Начало и конец вселенной

Заслуживает упоминания еще  один, последний кандидат. Это особые другие черные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими кандидатами считаются все черные дыры, которые образовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но все-таки на их массу можно рассчитывать. Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он показал, что все черные дыры, масса которых в момент образования была меньше 10(15) г, к настоящему времени уже должны были испариться. Отсюда следует, что внимания заслуживают только те из них, масса которых составляет от 10(15) до 10(32) г. Поскольку примерно таков диапазон масс планет, их называют планетарными черными дырами.

Если учесть вклад всех перечисленных выше видов масс, то может показаться, что суммарной  массы вполне достаточно для обеспечения  замкнутости Вселенной. Однако сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчетов его группы следует, что средняя плотность вещества очень близка к пограничной — той, которая лежит на границе между замкнутой и открытой Вселенной.

Другие методы решения замкнутости  Вселенной.

Видимо, наиболее надежным способом ответа на вопрос, замкнута или открыта  Вселенная, является точное измерение  ее средней плотности, и в последнее  время именно он привлекает наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственный способ; можно, например, использовать диаграмму Хаббла. Если ускорение галактик одинаково до самых дальних окраин Вселенной, то на диаграмме получится прямая; если же галактики замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, достаточно ли замедление для прекращения расширения Вселенной.

Метод кажется довольно простым  — достаточно построить график, охватывающий самые дальние, «приграничные» районы Вселенной, и определить степень  искривления получившейся линии. Но как и при определении средней  плотности, здесь тоже не обходится  без трудностей. Уже отмечалось, что для удаленных районов  Вселенной провести точные измерения очень трудно; кроме того, возникают и другие проблемы. Вглядываясь в космические дали, мы заглядываем в прошлое, а значит, видим галактики такими, какими они были давным-давно. При этом, естественно, возникают вопросы, связанные с эволюцией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько они изменились? Из многих теорий следует, что галактики (в особенности эллиптические) раньше были гораздо ярче, т. е. нам представляется, что они находятся ближе, чем на самом деле. Из других же теорий вытекает, что некоторые галактики могут расти, поглощая соседние, а потому сейчас они гораздо ярче, чем в прошлом, и значит, кажутся нам расположенными дальше.

Исследование дальних  границ Вселенной дает 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.

Еще один метод решения  нашей проблемы основан на так  называемом подсчете 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, проведенные 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 ее 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 произойдет. По мере увеличения размеров 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, белые 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 3000 К; 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. 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 черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдет почти до сингулярности, а затем произойдет «большой пшик».

Отскок.

Что случится во время «большого  пшика» — неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности; можно лишь строить предположения. Большинство из них основано на идее «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 Уилер. Воспользовавшись идеей Хо-кинга, 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.

Судьба открытой Вселенной.

В противоположность замкнутой, открытая Вселенная продолжает расширяться вечно. Основным отличием от процессов, описанных в предыдущем разделе, является разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас придется рассматривать столь большие промежутки времени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10(100) лет. Если трудно представить себе 100 миллиардов лет, то о таком числе и говорить нечего.

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 гигантскую черную 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,¹ о ней речь пойдет позже. 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».

Заключение.

В данной работе я постарался рассмотреть современные взгляды  на возникновение, дальнейшее существование  и конец Вселенной. Теперь обобщим  выше изложенный матерьял.

     Когда-то наша  Вселенная была по своим размерам  меньше атома. Она начала своё  существование как особая точка,  не имеющая ни размеров, ни  массы. Теория "Большого Взрыва" - самая распространённая в наши  дни теория, объясняющая происхождение  Вселенной - предполагает, что Вселенная  начала своё существование примерно  пятнадцать миллиардов лет назад.  Сначала она представляла собой  невообразимо малый, яркий, горячий  и плотный объект.

     Затем произошёл  Большой Взрыв, в результате  которого выделилось огромное  количество энергии. В первые  минуты взрыва образовались водород  и гелий - самые лёгкие частицы  в таблице Менделеева. Вероятно, они сконцентрировались в виде  облачных образований, которые  примерно четырнадцать миллиардов  лет назад начали сгущаться  благодаря собственной массе.

     В течение  следующих двух миллиардов лет  из этих облаков образовались  первые галактики. Наша галактика  - Млечный Путь образовалась примерно  десять миллиардов лет назад.  Внутри неё образовались все  звёзды и планеты, включая и  нашу Землю, которая образовалась  из окружающих её газовых облаков.

Сейчас радиус Вселенной  составляет около 15 миллиардов световых лет. В процессе расширения некоторая  часть массы Вселенной сконденсировалась  и образовала бесчисленные миллиарды  звёзд, которые сосредоточены в  галактиках. Известная Вселенная  включает 10 миллиардов галактик, объединённых в скопления, а те, в свою очередь, в сверхскопления, отделённые друг от друга огромными расстояниями космического пространства.

       Кроме  теории Большого Взрыва большой  популярностью пользуется теория  стабильного состояния. Правда, открытие  в 1965 году КМФИ ( космическое микроволновое  фоновое излучение ) сильно поколебало  её позиции. Согласно этой теории  у Вселенной не было начала  и не будет конца. Она также  утверждает, что плотность её  остаётся неизменной благодаря  постоянному созданию нового  вещества (водорода - каждые 20 лет по  атому на 1 литр пространства ), которое  компенсирует её расширение.

     Значит, согласно  теории стабильного состояния  Вселенная будет расширяться  бесконечно. Но есть ещё две  теории. Согласно одной из них  Вселенная прекратит расширение  и стабилизируется, когда достигнет  определённых размеров. Последняя  же теория утверждает, что, в  конце концов, Вселенная перестанет  расширяться, а затем под действием  гравитационных сил начнёт сжиматься  в одну точку. В результате  произойдёт так называемый “Большой  Треск”. Но теория Большого взрыва  вызывает больше доверия и  для это есть причины.