Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.

Таким образом, квантовая космология пока не собирается становиться наблюдательной наукой. Дискуссия о двух подходах, возможно, разрешится теоретическими выкладками, а не наблюдательными данными. Например, если окажется, что квантовое состояние Вселенной определяется неким новым, еще не открытым принципом теории струн. И оно может, конечно, оказаться отличным от обоих нынешних предложений. Но определенность с этим вопросом вряд ли будет достигнута в скором времени.

Глава 18

Конец света

Мое описание Вселенной было бы неполным без рассказа о том, какой конец ее ждет. Теория инфляции говорит нам, что Вселенная как целое будет существовать вечно, но наша местная область — наблюдаемая Вселенная — вполне может иметь конец. Этот вопрос был в центре внимания космологов на протяжении большей части прошлого столетия, и за это время наши представления о конце света несколько раз менялись. Я не буду касаться истории данного вопроса, а изложу современное состояние космической эсхатологии.

Безжалостные варианты

После того как Эйнштейн отказался от космологической постоянной в начале 1930-х годов, предсказания фридмановских однородных и изотропных моделей стали простыми и понятными: Вселенная подвергнется коллапсу и большому сжатию, если ее плотность больше критической, и продолжит вечно расширяться в противном случае. Все, что нужно сделать для определения судьбы Вселенной, — это тщательно измерить среднюю плотность материи и посмотреть, превосходит ли она критическую. Если да, то расширение Вселенной будет постепенно замедляться и затем сменится сжатием. Сначала медленным, потом все ускоряющимся. Галактики станут сходиться все ближе, пока не сольются в огромный конгломерат звезд. Небо будет делаться все ярче, но не из-за звезд — все они, скорее всего, умрут к тому времени, — а из-за растущей интенсивности космического микроволнового излучения. Оно разогреет остатки звезд и планет до весьма неприятных температур, и любые существа, ухитрившиеся дожить до этих последних дней, почувствуют себя лобстерами в кипящей воде.

Наконец, звезды разрушатся в столкновениях друг с другом или испарятся под действием мощного теплового излучения. Образовавшийся горячий огненный шар будет похож на тот, что существовал в ранней Вселенной, за исключением того, что теперь он станет сжиматься, а не расширяться. Еще одно отличие от Большого взрыва состоит в том, что сжимающийся огненный шар сильно неоднороден. Сначала более плотные области сожмутся в черные дыры, которые затем будут сливаться и укрупняться, пока все они не объединятся в одном большом сжатии.

В противоположном варианте — при плотности меньше критической — гравитационное притяжение вещества слишком слабо, чтобы обратить расширение вспять. Вселенная будет расширяться вечно. Менее чем через триллион лет все звезды исчерпают свое ядерное топливо, и галактики превратятся в скопища холодных звездных остатков — белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр. Вселенная станет совершенно темной, с призрачными галактиками, разлетающимися прочь в расширяющейся пустоте.

Такое положение дел сохранится по меньшей мере 10 ³¹лет, но в конце концов нуклоны, из которых состоят звездные остатки, распадутся, превратившись в легкие частицы — позитроны, электроны и нейтрино. Электроны и позитроны аннигилируют в фотоны, и мертвые звезды медленно растворятся. Даже черные дыры не существуют вечно. Согласно знаменитой хокинговской догадке, из них должна происходить утечка излучения, а значит, они постепенно потеряют свою массу или, как говорят физики, "испарятся". Так или иначе, менее чем через гугол лет все знакомые нам структуры во Вселенной перестанут существовать. Звезды, галактики и их скопления исчезнут без следа, оставив после себя лишь становящуюся все более разреженной смесь нейтрино и излучения. [169]

Судьба Вселенной закодирована параметром, называемым омега, который определяется как отношение средней плотности Вселенной к критической плотности. Если омега больше 1, Вселенная завершит свое существование большим сжатием; если он меньше 1, следует ожидать замерзания и медленного распада. При пограничном значении, если параметр омега равен 1, расширение будет бесконечно замедляться, но никогда полностью не остановится. Вселенная на пределе избежит большого сжатия, но лишь затем, чтобы превратиться в замерзшее кладбище.

Более полувека астрономы пытались измерить значение омега. Однако природа была не склонна раскрывать свои долгосрочные планы. Параметр омега был на удивление близок к 1, но точности измерений не хватало, чтобы сказать, больше он или меньше.

Инфляционный поворот

Представления о конце Вселенной изменились в 1980-х годах, когда на сцену вышла идея инфляции. Прежде большое сжатие и неограниченное расширение априори казались равновероятными, но теперь новая теория инфляции дала весьма определенные предсказания.

Во время инфляции плотность Вселенной становится предельно близкой к критической. В зависимости от квантовых флуктуации скалярного поля некоторые области приобретают плотность выше или ниже критической, но в среднем она почти точно критическая. Те, кого мучают кошмары, вызванные грядущим через несколько триллионов лет большим сжатием, могут расслабиться. Конец будет медленным и невпечатляющим: холодный остаток Солнца будет целые эоны висеть в пустоте, дожидаясь, пока распадутся все его нуклоны.

Характерная особенность критической плотности состоит в том, что процесс образования структур растягивается на огромный отрезок времени, поскольку более крупные структуры требуют больше времени на формирование. Сначала возникают галактики, затем они сбиваются в скопления, а те впоследствии образуют сверхскопления. Если средняя плотность в наблюдаемой части Вселенной выше критической, то примерно через сотню триллионов лет вся эта область превратится в огромное супер-пупер-скопление. К этому времени все звезды уже прогорят, а все наблюдатели, вероятно, вымрут, но образование структур будет продолжаться, охватывая все большие и большие масштабы. Оно остановится, только когда космические структуры исчезнут из-за распада нуклонов и испарения черных дыр.

Другое изменение, связанное с инфляцией, состоит в том, что конец Вселенной в целом никогда не наступит. Инфляция вечна. В других частях инфлирующего пространства-времени будут формироваться бесчисленные области, похожие на нашу, а их обитатели будут пытаться понять, как все это началось и чем закончится.

Галактическое одиночество

Фридмановская взаимосвязь между плотностью Вселенной и ее окончательной судьбой работает, только если плотность энергии вакуума (космологическая постоянная) равна нулю. Это было стандартным предположением до 1998 года, но когда были обнаружены свидетельства обратного, все прежние предсказания будущего Вселенной пришлось пересмотреть. Главный прогноз, согласно которому конец света (локальный) будет ледяным, а не огненным, сохранился, но некоторые детали изменились.

Как уже отмечалось, расширение Вселенной начинает ускоряться, как только плотность вещества становится ниже, чем у вакуума. В этот момент всякое гравитационное скучивание останавливается. Скопления галактик, которые уже связаны друг с другом гравитационно, сохраняются, но более рыхлые группы рассеиваются отталкивающей гравитацией вакуума.

Наш Млечный Путь связан с так называемой Местной Группой, включающей гигантскую спиральную галактику в Андромеде и около 20карликовых галактик. Туманность Андромеды держит курс на столкновение с Млечным Путем; они сольются примерно через  10миллиардов лет. Галактики за пределами Местной Группы, двигаясь все быстрее и быстрее, улетят прочь. Одна за другой они будут пересекать наш горизонт и исчезать из виду. Этот процесс завершится через несколько сотен миллиардов лет. В ту далекую эпоху астрономия станет очень скучным делом. Кроме гигантской галактики, образовавшейся после слияния Туманности Андромеды с ее карликовыми спутниками, на небе не будет практически ничего. [170]Так что порадуемся небесному шоу, пока еще есть такая возможность!