Теорія інфляції говорить нам, що Всесвіт як ціле існуватиме вічно, але наша місцева область — спостережуваний Всесвіт — цілком може мати кінець. Це питання було в центрі уваги космологів протягом більшої частини минулого століття, і за цей час наші уявлення про кінець світу кілька разів змінювалися. Я не торкатимуся історії цього питання, а викладу сучасний стан космічної есхатології.
Одні кажуть, світ загине у вогні,
Інші — у льодах.
Роберт Фрост
Безжальні варіанти
Після того як Ейнштейн відмовився від космологічної сталої на початку 1930-х років, передбачення фрідманівських однорідних та ізотропних моделей стали простими й зрозумілими: Всесвіт зазнає колапсу й великого стиснення, якщо його густина більша за критичну, і продовжить вічно розширюватися в протилежному випадку. Усе, що потрібно зробити для визначення долі Всесвіту, — це ретельно виміряти середню густину матерії та з’ясувати, чи перевищує вона критичну. Якщо так, то розширення Всесвіту поступово сповільнюватиметься, а потім зміниться стисненням. Спочатку повільним, а потім дедалі швидшим. Галактики зближатимуться дедалі більше, поки не зіллються у величезний конгломерат зір. Небо ставатиме дедалі яскравішим, але не через зорі — усі вони, найімовірніше, помруть до того часу, — а через зростання інтенсивності космічного мікрохвильового випромінювання. Воно розігріє залишки зір і планет до вельми неприємних температур, і будь-які істоти, яким вдасться дожити до цих останніх днів, почуватимуться омарами в окропі.
Зрештою зорі зруйнуються під час зіткнень одна з одною або випаруються під дією потужного теплового випромінювання. Утворена гаряча вогняна куля буде схожа на ту, що існувала в ранньому Всесвіті, за винятком того, що тепер вона стискатиметься, а не розширюватиметься. Ще одна відмінність від Великого вибуху полягає в тому, що вогняна куля, яка стискається, дуже неоднорідна. Спочатку густіші області стиснуться в чорні діри, які потім зливатимуться та збільшуватимуться, поки всі вони не об’єднаються в одному великому стисненні.
У протилежному варіанті — за густини, меншої за критичну, — гравітаційне притягання речовини надто слабке, щоб повернути розширення назад. Всесвіт розширюватиметься вічно. Менш ніж за трильйон років усі зорі вичерпають своє ядерне паливо, а галактики перетворяться на скупчення холодних зоряних залишків — білих карликів, нейтронних зір і чорних дір. Всесвіт стане цілковито темним, а примарні галактики розлітатимуться геть у порожнечі, що розширюється.
Такий стан речей збережеться щонайменше $10^{31}$ років, але зрештою нуклони, з яких складаються зоряні залишки, розпадуться, перетворившись на легкі частинки — позитрони, електрони й нейтрино. Електрони та позитрони анігілюють у фотони, і мертві зорі повільно розчиняться. Навіть чорні діри не існують вічно. Згідно зі знаменитою гіпотезою Гокінга, з них має витікати випромінювання, а отже, вони поступово втратять свою масу або, як кажуть фізики, "випаруються". Так чи інакше, менш ніж за гугол років усі знайомі нам структури у Всесвіті перестануть існувати. Зорі, галактики та їхні скупчення зникнуть без сліду, залишивши по собі лише суміш нейтрино та випромінювання, що ставатиме дедалі розрідженішою.
Долю Всесвіту закодовано параметром, який називають омега і визначають як відношення середньої густини Всесвіту до критичної густини. Якщо омега більша за 1, Всесвіт завершить своє існування великим стисненням; якщо вона менша за 1, слід очікувати замерзання й повільного розпаду. За граничного значення, якщо параметр омега дорівнює 1, розширення нескінченно сповільнюватиметься, але ніколи повністю не зупиниться. Всесвіт ледь уникне великого стиснення, але лише для того, щоб перетворитися на замерзле кладовище.
Понад пів століття астрономи намагалися виміряти значення омега. Проте природа не схильна була розкривати свої довгострокові плани. Параметр омега був напрочуд близьким до 1, але точності вимірювань бракувало, щоб сказати, більший він чи менший.
Інфляційний поворот
Уявлення про кінець Всесвіту змінилися у 1980-х роках, коли на сцену вийшла ідея інфляції. Раніше велике стиснення й необмежене розширення апріорі здавалися рівноймовірними, але тепер нова теорія інфляції дала цілком визначені передбачення.
Під час інфляції густина Всесвіту стає гранично близькою до критичної. Залежно від квантових флуктуацій скалярного поля деякі області набувають густини вищої або нижчої за критичну, але в середньому вона майже точно критична. Ті, кого мучать кошмари, викликані великим стисненням, яке настане за кілька трильйонів років, можуть розслабитися. Кінець буде повільним і невражаючим: холодний залишок Сонця цілі зони висітиме в порожнечі, чекаючи, поки розпадуться всі його нуклони.
Характерна особливість критичної густини полягає в тому, що процес утворення структур розтягується на величезний проміжок часу, оскільки більші структури потребують більше часу для формування. Спочатку виникають галактики, потім вони збираються в скупчення, а ті згодом утворюють надскупчення. Якщо середня густина в спостережуваній частині Всесвіту вища за критичну, то приблизно за сотню трильйонів років уся ця область перетвориться на величезне супер-пупер-скупчення. До того часу всі зорі вже вигорять, а всі спостерігачі, ймовірно, вимруть, але утворення структур триватиме, охоплюючи дедалі більші масштаби. Воно зупиниться лише тоді, коли космічні структури зникнуть через розпад нуклонів і випаровування чорних дір.
Інша зміна, пов’язана з інфляцією, полягає в тому, що кінець Всесвіту загалом ніколи не настане. Інфляція вічна. В інших частинах простору-часу, що зазнає інфляції, формуватимуться незліченні області, схожі на нашу, а їхні мешканці намагатимуться зрозуміти, як усе це почалося і чим закінчиться.
Галактична самотність
Фрідманівський взаємозв’язок між густиною Всесвіту та його остаточною долею діє, лише якщо густина енергії вакууму (космологічна стала) дорівнює нулю. Це було стандартним припущенням до 1998 року, але коли було виявлено свідчення протилежного, усі попередні передбачення майбутнього Всесвіту довелося переглянути. Головний прогноз, згідно з яким кінець світу (локальний) буде крижаним, а не вогняним, зберігся, але деякі деталі змінилися.
Як уже зазначалося, розширення Всесвіту починає прискорюватися, щойно густина речовини стає нижчою, ніж густина вакууму. У цей момент будь-яке гравітаційне скупчення припиняється. Скупчення галактик, які вже гравітаційно зв’язані між собою, зберігаються, але більш розріджені групи розсіюються під дією гравітаційного відштовхування вакууму.
Наш Чумацький Шлях зв’язаний із так званою Місцевою групою, до якої входять гігантська спіральна галактика в Андромеді та близько 20 карликових галактик. Туманність Андромеди рухається назустріч Чумацькому Шляху; вони зіллються приблизно за ю мільярдів років. Галактики за межами Місцевої групи, рухаючись дедалі швидше, полетять геть. Одна за одною вони перетинатимуть наш горизонт і зникатимуть із поля зору. Цей процес завершиться за кілька сотень мільярдів років. У ту далеку епоху астрономія стане дуже нудною справою. Крім гігантської галактики, що утвориться після злиття Туманності Андромеди з її карликовими супутниками, на небі не буде практично нічого". Тож порадіймо небесному видовищу, поки ще є така можливість!
Остаточний вердикт
Наш прогноз для Всесвіту був би завершеним, якби космологічна стала справді була константою. Але, як ми знаємо, є серйозні підстави вважати, що густина енергії вакууму змінюється в дуже широкому діапазоні, набуваючи різних значень у різних частинах Всесвіту. У деяких областях вона має велике додатне значення, в інших — велике від’ємне, і лише в рідкісних місцях, де вона близька до нуля, є істоти, які знають про це.
Таким чином, спостережуване нами значення не є найменшою можливою густиною енергії, а отже, у майбутньому вона неминуче стане меншою. Розгляньмо, наприклад, модель Лінде, у якій енергія вакууму пояснюється скалярним полем із дуже пологим енергетичним енергетичним ландшафтом. Ухил настільки малий, що поле дуже незначно змінилося за 14 мільярдів років, які минули після Великого вибуху. Але зрештою воно почне скочуватися вниз, і космічне прискорення почне сповільнюватися. У певний момент поле опуститься нижче нульової позначки, до від’ємних значень густини енергії. Від’ємна енергія вакууму спричиняє гравітаційне притягання, тож тривале космічне розширення зупиниться і зміниться стисненням.
Інший сценарій, що випливає з уявлення про ландшафт теорії струн, стверджує, що в класичному сенсі наш вакуум стабільний і має сталу густину енергії, але в квантовомеханічному сенсі він може розпадатися, утворюючи бульбашки. Ті з них, у яких вакуум має від’ємну енергію, одного разу з’явившись, розширюватимуться з навколосвітловою швидкістю. Стінка бульбашки може насуватися на нас просто зараз. Ми не дізнаємося про її наближення: вона рухається так швидко, що світло не набагато її випереджає. Прихід стінки призведе до повного знищення нашого світу. Навіть частинки, з яких складаються зорі, планети й наші тіла, не зможуть існувати в новому типі вакууму. Усі знайомі об’єкти миттєво зруйнуються і перетворяться на згустки якоїсь невідомої нам матерії.
Так чи інакше, але енергія вакууму зрештою стане від’ємною в нашій області Всесвіту. Тоді тут почнеться ущільнення з подальшим колапсом великого стиснення.
Навряд чи можна передбачити, коли саме це станеться. Темп зародження бульбашок може бути дуже низьким, тому не виключено, що минуть гуголи років, перш ніж на наші околиці насунеться стінка бульбашки. У моделях скалярного поля час апокаліпсису залежить від ухилу енергетичного пагорба і він може настати досить скоро, наприклад, лише за 2о мільярдів років.
Уривок із книги А. Віленкіна "Many Worlds in One: The Search for Other Universes"
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):