Гравитация От хрустальных сфер до кротовых нор

Надо сказать, что эти проценты не являются совсем уж общепринятыми во всех источниках. Но бесспорно, что порядок соотношений именно такой, рис. 9.9.

Теперь вспомним сценарий инфляции, там тоже было отрицательное давление, которое определялось эффективной космологической постоянной. В нашу эпоху плотность тёмной энергии со временем не меняется, поэтому также можно сказать, что она имитирует некую эффективную космологическую постоянную. Разница в том, что на ранних стадиях эффективная космологическая постоянная поддерживалась определёнными условиями той эпохи и с расширением распалась, а космологическая постоянная современного расширения, если можно так сказать, — долговременная.

Так же как и природа тёмной материи, природа тёмной энергии неизвестна, а поиск ответа на этот вопрос является предметом значительных усилий современных исследований. Но возможны и другие варианты ускоренного расширения, с другими уравнениями состояния, отличными от непосредственного использования эффективной космологической постоянной, однако при этом условие отрицательного давления сохраняется.

С открытием тёмной энергии сильно изменились представления о том, каким может быть отдалённое будущее нашей Вселенной. До этого открытия вопрос о будущем однозначно связывался с вопросом о кривизне трёхмерного пространства. Вспомните: открытые миры Фридмана расширяются бесконечно, для замкнутых — расширение сменяется сжатием. Теперь же понятно, что будущее определяется свойствами тёмной энергии. Поскольку нам эти свойства сейчас известны плохо, то предсказать будущее, хоть бы с какой‑то определённостью, нельзя. Но есть разные варианты.

Если плотность тёмной энергии постоянна во времени, то Вселенная будет всегда испытывать ускоренное расширение, даже если она оказалась пространственно замкнутой. Большинство галактик удалится от нашей на значительно большие расстояние, чем сейчас, и наша Галактика вместе с немногими соседями окажется островком в пустоте.

Если тёмная энергия — это квинтэссенция (это состояние материи не столь жёсткое, как состояние эффективной космологической постоянной с неменяющейся плотностью энергии), то в далёком будущем ускоренное расширение может прекратиться и даже смениться сжатием.

Самая драматическая судьба ожидает Вселенную, если тёмная энергия — это, так называемый, фантом,

причём такой, что его плотность энергии возрастает неограниченно. Расширение Вселенной будет все более и более быстрым, оно настолько ускорится, что галактики будут вырваны из скоплений, звезды из галактик, планеты из Солнечной системы. Мало того, электроны оторвутся от атомов, а атомные ядра разделятся на протоны и нейтроны. Такой конец называют большим разрывом. Все это, однако, относится к очень отдалённому будущему даже по космологическим меркам. По разным оценкам в ближайшие 20 млрд лет Вселенная будет оставаться почти такой же, как сейчас.

Модель горячей Вселенной

Мы можем все высчитать и все про считать, но Вселенная слушает себя, а не наши расчёты. А в ней все со всем связано, все на все влияет…

Анхель де Куатье «Дневник сумасшедшего»

До сих пор мы представляли модели Вселенной в большей мере с точки зрения геометрии и развития этой геометрии во времени. И это вполне соответствует нашей задаче обсуждения гравитационных взаимодействий. Действительно, как мы договорились, в современном научном понимании гравитационные явления должны рассматриваться с позиции искривления пространства–времени. Однако космология без обсуждения эволюции вещества выглядит незавершённой. Необходимо иметь хотя бы общие представления. Поэтому мы кратко изложим основную (наиболее признанную) парадигму эволюции вещества во Вселенной. Она называется моделью горячей Вселенной и предложена в 1948 году Георгием Гамовым (1904–1968). Основная идея состоит в том, что вещество, будучи в начальные моменты очень плотным, должно быть ещё и очень горячим, а по мере расширения остывать.

Прежде всего отметим, что утверждения о самой ранней стадии эволюции Вселенной являются весьма приблизительными. Планковское время 10–4³

с считают моментом отделения гравитационного взаимодействия от остальных трёх фундаментальных взаимодействий: электромагнитного, слабого и сильного. Этому времени соответствует планковская температура ~ 10¹⁹ ГэВ. Для пояснения, часто температура измеряется энергетическими единицами, как здесь — электронвольтами (эВ), а 10¹⁹ ГэВ соответствует 10³² К. С расширением (со временем) температура падает. После «планковского рождения» началась инфляция. Время её завершения приблизительно 10–3⁷ с или более.