Судьба открытой Вселенной

Так, предполагается, что гравитационное поле переносится гипотетическими  частицами — гравитонами. Пока они  не обнаружены, но некоторые ученые убеждены в их существовании. Из теории супергравитации следует, что гравитону  должно сопутствовать гравитино; более  того, из нее вытекает, что партнеры должны быть у всех частиц: у фотона — фотино, а у W — вино. Все такие  частицы-партнеры имеют общее название «ино». Некоторые ученые полагают, что  благодаря своей массе они  могут внести существенный вклад  в среднюю плотность вещества во Вселенной.

Но если даже эти частицы не подойдут для уготованной им роли (или вообще не будут найдены), то есть еще один кандидат, который пока, правда, существует только на бумаге. Его называют аксионом, и он сильно отличается от «ино», в  частности он гораздо легче. Пока все эти частицы — лишь плод воображения ученых, но все же они  привлекают серьезное внимание. Другая частица, о которой в последнее  время много разговоров, — магнитный  монополь. Это очень массивная  частица с одним магнитным  полюсом. Каждый, кто знает, что такое  магнит, скажет, что это невозможно. Известно, что при разрезании полосового магнита на две части получаются два магнита, каждый из которых имеет  северный и южный полюсы.

Разрезая такой магнит, мы будем  получать тот же результат, сколько  бы раз мы это не повторяли. Получить, таким образом, изолированный северный или южный магнитный полюс  нельзя. Но еще в 30-е годы Дирак  предсказал, что такая частица  должна существовать. Многие экспериментаторы бросились проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и постепенно интерес к  ним угас. Но вот в 1974 году сотрудник

Государственного университета Утрехта  в Нидерландах Дж. Хофт и независимо от него советский ученый А. Поляков  показали, что существование монополей  следует из некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес к  монополям, и многие возобновили  их поиск. Среди них был сотрудник  Стан-фордского университета Блас Кабрера, который, проведя детальные расчеты, пришел к выводу, что можно регистрировать примерно по одному монополю в год. Он построил установку и стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 года установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а так как второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось.

Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали.

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.

 

           12.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».

 

                                 13.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.

 

               14.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.