Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Исследование дальних границ Вселенной даёт много свидетельств процесса эволюции. За некоторым пределом наблюдаются уже только радиогалактики, а на самых окраинах видны только квазары. Попытка использовать эти объекты для нанесения точек на диаграмму Хаббла совершенно бессмысленна; такие точки оказываются далеко в стороне от прямой, соответствующей обычным галактикам. Более того, раз точно не известно, что такое квазары, вряд ли можно ожидать от них помощи. Поскольку они так далеки (и имеют небольшой возраст), то, вероятно, могут являться первичными формами галактик, хотя с таким представлением согласны очень немногие астрономы.

Ещё один метод решения нашей проблемы основан на так называемом подсчёте чисел. Как и в предыдущих случаях, основная идея проста, но, к сожалению, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лишь подсчитать в заданном направлении, насколько хватит глаз, количество галактик или объектов других типов, а затем построить график зависимости числа зарегистрированных объектов от расстояния. Таким образом можно определить глобальную кривизну; если она положительна, Вселенная замкнута, а если отрицательна – открыта. В плоской Вселенной точки на построенном графике были бы распределены равномерно по всем направлениям и для всех расстояний. При положительной кривизне следует ожидать избытка точек в близких районах, а при отрицательной – напротив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, проведённые в 70-х годах в Университете штата Огайо, казалось бы, продемонстрировали избыток точек, а значит, и замкнутость Вселенной, однако недавние проверки не подтверждают этого вывода.

Заслуживает упоминания и метод определения угловых размеров. Суть его состоит в тщательном измерении диаметра галактик конкретного вида; затем аналогичное измерение производится для другой галактики того же типа, расположенной гораздо дальше, но на известном расстоянии. Если пространство искривлено, то в измерение диаметра как бы вносится ошибка – его величина будет казаться больше при положительной кривизне и меньше при отрицательной.

Судьба замкнутой Вселенной

Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая её 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 произойдёт. По мере увеличения размеров Вселенной галактики будут всё дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнёт сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придёт синее. К моменту максимального расширения большинство звёзд в галактиках погаснет и останутся в основном небольшие звёзды, белые карлики и нейтронные звёзды, а также чёрные дыры, окружённые роем частиц – в большинстве своём 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 звёзд и других подобных объектов.

В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться и расти чёрные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения; в конце концов она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнётся процесс испарения звёзд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре всё заполнит рассеянный туман и свет звёзд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что ранняя Вселенная была непрозрачной, пока её температура не упала до примерно 3000 K; тогда свет стал распространяться без помех.)

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, о которых рассказывалось в гл. 6, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть всё 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 чёрных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдёт почти до сингулярности, а затем произойдёт «большой пшик».

Отскок