Бу́дущее Вселе́нной — вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии. Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.

После того как теория о создании Вселенной посредством Большого взрыва и её последующем быстром расширении была принята большинством учёных, будущее Вселенной стало вопросом космологии, рассматриваемым с разных точек зрения в зависимости от физических свойств Вселенной: её массы и энергии, средней плотности и скорости расширения.

Сценарии дальнейшей эволюции

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.

В рамках этого варианта возможен сценарий Большого разрыва: для этого необходимо, чтобы для тёмной энергии параметр космологического уравнения состояния был меньше −1. Такой случай называют фантомной энергией, и современные наблюдения не исключают его, но и не подтверждают. Плотность энергии фантомной энергии увеличивается с расширением Вселенной, так что в какой-то момент она будет сравниваться с массовой плотностью различных объектов, а значит, их собственные гравитационные силы не смогут удерживать их от распада. В первую очередь распадутся скопления галактик, затем ― сами галактики, звёздные скопления и другие звёздные системы. Со временем распадутся планеты и более мелкие объекты — мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов, но затем распадутся и они. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестаёт работать современная физика. Ещё один сценарий, в прошлом рассматриваемый, но ныне отвергнутый — Большое сжатие. Наблюдение вспышек далёких сверхновых звёзд свидетельствует об ускоренном расширении Вселенной и исключает Большое сжатие. Если бы плотность вещества во Вселенной была достаточно высокой, а тёмной энергии ― низкой или её бы не существовало, то расширение Вселенной бы замедлялось, а в какой-то момент бы прекратилось и перешло в сжатие. Эволюция и облик Вселенной определялись бы космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не стал бы в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образовали бы единое мегаскопление, однако галактики не потеряли бы свою индивидуальность: в них всё также происходило бы рождение звёзд, вспыхивали бы сверхновые и, возможно, развивалась бы биологическая жизнь. Всему этому пришёл бы конец, когда Вселенная сжалась бы ещё в 20 раз и стала в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная стала бы представлять собой одну огромную галактику. Температура реликтового фона достигла бы 274 К, и на планетах земного типа начал бы таять лёд. Дальнейшее сжатие привело бы к тому, что излучение реликтового фона затмит даже излучение центральных светил в планетных системах, а затем к испарению или разрушению самих звёзды и планет. Состояние Вселенной было бы похоже на то, что было в первые моменты её зарождения, а дальнейшие события ― на те, что происходили в начале, но идущие в обратном порядке: атомы распадались бы на атомные ядра и электроны, начало бы снова доминировать излучение, потом начали бы распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадались бы и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, случилось бы Великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого разрыва, перестали бы работать известные нам законы физики, и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать было бы невозможно.

Космологические эпохи

Введём понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:

лет

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 может быть похожа на нынешнюю планету COROT-7b и представлять собой сгусток лавы на дневной стороне.

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 высвобождает 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 кванты 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, позитроны и кварки. Температура приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония, долгосрочная судьба их — полная аннигиляция.

См. также Тепловая смерть Вселенной Большое сжатие Большой разрыв Временная шкала далёкого будущего

Примечания

Литература Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975.

Дайкус Д., Литоу Д., Теплиц Д., Теплиц В. Будущее Вселенной. // В мире науки, 1983/N5, с. 50-61.

Ссылки Phantom Energy and Cosmic Doomsday. Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg. Разрыв Вселенной

Насколько надежны расчеты времени жизни Вселенной в рамках Стандартной модели? Baez, J., 2004, «The End of the Universe». Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., 2003, «Phantom Energy and Cosmic Doomsday,» Physical Review Letters 91. Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, «Cosmological parameters.»

Vaas, R., 2006, «Dark Energy and Life’s Ultimate Future,» in Burdyuzha, V. (ed.) The Future of Life and the Future of our Civilization. Springer: 231—247. A Brief History of the End of Everything, a BBC Radio 4 series. Cosmology at Caltech.

Категория:Космология Категория:Будущее Категория:Фантастические мотивы