Таинственные явления природы и Вселенной

Сингулярная точка с бесконечной кривизной в классической фридмановской модели превращается в квантово-вероятностное «ничто», из которого рождается Вселенная. Вы можете сказать: ну прогресс так прогресс! Было непонятно, теперь стало… совсем непонятно! Однако разница очень велика. Если в первом случае речь шла по существу о признании наукой собственного бессилия перед проблемой возникновения Вселенной, то во втором случае мы имеем последовательное физико-математическое описание с развернутой интерпретацией. Ну а что до понятности… Вспомним еще раз определение Нильса Бора — а именно он вместе с Вернером Гейзенбергом, собственно, и придумал квантовую теорию: идея в современной физике должна быть совершенно безумной, чтобы оказаться верной. И потом, было бы странно, если бы такие вещи, как рождение Вселенной и начало мира, выглядели простыми, легкими и понятными. Не правда ли?

Невесомость негативно влияет на состояние здоровья человека: жидкости в организме перемещаются вверх, кости начинают интенсивно терять кальций. Лица людей становятся одутловатыми, также происходит закупорка носа и нарушения в функционировании кишечника.

Суперармагеддон

А что же случится с нашей областью Вселенной и вообще со Вселенной в будущем? Каким оно будет?

Теория вечной инфляции говорит нам, что Вселенная как целое будет существовать вечно, но наша местная область — наблюдаемая Вселенная — вполне может иметь конец. Этот вопрос был в центре внимания космологов на протяжении большей части XX столетия, и за это время их представления о конце света несколько раз менялись.

Классическая космологическая модель, появившаяся с легкой руки Александра Фридмана, делает сценарии конца нашей Вселенной вполне однозначными. Перспективы будущего нашего космоса основаны на том, является ли Вселенная открытой, плоской или замкнутой. Открытая и плоская Вселенная будут расширяться вечно, тогда как замкнутая переживет повторное сжатие по истечении определенного времени.

Вселенная подвергнется коллапсу и большому сжатию, если ее плотность больше некоторого критического значения, и продолжит вечно расширяться в противном случае. Допустим, расширение Вселенной будет постепенно замедляться и затем сменится сжатием. Сначала сжатие будет медленным, потом все ускоряющимся. Галактики станут сходиться все ближе, пока не сольются в огромный конгломерат звезд. Небо будет делаться все ярче, но не из-за звезд — все они, скорее всего, умрут к тому времени, — а из-за растущей интенсивности космического микроволнового излучения. Оно разогреет остатки звезд и планет до неприятно высоких температур. Жить в таких условиях станет трудно, как ракам, которых варят, чтобы подать к пиву. Наконец, звезды разрушатся в столкновениях друг с другом или испарятся под действием мощного теплового излучения. Образовавшийся горячий огненный шар будет похож на первичный огненный шар Гамова. Но теперь он окажется сжимающимся, а не расширяющимся. Еще одно отличие варианта Гамова в том, что сжимающийся огненный шар сильно неоднороден. Сначала более плотные области сожмутся в черные дыры, которые затем будут объединяться и укрупняться, пока все не объединятся в одном большом сжатии, которое устремится к сингулярности.

В противоположном варианте — при плотности меньше критической — гравитационное притяжение вещества окажется слишком слабым, чтобы остановить расширение и превратить его в сжатие. Вселенная будет неограниченно долго расширяться. Через триллион лет все звезды исчерпают свое ядерное топливо, и галактики превратятся в скопища холодных звездных остатков — белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр. Вселенная станет совершенно темной, с призрачными галактиками, разлетающимися прочь в пустоте все возрастающих размеров. Такое положение дел сохранится по меньшей мере 1031 лет, но в конце концов нуклоны, из которых состоят звездные остатки, распадутся, превратившись в легкие частицы — позитроны, электроны и нейтрино. Электроны и позитроны аннигилируют в фотоны, и мертвые звезды медленно растворятся.

Даже черные дыры не существуют вечно. Согласно знаменитой догадке Стивена Хокинга, из них должна происходить утечка излучения, а значит, они постепенно потеряют свою массу (это известный всем физикам эффект «испарения» черных дыр). Так или иначе, менее чем через гугол лет все знакомые нам структуры во Вселенной перестанут существовать. Звезды, галактики и их скопления исчезнут без следа, оставив после себя лишь становящуюся все более разреженной смесь нейтрино и излучения.

Для того чтобы определиться с судьбой Вселенной, необходимо измерить фактическое значение ее плотности. Более полувека астрономы пытались это сделать. Однако природа не хотела раскрывать свои долгосрочные планы. Отношение реальной плотности Вселенной к критической плотности всякий раз удивительным образом оказывалось близким к 1, а точности измерений не хватало, чтобы все же определить, больше оно или меньше.