Пять возрастов Вселенной

Если произойдет повторное сжатие нашей местной области, времени на то, чтобы в нашей части Вселенной произошли все астрономические события, описанные в этой книге, может не хватить. Однако в конечном итоге эти процессы все равно произойдут в каком-то другом месте Вселенной — далеко от нас. Сколько времени у нас есть до повторного сжатия местной части Вселенной — зависит от плотности местной части. Хотя современные астрономические измерения свидетельствуют о том, что ее плотность мала настолько, что наша местная часть Вселенной не схлопнется вообще, в темноте может скрываться дополнительная невидимая материя. Максимально возможное разрешенное значение местной плотности примерно в два раза превышает значение, необходимое для того, чтобы местная часть Вселенной была замкнутой. Но даже с этой максимальной плотностью Вселенная не может начать сжиматься до истечения, по меньшей мере, двадцати миллиардов лет. Это временное ограничение дало бы нам отсрочку местной версии Большого сжатия, по меньшей мере, еще в пятьдесят миллиардов лет.

Может возникнуть также и противоположный набор обстоятельств. Наша местная часть Вселенной может продемонстрировать относительно низкую плотность и, следовательно, получить право на вечную жизнь. Однако этот местный клочок пространства-времени может быть вложен в гораздо большую область с гораздо более высокой плотностью. В этом случае, когда наш местный космологический горизонт станет достаточно большим, чтобы включить большую область с более высокой плотностью, наша местная вселенная станет частью большей Вселенной, которой суждено пережить повторное сжатие.

Этот сценарий разрушения требует, чтобы наша местная Вселенная имела почти плоскую космологическую геометрию, потому что только в таком случае скорость расширения продолжает постоянно падать. Почти плоская геометрия позволяет все большим и большим областям метамасштабной Вселенной (большой картины Вселенной) воздействовать на местные события. Эта большая окружающая область просто должна быть плотной ровно настолько, чтобы в конечном итоге пережить повторное сжатие. Она должна прожить достаточно долго (то есть не схлопнуться слишком рано), чтобы наш космологический горизонт мог разрастись до требуемого крупного масштаба.

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.