близко, а потом «отскочит» с помощью силы, подобной той, какая возникает, когда мяч отскакивает от пола.

Большой отскок очень похож на Большой взрыв - теоретически появится новая Вселенная. Таким образом, наша с вами Вселенная может быть не первой, а, скажем, 400 по счёту. Но нет никакого способа это доказать - как и опровергнуть.

6. Большой разрыв

Независимо от того, как именно погибнет Вселенная, учёные не стесняются для названия новой теории использовать слово «Большой». Это, кстати, ещё слабо сказано. Согласно теории Большого разрыва, невидимая сила под названием тёмная энергия заставит Вселенную расширяться быстрее. В итоге она так разгонится, что просто разорвётся на части.

Большинство теорий говорят, что Вселенная погибнет ещё очень нескоро. Но теория Большого разрыва сулит ей относительно скорую смерть - по предварительным оценкам это случится через 16 млрд лет.

Планеты и, возможно, жизнь ещё будут существовать. И этот вселенский катаклизм может разом всё погубить: разорвать всё на части или скормить космическим львам, живущим между вселенными. О том, что произойдёт, можно только догадываться. Но такой конец будет куда страшнее, чем медленная тепловая смерть.

7. Метастабильность вакуума

Теория основана на идее, что Вселенная постоянно находится в нестабильном состоянии - квантовая физика вообще говорит, что она балансирует на грани устойчивости. Некоторые учёные полагают, что через миллиарды лет Вселенная шагнёт за эту грань.

Когда это произойдёт, появится своего рода «пузырь». Думайте о нём, как об альтернативной Вселенной (хотя фактически это будет та же самая Вселенная с другими свойствами). Пузырь начнёт расширяться во всех направлениях со скоростью света и уничтожать всё, с чем соприкоснётся. И в итоге уничтожит всё.

Но не волнуйтесь: Вселенная при этом всё ещё будет существовать. Только законы физики в ней будут совершенно другими, но там тоже вполне может возникнуть жизнь. Только там не будет ничего, что мы, люди, будем в состоянии понять.

8. Временной барьер

Если мы попробуем рассчитать, какова вероятность существования мультивселенной, в которой есть бесконечное число вселенных, но немного (или совершенно) разных, то столкнёмся с той же проблемой, что и в теории о Конце времени: всё, что может случиться, обязательно случится.

Чтобы обойти эту проблему, учёные берут отдельный участок Вселенной и вычисляют вероятность его существования. Расчёты кажутся логичными, но делят Вселенную на отдельные куски - как торт. И у каждого куска есть граница, как у областей на политической карте мира. Только надо представить, что каждую страну разделяет устремляющая в небо стена.

Эта модель может существовать только в том случае, если границы - настоящие, физические, за пределы которых ничто не может выйти. Согласно расчётам, в ближайшие 3,7 млрд лет мы пересечём этот временной барьер, и для нас вселенная закончится.

Это в общих чертах - понимания физики, чтобы описать теорию более детально, у нас не хватает. У физиков, правда, тоже. Но перспектива кажется жутковатой.

9. Конца Вселенной не будет! (…мы же живём в мультивселенной, да?)

В мультивселенной бесконечные вселенные могут возникать в пределах всего существующего или за его пределами. Вселенные могут начинаться с Большого взрыва. Наша может закончиться Большим сжатием или Большим разрывом, или вообще Большим пинком (такую теорию ещё не придумали, так что если у вас есть знакомые физики, можете подкинуть им идею).

Но это не имеет значения: в мультивселенной наша Вселенная - не уникальный случай, она просто одна из многих. И хотя она может погибнуть, с мультивселенной при этом ничего особенного не случится. А значит, конца не будет.

Несмотря на то, что даже само время в других вселенных может быть совершенно другим и вести себя по-другому, новые вселенные в мультивселенной появляются всё время (извините за каламбур). Согласно физике, новых вселенных всегда будет больше, чем старых, так что в теории число вселенных постоянно растёт.

10. Вечная Вселенная

То, что Вселенная всегда была и всегда будет - одна из первых разработанных людьми концепций о её природе. Но есть и нечто посерьёзнее.

Можно предположить, что Большой взрыв был началом времени. Но возможно и то, что время существовало до него, а сингулярность и взрыв могли появиться из-за столкновения двух бран - листообразных структур пространства, формирующихся на более высоком уровне существования. Согласно этой модели, Вселенная циклична и всегда будет расширяться и сжиматься.

Теоретически мы может узнать это наверняка в ближайшие 20 лет. У учёных есть спутник «Планк» специально для наблюдений за Вселенной. Конечно, это нелегко, но учёные всё же могут понять, с чего началась наша Вселенная и чем она закончится. Теоретически, опять же.

Больше всего во Вселенной нас удивляет то, как мало мы о ней знаем. И точно так же, как мы хотим знать, что происходит с нашей смертью, наука задается вопросом о том, что происходит в конце Вселенной. Научное сообщество произвело много теорий - и некоторые действительно впечатляют.

Большое сжатие

Наиболее убедительная теория о том, как началась Вселенная - это Большой Взрыв, когда вся материя сначала была в виде сингулярности, бесконечно плотной точки в бездне из ничего. Потому что-то привело к взрыву. Материя расширилась с невероятной скоростью и в конечном счете сформировала Вселенную, которую мы видим сегодня.

Большое Сжатие, как вы можете догадаться, это противоположность Большому Взрыву. Вся материя расширяется наружу к краям Вселенной под воздействием гравитации нашей вселенной. Согласно этой теории, гравитация в конечном счете замедлится и начнет сокращаться. Это сокращение вернет всю материю (планеты, звезды, галактики, черные дыры - все) обратно в центр, с которого все началось, и сожмет в сингулярность. Мы окажемся в тех же условиях, в которых была вселенная до Большого Взрыва - вся материя вселенной сожмется в бесконечно малую точку - инфинитезималь.

Однако вряд ли это произойдет, если верить тем знаниям, которые у нас сейчас есть, поскольку Вселенная расширяется все более быстрыми темпами.

Неизбежная тепловая смерть Вселенной

Думайте о тепловой смерти как о чем-то, совершенно противоположном Большому Сжатию. Гравитация не сможет преодолеть расширение, поэтому вселенная просто будет расширяться в геометрической прогрессии. Галактики будут отдаляться друг от друга как несчастные любовники, и ночь между ними будет все шире и шире.

Вселенная живет по тем же правилам, что и любая термодинамическая система, и все они в конечном счете закончат одинаково: когда тепло равномерно распределится. Грубо говоря, ветер разнесет тепло по всей Вселенной, и она станет холодной, темной и скучной. Все звезды, которые мы знаем, померкнут одна за одной, и однажды не хватит энергии зажечь новые. Вся вселенная погаснет. Материя будет, но в форме частиц, и их движение будет совершенно случайно. Вселенная будет в состоянии равновесия, и эти частицы будут отскакивать друг от друга, не обмениваясь энергией. Мы останемся «смятым окурком, плевком, в тени под скамьей, куда угол проникнуть лучу не даст. И слежимся в обнимку с грязью, считая дни, в перегной, в осадок, в культурный пласт».

Тепловая смерть из-за черных дыр

Согласно популярной теории, большая часть материи во вселенной кружится вокруг черных дыр. Достаточно взглянуть на галактики, в которых вмещается почти все, и сверхмассивные черные дыры в их центрах. Черные дыры съедают звезды и целые галактики, которые пересекают горизонт событий.

В конечной вселенной эти черные дыры в конечном итоге поглотят большую часть материи и мы останемся наедине с темной вселенной. Время от времени будет вспышка света, почти как молния, когда объект подойдет достаточно близко к черной дыре, чтобы испустить энергию, и снова все погрузится во тьму. В конечном итоге останутся только гравитационные колодцы в нигде. Массивные черные дыры поглотят меньшие и станут еще больше. Таким будет финальное состояние вселенной. Со временем черные дыры испаряются (теряют свою массу), излучая так называемое излучение Хокинга. Поэтому, когда умрет последняя черная дыра, мы останемся с равномерно распределенными субатомными частицами излучения Хокинга.

Конец времени

Если и есть что-то вечное, то это время. Вне зависимости, существует вселенная или нет, время идет своим чередом. В противном случае не было бы никакой возможности отличить один момент от следующего (хотя есть теория, что время - это всего лишь последовательность событий). Но что, если время просто застынет? Что, если не будет больше моментов? Просто одна и та же минута во времени, навсегда.

Предположим, что мы живем во Вселенной, когда никогда не закончится. С бесконечным количеством временем все, что может случиться, случится со 100-процентной вероятностью (согласно теории Пуанкаре). Этот же парадокс произойдет, если вы будете жить вечно. Вы живете бесконечное время, поэтому любое событие случится гарантированно (и произойдет бесконечное количество раз). Поэтому, если вы будете жить вечно, шанс того, что вы застынете во времени, 100-процентный. Поскольку это допущение спутало множество расчетов, которые пытались предсказать конец нашей вселенной, ученые предположили кое-что еще: само время должно однажды остановиться.

Допустим, вы будете живы, чтобы это испытать (миллиарды лет после конца Земли), но вы не сможете понять, что что-то пошло не так. Время просто остановится и все замерзнет, как снимок, как слепок, навсегда. Но и навсегда это не будет, потому что время просто не будет двигаться вперед. Это будет просто один момент времени. Вы никогда не умрете и не постареете. Это своего рода псевдобессмертие, но вы об этом никогда не узнаете.

Большой Отскок

Большой Отскок похож на Большое Сжатие, но куда более оптимистичен. Представьте себе тот же сценарий: гравитация замедляет расширение Вселенной и конденсирует все в одной точке. Согласно теории, этого сжатия может быть достаточно, чтобы начать еще один взрыв, и вселенная начнется снова. Ничто не уничтожится, но перераспределится.

Физикам не нравится это объяснение, поэтому некоторые ученые полагают, что вселенная просто не вернется обратно к сингулярности. Скорее она очень близко приблизится к этому состоянию и отскочит, подобно тому, как мяч отскакивает от пола. Большой Отскок в этом плане очень похож на Большой Взрыв и теоретически может породить новую вселенную. В этом колеблющемся цикле наша вселенная может стать первой вселенной в серии или четырехсотой. Никто не узнает об этом.

Большой Разрыв

Вне зависимости от того, как именно закончится все сущее, ученым нужно использовать слово «большой», чтобы описать этот конец. Согласно этой теории, невидимая сила под названием «темная энергия», ускоряет расширение наблюдаемой вселенной. В конце концов расширение настолько ускорится, как «Энтерпрайз» с варп-фактором девять, что вселенной не останется ничего, кроме как разорваться в ничто.

Самая страшная часть этой теории в том, что хотя большинство этих сценариев случаются после того, как сгорают звезды, Большой Разрыв должен произойти, по ранним оценкам, через 16 миллиардов лет. На этой стадии Вселенная, планеты и теоретически жизнь еще будут существовать. Этот катаклизм может сжечь ее живьем, оторвать от всего сущего и скормить космическим львам, которые живут между вселенными. Неизвестно, что будет. Но эта смерть явно более жестокая, чем медленная тепловая смерть.

Событие вакуумной метастабильности

Эта теория зависит от идеи того, что Вселенная существует в принципиально нестабильном состоянии. Если вы посмотрите на значения квантовых частиц, нетрудно догадаться, почему некоторые полагают, что наша Вселенная балансирует на грани устойчивости. Некоторые ученые предполагают, что спустя миллиарды лет Вселенная просто упадет с этой грани. Когда это случится, в какой-то момент времени во вселенной появится пузырь. Этот пузырь будет расширяться во всех направлениях со скоростью света и уничтожит все, к чему прикоснется. В конце концов этот пузырь уничтожит все во Вселенной.

Но не переживайте: вселенная все еще будет там. Законы физики будут другими, а возможно - и другая жизнь. Но во вселенной не будет ничего, чего мы не смогли бы понять.

Временной барьер

Если мы попробуем вычислить вероятности в мультивселенной (в которой есть бесконечное число вселенных), мы вернемся к проблеме, озвученной выше: все может случиться со 100-процентной вероятностью. Чтобы обойти эту проблему, ученые просто берут участок Вселенной и рассчитывают вероятности для него. Это работает, но границы, которые они очерчивают, неизбежно отрезают участок от остального мира.

Поскольку законы физики не имеют смысла в бесконечной вселенной, единственный вывод, который можно сделать, это то, что существует физическая граница, предел, за который выйти нельзя. И если верить физикам, в следующие 3,7 миллиарда лет мы пересечем этот временной барьер, и для нас вселенная закончится. Хотя куда более вероятно то, что мы просто не можем понять и описать этот принцип с нашей физической терминологией.

Этого не будет (поскольку мы живем в мультивселенной)

По сценарию мультивселенной с бесконечным количеством вселенных, эти вселенные могут возникать даже в процессе нашего существования. Они могли начать возникать даже с Большим Взрывом. Одна вселенная закончит Большим Сжатием, другая тепловой смертью, третья Большим Разрывом и так далее. Но это неважно: в мультивселенной наша вселенная - всего лишь одна из множества других. И даже если наш мир рассыпется радугой в пустоте между вселенными, большая «вселенная» останется. И поскольку в ней будет другая вселенная и существование, и жизнь, нам ничего не угрожает.

Количество новых вселенных всегда будет большем, чем старых, поэтому в теории число вселенных увеличивается.

Вечная вселенная

Долгое время считалось, что Вселенная была, есть и всегда будет. Это одна из первых концепций, которые создали люди о природе Вселенной, однако в последнее время эта теория получила новый толчок, уже серьезно подкрепленный с точки зрения физики.

Так вот, не с сингулярности Большого Взрыва начался отсчет времени, время могло существовать и раньше (за бесконечность до этого), а сингулярность и результирующий взрыв могли стать следствием столкновения двух бран (структур пространства-времени более высокого уровня бытия). В этой модели Вселенная циклична и будет продолжать расширяться и сжиматься всегда.

Мы, кстати, можем выяснить это в ближайшие 20 лет - у нас есть спутник Планк, исследовавший космос в поисках паттернов микроволнового фона, которые подскажут нам что-нибудь о происхождении Вселенной. Это долгий процесс, но он предоставит нам знания о том, с чего началась наша Вселенная, а возможно подскажет, чем она закончится.

Бу́дущее Вселе́нной - вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии . Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.

После того как теория о создании Вселенной посредством Большого взрыва и её последующем быстром расширении была принята большинством учёных, будущее Вселенной стало вопросом космологии, рассматриваемым с разных точек зрения в зависимости от физических свойств Вселенной: её массы и энергии, средней плотности и скорости расширения.

Сценарии дальнейшей эволюции

Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи . Однако конечный вид эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой смертью.

Если скорость будет всё нарастать, то, начиная с определённого момента, сила, расширяющая Вселенную, сначала превысит гравитационные силы , удерживающие галактики в скоплениях. За ними распадутся галактики и звёздные скопления . И, наконец, последними распадутся наиболее тесно связанные звёздные системы . Спустя некоторое время электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты и более мелкие объекты. Мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов . На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестаёт работать современная физика.

Вышеописанный сценарий - это сценарий Большого разрыва .

Существует и противоположный сценарий - Большое сжатие . Если расширение Вселенной замедляется, то в будущем оно прекратится и начнётся сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут определяться космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не станет в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также будет происходить рождение звёзд, будут вспыхивать сверхновые и, возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придёт конец, когда Вселенная сожмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику. Температура реликтового фона достигнет 274 К, и на планетах земного типа начнёт таять лёд. Дальнейшее сжатие приведёт к тому, что излучение реликтового фона затмит даже излучения центральных светил в планетных системах, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся или будут разорваны на куски сами звёзды и планеты. Состояние Вселенной будет похоже на то, что было в первые моменты её зарождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны , начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки , происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики , и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно .

Космологические эпохи

Введем понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах :

τ = 10 η {\displaystyle \tau =10^{\eta }} лет

Эпоха звёзд (6<η<14)

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды - красные карлики , - полностью исчерпав свои источники горения.

Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красного гиганта , поглотив Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что может быть похожа на нынешнюю планету COROT-7b и представлять собой сгусток лавы на дневной стороне.

Эпоха распада (15<η<39)

Если в предыдущей стадии основные объекты Вселенной - звёзды, подобные нашему Солнцу , то в эпоху распада - белые и коричневые карлики , и совсем немного нейтронных звёзд и чёрных дыр . Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.

Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов.

Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления, слились в одну.

Эпоха чёрных дыр (40<η<100)

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план выходят чёрные дыры.

За предыдущие декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают. Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождает значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является излучение Грибова-Хокинга : благодаря своей квантовой природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать кванты света под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов .

Однако возможен и другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под действием гравитации она разогреется до Планковской температуры и достигнет Планковской плотности и станет причиной очередного Большого взрыва , дав начало новой Вселенной.

Эпоха вечной тьмы (η>101)

Это время уже без каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны, позитроны и кварки. Температура приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония , долгосрочная судьба их - полная аннигиляция .

См. также

Примечания

Литература

• Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М.,1975.
• [] (2010). “Could Time End?” . Scientific American . 303 (3): 84-91. Bibcode :2010SciAm.303c..84M . DOI :10.1038/scientificamerican0910-84 . PMID . Проверьте параметр |author-last1= (