Далекое будущее Вселенной Эсхатология в космической перспективе - Эллис Джордж (читать книги без .TXT) 📗
17.2. Физическая космология
Наше столетие и в особенности несколько последних десятилетий ознаменованы мощным подъемом физической космологии [112]. Для удобства я выделю три фазы этого подъема: общая теория относительности / космология большого взрыва, инфляционная модель / модель горячего Большого взрыва и квантовая гравитация / квантовая космология.
17.2.1. Общая теория относительности Эйнштейна (ОТО) / космология Большого взрыва
В 1915 году Альберт Эйнштейн опубликовал полевые уравнения ОТО, связывающие кривизну пространства–времени с распределенной в пространстве–времени энергией: R μν— ½R g μν =8πТ μν. В упрощенном описании: «Пространство–время указывает массе, как двигаться; масса указывает пространству–времени его кривизну» ([61], с. 5). В 1920–е годы телескопические наблюдения Эдвина Хаббла показали, что галактики вокруг нашего Млечного Пути удаляются от нас со скоростью, пропорциональной их расстоянию, как сформулировано в законе Хаббла [113]: так было открыто расширение вселенной. В этот период были созданы и проверены результатами наблюдений три космологические модели: модель плоской вселенной, открытой вселенной (бесконечная по размерам, бесконечно расширяющаяся, температура падает, пока не достигнет абсолютного нуля, — сценарий «замораживания») и закрытой вселенной (конечная по размерам, постоянно сжимается в отсутствие космологической константы, температура постоянно повышается до бесконечности — сценарий «поджаривания»). Все эти модели включают в себя изначальную сингулярность, которая для удобства обозначается как «t = 0», где t — космологическое время. В этом смысле (хотя здесь есть над чем подумать философам) эти модели Большого взрыва указывают на то, что можно очень упрощенно назвать «рождением вселенной».
Основная их соперница, модель стационарного состояния Хойла и его коллег, была полностью опровергнута в 1960–х годах в свете объяснений, которые Большой взрыв давал расчетам радиоисточников, относительному изобилию водорода и гелия, а также космическому микроволновому фоновому излучению [114]. Однако оставалось множество важных технических проблем, в том числе проблема горизонта, отношения материи/антиматерии и изначальной сингулярности t = 0. Теоремы Роджера Пенроуза [73], Стивена Хокинга [35, 36, 38] и Роберта Героха [29] в 1960–х годах доказали, что космологические пространства–времена, удовлетворяющие полевым уравнениям Эйнштейна, должны быть сингулярными, если выполняются определенные условия, по–видимому, выполняющиеся в реальной вселенной [115]. Самое важное из этих условий, не считая существования замкнутой поверхности — «ловушки» (что следует из существования космического фонового излучения черного тела), следующее: тензор энергии массы Т μνдолжен подчиняться неравенству (Т μν— ½g μνT) u μu ν≥ 0 для всех единичных время–подобных 4–мерных векторов и. Для поля газообразной материи неравенство сокращается до условия, что ρ + 3р ≥ 0, где ρ — плотность энергии газа, а р — его давление. Стандартные модели Большого взрыва удовлетворяют этим условиям и, следовательно, характеризуются изначальной сингулярностью. Однако одна из версий теории стационарного состояния («теория почти стационарного состояния») до сих пор не опровергнута и, по сообщениям исследователей, согласуется с наблюдениями [39].
17.2.2. Инфляционная модель / модель горячего Большого взрыва
Инфляционные модели были разработаны в 1980–х годах Аланом Гутом. Они предполагают в очень ранней вселенной (около планковского времени 10 –43секунд) расширение по экспоненте до того, как все успокаивается и переходит к одному из обычных сценариев Большого взрыва. Инфляционный Большой взрыв предлагает решения для проблем горизонта, однородности и формирования структур, но не устраняет разногласия относительно t = 0. Инфляционные модели нарушают неравенство ρ + 2р ≥ 0, оставляя, таким образом, вопрос о существовании изначальной сингулярности открытым или даже, возможно, в принципе «нерешаемым» [116]. «Вечная хаотическая инфляция» Андрея Линде предполагает, что во вселенной существует множество расширяющихся областей, подобных нашей, но каждая со своими параметрами; они бесконечно воспроизводятся и создают новые расширяющиеся области, вместе образуя всеохватывающую квазифрактальную структуру, которая существует вечно [57]. Изначальные условия инфляции заданы некоей предшествующей эрой квантовой гравитации.
17.2.3. Квантовая гравитация / квантовая космология
Последние исследования в области квантовой космологии включают в себя модель Хартла / Хокинга [31], инстантон Тьюрока / Хокинга, сценарии «до Большого взрыва», брейнкосмологию и т. д. Хотя эти сценарии совершенно различны, оканчиваются они одинаково — Большим взрывом, за которым следует инфляционная эпоха. Однако квантовая космология весьма спекулятивна. Теории, включающие в себя квантовую гравитацию, лежащую в основе квантовой космологии, чрезвычайно трудны для проверки и еще больше усложняют философские дискуссии, которые уже существуют в связи с квантовой механикой, поскольку областью исследований теперь является вселенная в целом [117].
17.2.4. «Нижний предел» в космологии далекого будущего и обсуждения возможности жизни в нем
Если детальное понимание раннейвселенной требует от нас ответов на еще нерешенные теоретические вопросы из области физики элементарных частиц и теорий великого объединения (ТВО), то обсуждать далекое будущеемы можем с большей уверенностью, применяя общую теорию относительности, квантовую механику и термодинамику (по крайней мере, пока закрытая вселенная снова не достигнет планковских размеров). Мы получаем все больше свидетельств, что плотность материи в видимой вселенной намного ниже критической плотности, необходимой для замкнутой вселенной. Скорость ее расширения, по–видимому, растет, что можно отнести за счет существования ненулевой космологической константы, L, введенной в полевые уравнения ОТО: Λg μν+ R μν— ½Rg μν= 8πТ μν. Как показал Лоренс Краусс ([54], см. также [13]), свидетельства существования Λ получаются сейчас как из теоретических данных, так и из результатов наблюдений. Положительное значение Λ, повышая общую эффективную плотность энергии, могло бы закрыть вселенную; но видимая нам вселенная, по–видимому, все равно будет расширяться вечно. Однако этим дело не кончается: вполне возможно, что вселенная снова «схлопнется» (если космологическая константа — на самом деле вариабельная «квинтэссенция», которая отомрет в далеком будущем, а регионы пространства имеют положительную кривизну).
Весьма разумный прогноз для сценариев как закрытой, так и открытой вселенной сделан Фрэнком Типлером и Джоном Бэрроу [118]: через пять миллиардов лет солнце станет красным гигантом, поглотит орбиты Земли и Марса, а затем начнет постепенно превращаться в белого карлика. Через 40–50 миллиардов лет в нашей галактике закончится образование звезд. Через 10 12лет все массивные звезды превратятся в нейтронные звезды или в черные дыры [119]. Через 10 19лет погасшие звезды на периферии галактик переместятся в межгалактическое пространство, а звезды в центре галактик сольются, образовав массивные черные дыры. Через 10 20лет орбиты планет распадутся вследствие гравитационной радиации. Через 10 31лет протоны и нейтроны распадутся на позитроны, электроны, нейтрино и фотоны. Через 10 34лет мертвые планеты, черные карлики и нейтронные звезды исчезнут, их масса полностью превратится в энергию, останутся лишь черные дыры, электронно–позитронная плазма и радиация. Все формы жизни на углеродной основе неминуемо исчезнут. Затем звездная масса, галактическая масса и, наконец, масса суперкластеров черных дыр испарятся благодаря радиации Хокинга. Согласно Типлеру и Бэрроу, наша судьба определена:
