Теоретическая судьба Вселенной
Вселенная и в
наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой
эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда
жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается.
Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи. Однако конечный вид
эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной
или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и
будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой
смертью.
Если скорость
будет всё нарастать, то, начиная с определённого момента, сила, расширяющая
Вселенную, сначала превысит гравитационные силы, удерживающие галактики в
скоплениях. За ними распадутся галактики и звёздные скопления. И, наконец,
последними распадутся наиболее тесно связанные звёздные системы. Спустя
некоторое время, электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты
и более мелкие объекты. Мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов.
На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что последует за этим, точно
сказать невозможно: на этом этапе перестает работать современная физика.
Сценарий Большого сжатия
Вышеописанный
сценарий — это сценарий Большого разрыва. Существует и противоположный
сценарий — Большое сжатие. Если расширение Вселенной замедляется, то в
будущем оно прекратится и начнётся сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут
определяться космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не станет
в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют
единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них
всё также будет происходить рождение звёзд, будут вспыхивать сверхновые и,
возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придёт конец,
когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в
тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.
Температура
реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнёт таять лёд.
Дальнейшее сжатие приведёт к тому, что излучение реликтового фона затмит даже
центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки
жизни. А вскоре после этого испарятся или будут разорваны на куски сами звёзды
и планеты. Состояние Вселенной будет похоже на то, что было в первые моменты её
зарождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале,
но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и
электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные
ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на
отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент
Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую
судьбу Вселенной предсказать невозможно.
Космологические эпохи
Введем понятие
космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста
Вселенной в годах:
t=10nлет
Эпоха
звёзд (6<η<14)
Нынешняя эпоха,
эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики
исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и
маломассивные звёзды — красные карлики,— полностью исчерпав свои источники
горения.
Гораздо раньше
потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красного гиганта, поглотив
Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится
настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.
Эпоха
распада (15<η<39)
Если в предыдущей
стадии основные объекты Вселенной — звёзды, подобные нашему Солнцу, то в
эпоху распада — белые и коричневые карлики, и совсем немного нейтронных
звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа
своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
Если в прошлой
стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху
его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне
главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов.
Галактики также
сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с
другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в
состав локального скопления, слились в одну.
Эпоха
чёрных дыр (40<η<100)
На этом этапе
фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в
некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план
выходят чёрные дыры.
За предыдущие
декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают.
Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние
высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные
волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой
природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с
фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку
фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света
под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки
фотонов.
Однако возможен и
другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и
сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется
гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под
действием гравитации она разогреется до Планковской температуры и достигнет Планковской
плотности и станет причиной очередного Большого взрыва, дав начало новой
Вселенной.
Эпоха
вечной тьмы (η>101)
Это время уже без
каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех
процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны,
нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к
абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые
атомы позитрония, долгосрочная судьба их — полная аннигиляция.
|