Ознакомительная версия. Доступно 27 страниц из 131
На отметке 1021 лет сформируются черные дыры, сравнимые по массе с галактиками. В результате парных гравитационных взаимодействий между телами некоторые звезды будут словно пращой выброшены за пределы галактик, а остальные свалятся в черные дыры в центрах галактик. Звезды будут по спирали падать в них, теряя энергию на гравитационное излучение.
К отметке 1064 лет (если этого не произойдет ранее), согласно Хокингу, должны распасться протоны. Распад протона происходит в результате редкого события: временного падения в черную дыру планковского размера (из-за принципа неопределенности), после чего эта черная дыра быстро развоплощается в виде хокинговского излучения. В черной дыре не сохраняются барионы (протоны и нейтроны) – она «не запоминает», был ли это протон или позитрон, но запоминает его электрический заряд. Поэтому позитрон, который легче протона, может быть излучен в числе продуктов распада такой черной дыры, в которой исчез протон. После распада протонов самыми массивными частицами, которые останутся во Вселенной, станут электроны и позитроны. Протоны могут распасться даже раньше, возможно, к отметке 1034 лет, но во всяком случае не позже чем к 1064 лет.
К моменту 10100 лет черные дыры, сравнимые по размерам с галактиками, испарятся в виде хокинговского излучения.
Что будет потом? Стандартная картина, которую рисуют физики, такова: темная энергия, сегодня вызывающая экспоненциальное расширение Вселенной, – это состояние вакуума с постоянной положительной плотностью энергии (и отрицательным давлением). Стивен Вайнберг сравнивает нынешнюю ситуацию с таким примером. Мы живем в долине чуть выше уровня моря – наша высота соответствует количеству темной энергии, присутствующей в вакууме. Мы скатились на дно этой долины и просто в ней сидим. Содержание энергии в вакууме – уровень темной энергии – со временем не меняется. Поэтому Вселенная еще очень долго будет удваиваться в размерах каждые 12,2 миллиарда лет.
Если времени остается достаточно много, то возможно, что наше состояние вакуума, дающее темную энергию, может путем квантового туннелирования перейти в более низкоэнергетическое состояние (упасть в еще более низменный регион под нашей долиной). В таком случае где-то в пределах наблюдаемой Вселенной станет формироваться пузырь с менее плотным, чем у нас, состоянием вакуума. Отрицательное давление за пределами пузыря окажется «более отрицательным», чем его внутреннее давление, из-за чего стенки пузыря будут распахиваться в стороны. Через непродолжительное время пузырь будет распространяться во все стороны почти со скоростью света. Он будет расширяться вечно. Внутри пузыря будут действовать иные законы физики, и вы погибнете, если его стенка в вас врежется.
Можно рассчитать, какова вероятность в некоторую единицу времени попасть путем квантового туннелирования во внешний «низменный» регион. Возможно, мы сможем увидеть формирование пузырей с более разреженным вакуумом «всего» через 10138 лет по причине известной нестабильности хиггсовского вакуума. Но многие физики думают, что хиггсовский вакуум стабилизируется под действием более высокоэнергетических эффектов. В данном случае, согласно ориентировочным расчетам Андрея Линде, пузырьки с разреженным вакуумом должны начать формироваться лишь спустя 101034 лет! Образующиеся таким образом пузырьки, точно как пузырьковые вселенные на рис. 23.3, никогда не успеют заполнить все пространство. Постоянно расширяющееся вакуумное состояние так и будет удваиваться в размерах каждые 12,2 миллиарда лет, и его объем будет все ближе стремиться к бесконечности. Это будет вечно инфлирующее море, где то тут, то там возникают такие пузырьки. В конце времен Вселенная будет напоминать вечное игристое шампанское.
По расчетам Линде и Виленкина, еще реже случайная квантовая флуктуация может приводить к тому, что вся видимая Вселенная перескочит в более высокоплотное состояние вакуума, в результате чего возникнет новая, стремительно расширяющаяся высокоплотная инфляционная Вселенная. Это событие будет напоминать высокоэнергетическую инфляцию, которая состоялась при рождении нашей Вселенной, и при этом может родиться новая Мультивселенная. Возможно, до такого события остается 1010120 лет!
Есть и другой вариант: возможно, мы живем не в долине, а на склоне и медленно спускаемся к уровню моря. Такая картина так и называется – медленным скатыванием темной энергии. По исследованиям Бхарата Ратры, Джима Пиблса, Зака Слепяна, моим и многих других, в таком случае запас темной энергии постепенно истощится за миллиарды лет, и в конечном итоге мы скатимся к состоянию вакуума с нулевой плотностью энергии. Именно такое скатывание произошло прямо перед началом инфляции, где состояние с очень высоким уровнем темной энергии превратилось в наблюдаемый сегодня низкоэнергетический вакуум. Эти сценарии можно исследовать, детально измеряя хронологию расширения Вселенной вплоть до сегодняшнего момента. Таким образом, вооружившись уравнениями Эйнштейна, можно измерить для темной энергии отношение давления к плотности энергии – это отношение называется w. Если окажется, что w в точности равно –1, динамическому эквиваленту эйнштейновской космологической постоянной, это будет аргумент в пользу сценария «заперты в долине», в таком случае уровень темной энергии не изменится, а Вселенная так и будет удваиваться в размерах каждые 12,2 миллиарда лет. Однако если отрицательное значение w не дотягивает до –1, то мы будем постепенно скатываться к уровню моря, и ускоренное расширение должно будет в конце концов смениться приблизительно линейным. Вселенная так и будет вечно расширяться, но линейно. В данном случае расширение Вселенной растет со временем как 1, 2, 3, 4, 5, 6…
Роберт Колдуэлл, Марк Камёнковски и Невин Вайнберг выдвинули радикальную версию о том, что значение w может быть ниже –1. Этот феномен они назвали фантомной энергией. В таком случае должна порождаться энергия вакуума, увеличивающаяся со временем по мере расширения Вселенной. Расширение становится лавинообразным, и в будущем возникает сингулярность (Большой разрыв), которая разорвет на части галактики, звезды и планеты, возможно, в ближайший триллион лет. Такая «фантомная» энергия требует отрицательной кинетической энергии при скатывающемся движении поля, контролирующего темную энергию. Мне такой вариант кажется маловероятным по физическим соображениям. При таком сценарии наблюдаемая сегодня темная энергия должна совершенно не походить на «раннюю» темную энергию, существовавшую на этапе инфляции. Итак, пусть такая возможность и сохраняется, она кажется менее вероятной, чем два предыдущих сценария. Но многие физики воспринимают «фантомную энергию» вполне серьезно[44].
Как я рассказывал в главе 23, наилучшая современная оценка w (полученная исследовательской группой «Планка» на основании всех имевшихся данных, в том числе из Слоановского небесного обзора неба) составляет w0 = –1,008 ± 0,068. Примечательно, что в пределах погрешности это значение согласуется с простым –1 (приближенным значением эйнштейновской космологической постоянной), а значит, наблюдения свидетельствуют, что мы «лежим на дне долины». Этот результат замечательно подкрепляет общую идею о том, что темная энергия соответствует состоянию вакуума с положительной энергией и отрицательным давлением. Однако имеющиеся наблюдения по-прежнему не позволяют разграничить те модели, в которых мы просто лежим на дне, от тех, где мы медленно катимся вниз (или вверх) по склону. В двух последних случаях w0 будет близким к –1, но все-таки иным, чуть выше или чуть ниже. Если будущие высокоточные измерения w однозначно покажут, что значение w отличается от –1, то мы сможем определиться, с каким именно феноменом имеем дело: с медленным скатыванием темной энергии или фантомной энергией. Но если с оптимизацией измерений и постепенным устранением неточностей мы по-прежнему будем убеждаться, что w0 = –1 в пределах погрешности, то вполне можем объявить триумф модели «лежим в долине». Сейчас реализуется ряд экспериментальных программ, призванных в будущем снизить погрешность при измерении w0 более чем на порядок; есть надежда, что эти программы помогут понять, какова будет окончательная судьба Вселенной.
Ознакомительная версия. Доступно 27 страниц из 131
