VIII. ЭПИЛОГ: ПЕРСПЕКТИВЫ

Еще некоторое время Вселенная безусловно будет продолжать расширяться. Что же касается ее судьбы после этого, то стандартная модель дает двусмысленное предсказание: все зависит от того, меньше или больше космическая плотность определенного критического значения.

Как мы видели в главе II, если космическая плотность меньше критической плотности, то Вселенная имеет бесконечную протяженность и будет продолжать расширяться всегда. Наши потомки, если они у нас тогда будут, увидят, как медленно подходят к концу термоядерные реакции во всех звездах, оставляя после себя различные сорта шлака: черные карликовые звезды, нейтронные звезды, возможно, черные дыры. Планеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедляясь за счет излучения гравитационных волн, но никогда не приходя в состояние покоя за любое конечное время. Температура космического фона излучения и нейтрино будет продолжать падать обратно пропорционально размеру Вселенной, но этот фон не исчезнет; даже сейчас мы едва можем детектировать трехградусный фон микроволнового излучения[55].

В то же время, если космическая плотность больше критического значения, то Вселенная конечна и ее расширение в конце концов прекратится, уступив место все ускоряющемуся сжатию. Если, например, космическая плотность вдвое больше критического значения и популярное в настоящее время значение постоянной Хаббла (15 км/с на миллион световых лет) правильно, то сейчас Вселенной 10 миллиардов лет; она будет продолжать расширяться еще 50 миллиардов лет, а затем начнет сжиматься (см. рис. 4). Сжатие — это в точности расширение, но идущее назад по времени; через 50 миллиардов лет Вселенная вернется к теперешним размерам, а еще через 10 миллиардов лет она достигнет сингулярного состояния бесконечной плотности.

В течение, по крайней мере, начальной стадии фазы сжатия астрономы (если они тогда будут) смогут забавляться, наблюдая одновременно красные и голубые смещения. Свет от ближайших галактик, испущенный в то время, когда Вселенная была больше, чем в момент наблюдения света, будет казаться сдвинутым в сторону коротковолнового конца спектра, т. е. в голубую сторону. В то же время свет от чрезвычайно далеких объектов, испущенный в то время, когда Вселенная все еще находилась на ранних стадиях своего расширения и была даже меньше, чем в тот момент, когда свет наблюдается, будет казаться сдвинутым в сторону длинноволнового конца спектра, т. е. в красную сторону.

Пока Вселенная будет расширяться, а затем сжиматься, температура космического фона фотонов и нейтрино будет сначала падать, а затем расти, причем всегда обратно пропорционально размеру Вселенной. Если сейчас космическая плотность вдвое больше своего критического значения, тогда наши вычисления показывают, что Вселенная в момент максимального расширения будет точно вдвое больше, чем сейчас, так что температура микроволнового фона будет, следовательно, ровно вдвое меньше теперешнего значения З К, т. е. около 1,5 К. Затем, как только Вселенная начнет сжиматься, температура станет расти.

Поначалу не будет никаких тревожных сигналов — в течение тысяч миллионов лет фон излучения будет так холоден, что нужны будут большие усилия, чтобы вообще его обнаружить. Однако, когда Вселенная сократиться до одной сотой теперешнего размера, фон излучения начнет преобладать в небе: ночное небо станет таким же теплым (300 К), как наше теперешнее небо днем. Семьдесят миллионов лет спустя Вселенная сократится еще в десять раз, и наши наследники и преемники (если они будут) увидят небо невыносимо ярким. Молекулы в атмосферах планет и звезд и в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на составляющие их атомы, а атомы начнут разбиваться на свободные электроны и атомные ядра. Еще после 700 000 лет космическая температура достигнет десяти миллионов градусов; тогда сами звезды и планеты начнут диссоциировать в космический суп из излучения, электронов и ядер. В последующие 22 дня температура поднимется до десяти миллиардов градусов. Тогда ядра начнут разбиваться на составляющие их протоны и нейтроны, уничтожая всю работу как звездного, так и космологического нуклеосинтеза. Вскоре после этого электроны и позитроны станут в больших количествах рождаться в фотон-фотонных столкновениях, а космический фон нейтрино и антинейтрино снова достигнет теплового союза с остальным содержимым Вселенной.

Можем ли мы действительно проследить всю эту печальную историю до самого конца, до состояния бесконечных температуры и плотности? Действительно ли время останавливается где-то через три минуты после того, как температура достигает миллиарда градусов? Очевидно, мы не можем быть в этом уверены. Все те неопределенности, с которыми мы столкнулись в предыдущей главе, пытаясь изучить первую сотую долю секунды, вернутся, чтобы смутить нас, когда мы посмотрим на последнюю сотую долю секунды. Кроме всего прочего, Вселенная в целом при температуре выше 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10³² К) должна описываться на языке квантовой механики, и никто не имеет понятия, что при этом случится. Наконец, если Вселенная на самом деле неизотропна и неоднородна (см. конец главы V), то вся рассказанная нами история может оказаться неправильной задолго до того, как мы столкнемся с проблемами квантовой космологии.

Некоторые космологи видят в этих неопределенностях луч надежды. Может быть так, что Вселенная испытает нечто вроде космического «скачка» и начнет вновь расширяться. В «Эдде» после заключительной битвы богов и великанов в Рагнораке Земля была уничтожена огнем и водой, но воды сошли, сыны Тора вышли из Ада, неся молот своего отца, и весь мир начался снова. Но если Вселенная начнет вновь расширяться, ее расширение будет опять замедляться до остановки, затем последует другое сжатие, которое закончится другим космическим Рагнораком, после чего последует новый скачок, и так всегда.

Если таково наше будущее, то, вероятно, таково же и наше прошлое. И теперешняя расширяющаяся Вселенная представляет собой только фазу, следующую за последним сжатием и скачком. (Действительно, в своей работе 1965 года о фоне космического микроволнового излучения Дикке, Пиблз, Ролл и Уилкинсон предполагали, что существовала предыдущая полная фаза космического расширения и сжатия, и показали, что Вселенная должна была достаточно сжаться, чтобы поднять температуру, по меньшей мере, до десяти миллиардов градусов для того, чтобы разбить тяжелые элементы, образованные в предыдущей фазе.) Глядя все дальше и дальше назад, мы можем представить себе бесконечный цикл расширений и сжатий, простирающийся в бесконечно далекое прошлое и никогда не имеющий начала.

Осциллирующая модель привлекает некоторых космологов с философской точки зрения, особенно потому, что она, как и стационарная модель, деликатно избегает проблемы Генезиса. Однако эта модель сталкивается с серьезной теоретической трудностью. В каждом цикле, когда Вселенная расширяется и сжимается, отношение числа фотонов к числу ядерных частиц (или, более точно, энтропия на ядерную частицу) несколько увеличивается благодаря определенного типа трению (известному как «объемная вязкость»). Насколько мы знаем, Вселенная должна тогда начинать каждый новый цикл с новым, слегка большим отношением фотонов к ядерным частицам. Сейчас это отношение велико, но не бесконечно, так что трудно увидеть, каким образом могла Вселенная испытать перед этим бесконечное число циклов.

Примечание. Энергия покоя — это та энергия, которая высвободилась бы, если бы вся масса частицы превратилась в энергию. Пороговая температура равна энергии покоя, деленной на постоянную Больцмана; это та температура, выше которой частица может свободно рождаться из теплового излучения. «Эффективное число разновидностей» дает относительный вклад каждого типа частиц в полные энергию, давление и энтропию при температуре много выше пороговой. Это число написано как произведение трех множителей: первый множитель равен 2 или 1, соответственно тому, имеет ли данная частица отличную от себя античастицу или нет; второй множитель есть число возможных ориентаций спина частицы; последний множитель равен 7/8 или 1, соответственно тому, подчиняется частица принципу исключения Паули или нет. Среднее время жизни есть средний интервал времени, который живет частица прежде, чем она испытает радиоактивный распад на другие частицы.

Как бы ни разрешились все эти проблемы, и какая бы космологическая модель ни оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешения. Для человеческих существ почти неизбежна вера в то, что мы имеем какое-то особое отношение к Вселенной, и что человеческая жизнь есть не просто более или менее нелепое завершение цепочки случайностей,

160

VIII. Эпилог: перспективы 160

Излучение Длина волны, см Энергия фотонов, эВ Температура черного тела, К

Радио (до УВЧ) Микроволновое Инфракрасное Видимое Ультрафиолетовое Рентгеновское Гамма-излучение > 10 0,01–10 0,0001-0,01 1×10"5-10"4 10"7–2 × Ю-5 10"9-10"7 <10"9 < 0,00001 0,00001-0,01 0,01-1 1–6 6-1000 1000-100 000 > 100 000 < 0,03 0,03–30 30-3000 3000-15 000 15 000-3 × 106 3 × 106-3 × 108 > 3 × 108

ведущей начало от первых трех минут, а что наше существование было каким-то образом предопределено с самого начала. Случилось так, что, когда я писал это, я находился в самолете по дороге домой из Сан-Франциско в Бостон и летел на высоте 30 000 футов над Вайомингом. Земля подо мной выглядела очень нежной и уютной — легкие облачка здесь и там, снег, ставший ярко-розовым, когда садилось Солнце, дороги, лентами протянувшиеся по всей стране от одного города к другому. Очень трудно осознать, что все это — лишь крошечная часть ошеломляюще враждебной Вселенной. Еще труднее представить, что эта сегодняшняя Вселенная развилась из невыразимо незнакомых начальных условий, и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре. Чем более постижимой представляется Вселенная, тем более она кажется бессмысленной.

Примечание. Каждый тип излучения характеризуется определенным интервалом длин волн, которые даны здесь в сантиметрах. Этому интервалу длин волн соответствует интервал энергий фотонов, которые даны здесь в электронвольтах. Температура черного тела есть та температура, при которой излучение черного тела будет иметь максимум по энергии, сконцентрированной вблизи данной длины волны; эта температура дана здесь в градусах Кельвина. (Например, длина волны, на которую настроились Пензиас и Вилсон в своих наблюдениях космического фона излучения, равнялась 7,35 см, так что это — микроволновое излучение; энергия фотонов, испускаемых при радиоактивных превращениях ядер, обычно порядка миллиона электронвольт, так что это — гамма-излучение; поверхность Солнца имеет температуру 5800 К, так что Солнце испускает видимый свет.) Конечно, нет резких границ между отдельными типами излучения и не существует единого соглашения по поводу различных интервалов длин волн.

Но если и нет утешения в плодах нашего исследования, есть, по крайней мере, какое-то утешение в самом исследовании. Мужчины и женщины не склонны убаюкивать себя сказками о богах и великанах или замыкаться мыслями в повседневных делах; они строят телескопы, спутники и ускорители и нескончаемые часы сидят за своими столами, осмысливая собранные данные. Попытка понять Вселенную — одна из очень немногих вещей, которые чуть приподнимают человеческую жизнь над уровнем фарса и придают ей черты высокой трагедии.

Примечания:

5

Здесь и далее в аналогичных случаях автор употребляет английский глагол «соок», означающий «приготовлять пищу». Имеется в виду, конечно, процесс образования химических элементов в ранней Вселенной. — Прим. пер.

55

О будущем Вселенной см. дополнение редактора 12. — Прим.

ред.