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.

Материал из Википедии - свободной энциклопедии

Бу?дущее Вселе?нной - 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 ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.

Космологические эпохи

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

$\backslash tau=10^\{\backslash eta\}$ лет

Эпоха звёзд (6

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

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

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 фотоны 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 (i>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 стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония , долгосрочная судьба их - полная аннигиляция .

См. также

Напишите отзыв о статье "Будущее Вселенной"

Примечания

Литература

• Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М.,1975.

Ссылки

• . Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg.
• «Тепловая смерть» Вселенной // Большая советская энциклопедия : [в 30 т.] / гл. ред. А. М. Прохоров . - 3-е изд. - М . : Советская энциклопедия, 1969-1978.
• Baez, J., 2004, «».
• Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., 2003, «» Physical Review Letters 91 .
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, «»
• George Musser (2010). «». Scientific American 303 (3): 84–91. DOI :10.1038/scientificamerican0910-84 . PMID 20812485 .
• Vaas, R., 2006, «» in Burdyuzha, V. (ed.) The Future of Life and the Future of our Civilization . Springer: 231-247.
• , a BBC Radio 4 series.
• .

Отрывок, характеризующий Будущее Вселенной

– Вам полная воля с, – сказал князь Николай Андреевич, расшаркиваясь перед невесткой, – а ей уродовать себя нечего – и так дурна.
И он опять сел на место, не обращая более внимания на до слез доведенную дочь.
– Напротив, эта прическа очень идет княжне, – сказал князь Василий.
– Ну, батюшка, молодой князь, как его зовут? – сказал князь Николай Андреевич, обращаясь к Анатолию, – поди сюда, поговорим, познакомимся.
«Вот когда начинается потеха», подумал Анатоль и с улыбкой подсел к старому князю.
– Ну, вот что: вы, мой милый, говорят, за границей воспитывались. Не так, как нас с твоим отцом дьячок грамоте учил. Скажите мне, мой милый, вы теперь служите в конной гвардии? – спросил старик, близко и пристально глядя на Анатоля.
– Нет, я перешел в армию, – отвечал Анатоль, едва удерживаясь от смеха.
– А! хорошее дело. Что ж, хотите, мой милый, послужить царю и отечеству? Время военное. Такому молодцу служить надо, служить надо. Что ж, во фронте?
– Нет, князь. Полк наш выступил. А я числюсь. При чем я числюсь, папа? – обратился Анатоль со смехом к отцу.
– Славно служит, славно. При чем я числюсь! Ха ха ха! – засмеялся князь Николай Андреевич.
И Анатоль засмеялся еще громче. Вдруг князь Николай Андреевич нахмурился.
– Ну, ступай, – сказал он Анатолю.
Анатоль с улыбкой подошел опять к дамам.
– Ведь ты их там за границей воспитывал, князь Василий? А? – обратился старый князь к князю Василью.
– Я делал, что мог; и я вам скажу, что тамошнее воспитание гораздо лучше нашего.
– Да, нынче всё другое, всё по новому. Молодец малый! молодец! Ну, пойдем ко мне.
Он взял князя Василья под руку и повел в кабинет.
Князь Василий, оставшись один на один с князем, тотчас же объявил ему о своем желании и надеждах.
– Что ж ты думаешь, – сердито сказал старый князь, – что я ее держу, не могу расстаться? Вообразят себе! – проговорил он сердито. – Мне хоть завтра! Только скажу тебе, что я своего зятя знать хочу лучше. Ты знаешь мои правила: всё открыто! Я завтра при тебе спрошу: хочет она, тогда пусть он поживет. Пускай поживет, я посмотрю. – Князь фыркнул.
– Пускай выходит, мне всё равно, – закричал он тем пронзительным голосом, которым он кричал при прощаньи с сыном.
– Я вам прямо скажу, – сказал князь Василий тоном хитрого человека, убедившегося в ненужности хитрить перед проницательностью собеседника. – Вы ведь насквозь людей видите. Анатоль не гений, но честный, добрый малый, прекрасный сын и родной.
– Ну, ну, хорошо, увидим.
Как оно всегда бывает для одиноких женщин, долго проживших без мужского общества, при появлении Анатоля все три женщины в доме князя Николая Андреевича одинаково почувствовали, что жизнь их была не жизнью до этого времени. Сила мыслить, чувствовать, наблюдать мгновенно удесятерилась во всех их, и как будто до сих пор происходившая во мраке, их жизнь вдруг осветилась новым, полным значения светом.
Княжна Марья вовсе не думала и не помнила о своем лице и прическе. Красивое, открытое лицо человека, который, может быть, будет ее мужем, поглощало всё ее внимание. Он ей казался добр, храбр, решителен, мужествен и великодушен. Она была убеждена в этом. Тысячи мечтаний о будущей семейной жизни беспрестанно возникали в ее воображении. Она отгоняла и старалась скрыть их.
«Но не слишком ли я холодна с ним? – думала княжна Марья. – Я стараюсь сдерживать себя, потому что в глубине души чувствую себя к нему уже слишком близкою; но ведь он не знает всего того, что я о нем думаю, и может вообразить себе, что он мне неприятен».
И княжна Марья старалась и не умела быть любезной с новым гостем. «La pauvre fille! Elle est diablement laide», [Бедная девушка, она дьявольски дурна собою,] думал про нее Анатоль.
M lle Bourienne, взведенная тоже приездом Анатоля на высокую степень возбуждения, думала в другом роде. Конечно, красивая молодая девушка без определенного положения в свете, без родных и друзей и даже родины не думала посвятить свою жизнь услугам князю Николаю Андреевичу, чтению ему книг и дружбе к княжне Марье. M lle Bourienne давно ждала того русского князя, который сразу сумеет оценить ее превосходство над русскими, дурными, дурно одетыми, неловкими княжнами, влюбится в нее и увезет ее; и вот этот русский князь, наконец, приехал. У m lle Bourienne была история, слышанная ею от тетки, доконченная ею самой, которую она любила повторять в своем воображении. Это была история о том, как соблазненной девушке представлялась ее бедная мать, sa pauvre mere, и упрекала ее за то, что она без брака отдалась мужчине. M lle Bourienne часто трогалась до слез, в воображении своем рассказывая ему, соблазнителю, эту историю. Теперь этот он, настоящий русский князь, явился. Он увезет ее, потом явится ma pauvre mere, и он женится на ней. Так складывалась в голове m lle Bourienne вся ее будущая история, в самое то время как она разговаривала с ним о Париже. Не расчеты руководили m lle Bourienne (она даже ни минуты не обдумывала того, что ей делать), но всё это уже давно было готово в ней и теперь только сгруппировалось около появившегося Анатоля, которому она желала и старалась, как можно больше, нравиться.
Маленькая княгиня, как старая полковая лошадь, услыхав звук трубы, бессознательно и забывая свое положение, готовилась к привычному галопу кокетства, без всякой задней мысли или борьбы, а с наивным, легкомысленным весельем.
Несмотря на то, что Анатоль в женском обществе ставил себя обыкновенно в положение человека, которому надоедала беготня за ним женщин, он чувствовал тщеславное удовольствие, видя свое влияние на этих трех женщин. Кроме того он начинал испытывать к хорошенькой и вызывающей Bourienne то страстное, зверское чувство, которое на него находило с чрезвычайной быстротой и побуждало его к самым грубым и смелым поступкам.
Общество после чаю перешло в диванную, и княжну попросили поиграть на клавикордах. Анатоль облокотился перед ней подле m lle Bourienne, и глаза его, смеясь и радуясь, смотрели на княжну Марью. Княжна Марья с мучительным и радостным волнением чувствовала на себе его взгляд. Любимая соната переносила ее в самый задушевно поэтический мир, а чувствуемый на себе взгляд придавал этому миру еще большую поэтичность. Взгляд же Анатоля, хотя и был устремлен на нее, относился не к ней, а к движениям ножки m lle Bourienne, которую он в это время трогал своею ногою под фортепиано. M lle Bourienne смотрела тоже на княжну, и в ее прекрасных глазах было тоже новое для княжны Марьи выражение испуганной радости и надежды.
«Как она меня любит! – думала княжна Марья. – Как я счастлива теперь и как могу быть счастлива с таким другом и таким мужем! Неужели мужем?» думала она, не смея взглянуть на его лицо, чувствуя всё тот же взгляд, устремленный на себя.
Ввечеру, когда после ужина стали расходиться, Анатоль поцеловал руку княжны. Она сама не знала, как у ней достало смелости, но она прямо взглянула на приблизившееся к ее близоруким глазам прекрасное лицо. После княжны он подошел к руке m lle Bourienne (это было неприлично, но он делал всё так уверенно и просто), и m lle Bourienne вспыхнула и испуганно взглянула на княжну.
«Quelle delicatesse» [Какая деликатность,] – подумала княжна. – Неужели Ame (так звали m lle Bourienne) думает, что я могу ревновать ее и не ценить ее чистую нежность и преданность ко мне. – Она подошла к m lle Bourienne и крепко ее поцеловала. Анатоль подошел к руке маленькой княгини.
– Non, non, non! Quand votre pere m"ecrira, que vous vous conduisez bien, je vous donnerai ma main a baiser. Pas avant. [Нет, нет, нет! Когда отец ваш напишет мне, что вы себя ведете хорошо, тогда я дам вам поцеловать руку. Не прежде.] – И, подняв пальчик и улыбаясь, она вышла из комнаты.

Все разошлись, и, кроме Анатоля, который заснул тотчас же, как лег на постель, никто долго не спал эту ночь.
«Неужели он мой муж, именно этот чужой, красивый, добрый мужчина; главное – добрый», думала княжна Марья, и страх, который почти никогда не приходил к ней, нашел на нее. Она боялась оглянуться; ей чудилось, что кто то стоит тут за ширмами, в темном углу. И этот кто то был он – дьявол, и он – этот мужчина с белым лбом, черными бровями и румяным ртом.

Какой будет Вселенная через 10 100 лет? При ее неограниченном расширении все протоны распадутся,
галактики превратятся в черные дыры, а сами черные дыры «испарятся». Если Вселенная в будущем коллапсирует, то процессы ее расширения и сжатия могут циклически повторяться…

В последние годы успехи в изучении взаимодействий элементарных частиц при высоких энергиях способствовали значительному прогрессу в космологии. Попытки описать все основные силы природы как различные проявления одной фундаментальной силы частично оказались успешными в так называемых объединенных теориях взаимодействия элементарных частиц.

Такие теории позволяют хотя бы приближенно описать основные физические процессы в температурном интервале, начиная от крайне низких температур, близких к абсолютному нулю, до температур порядка 10 32 К. Они дают возможность составить общее представление о свойствах материи при плотностях, представляющих космологический интерес - от значений меньше 10 -300 г/см 3 до величин, превышающих 10 100 г/см 3 . Экстремальные условия, свойственные границам указанных интервалов, могут преобладать либо на очень ранних, либо на самых поздних стадиях эволюции Вселенной.

Сравнительно недавно несколько физиков и космологов, в том числе и авторы настоящей статьи, попробовали экстраполировать процесс развития Вселенной в далекое будущее, вплоть до того времени, когда ее возраст достигнет 10 100 лет.

Теория Большого взрыва

В основе метода экстраполяции лежит модель Большого взрыва. Согласно этой модели, началом расширения Вселенной послужил взрыв исключительно плотного компактного образования, произошедший
10-20 млрд. лет назад. В настоящее время считается общепризнанным, что эволюцию Вселенной определили первые моменты с начала ее расширения.

Использование терминологии, связанной со взрывом, объясняется тем, что материя и энергия в наблюдаемой Вселенной представляются как бы разлетающимися в пространстве. Правда, термин «Большой взрыв» не совсем удачный, поскольку ассоциируется с наблюдением взрыва как бы со стороны. Наблюдать же «со стороны» взрывное расширение Вселенной, включающей в себя все сущее, в прин-
ципе невозможно.

Само пространство тоже расширяется в том смысле, что все галактики удаляются друг от друга со скоростями, пропорциональными расстоянию между ними. Наблюдателю, находящемуся в нашей Галактике, другие галактики представляются «разбегающимися» от него. Чем дальше галактика, тем с большей скоростью она удаляется от нас. С увеличением расстояния на 1 млн. световых лет эта скорость возрастает на 17 км/с. Математической основой модели Большого взрыва являются уравнения общей теории относительности Эйнштейна.

Примерно через три минуты после начала расширения Вселенной ядерные реакции привели к синтезу гелия, а также других легких элементов, хотя и в гораздо меньших количествах. Однако Вселенная охладилась слишком быстро, для того чтобы успели образоваться углерод и другие более тяжелые элементы. Поэтому значительная часть водорода сохранилась и послужила ядерным горючим для звезд.

Наблюдаемый избыток вещества по сравнению с антивеществом, возможно, обусловлен реакциями, протекавшими всего через 10 ~ 38 с. после начала расширения. Именно на основе этого предположения большинство объединенных теорий взаимодействия элементарных частиц предсказывают возможность
распада любой ядерной материи.

Из-за недостаточности наших представлений о самых ранних стадиях расширения Вселенной пока нельзя ответить на важнейший вопрос космологии: будет ли Вселенная постоянно расширяться или силы гравитации остановят ее расширение и увлекут пространство и время вновь к состоянию изначального
«огненного шара» ?

Поскольку с помощью экспериментов и наблюдений пока не удается решить вопрос о замкнутости Вселенной, при прогнозировании ее далекого будущего приходится принимать во внимание обе возможности - и ее замкнутость, и открытость.

Открытая Вселенная

Сначала предположим, что критическая плотность не достигается и Вселенная открыта. Что произойдет с ее крупномасштабной структурой (т.е. каково будущее геометрических свойств Вселенной) и локальными образованиями (от протонов до галактик) ?

Согласно современным представлениям, эволюция локальных образований открытой Вселенной должна пройти шесть основных этапов.

• Первый из них займет 10 14 лет после Большого взрыва. За это время у всех звезд выгорит их «горючее». Основным ядерным горючим на протяжении почти всей жизни звезды является водород, который в ее недрах превращается в гелий. После того как большая часть водородного горючего исчерпана, размеры
  звезды быстро увеличиваются в несколько раз, и она становится красным гигантом. На этой стадии гелий превращается в углерод и другие более тяжелые элементы.

Термоядерные реакции в этих процессах «работают» в таком направлении: водород превращается в гелий, гелий в углерод, а углерод в более тяжелые элементы. Эта последовательность превращений обычно
завершается образованием железа. Ядра железа имеют самую низкую полную энергию на единицу массы по
сравнению с указанными элементами, так что при достижении «железного предела» энергия ядерного горючего Вселенной полностью исчерпывается.

• Второй этап эволюции Вселенной состоит в потере всеми звездами своих планет. Если к звезде, вокруг которой обращается планета (или планеты), приблизится другая звезда на расстояние, не превышающее радиус планетной орбиты, то последняя будет сильно изменена гравитационным полем приблизившейся звезды и планета может улететь в межзвездное пространство. Средний промежуток времени, в течение которого возможна подобная встреча, зависит от концентрации звезд в данной области пространства, радиуса планетных орбит и от скорости сближения звезд.

Концентрацию звезд в пространстве можно оценить по объему, в котором содержится по крайней мере одна звезда. Звезда с обращающейся вокруг нее планетой «заметает» в пространстве цилиндр, размер которого зависит от размера орбиты планеты и от скорости звезды.

Средний интервал времени между звездными сближениями равен времени, необходимому для того, чтобы объем этого цилиндра стал равен объему, содержащему по крайней мере одну звезду. Концентрация звезд в типичной галактике равна примерно одной звезде на 35 кубических световых лет пространства.

По оценке Ф. Дайсона (Институт высших исследований в Принстоне, США), средний радиус орбиты планеты примерно равен 100 млн. км, а скорость движения звезды в пространстве составляет 50 км/с. Объем цилиндра, «заметаемого» движущейся планетной системой, окажется по прошествии 10 15 лет равным 35 кубическим световым годам, поэтому встреча с другой звездой в течение этого промежутка времени вполне возможна.

На основании этого можно предположить, что примерно через 100 подобных сближений звезда лишится всех своих планет; следовательно, за время, равное 100 * 10 15 лет, т.е. за 10 17 лет, все звезды потеряют свои планеты.

• Третий этап эволюции Вселенной - результат еще больших сближений звезд. Когда две звезды проходят близко друг от друга, гравитационное взаимодействие между ними способно передать кинетическую энергию от одной звезды к другой. При достаточно большом сближении одна из звезд может приобрести настолько высокую скорость, что «вылетит» из галактики. В силу закона сохранения
  энергии кинетическая энергия второй звезды при этом соответственно уменьшится. В итоге эта звезда приблизится к ядру галактики.

Этот этап может быть назван этапом испарения галактик. Взаимодействие звезд воспроизводит в гигантском
масштабе взаимодействие молекул, испаряющихся с поверхности жидкости. Сходный по характеру обмен энергией, возможно, приведет к тому, что не только звезды, но и значительная часть межзвездного газа также покинет галактики.

После того как примерно 90 % массы галактик испарится, гравитационное поле станет «собирать» оставшиеся звезды и вещество в ядро с возрастающей плотностью. Галактики, которые мы наблюдаем в настоящее время, по-видимому, имеют в центре сверхмассивную черную дыру - область пространства, которую не могут покинуть ни вещество, ни излучение (не принимая во внимание особый случай, связанный с законами квантовой механики).

Даже если никакой черной дыры в центре галактики не существует, плотность ее ядра, вероятно, возрастет настолько, что гравитационные силы преодолеют сопротивление, оказываемое давлением газа, и ядро катастрофически быстро сожмется (коллапсирует). В результате образуется сверхмассивная черная дыра.

Расчеты, аналогичные проведенным нами для случая потери планет звездами, показывают, что испарение звезд из галактик, сопровождающееся коллапсом последних, произойдет к тому времени, когда возраст Вселенной достигнет 10 18 лет.

• Четвертый и пятый этапы эволюции открытой Вселенной - это космологические явления в поздних ее стадиях, предсказываемые большинством объединенных теорий взаимодействия элементарных частиц. Правда, эти явления не играют существенной роли, пока возраст Вселенной после эпохи коллапса галактик не увеличится по меньшей мере еще в 100 раз.

Если протон подвержен распаду, то процесс этот окажет существенное влияние на те звезды, которые не будут поглощены черными дырами в центре галактик. Это звезды, испарившиеся из галактик. Распад протонов и нейтронов будет поддерживать температуру звездного вещества, гораздо более высокую по сравнению с межзвездной средой.

Если предположить, что время жизни протона составляет 10 30 лет, то скорость распада в звезде размером с
Солнце должна быть порядка 10 27 протонов в год. Распад каждого протона порождает ливень энергетических электронов, позитронов, нейтрино и фотонов. Все эти дочерние частицы, за исключением нейтрино, поглощаются звездой, и поглощенная энергия поддерживает высокую температуру звездного вещества.

Точное значение температуры звезды в эпоху протонного распада можно определить следующим образом. Предположим, что интенсивность излучения звезды равна количеству тепловой энергии, выделяемой в единицу времени при распаде протонов. В этом равновесном состоянии температура зависит от массы звезды, площади поверхности, с которой излучается тепло, энергии покоя и времени жизни протона.

Вычисления показывают, что равновесная температура составляет 100 К для самых массивных «мертвых» звезд (которые, как это ни парадоксально, имеют наименьшие размеры) и примерно 3 К для больших по
размеру и менее массивных звезд.

Звезды охладятся до равновесной температуры к тому времени, когда возраст Вселенной составит 10 20 лет,
после этого их температура будет оставаться примерно постоянной до тех пор, пока большая часть протонов не распадется. Возраст Вселенной к этому времени достигнет 10 30 лет.

Интенсивность излучения звезд будет относительно невысокой, но отнюдь не ниже интенсивности фонового излучения, связанного с Большим взрывом. Температура, соответствующая фоновому излучению, зависит от свойств открытой расширяющейся Вселенной. Если плотность Вселенной меньше критической, то к тому времени, когда ее возраст достигнет 10 30 , эта температура уменьшится до 10 -20 К.

С другой стороны, если плотность в точности равна критической, то Вселенная будет расширяться медленнее и температура, соответствующая фоновому излучению, уменьшится до 10 -13 К. Таким образом, она будет на 13 - 20 порядков ниже температуры «мертвых» звезд.

• Шестой и последний этап в эволюции открытой Вселенной - это распад черных дыр. Как следует из эйнштейновской теории гравитации, ничто - ни вещество, ни излучение - не может выйти из черной дыры. Существует граница, называемая «горизонтом событий», на которой скорость, необходимая для ухода от черной дыры, оказывается равной скорости света.

Поэтому никакая частица, находящаяся за горизонтом событий, не может приобрести скорость, достаточную для пересечения этой границы. Однако в 1974 г. С. Хокинс из Кембриджского университета (Англия) показал, что в силу законов квантовой механики черная дыра может отдать всю энергию, связанную с ее массой, в результате чего она исчезнет.

Хокинс показал, что интенсивность излучения черной дыры обратно пропорциональна квадрату ее массы.
Сначала эта интенсивность невелика, но по мере уменьшения массы черной дыры она возрастает. Отсюда следует, что все черные дыры должны в конце концов исчезнуть, иначе говоря «испаряться».

К тому времени, когда возраст Вселенной достигнет 10 100 лет, все сверхмассивные черные дыры - результат коллапса галактик - испарятся. Эти процессы испарения, в особенности их последние стадии, будут сопровождаться все более нарастающей эмиссией фотонов. Таким образом, в возрасте 10 100 лет Вселенная будет состоять из крайне разреженного газа электронов и позитронов, нейтрино и фотонов малой энергии, испущенных задолго до испарения черных дыр, а также многочисленных расширяющихся сфер, состоящих из фотонов высокой энергии, родившихся в процессе испарения черных дыр.

Замкнутая Вселенная

Все высказанные выше предположения относятся к открытой Вселенной. Попробуем заглянуть в будущее Вселенной, предположив, что существует достаточное количество несветящейся материи, для того чтобы силы гравитации остановили расширение Вселенной и привели к ее сжатию.

Чем ближе средняя плотность к критическому зна-чению, тем дольше фаза расширения замкнутой Вселенной. Однако мы не знаем таких причин, в силу которых средняя плотность была бы достаточно близкой к критической, для того чтобы Вселенная расширялась в течение времени, достаточного для распада большей части протонов.

Поэтому в фазе максимального расширения замкнутая Вселенная, как и при расширении открытой Вселенной, вероятно, будет состоять из «мертвых» звезд, сверхмассивных черных дыр - остатков галактик, а также нейтрино и фотонов малой энергии.

Основные события в фазе расширения замкнутой Вселенной происходят в той же последовательности, как и события при расширении открытой Вселенной. (Коллапс открытой Вселенной, разумеется, невозможен.) С изучением коллапса связаны работы нескольких исследователей, включая М. Риса из Кембриджского университета (Англия).

По мере увеличения энергии фотонов при сжатии Вселенной они нагревают «мертвые» звезды, что приводит к их быстрому «сгоранию», взрыву или испарению. В процессе возрастания ее плотности черные
дыры поглощают вещество и при столкновении друг с другом сливаются.

Можно рассчитать, что во Вселенной, в которой на каждую галактику приходится по одной сверхмассивной
черной дыре, «мертвые» звезды поглощаются черными дырами вскоре после того, как из них начинает испаряться вещество. Все черные дыры в конце концов сливаются в одну гигантскую черную дыру (коллапс Вселенной).

Что же ждет нашу Вселенную?

Что касается будущего Вселенной, для человека наиболее важным, по-видимому, является вопрос о будущем жизни и разума. Сможет ли разум постоянно поддерживать условия, благоприятные для жизни?

Несколько космологов, в том числе Дайсон и С. Фраучи из Калифорнийского технологического института, предпринимают в настоящее время попытки анализа путей энергообеспечения жизни в далеком будущем, а также проблем связи при освоении цивилизацией все более удаленных областей космического пространства.

Дайсон полагает, что материальными носителями жизни и сознания совсем не обязательно должны быть
только клетки с их ДНК. Существенной особенностью сознания является определенная сложность структуры, которая в принципе может быть реализована в любом «подходящем материале». Тем самым он полагает, что идея о мыслящем компьютере или о мыслящем облаке не может быть отброшена из общих соображений, как философски неприемлемая.

С учетом этих предположений, изменения космической среды, вызванные гибелью или остыванием звезд и их испарением из галактик, не обязательно будут разрушительными для систем, которые можно считать «живыми» и «разумными».

Например, энергию в принципе, можно «добывать» из гравитационного поля сверхмассивной черной дыры. Однако распад протонов и нейтронов возможно приведет к фундаментальным изменениям, ибо кажется маловероятным, что разум может быть основан на системе из электронов и позитронов. Кроме того,
если Вселенная замкнута, то условия, необходимые для жизни, могут существовать только в определенные периоды в течение каждого цикла.

В открытой Вселенной «границы жизни» иные. С испарением черных дыр наступает космический энергетический кризис, поскольку по мере расширения Вселенной оставшиеся частицы вещества и фотоны теряют свою энергию. Любая постоянная скорость потребления энергии произвольными формами жизни в конце концов окажется недостаточной.

С другой стороны, Дайсон полагает, что увеличивающиеся периоды «гибернации», во время которых энергия не потребляется, могут сопровождаться периодами ее потребления. Таким образом, для очень долгого существования цивилизаций в открытой Вселенной потенциальная возможность имеется.

Будущее Вселенной – один из основных вопросов космологии, ответ на который зависит, в первую очередь, от таких характеристик и свойств Вселенной как ее масса, энергия, средняя плотность, а также скорость расширения.

Что мы знаем о Вселенной?

Для начала следует определить само понятие «Вселенная», которое имеет место быть как в астрономии, так и философии. В области астрономии Вселенной называют Метагалактикой или просто астрономической Вселенной. Однако, с теоретической точки зрения, которая учитывается большинством моделей и сценариев развития Вселенной, она представляет собой колоссальную систему, выходящую за пределы возможного наблюдения.

Одним из важнейших свойств Вселенной, которое было открыто относительно недавно – это практически однородное и изотропное расширение, которое также оказалось ускоренным. В зависимости от продолжительности этого расширения история Вселенной может принять один из двух предполагаемых сценариев.

В первом случае расширение будет продолжаться до бесконечности, вместе с этим средняя плотность вещества во Вселенной будет стремительно падать, приближаясь к нулю. Коротко говоря, вся начнется с распада скоплений галактик, а закончится делением протона на кварки.

Второй сценарий учитывает постулаты общей теории относительности (ОТО), которая гласит о том, что при значительном росте плотности вещества искривляется пространство-время. Если расширение все же начнет замедляться, то вероятнее всего в какой-то момент оно обернется сжатием. Тогда Вселенная начнет сжиматься, а средняя плотность ее вещества – стремительно расти. При таком ходе событий, согласно ОТО, пространство-время будет постепенно искривляться до тех пор, пока Вселенная не замкнется сама на себе, вроде поверхности обычной сферы, но с большим количеством измерений, чем мы привыкли себе представлять.

Космологические эпохи Вселенной

В попытках предсказать дальнейшую судьбу астрономической Вселенной, ученые разделили ее существование на следующие этапы:

Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:

1. Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
2. Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
3. Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
4. Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому .

Наука выделяет четыре основных пути, на которых может встретить свою судьбу. Это Большое Замерзание, Большой Хруст, Большое Изменение и Большой Разрыв. Если вам эти названия ничего не говорят, сейчас все поймете. Вас не должен удивить факт того, что наша планета обречена. Пройдет немного времени, всего 6 миллиардов лет, и , скорее всего, испарится, когда расширится до и поглотит нашу .

Но Земля - это просто планета в , Солнце - одна из сотен миллиардов в , и в наблюдаемой Вселенной скрываются сотни миллиардов галактик. Что уготовлено для них для всех? Как закончит свои дни Вселенная?

Наука может только догадываться о том, как это произойдет. Мы даже не уверены, как именно Вселенная погибнет, определенным образом или просто медленно сойдет на нет. Наше лучшее понимание физики приводит нас к нескольким вариантам глобального апокалипсиса. Также оно дает нам несколько советов о том, как это в принципе можно было бы пережить.

Первый намек на возможный конец Вселенной приходит к нам из термодинамики, науке о тепле. Термодинамика - это такой проповедник физики с дикими глазами, который держит картонный транспарант с простым предупреждением: «Тепловая смерть грядет».

Несмотря на свое название, тепловая смерть Вселенной не представляется огненным адом. Напротив, это смерть всех уровней тепла. Звучит не очень страшно, но тепловая смерть - это хуже, чем запечься до корочки. Это потому, что почти все в повседневной жизни требует определенных разниц температур, прямо или косвенно.

К примеру, ваш автомобиль работает, потому что внутри двигателя он теплее, чем снаружи. Компьютер работает на электричестве от местной электростанции, которая, вероятно, работает путем нагрева воды и отвода тепла к турбине. Вы питаетесь едой, которая своим существованием обязана гигантской разнице температур между Солнцем и остальной частью Вселенной.

Когда Вселенная достигнет тепловой смерти, везде будет одна температура. Это означает, что ничего интересного больше никогда не произойдет. Все звезды умрут, вся материя распадется, все превратится в редкий бульон из частиц и излучения. Даже энергия этого бульона будет уменьшаться с течением времени в результате расширения Вселенной, оставляя все с температурой едва ли выше абсолютного нуля.

В этом процессе Большого Замерзания Вселенная станет равномерно холодной, мертвой и пустой.

После разработки теории термодинамики в начале 1800-х годов, тепловая смерть выглядит как единственным возможным путем конца Вселенной. Но через 100 лет общая теория относительности Эйнштейна провозгласила, что у Вселенной может быть куда более интересная судьба.

Общая теория относительности говорит, что материя и энергия искривляют пространство и время. Это отношение между пространством-временем и материей-энергии - между сценой и актерами на ней - распространяется на всю Вселенную. Все, что есть во Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяет конечную судьбу самой Вселенной.

Теория предсказывает, что Вселенная в целом должна либо расширяться, либо сжиматься. Она не может оставаться в прежнем размере. Эйнштейн понял это в 1917 году и так не хотел это признавать, что отказался от собственной теории.

Тогда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил неопровержимые доказательства того, что Вселенная расширяется. Эйнштейн изменил свое мнение, назвав свою предыдущую настойчивость относительно статической Вселенной «величайшей ошибкой» своей карьеры.

Если Вселенная расширяется, когда-то она должна была быть меньше, чем сейчас. Понимание этого привело к появлению теории Большого Взрыва: идеи о том, что Вселенная началась с невероятно малой точки и быстро расширилась. Мы можем увидеть это по «послесвечению» Большого Взрыва - в качестве космического микроволнового фона - постоянного потока радиоволн, идущих со всех направлений в небе.

Получается, судьба Вселенной зависит от очень простого вопроса: будет ли Вселенная расширяться дальше и как быстро?

Для Вселенной, содержащей обычную «начинку» - материю и свет, - ответ на вопрос зависит от количества этой начинки. Больше начинки - значит, больше гравитации, которая стягивает все назад и замедляет расширение. Пока количество начинки не превосходит критический порог, Вселенная будет расширяться вечно и в конечном итоге умрет тепловой смертью.

Но если начинки будет слишком много, расширение Вселенной замедлится и остановится. Тогда Вселенная начнет сжиматься. Сокращающаяся Вселенная будет становиться все меньше и меньше, плотнее и горячее, пока все не закончится в красочном компактном аду, противоположном Большому Взрыву и известном как Большое Сжатие.

На протяжении большей части 20 века астрофизики не были уверены, какой из этих сценариев возымеет действие. Большое Замерзание или Большое Сжатие? Лед или огонь? Они пытались провести космическую перепись, подсчитав количество начинки в нашей Вселенной. Оказалось, что мы до странного близко находимся к критическому порогу, и наша судьба остается под вопросом.

В конце 20 века все изменилось. В 1998 году две соперничающих группы астрофизиков сделали невероятное заявление: расширение вселенной ускоряется.

Обычная материя и энергия не могли бы повлиять на Вселенную таким образом. Это стало первым свидетельством существования нового фундаментального вида энергии, « », поведение которой совершенно загадочно для нас.

Темная энергия расталкивает Вселенную в стороны. Мы пока не понимаем, что это такое, но порядка 70% энергии Вселенной приходится на темную энергию, и это число растет день ото дня. Существование темной энергии означает, что количество начинки во Вселенной не определяет ее конечную судьбу. Космосом управляет темная энергия, она ускоряет расширение Вселенной. Следовательно, сценарий Большого Сжатия маловероятен.

Но это не означает, что и Большое Замерзание неизбежно. Есть и другие возможные исходы.

Один из них произошел не в процессе изучения космоса, а из мира субатомных частиц. Это, пожалуй, наиболее странная из возможных судеб Вселенной: что-то фантастическое и при этом вероятное.

В классическом научно-фантастическом романе Курта Воннегута «Колыбель для кошки», «лед-девять» представляет собой новую форму водяного льда с интересными свойствами: он образуется при температуре 46 градусов, а не 0. Если кристалл льда-девять уронить в стакан с водой, вода вокруг кристалла примет его форму, так как его энергия ниже, чем у жидкой воды. Новые кристаллы льда-девять будут проделывать то же самое с водой вокруг себя, и в мгновение ока цепная реакция превратит всю воду в стакане - или в океанах Земли - в твердый лед-девять.

То же самое может случиться в реальной жизни с нормальным льдом и нормальной водой. Если вы наберете в очень чистый стакан очень чистой воды и охладите ее ниже нуля градусов, вода станет переохлажденной: она будет оставаться жидкой ниже естественной точки замерзания. В воде нет никаких примесей, а в стакане нет неровностей, чтобы начал образовываться лед. Но если вы уроните кристалл льда в воду, вода быстро замерзнет, как лед-девять.

Лед-девять и переохлажденная вода могут показаться мало связанными с судьбой Вселенной. Но что-то похожее происходит с самим пространством. Квантовая физика гласит, что даже в абсолютном вакууме присутствует небольшое количество энергии. Но тогда должен существовать другой тип вакуума, содержащий меньше энергии. Если это так, тогда вся Вселенная похожа на стакан с переохлажденной водой. И будет оставаться таковой, пока не покажется «пузырь» вакуума с низкой энергией.

К счастью, мы не знаем таких пузырей. К несчастью, квантовая физика утверждает, что если низкоэнергетический вакуум возможен, пузырь с таким вакуумом неизбежно появится где-то во Вселенной. Когда это произойдет, то подобно истории со льдом-девять новый вакуум «преобразует» старый вакуум вокруг себя. Пузырь будет расти со скоростью света, и мы никогда не увидим его приближения. Внутри пузыря все будет совершенно другим и явно не гостеприимным. Свойства фундаментальных частиц вроде электронов и кварков могут быть совершенно другими, переписывающими правила химии и, возможно, препятствующими образованию атомов. Люди, планеты и даже сами звезды могут быть уничтожены в процессе этого Большого Изменения. В работе 1980 года физики Сидни Коулман и Франк де Люччия назвали его «глобальной экологической катастрофой».

После Большого Изменения и темная энергия будет вести себя по-другому. Вместо того чтобы подталкивать расширение Вселенной, темная энергия может внезапно свернуть Вселенную саму в себя, заставив ее коллапсировать в Большом Сжатии.

Есть и четвертая возможность, и опять темная энергия занимает центральное место. Эта идея очень спорная и невероятная, но не стоит сбрасывать ее со счетов. Темная энергия может быть намного мощнее, чем мы думаем, и сама по себе привести Вселенную к концу без всяких Больших Изменений, Замерзаний и Сжатий.

У темной энергии есть своеобразное свойство. Когда Вселенная расширяется, ее плотность остается постоянной. Это означает, что со временем она разрастается, чтобы идти в ногу с увеличением объема Вселенной. Это необычно, хотя и не нарушает законы физики.

Тем не менее все может быть намного страннее. Что, если плотность темной энергии увеличивается по мере расширения Вселенной? Точнее, что, если количество темной энергии во Вселенной увеличивается быстрее, чем расширяется сама Вселенная?

Эту идею выдвинул Роберт Колдуэлл из Дартмутского колледжа в Ганновере, Нью-Гемпшир. Он назвал это «фантомной темной энергией». И она приводит нас к невероятно странной судьбе Вселенной.

Если фантомная темная энергия существует, тогда нас ждет темная сторона силы, выражаясь языком «Звездных войн». Сейчас плотность темной энергии чрезвычайно низка, намного ниже плотности материи на Земле или даже плотности галактики Млечный Путь, которая намного менее плотная, чем Земля. Однако с течением времени плотность фантомной темной энергии может нарастать и разрывать Вселенную на части. В работе 2003 года Колдуэлл и его коллеги представили сценарий под названием «космический конец света». Как только фантомная темная энергия становится более плотной, чем конкретный объект, этот объект разрывается в клочья.

Сначала фантомная темная энергия разорвет Млечный Путь, отправив его звезды в полет. Затем разорвется Солнечная система, поскольку притяжение темной энергии станет мощнее, чем притяжение Солнца относительно Земли. Наконец, за несколько минут Земля просто взорвется. Сами атомы начнут распадаться, и уже через секунду Вселенная будет разорвана. Колдуэлл называет это Большим Разрывом. Большой Разрыв, по признанию самого Колдуэлла, «весьма диковинный» сценарий.

Фантомная темная энергия бросает вызов фундаментальным идеям Вселенной, вроде допущения о том, что материя и энергия не могут двигаться быстрее скорости света. Это хорошие аргументы против Большого Разрыва. Наблюдения за расширением Вселенной, а также эксперименты с физикой частиц показывают, что в качестве конца света более вероятно Большое Замерзание, за которым последует Большое Изменение, а затем и Большое Сжатие.

Но это довольно мрачный портрет будущего - века холодной пустоты, которые ждут вакуумного распада и финального взрыва, переходящего в небытие. Есть ли какой-нибудь другой вариант? Или мы обречены?

Очевидно, конкретно у нас нет причин переживать о конце Вселенной. Все эти события произойдут через триллионы лет в будущем, за исключением разве что Большого Изменения, так что пока все идет по плану. Также нет причин беспокоиться за человечество. Если не случится иное, генетический разрыв изменит наших потомков до неузнаваемости задолго до этого. Однако смогут ли разумные существа любого вида, люди или нет, выжить в принципе?

Физик Фримен Дайсон из Института перспективных исследований в Принстоне, Нью-Джерси, рассмотрел этот вопрос в классической работе 1979 года. В то время он пришел к выводу, что жизнь сможет изменить себя, чтобы пережить Большое Замерзание, которое, как считал физик, будет менее проблемным, чем ад Большого Сжатия. Но в наши дни он менее оптимистичен, благодаря открытию темной энергии.

«Если Вселенная ускоряется, это плохие новости, - говорит Дайсон. Ускоренное расширение означает, что мы в конечном итоге потеряем контакт со всем, кроме горстки галактик, что резко ограничит количество доступной нам энергии. - В долгосрочной перспективе такая ситуация будет весьма печальной».

Однако положение вещей может измениться. «Мы на самом деле не знаем, будет ли расширение продолжаться и почему оно ускоряется, - говорит Дайсон. - Оптимистичный взгляд на вещи состоит в том, что ускорение будет замедляться по мере расширения Вселенной. Если это произойдет, будущее будет более благоприятным».

Но что, если расширение не будет замедляться или станет известно, что грядет Большое Изменение? Некоторые физики предлагают решение, безумное в принципе. Чтобы избежать конца Вселенной, мы должны построить собственную Вселенную в лаборатории и удрать в нее.

Один из физиков, работавших над этой идее, это небезызвестный Алан Гут из Массачусетского технологического института в Кембридже; он известен своими работами на тему юной Вселенной.

«Не могу сказать, что законы физики допускают возможность такого, - говорит Гут. - Если это возможно, потребуются технологии, выходящие за пределы всего, что мы можем представить. Это потребует гигантского количества энергии, которую еще нужно будет добыть и удержать».

Первый шаг, по мнению Гута, заключается в создании невероятной плотной формы материи - такой плотной, что она будет на грани коллапса в . Если сделать это правильно, а затем быстро убрать материю за пределами этого сгустка, можно получить регион пространства, который начнет быстро расширяться.

По сути, вы провоцируете скачок создания совершенно новой Вселенной. По мере расширения области пространства, граница будет сокращаться, создавая пузырь искривленного пространства внутри чего-то большего. Фанатам «Доктора Кто» это может показаться знакомым, и по словам Гута, TARDIS это довольно точная аналогия того, о чем идет речь. В конце концов, «снаружи» сожмется до нуля, и новорожденная Вселенная начнет собственное существование, независимое от судьбы предыдущей Вселенной. Очевидно, как эта схема сработает на самом деле, совершенно непонятно. Мы даже не знаем, возможно это или нет.

Впрочем, у Гута есть другой источник надежды на лучшую судьбу для нашего мира - проблеск надежды. Гут первым предположил, что в самой юности Вселенная расширилась чрезвычайно быстро за долю секунды, эта идея известна как «инфляция». Многие космологи считают, что инфляция является самым точным описанием расширения юной Вселенной, и Гут предлагает создать новую Вселенную, опираясь именно на этот процесс быстрого расширения.

Инфляция имеет интригующие последствия для конечной судьбы Вселенной. Согласно этой теории, наша Вселенная - это малая часть мультивселенной, множества карманных вселенных, которые плавают вокруг.

«В таком случае, даже если мы убедимся, что наша отдельная Вселенная умрет в процессе замерзания, мультивселенная будет жить вечно, и новая жизнь будет рождаться в каждой отдельной карманной Вселенной, - говорит Гут. - Мультивселенная воистину бесконечная, а в бесконечном будущем отдельные Вселенные могут жить и умирать сколько им вздумается».

В общем, ничего хорошего нас не ждет.