Конец Вселенной

На первый взгляд предсказание конца Вселенной кажется более простой задачей, чем попытка описать ее начало. Рассмотрим подробнее в чем же заключается загадка окончания существования Вселенной.

 

Содержание

  1. Кратко о теориях конца Вселенной
  2. Гравитация в гибели Вселенной
  3. Темная энергия в гибели Вселенной
  4. Большое замерзание, Большой разрыв, Большой хлопок

 

Кратко о теориях конца Вселенной

  • Возраст Вселенной: 13,7 млрд лет
  • Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеда: через 3 млрд лет
  • Солнце станет красным гигантом, а потом белым карликом: через 5 млрд лет
  • Галактики за пределами сверхскопления Девы станут недоступны для наблюдения из-за красного смещения: 2 триллиона (2 х 1012) лет
  • Прекращение звездообразования: 100 триллионов (1014) лет
  • Возможный распад и исчезновение протонов: 1034 — 1040 лет
  • Эра черных дыр: 1040 — 10 100 лет
  • Сценарии будущего вселенной: Большое замерзание, Большой разрыв, Большой хлопок

 

Гравитация в гибели Вселенной

Единственная сила, действующая между широко раскинувшимися галактиками, — гравитационная, и единственный вопрос заключается в том, достаточно ли она велика, чтобы противостоять хаббловскому расширению. Ответ на этот вопрос зависит от единственного параметра — от массы имеющегося во Вселенной вещества. Традиционно астрономы рассматривают два случая: массы недостаточно, и Вселенная будет бесконечно расширяться от первоначального точечного состояния (открытая Вселенная); расширение, в конце концов, остановится и сменится сжатием (закрытая Вселенная). Пограничный случай — когда расширение внезапно прекращается через бесконечное количество времени; это называют плоской Вселенной.

 

Плоская, закрытая и открытая Вселенная

Плоская, закрытая и открытая Вселенная.

 

В теоретических работах, как и при поведении наблюдений, астрономы исходили из того, что Вселенная плоская, и пытались отыскать в достаточном количестве массу, чтобы обосновать свое предположение. Это критическое количество массы, как говорят, «закрывает Вселенную». К сожалению, если посчитать всю видимую материю звезды, галактики и туманности, наберется менее 5% необходимой массы. Если добавить к ней темную материю, результат возрастет до 28%. Так обстояли дела до 1998 года, когда были получены поразительные результаты наблюдений.

 

Годами астрономы пытались построить такую теорию конца Вселенной, которая бы не требовала дополнительной массы. Когда вы смотрите на очень удаленные галактики, вы видите свет, испущенный миллиарды лет назад. Измеряя его красное смещение, вы можете сказать, как быстро тогда расширялась Вселенная. Мы могли бы ожидать, что гравитация со временем будет замедлять это расширение. Поэтому такой метод отслеживания судьбы Вселенной известен как измерение параметра замедления.

 

Чтобы измерить параметр замедления, необходим способ определения расстояний до очень удаленных галактик, расположенных в миллиардах световых лет от нас. Свет от этих галактик настолько слаб, что астрономы не могут различить в них отдельные звезды, что удалось проделать Эдвину Хабблу с цефеидами в соседних к нам галактиках. Потому необходим метод, отличный от метода стандартных свечей. И тут на сцену выходят сверхновые типа Ia.

 

Сверхновые типа Ia появляются в двойных звездных системах, в которых одна из звезд окончила свой жизненный цикл и стала белым карликом. Если белый карлик перетягивает на себя вещество нормального компаньона, он может стать настолько массивным, что начнутся термоядерные реакции и внутренняя звезда взорвется. Высвобождающаяся в процессе энергия огромна, и на короткий период сверхновая может подсветить всю галактику. Поскольку все белые карлики по сути одного размера, а взрыв может быть виден издалека, сверхновые типа представляют собой замечательные стандартные свечи для определения расстояний до самых удаленных галактик.

 

Собрав вместе знания, полученные о расстоянии до галактики (по сверхновой типа ta) и о скорости ее удаления от нас (по красному смещению), мы можем сделать вывод о скорости расширения Вселенной в далеком прошлом. Изучая эти сверхновые в 1990-х годах, астрономы ожидали, что обнаружат замедление расширения Вселенной. Вместо этого, ко всеобщему изумлению, они получили прямо противоположный результат сегодня Вселенная расширяется быстрее, чем миллиарды лет назад. Расширение Хаббла ускоряется!

 

Темная энергия в гибели Вселенной

Есть только один способ объяснить этот поразительный факт: во Вселенной должна быть сила, способная превзойти внутреннюю тягу гравитации. Так как гравитация всегда стремится собрать вещество, эта новая сила должна стремиться его разделять. Название вновь открытому феномену «темная энергия» (не путать с темной материй) дал космолог из Чикагского университета Майкл Тернер. А поскольку энергия и масса эквивалентны (вспомним E = mc2), то темная энергия может рассматриваться как вклад в массу Вселенной.

 

Окончательный подсчет распределения массы во Вселенной выглядит следующим образом:

 

  • обычная материя: около 5 %
  • темная материя: около 23 %
  • темная энергия: около 73 %.

 

Вместе эти массы способны «замкнуть» Вселенную.

 

Осознание того, что вещество, из которого мы состоим, которое мы принимали за основной строительный материал Вселенной, на самом деле всего лишь малая ее часть, отрезвляет.

 

Когда мы научились использовать сверхновые типа в качестве стандартных свечей, стало возможно проследить историю расширения Хаббла. Оказалось, что примерно в течение первых 5 млрд лет расширение Вселенной действительно замедлялось. В ту эпоху материя была гораздо плотнее упакована, чем сегодня, и гравитация преобладала. Но чем больше пространства занимало вещество, тем слабее становилась гравитация, а потому в какой-то момент внешняя сила темной энергии взяла верх и с тех пор является доминирующей.

 

И вот, вооружившись новым знанием о Вселенной, что мы можем сказать о том, как она окончит свое существование? Ответ зависит от свойств темной энергии, которых мы не понимаем. Однако мы можем рассмотреть некоторые варианты.

 

Майкл Тернер

«Это был, вероятно, самый ожидаемый за все время сюрприз».

 

Так Майкл Тернер, космолог из Чикагского университета, прокомментировал обнаруженное в 1990-х годах ускорение хаббловского расширения. Тернер, директор Института космологической физики им. Кавли, создал первую группу космологов, созданную на базе подразделения по изучению физики элементарных частиц, в Национальной ускорительной лаборатории им. Энрико Ферми недалеко от Чикаго.

Майкл Тернер

Это были захватывающие времена. Темная материя была открыта, инфляционный сценарий объяснял базовую геометрию Вселенной. Несмотря на это, складывалось впечатление, что кусочек пазла потерян. Тернер был в числе небольшой группы теоретиков, предполагавших, что этим недостающим кусочком может быть энергия пустого пространства энергия вакуума как такового, которая часто упоминается как космологическая константа. В 1998 году было объявлено об ускоренном расширении Вселенной, и всем стало ясно, что причина ускорения и была тем самым потерянным кусочком.

 

А что Майкл Тернер думает о темной энергии?

 

«Половину недели я думаю, что это космологическая константа. Другую половину недели я думаю, что это нечто более фундаментальное».

 

Большое замерзание, Большой разрыв, Большой хлопок

В сценарии «Большое замерзание» расширение Хаббла будет продолжаться вечно. Материя будет занимать все более обширное пространство, и Вселенная закончится как холодное, пустынное место с разрозненными порциями вещества, парящими вокруг.

 

О темной энергии принято считать, что это результат создания пространства-времени. Если так, по ходу расширения Вселенной и пространства, количество темной энергии также будет расти. А если количество темной энергии растет со временем, то темп ускорения также будет увеличиваться до тех пор, пока все планеты, атомы, ядра не разлетится на части в Большом разрыве. Это будет зрелищный (но, вероятно, нежелательный) конец Вселенной.

 

Большой разрыв в представлении художника

Большой разрыв в представлении художника.

 

Если количество темной энергии фиксированное, то расширение будет нивелировать эти эффекты до тех пор, пока гравитация снова не возобладает в какой-то момент Большого хлопка. Это ставит нас перед выбором между открытой, закрытой и плоской Вселенной, причем большая часть доказательств указывает на последний вариант из трех.