Далекое будущее Вселенной

Однако, как показали Бэрроу и Типлер (см. [6], р. 668), если энергия вакуума существует, все меняется — и меняется к худшему. Всякая эволюция неизбежно ведет к однородному состоянию, характеризующему ускоряющуюся вселенную де Ситтера. Обработка информации не может длиться вечно: она должна прекратиться. Чем ближе подходит материальная вселенная к состоянию однородности, тем меньше в ней полезной энергии будет доступно. Если энергия вакуума существует, но во вселенной недостаточно вещества, чтобы превратить ее расширение в сжатие прежде, чем энергия вакуума обретет контроль над расширением и начнет ускорять его[18], то вселенная, по–видимому, обречена на безжизненное будущее. Рано или поздно ускорение приводит к появлению коммуникационных барьеров. Мы уже не сможем получать сигналы из отдаленных областей вселенной. Мы окажемся как бы внутри черной дыры. Та часть вселенной, которая сможет влиять на нас (или на наших потомков) и с которой мы (они) сможем вступать в контакт, будет конечной. Чтобы избежать этого клаустрофобического будущего, было бы нужно уменьшение энергии вакуума. Мы полагаем, что она всегда должна оставаться постоянной, но возможно, что она незаметно уменьшается. Или, может быть, в один прекрасный день она внезапно перейдет в излучение и обычные формы вещества, и оставленная в покое вселенная понемногу соберется с силами и будет постепенно использовать гравитацию для того, чтобы вновь собирать материю, обрабатывать информацию. Однако возможно, что последствия будут и не столь благоприятны. Мы уже видели, что исчезновение энергии вакуума может предвещать падение вселенной даже на еще более низкий энергетический уровень, которому будут сопутствовать резкие перемены в ее физической природе. Возможно даже, что вакуум перейдет в новый вид материи, обладающий еще большей отталкивающей силой, чем сила лямбда. Если ее давление будет еще более негативным, в будущем нас ждут драматические события. Через какое‑то конечное время расширяющаяся вселенная может превратиться в сингулярность бесконечной плотности[19].

3.6. Изменчивые константы

Когда мы оцениваем долгосрочные космологические перспективы, важно точно знать, что в космосе не может измениться, сколько бы мы ни ждали. Такие неизменные величины у физиков принято называть «природными константами». Предполагается, что они всегда одни и те же. Существуют различные полученные в наблюдениях и экспериментах строгие ограничения, которые подтверждают это предположение, и стандартные модели физики элементарных частиц и космологии большого взрыва исходят именно из этой неизменности. Однако, если одной или нескольким из этих констант суждено измениться, пусть величина изменения сейчас и кажется совершенно незначительной для каких бы то ни было практических целей, в отдаленном будущем это может радикально изменить картину нашей вселенной. До недавних пор у нас не было никаких положительных свидетельств того, что некоторые традиционные природные константы — не просто константы. Разрабатывались теории, рассматривающие последствия изменений G, гравитационной постоянной Ньютона, но этот вопрос ставился преимущественно в чисто теоретическом ключе с целью установить ограничения на допустимые вариации с помощью наблюдательных данных. Однако, к общему изумлению, серия тщательных наблюдательных исследований [37, 38, 39] показала, что в красном смещении, между единицей и тройкой, тонкая структура становится приблизительно на семь миллионных долей меньше.

Теоретическое исследование [7, 8] этой ситуации открыло весьма необычную черту вселенных с изменчивостью таких констант, как константа тонкой структуры α или G. Если вселенная плоская и ее космологическая константа равна нулю, то значение α будет оставаться постоянным в раннюю эру излучения, но начинает изменяться в пылевую эру, пока кривизна вселенной или энергия вакуума не начнут влиять на расширение. Когда кривизна вселенной или энергия вакуума контролируют расширение, все изменения а прекращаются. Таким образом, для жизни может быть существенно, что кривизна или энергия вакуума в нашей вселенной не слишком малы[20]. Поскольку чем меньше эти эффекты, тем дольше будет возрастать значение α.

В конце концов оно станет слишком большим для существования атомов, и возможность жизни, как мы ее знаем, будет утеряна. В космологической истории существует определенная ниша для существования жизни, основанной на атомных структурах [9]. Существование крайне малого уровня пространственной кривизны, создающего открытую вселенную, или ненулевой энергии вакуума предотвращает возрастание константы альфа и позволяет атомам существовать в течение намного более долгих сроков.

Эти соображения показывают, что для создания достоверных и долгосрочных прогнозов о будущем вселенной и тех форм материи, которые смогут в ней существовать, необходимо полностью понимать феномен постоянства традиционных природных констант.