Пять возрастов Вселенной - Фред Адамс

Если эти идеи реализуются в космосе, то наша местная вселенная — это совсем не «то же самое», что и много большая область Вселенной, которая ее поглощает. Таким образом, на достаточно больших расстояниях явно нарушался бы космологический принцип: Вселенная не была бы одинаковой в каждой точке пространства (однородной) и необязательно одинаковой во всех направлениях (изотропной). Подобная потенциальная возможность вовсе не сводит на нет использование нами космологического принципа для изучения истории прошлого (как в теории Большого взрыва), так как Вселенная явно однородна и изотропна в пределах нашей местной области пространства-времени, радиус которой в настоящее время составляет около десяти миллиардов световых лет. Любые потенциально возможные отклонения от однородности и изотропности относятся к большим размерам, а значит, могут проявиться только в будущем.

Как ни странно, мы можем наложить ограничения на природу той большей области Вселенной, которая в настоящее время находится за пределами нашего космологического горизонта. Согласно измерениям космическое фоновое излучение является чрезвычайно однородным. Однако большие отличия в плотности Вселенной, даже если бы они находились за пределами космологического горизонта, непременно вызвали бы пульсации в этом однородном фоновом излучении. Так что отсутствие значительных пульсаций говорит о том, что любые предполагаемые значительные возмущения плотности должны находиться очень далеко от нас. Но если большие возмущения плотности находятся далеко, то наша местная область Вселенной может прожить достаточно долго, прежде чем встретится с ними. Самый ранний возможный момент, когда большие различия в плотности окажут свое влияние на нашу часть Вселенной, наступит приблизительно через семнадцать космологических декад. Но, скорее всего, это изменяющее Вселенную событие произойдет гораздо позднее. Согласно большинству версий теории инфляционной Вселенной наша Вселенная останется однородной и почти плоской на протяжении сотен и даже тысяч космологических декад.

Большое сжатие

Если Вселенная (или ее часть) замкнута, то гравитация одержит победу над расширением и начнется неизбежное сжатие. Такая Вселенная, переживающая повторный коллапс, завершила бы свой жизненный путь в огненной развязке, известной как Большое сжатие. Многие превратности, размечающие последовательность времени сжимающейся Вселенной, впервые рассмотрел сэр Мартин Рис, ныне королевский астроном Англии. Когда Вселенная будет ввергнута в этот грандиозный финал, недостатка в катастрофах не будет.

И хотя Вселенная, скорее всего, будет расширяться вечно, мы более или менее уверены в том, что плотность Вселенной не превышает удвоенного значения критической плотности. Зная эту верхнюю границу, мы можем утверждать, что минимально возможное время, оставшееся до коллапса Вселенной в Большом сжатии, составляет около пятидесяти миллиардов лет. Судный День по-прежнему очень далек по любым человеческим меркам времени, так что арендную плату, наверное, стоит продолжать вносить регулярно.

Предположим, что через двадцать миллиардов лет, достигнув максимального размера, Вселенная действительно переживает повторное сжатие. В то время Вселенная будет примерно в два раза больше, чем сегодня. Температура фонового излучения составит около 1,4 градуса Кельвина: вполовину меньше сегодняшнего значения. После того как Вселенная остынет до этой минимальной температуры, последующий коллапс нагреет ее при стремительном движении к Большому сжатию. Попутно, в процессе этого сжатия будут разрушены все структуры, созданные Вселенной: скопления, галактики, звезды, планеты и даже сами химические элементы.

Приблизительно через двадцать миллиардов лет после начала повторного сжатия Вселенная вернется к размеру и плотности современной Вселенной. А в промежуточные сорок миллиардов лет Вселенная движется вперед, имея примерно один и тот же вид крупномасштабной структуры. Звезды продолжают рождаться, эволюционировать и умирать. Небольшие звезды, сберегающие топливо, вроде нашего близкого соседа Проксима Центавры, не имеют достаточно времени, чтобы пережить сколько-нибудь значительную эволюцию. Некоторые галактики сталкиваются и сливаются в пределах их родительских скоплений, но большинство из них сохраняется в практически неизменном виде. Отдельной галактике требуется куда больше сорока миллиардов лет, чтобы изменить свою динамическую структуру. Обращая закон расширения по Хабблу, некоторые галактики станут приближаться к нашей галактике, вместо того чтобы удаляться от нее. И только эта любопытная тенденция к смещению в голубую часть спектра позволит астрономам мельком увидеть надвигающуюся катастрофу.

Отдельные скопления галактик, рассеянные в необъятном пространстве и свободно связанные в комья и нити, останутся в целости и сохранности до тех пор, пока Вселенная не сожмется до размера в пять раз меньше, чем сегодня. В момент этого гипотетического будущего соединения скопления галактик сливаются. В сегодняшней Вселенной скопления галактик занимают всего около одного процента объема. Однако как только Вселенная сжимается до пятой части ее сегодняшнего размера, скопления заполняют фактически все пространство. Таким образом, Вселенная станет одним гигантским скоплением галактик, но сами галактики в эту эпоху, тем не менее, сохранят свою индивидуальность.

По мере продолжения сжатия Вселенная очень скоро станет в сто раз меньше, чем сегодня. На этом этапе средняя плотность Вселенной будет равна средней плотности галактики. Галактики перекроют друг друга, и отдельные звезды уже не будут принадлежать какой-либо конкретной галактике. Тогда вся Вселенная превратится в одну гигантскую галактику, наполненную звездами. Фоновая температура Вселенной, создаваемая космическим фоновым излучением, вырастает до 274 градусов Кельвина, приближаясь к точке таяния льда. Из-за увеличивающегося сжатия событий после этой эпохи продолжать рассказ гораздо удобнее с позиций противоположного конца временной шкалы: времени, остающегося до Большого сжатия. Когда температура Вселенной достигает точки таяния льда, у нашей Вселенной остается десять миллионов лет будущей истории.

До этого момента жизнь на планетах земного типа продолжается достаточно независимо от происходящей вокруг эволюции космоса. На самом деле, теплота неба в конечном итоге растопит замороженные объекты типа Плутона, дрейфующие по периферии каждой солнечной системы, и предоставит последний мимолетный шанс на расцвет во Вселенной жизни. Эта относительно короткая последняя весна завершится по мере дальнейшего повышения температуры фонового излучения. С исчезновением жидкой воды по всей Вселенной более или менее одновременно происходит массовое вымирание всего живого. Океаны выкипают, а ночное небо становится ярче, чем дневное небо, видимое нами с Земли сегодня. Когда до финального сжатия остается лишь шесть миллионов лет, любые выжившие формы жизни должны либо оставаться глубоко в недрах планет, либо развить продуманные и эффективные механизмы охлаждения.

После окончательного разрушения сначала скоплений, а потом и самих галактик следующими на линии огня оказываются звезды. Если бы не случилось ничего другого, звезды, рано или поздно, столкнулись бы и разрушили друг друга перед лицом продолжающегося и всеразрушающего сжатия. Однако столь жестокая судьба обойдет их стороной, потому что звезды разрушатся более постепенным образом задолго до того, как Вселенная станет достаточно плотной, чтобы произошли звездные столкновения. Когда температура непрерывно сжимающегося фонового излучения превышает температуру поверхности звезды, равную от четырех до шести тысяч градусов Кельвина, поле излучения может значительно изменить строение звезд. И хотя в недрах звезд продолжаются ядерные реакции, их поверхности испаряются под действием очень сильного внешнего поля излучения. Таким образом, основной причиной разрушения звезд служит фоновое излучение.

Когда начинают испаряться звезды, размер Вселенной примерно в две тысячи раз меньше сегодняшнего. В эту бурную эпоху ночное небо выглядит таким же ярким, как поверхность Солнца. Краткостью оставшегося времени сложно пренебречь: сильнейшее излучение сжигает любые сомнения в том, что до конца остается менее миллиона лет. Любые астрономы, у которых хватит технологической смекалки, чтобы дожить до этой эпохи, возможно, с покорным изумлением вспомнят, что наблюдаемый ими бурлящий котел Вселенной — звезды, застывшие на небосклоне ярком, как Солнце, — есть не что иное, как возвращение парадокса Ольберса о бесконечно старой и статической Вселенной.

Любые ядра звезд, или коричневые карлики, дожившие до этой эпохи испарения, будут самым бесцеремонным образом разорваны на куски. Когда температура фонового излучения достигнет десяти миллионов градусов Кельвина, что сравнимо с современным состоянием центральных областей звезд, любое оставшееся ядерное топливо может воспламениться и привести к сильнейшему и эффектнейшему взрыву. Таким образом, звездные объекты, которые умудрятся пережить испарение, внесут свой вклад в общую атмосферу конца света, превратившись в фантастические водородные бомбы.