Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

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 произошёл один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времён.

К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звёзды 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 расчётам, 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 звёздам 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 Хокинга, согласно которой фундаментальные константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться. Из-за принципа неопределённости 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.

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 придётся рассматривать столь большие промежутки времени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10¹⁰⁰ 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. Звёзды постепенно постареют и, превратившись с течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звёздами. Такие столкновения очень редки, и с момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в её внешних областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет таких столкновений произойдёт множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звёзды 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 звёзды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который в конце концов превратится в гигантскую чёрную дыру. Примерно через 10¹⁸ лет большинство галактик будет состоять из массивных чёрных дыр, окружённых роем белых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр, планет и различных частиц.