Судьба замкнутой Вселенной

Судьба замкнутой Вселенной. Вероятно, Вселенная так близка к водоразделу, что, обсуждая ее 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 произойдет.

По мере увеличения размеров Вселенной галактики будут все дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнет сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придет синее. К моменту максимального расширения большинство звезд в галактиках погаснет, и останутся в основном небольшие звезды, белые карлики и нейтронные звезды, а также черные дыры, окруженные роем частиц - в большинстве своем 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 звезд и других подобных объектов. В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения в конце концов, она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнется процесс испарения звезд.

Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре все заполнит рассеянный туман и свет звезд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. В гл. 6 мы видели, что ранняя Вселенная была непрозрачной, пока ее температура не упала примерно до 3000 К тогда свет стал распространяться без помех.

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, что и при создании Вселенной, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть все 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 черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдет почти до сингулярности, а затем произойдет большой пшик. Отскок. 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 произошел один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времен. К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звезды 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 расчетам, 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 звездам 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 Хо-кинга, согласно которой фундаментальные константы теряют свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться.

Из-за принципа неопределенности 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.