Конец всего. 5 сценариев гибели Вселенной с точки зрения астрофизики

Вероятно, вы заметили, что гравитация не была приглашена на вечеринку ТВО. Чтобы включить гравитацию в общую картину, нам нужно нечто более грандиозное и всеобъемлющее, чем Теория великого объединения, – нам нужна Теория всего (ТВ). Большинство физиков считают, что в конце Планковской эпохи гравитация была каким-то образом объединена с другими силами (с драконами или с чем-то еще, что тогда имело место). Однако, как мы уже говорили, общая теория относительности и физика элементарных частиц не очень хорошо работают вместе в их нынешнем виде, поэтому в разработке Теории всего мы достигли даже меньшего прогресса, чем в разработке ТВО. Многие люди в качестве возможной окончательной ТВ рассматривают теорию струн. Однако если ТВО трудно проверить экспериментально, то проверить ТВ фактически невозможно, по крайней мере, с помощью тех технологий, которые мы в состоянии себе представить. Время от времени вспыхивают споры о том, верно ли это и можно ли считать непроверяемые теории наукой. Я не думаю, что ситуация настолько ужасна, как нам кажется. Космология может помочь решить данную проблему (и я говорю это не просто потому, что я сама космолог). В некоторых случаях, применив творческий подход, можно найти заманчивые возможности для проверки предсказаний теории струн и связанных с ней идей путем наблюдения за космосом. Если нам удастся пережить пару апокалипсисов, описанных в следующих нескольких главах, мы увидим, что космология способна рассказать о фундаментальной структуре Вселенной гораздо больше, чем любой эксперимент с частицами.

Однако давайте вернемся к истории. Мы оставили позади Планковскую эпоху с присущей ей квантово-гравитационной путаницей и наслаждаемся единством фундаментальных взаимодействий, свойственным чуть менее спекулятивной эпохе Великого объединения.

Космическая инфляция

То, что произошло дальше, все еще остается предметом дискуссий, однако большинство космологов согласны в том, что примерно в этот момент Вселенная пережила процесс, который мы называем космической инфляцией. По каким-то причинам, нам не до конца понятным, расширение Вселенной внезапно ускорилось, и та область, которой предстояло стать нашей наблюдаемой Вселенной, увеличилась в размерах более чем в 100 триллионов триллионов (т. е. 10²⁶) раз. Разумеется, при этом она достигла всего лишь размера пляжного мяча, однако, учитывая, что начальная точка была неизмеримо меньше любой известной нам частицы, а процесс расширения занял примерно 10^-34 секунды, это не может не произвести впечатление.

Теория инфляции позволила решить несколько по-настоящему сложных проблем, свойственных стандартной модели Большого взрыва. Одна из них была связана со странной однородностью космического микроволнового фонового излучения, а другая – с крошечными отклонениями в нем.

Проблема однородности заключается в том, что стандартная космологическая модель Большого взрыва никак не объясняет тот факт, что вся наблюдаемая Вселенная, включая области, находящиеся на противоположных сторонах неба, имела одну и ту же температуру на ранних стадиях развития. Изучая отголоски Большого взрыва, мы видим, что она была одинаковой везде, что, если подумать, кажется весьма странным совпадением. Как правило, два объекта могут иметь одинаковую температуру в том случае, если они находятся в состоянии, которое мы называем термодинамическим равновесием. Это означает, что у таких объектов есть возможность обмениваться теплом, а также время для этого. Если вы оставите чашку кофе в комнате на достаточно долгое время, кофе и воздух будут взаимодействовать друг с другом, и в итоге вы получите чашку с кофе комнатной температуры и комнату с немного более теплым воздухом. Проблема стандартной картины ранней Вселенной состоит в том, что она не предусматривает ситуацию, в которой две отдаленные области могли бы взаимодействовать друг с другом и достичь теплового равновесия. Если мы возьмем две точки на противоположных сторонах небосвода и выясним расстояние между ними сейчас и расстояние, которое разделяло их в самом начале, 13,8 миллиарда лет назад, мы обнаружим, что в истории Вселенной не было момента, когда они находились достаточно близко для того, чтобы лучи света могли перемещаться между ними, уравновешивая их температуру. Луч света, покинувший одну из этих точек в момент возникновения Вселенной, даже за 13,8 миллиарда лет не успел бы преодолеть расстояние до другой точки. Они всегда находились вне горизонтов друг друга и не имели возможности как-то взаимодействовать[23]. Таким образом, либо мы имеем дело с самым масштабным совпадением во Вселенной, либо на ранней стадии ее развития произошло некое событие, которое обеспечило это равновесие.

Проблему отклонений сформулировать чуть проще. Она сводится к вопросу о том, откуда взялись крошечные флуктуации плотности в космическом микроволновом фоновом излучении, и чем объясняется их распределение.