Эволюция Вселенной

Галактики будут все дальше разбегаться  друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся  и Вселенная не начнет сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придет синее. К моменту  максимального расширения большинство  звезд в галактиках погаснет, и  останутся в основном небольшие  звезды, беглые карлики и нейтронные звезды, а также черные дыры, окруженные роем частиц – в большинстве своем  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 звезд и других подобных объектов. В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры.

Будет повышаться температура фонового излучения; в конце концов, она  почти достигнет температуры  поверхности Солнца и начнется процесс  испарения звезд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они  подобно кометам будут оставлять  за собой состоящий из паров след. Но вскоре все заполнит рассеянный туман и свет звезд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как  сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что/ранняя Вселенная была непрозрачной, пока ее температура не упала примерно до 3000К; тогда свет стал распространяться без помех.) По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, что и при создании Вселенной, но в обратном порядке.

Температура будет расти, и сокращающиеся  интервалы времени начнут играть все большую роль. Наконец галактики  тоже испарятся и превратятся  в первичный «суп» из ядер, а  затем распадутся и ядра. На этом этапе Вселенная станет крохотной  и состоящей только из излучения  кварков и черных дыр.

В последнюю долю секунды коллапс  дойдет почти до сингулярности. Что  будет дальше – неизвестно, поскольку  нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности, можно лишь строить предположения.

В теории замкнутой Вселенной появилась  так называемая идея «отскока» –  внезапного прекращения сжатия, нового Большого Взрыва и нового расширения. Одной из причин первоначального  введения идеи отскока была возможность  обойти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения  Вселенной.

Если отскок произошел один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времен. К сожалению, при  подробной проработке такой идеи оказалось, что, и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками  звезды излучают значительное количество энергии, которая затем концентрируется  при достижении состояния, близкого к сингулярности.

Эта энергия должна постепенно накапливаться, из-за чего промежуток времени между  последовательными отскоками будет  возрастать. Значит, в прошлом эти  промежутки были короче, а когда-то, в пределе, промежутка не было вовсе, т.е. мы приходим к тому, чего старались  избежать, – проблеме начала Вселенной. Согласно расчетам, от начала нас должно отделять не более 100 циклов расширений и сжатий.

 

Многие предпринимали попытки  обойти эту проблему. Томми Голд, например, разработал теорию, согласно которой в момент наибольшего  расширения время начинает течь вспять. Излучение устремится обратно к  звездам и Вселенная «омолодится». В таком случае она будет равномерно осциллировать между коллапсом  и максимальным расширением.

Весьма интересную, но очень спорную  теорию предложил Джон Уиллер. Воспользовавшись идеей Хокинга, согласно которой  фундаментальные константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что  цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться.

Из-за принципа неопределенности значения констант утрачиваются, когда Вселенная  сжимается до почти бесконечной  плотности. После возможного отскока  и нового расширения эти константы  могут получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов в таких  обстоятельствах также будет  меняться, но случайным образом; одни циклы станут очень длинными, а  другие короткими. Согласно противоположной  теории, открытая Вселенная будет  расширяться вечно. Первые события  будут, конечно, аналогичны тем, которые  происходят в замкнутой Вселенной.

Звезды постепенно постареют, превратившись  с течением времени в красных  гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут.

 

Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звездами. Такие  столкновения очень редки, и с  момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в ее внешних  областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы  триллионов лет таких столкновений произойдет множество.

 

Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звезды окажутся на совершенно иных орбитах, некоторые даже вне пределов нашей Галактики.

Если подождать достаточно долго, то нам покажется, что внешние  области галактик испаряются.

Не выброшенные из галактик звезды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к  центру, который, в конце концов, превратится в черную гигантскую дыру.

Примерно через 10 (18) лет большинство  галактик будет состоять из массивных  черных дыр, окруженных роем белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр, планет и  различных частиц.

Дальнейшие события вытекают из современной единой теории поля, называемой теорией великого объединения. Из этой теории следует, что протон распадается  примерно за 10 (31) лет.

Сейчас ведется несколько экспериментов  по обнаружению такого распада, а  значит, и по проверке теории, Согласно ей, протоны должны распадаться на электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда следует, что, в конце концов, все, что состоит во Вселенной  из протонов и нейтронов (а их не содержат только черные дыры), распадется на эти частицы. Вселенная превратится  в смесь из них и черных дыр, и будет находиться в таком  состоянии очень, очень долго.

Когда-нибудь испарятся маленькие  черные дыры, а вот с большими возникнут трудности. Фоновое излучение к тому времени будет очень холодным, но все же его температура останется чуть выше, чем у черных дыр. Однако по мере расширения Вселенной ситуация изменится – температура излучения станет ниже, чем на поверхности черных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах; на это потребуется примерно 10 (100) лет.

Затем Вселенную заполнят электроны  и позитроны, которые, вращаясь, друг вокруг друга, образуют огромные «атомы». Но постепенно позитроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во Вселенной не будет ничего, кроме излучения.

Мы рассмотрели судьбу как открытой, так и закрытой Вселенной. Что  ее ждет, пока неизвестно. Если даже Вселенная  когда-нибудь сколлапсирует, неизвестно, произойдет ли потом «отскок».

Одна из трудностей, на которую  наталкивается традиционная теория Большого взрыва, – необходимость  объяснить, откуда берется колоссальное количество энергии, требующееся для  рождения частиц.

Не так давно внимание ученых привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ  на этот вопрос. Она носит название теории раздувания, и была предложена в 1980 году сотрудником Массачусетского технологического института Аланом Гутом.

Основное отличие теории раздувания от традиционной теории Большого взрыва заключается в описании периода  с 10 (-35) до 10 (-32) с. По теории Гута примерно через 10 (-35) с Вселенная переходит в состояние «псевдовакуума», при котором ее энергия исключительно велика.

Из-за этого происходит чрезвычайно  быстрое расширение, гораздо более  быстрое, чем по теории Большого взрыва (оно называется раздуванием). Через 10 (-35) с после образования Вселенная  не содержала ничего кроме черных мини-дыр и «обрывков» пространства, поэтому при резком раздувании образовалась не одна вселенная, а множество, причем некоторые, возможно, были вложены друг в друга.

 

Каждый из участков пены превратился  в отдельную вселенную, и мы живем  в одной из них. Отсюда следует, что  может существовать много других вселенных, недоступных для нашего наблюдения. Хотя в этой теории удается  обойти ряд трудностей традиционной теории Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно объяснить, почему, начавшись, раздувание, в конце концов, прекращается. От этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания, появившемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности.

 

Заключение

Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются  и умирают звезды. Вселенная продолжает расширяться. Мы знаем строение Вселенной  в огромном объеме пространства, для  пересечения которого свету требуются  миллиарды лет. Но пытливая мысль  человека стремится проникнуть дальше.

Что лежит за границами наблюдаемой  области мира? Бесконечна ли Вселенная  по объему? И её расширение – почему оно началось и будет ли оно  всегда продолжаться в будущем?

А каково происхождение «скрытой»  массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной? Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей  планеты?

Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют. Вселенная  неисчерпаема. Неутомима и жажда  знания, заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы  о мире и настойчиво искать ответы на них. Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики  – замечательные и чаще всего  неожиданные открытия в мире звезд  следуют сейчас одно за другим. Мы живем  в эпоху поразительных научных  открытий и великих свершений. Самые  невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних пор люди мечтали  разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как  быстро наука выдвигает различные  гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на месте: появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые.

С изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут «заглянуть»  на расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными. Однако надо себе ясно представить  огромную величину этого пути и те колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретиться на пути к звездам.

 

Изучение Вселенной, даже только известной  нам её части является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые, понадобились труды множества поколений. Вселенная бесконечна во времени и пространстве.

Каждая частичка Вселенной имеет  свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся  Вселенная бесконечна и вечна  так, как она является вечно самодвижущейся материей.

Вселенная – это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем.

 

Список литературы

 

•

•

•

•

•

•