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.
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:
- 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.
- Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
- Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
- Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому .
Экология познания: Наука выделяет четыре основных пути, на которых Вселенная может встретить свою судьбу. Это Большое Замерзание, Большой Хруст, Большое Изменение и Большой Разрыв.
Наука выделяет четыре основ ных пути , на которых Вселенная 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 Земля, скорее всего, испарится, когда Солнце расширится до красного гиганта и поглотит нашу планету.
Но Земля - это просто планета в Солнечной системе, Солнце - одна из сотен миллиардов звезд в галактике, 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 они 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, «темной 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. 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 черную дыру. 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. опубликовано
|
Один из важнейших фактов, надежно установленных астрофизикой, сам факт эволюции Вселенной, ее направленное
развитие вместо рисовавшихся ранее вечно повторяющихся процессов на неизменной в среднем "сцене". Вселенная
расширяется, ее самые крупные структурные единицы - скопления галактик - удаляются друг от друга, и средняя
плотность вещества уменьшается. Около 15 миллиардов лет назад эта плотность была необычайно велика, не было
отдельных небесных тел, и вся материя представляла собой быстро расширяющуюся очень горячую плазму.
Теоретическая астрофизика, воссоздала картину первых минут после начала расширения Вселенной, когда в Плазме при температуре миллиард градусов происходили процессы синтеза легких химических элементов. То, что картина воссоздана точно, сейчас уже не вызывает сомнений, один из неотвратимых аргументов "за" - наблюдаемое сейчас соотношение между количеством гелия и водорода. Успехи физики элементарных частиц позволяют заглянуть в еще более горячее прошлое, когда температуры достигали 10 28 К, а время от начала расширения составляло 10 -35 секунды. Мы изучаем прошлое, чтобы лучше понять настоящее и будущее, а близкое и отдаленное будущее человечества, будущее разума во многом зависит от будущего природы, от судеб Земли, Солнца, Галактики, Вселенной. |
Прежде всего, конечно, возникает вопрос: неограниченно ли будет продолжаться расширение Вселенной? Ответ в принципе прост: если плотность материи во Вселенной достаточно велика, то силы тяготения в итоге остановят ее расширение, и оно сменится сжатием. Если плотность мала, то сил тяготения недостаточно, чтобы остановить расширение. Астрофизические наблюдения показывают, что средняя плотность видимого вещества во Вселенной примерно в 30 раз меньше критического значения (около 10 -29 г/см3 при современной скорости расширения), отделяющего один вариант будущего от другого.
Предположим сначала первый вариант - Вселенная расширяется неограниченно. Какие же процессы произойдут в этой неограниченно расширяющейся Вселенной? Первый из таких процессов сейчас ни у кого не вызывает сомнений - звезды погаснут. Солнце закончит свою активную эволюцию через несколько миллиардов лет и превратится в белый карлик размером с Землю, который будет постепенно остывать (см. цветную вкладку). Звезды массивнее Солнца проживут еще меньше п в зависимости от массы в конце концов превратятся либо в нейтронные звезды с поперечником всего в десятки километров, либо в черные дыры - объекты со столь сильным гравитационным полем, что оно не выпускает даже свет. Наконец, возможен катастрофический взрыв в конце "жизненного пути" звезды с полным ее разрушением. Звезды менее массивные, чем Солнце, живут дольше, но и они рано или поздно превращаются в остывшие карлики. В наше время возникают и новые звезды из межзвездной среды (по мнению академика В. А. Амбарцумяна, звезды возникают из сверхплотных тел). Настанет время, когда необходимые запасы ядерной энергии и вещества будут исчерпаны, новые звезды рождаться не будут, а старые превратятся в холодные тела или черные дыры. Звездная эра эволюции Вселенной закончится через 10 14 лет. Этот срок огромен, он в 10 тысяч раз больше времени, прошедшего от начала расширения Вселенной до наших дней.
А теперь о судьбах галактик. Звездные системы - галактики - состоят из сотен миллиардов звезд. В центрах галактик, вероятно, находятся сверхмассивные черные дыры, о чем свидетельствуют бурные процессы вокруг них, наблюдаемые астрофизиками. Для будущего галактик существенны очень редкие в наше время события, когда какая-либо звезда приобретает большую скорость в результате гравитационного взаимодействия с другими звездами и превращается в межгалактического странника. Звезды постепенно будут покидать галактику, а ее центральная часть будет понемногу сжиматься. Конечный этап - это сверхмассивная черная дыра, поглотившая остатки звезд центральной части галактики, и рассеивание примерно 90 процентов всех звезд в пространстве. Процесс разрушения галактик закончится примерно через 10 19 лет, все звезды к этому времени давно погаснут и потеряют право именоваться звездами.
Для дальнейших процессов определяющей является предсказываемая современной физикой нестабильность ядерного вещества. Имеется в виду, что протон хотя и очень долго живущая, но все же нестабильная частица. Среднее время его жизни оценивается примерно в 10 32 лет. Конечный продукт распада протона - один позитрон, излучение в виде фотонов, нейтрино и, возможно, одна или несколько электронно-по-зитронных пар. Хотя распад протона еще не наблюдался непосредственно, мало кто из физиков сомневается в неизбежности такого процесса. Нейтроны тоже нестабильны - в составе ядра они распадаются подобно протону, а в свободном состоянии в среднем за 15 минут распадаются на протон, электрон и антинейтрино.
Итак, примерно через 10 32 лет (обозначим это время как T r) ядерное вещество полностью распадется. Нораспад ядерного вещества уже задолго до этого срока начнет играть важную роль в эволюции Вселенной. Позитроны, возникающие при распаде нуклонов (это общее название протонов и нейтронов), аннигилируют с электронами, превращаясь в фотоны, которые вместе с фотонами, прямо возникающими при распаде нуклона, нагревают вещество. Только нейтрино свободно покидают звезду и уносят около 30 процентов всей энергии распада. Процесс распада будет поддерживать температуру умерших звезд и планет на уровне хоть и низком, но все же заметно отличном от абсолютного нуля. Так, белые карлики, остыв за 10 17 лет до температуры 5 К, будут потом сохранять эту температуру из-за выделения энергии при распаде вещества внутри них. Нейтронные звезды остывают за 10 19 лет до температуры около 100 К, после чего распад вещества в них будет поддерживать эту температуру (см. нижний график на цветной вкладке; изменение массы М, радиуса R и температуры Т умерших звезд в ходе распада ядерного вещества показано в сравнении с их начальными параметрами М 0 , R 0 и Т 0 , нейтронные звезды после уменьшения массы М примерно в 10 раз, то есть при М/М 0 ~0,1, взрываются).
Спустя 10 32 лет (T r) все ядерное вещество полностью распадется, звезды и планеты превратятся в фотоны и нейтрино.
Несколько иная судьба у рассеянного в пространстве газа, который останется после разрушения галактик (по массе он может составить около процента всего вещества Вселенной). Ядерное вещество этого газа тоже, разумеется, распадется через тр лет. Однако в этом случае позитроны, возникающие при распаде, уже не будут аннигилировать с электронами - из-за крайней разреженности газа вероятность встречи частиц чрезвычайно мала, и в результате образуется разреженная электронно-позитронная плазма.
К этому времени (T r) останутся еще черные дыры, возникшие из массивных звезд после их угасания, и сверхмассивные черные дыры, образовавшиеся в центрах галактик, о их судьбе мы скажем немного позже.
Что же будет происходить со Вселенной после распада ядерного вещества? В ту далекую эпоху во Вселенной будут присутствовать фотоны, нейтрино, электронно-пози-Тронная плазма и черные дыры. Основная часть массы окажется сосредоточенной в фотонах и нейтрино - начнется эра излучения.
С расширением Вселенной плотность массы излучения (фотонов и нейтрино) падает пропорционально четвертой степени размера (например, среднего расстояния между частицами), так как меняется и плотность числа частиц обратно пропорционально объему (куб размера) и энергия каждого кванта (а значит, и его масса) обратно пропорционально этому размеру. В отличие от излучения средняя плотность материи в виде электронно-позитронной плазмы и черных дыр убывает только из-за уменьшения их концентрации, то есть пропорционально кубу размера. Значит, плотность этих видов материи убывает медленнее, чем плотность излучения. Поэтому через время порядка 10 T r плотность материи уже будет определяться главным образом массой, заключенной в черных дырах (ее гораздо больше, чем в электронно-позитронной плазме). На смену эре излучения придет эра черных дыр.
Но и черные дыры не вечны. В поле тяготения вблизи черной дыры происходит рождение частиц, причем у черных дыр с массой порядка звездной и больше возникают кванты излучения. Такой процесс ведет к уменьшению массы черной дыры, она постепенно превращается в излучение - в фотоны, нейтрино), гравитоны. Но процесс этот чрезвычайно медленный, скажем, черная дыра с массой в 10 масс Солнца испарится за 10 69 лет, а сверхмассивная черная дыра, масса которой еще в миллиард раз больше, - за 10 69 лет. И все же постепенно все черные дыры превратятся в излучение, и оно вновь станет доминирующим по массе во Вселенной - снова наступит эра излучения. Однако вследствие расширения Вселенной плотность излучения, как уже говорилось, падает быстрее плотности электронно-позитронной плазмы, и через 10100 лет станет доминирующей именно эта плазма - кроме нее, во Вселенной не останется практически ничего.
На первый взгляд картина эволюции Вселенной в отдаленном будущем выглядит весьма пессимистически. Это картина постепенного распада, деградации, рассеяния.
К возрасту Вселенной 10 100 лет в мире останутся практически только электроны и позитроны, рассеянные в пространстве с ужасающе ничтожной плотностью: одна частица приходится на объем, равный 10 185 объемам всей видимой сегодня Вселенной. Означает ли это, что в будущем замрут все процессы, не будет происходить активных движений физических форм материи, невозможно будет существование каких-либо сложных систем, а тем более разума в какой бы то ни было форме? Нет, такой вывод был бы неверен. Конечно, с нашей сегодняшней точки зрения все процессы в будущем будут чрезвычайно замедлены, но ведь и пространственные масштабы тогда будут иными. Напомним, что в самом начале расширения Вселенной, когда температура была, например, 10 28 К и происходили процессы рождения вещества, текли бурные реакции, продолжительность которых исчислялась 10 -35 с, а пространственные масштабы были порядка 10 25 см. В подобных масштабах сегодняшние события во Вселенной, в том числе и наша жизнь, это нечто невероятно медленное, и чрезвычайно растянутое в пространстве По мнению известного американского физика Дайсона, в любом отдаленном будущем возможны будут сложные формы движения материи и даже разумная жизнь правда, в непривычных для нас формах и "пульс жизни будет биться все медленнее, но никогда не остановится".
Добавим к этому следующее: пока у нас речь шла о процессах, которые вытекают из надежно установленных физических законов, однако в будущем возникнут физические условия, недоступные нам в эксперименте (сверхнизкие температуры, малые плотности и т. д.), и вполне возможно проявление сил, возникновение процессов, совершенно нам пока неизвестных. А эти силы и процессы могут в корне изменить ситуацию.
Вот один из таких возможных процессов - распад вакуума, его превращение в расширяющейся Вселенной в реальное вещество. В прошлом, в упоминавшуюся уже эпоху 10 -35 секунды после начала расширения, - вакуум, вероятно, уже распадался, порождая частицы и античастицы больших энергий. Эта энергия соответствовала температуре 10 28 К, а плотность вещества составляла 10 75 г/см3. В современном вакууме (в том, что в просторечии называется пустотой) тоже, возможно, заключена некоторая плотность энергии. Но она если и есть, то очень мала и соответствует плотности массы не более чем 10 -28 г/см3, а может быть даже существенно меньше. Обнаружить такую плотность даже в астрономических наблюдениях крайне трудно. Теория полагает вероятным, что плотность массы вакуума в далеком будущем скачком перейдет в реальные частицы и античастицы, давая начало новым физическим процессам. Родившееся при этом вещество будет, конечно, разреженным, но все же несравненно более плотным, чем оставшееся к тому времени рассеянное вследствие расширения Вселенной "наше" вещество. Подобный "фазовый переход" вакуума может быть чрезвычайно существенным для судеб Вселенной. Так, в принципе этот переход может остановить расширение Вселенной и сменить его сжатием. Ясно, что при этом вся нарисованная нами картина будущего Вселенной изменится в корне.
И еще одно замечание. Речь шла о будущем Вселенной с учетом того, что нейтрино всех сортов представляют собой излучение,- предполагалось, что эти частицы подобно фотонам имеют массу только потому, что всегда движутся со световой скоростью, а их масса покоя равна нулю. В современной физике считается весьма вероятным, что масса покоя нейтрино хоть и очень мала, но не нулевая.
Влияния этого факта на судьбы Вселенной могут быть двоякого рода. Если масса покоя нейтрино очень мала, скажем, в сотни тысяч раз меньше массы электрона, то тяготение, создаваемое этой частицей в масштабах Вселенной, тоже очень мало и не оказывает никакого действия на темпы расширения. Однако в отдаленном будущем плотность массы нейтрино будет падать не как плотность массы фотонов (которая, как мы помним, обратно пропорциональна четвертой степени размера), а как плотность массы обычных частиц (обратно пропорционально кубу размера) и в электронно-позитронной плазме будет постоянная малая примесь нейтрино (и антинейтрино), имеющих массу покоя. Если же окажется, что масса покоя нейтрино близка к предсказываемому верхнему возможному пределу (примерно 0,00005 массы электрона), то суммарная масса всех этих частиц во Вселенной получится чрезвычайно большой, а средняя плотность вещества превысит критическую (10 -29 г/см3), и в будущем тяготение нейтрино остановит расширение Вселенной. Это может случиться гораздо раньше, чем распадется все ядерное вещество, и даже раньше, чем погаснут. все звезды. Тогда в будущем Вселенную снова ожидает сверхгорячая фаза со сверхбурными физическими процессами.
Как видите, в любом возможном сценарии эволюции Вселенной ее будущее представляется захватывающе интересным и многообразным. Но, конечно же, серьезные изменения во Вселенной (по сравнению с нынешним ее состоянием) во всех случаях могут начаться очень нескоро, не только в житейских, но и астрономических масштабах, как минимум через десятки, а может быть, тысячи миллиардов лет. Это во много раз больше нынешнего возраста видимой нами Вселенной, которой никак не больше 10 - 15 миллиардов лет от начала расширения.
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.
Loading...