Просмотр кода страницы Будущее Вселенной

[[Файл:Cosmological_parameters_and_the_final_fate_of_the_Universe.svg|мини|300x300пкс|Сценарии дальнейшего развития Вселенной в зависимости от космологических параметров: плотности материи <math>\Omega_m</math> и космологической постоянной <math>\Omega_\Lambda</math>. Практически горизонтальная прямая разделяет бесконечное расширение (выше) и [[Большое сжатие]] (ниже). Разноцветные закрашенные области обозначают ограничения на параметры, задаваемые различными наблюдательными данными: реальная величина параметров должна находиться на их пересечении или поблизости.]]
'''Бу́дущее Вселе́нной''' — вопрос, рассматриваемый в рамках [[физическая космология|физической космологии]]. Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни [[Вселенная|Вселенной]].

После того как теория о создании Вселенной посредством [[Большой взрыв|Большого взрыва]] и её последующем быстром расширении была принята большинством учёных, будущее Вселенной стало вопросом космологии, рассматриваемым с разных точек зрения в зависимости от физических свойств Вселенной: её массы и энергии, средней плотности и скорости расширения.

== Сценарии дальнейшей эволюции ==
[[Файл:Big Crunch.gif|thumb|321px|Иллюстрация к сценарию Большого сжатия|слева]]
Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи<ref name="Laflin" />. Однако конечный вид эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется [[Тепловая смерть Вселенной|тепловой смертью]].

В рамках этого варианта возможен сценарий [[Большой разрыв|Большого разрыва]]: для этого необходимо, чтобы для [[Тёмная энергия|тёмной энергии]] параметр <math>w</math> [[Космологическое уравнение состояния|космологического уравнения состояния]] был меньше −1. Такой случай называют [[Фантомная энергия|фантомной энергией]], и современные наблюдения не исключают его, но и не подтверждают<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/09/29/ask-ethan-could-the-big-rip-lead-to-another-big-bang/|title=Ask Ethan: Could The Big Rip Lead To Another Big Bang?|author=Ethan Siegel|website=Forbes|access-date=2023-01-08|archive-date=2023-01-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20230108225401/https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/09/29/ask-ethan-could-the-big-rip-lead-to-another-big-bang/|deadlink=no}}</ref>. [[Плотность энергии]] фантомной энергии увеличивается с [[Расширение Вселенной|расширением Вселенной]], так что в какой-то момент она будет сравниваться с [[Массовая плотность|массовой плотностью]] различных объектов, а значит, их собственные [[Гравитация|гравитационные силы]] не смогут удерживать их от распада{{Sfn|Ryden|2017|pp=chapters 5, 12 exercises}}. В первую очередь распадутся [[Скопление галактик|скопления галактик]], затем ― сами галактики, [[Звёздное скопление|звёздные скопления]] и другие [[Звёздная система|звёздные системы]]. Со временем распадутся [[Планета|планеты]] и более мелкие объекты — мир вновь будет существовать в виде отдельных [[атом]]ов, но затем распадутся и они. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестаёт работать современная физика<ref name="Laflin" />.[[Файл:Сценарии развития Вселенной.png|мини|300x300пкс|Изменение размеров Вселенной в будущем при [[Большой разрыв|Большом разрыве]], при расширении без Большого разрыва и при [[Большое сжатие|Большом сжатии]]]]
Ещё один сценарий, в прошлом рассматриваемый, но ныне отвергнутый — [[Большое сжатие]]. Наблюдение вспышек далёких [[Сверхновая звезда|сверхновых звёзд]] свидетельствует об [[Ускоренное расширение Вселенной|ускоренном расширении Вселенной]] и исключает Большое сжатие{{Sfn|Ryden|2017|pp=chapter 6.5}}. Если бы плотность вещества во Вселенной была достаточно высокой, а [[Тёмная энергия|тёмной энергии]] ― низкой или её бы не существовало, то расширение Вселенной бы замедлялось, а в какой-то момент бы прекратилось и перешло в сжатие. Эволюция и облик Вселенной определялись бы космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не стал бы в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образовали бы единое мегаскопление, однако галактики не потеряли бы свою индивидуальность: в них всё также происходило бы рождение звёзд, вспыхивали бы сверхновые и, возможно, развивалась бы биологическая жизнь. Всему этому пришёл бы конец, когда Вселенная сжалась бы ещё в 20 раз и стала в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная стала бы представлять собой одну огромную галактику. Температура [[Реликтовое излучение|реликтового фона]] достигла бы 274 К, и на планетах земного типа начал бы таять лёд. Дальнейшее сжатие привело бы к тому, что излучение реликтового фона затмит даже излучение центральных светил в [[Планетная система|планетных системах]], а затем к испарению или разрушению самих звёзды и планет. Состояние Вселенной было бы похоже на то, что было в первые моменты её зарождения, а дальнейшие события ― на те, что происходили в начале, но идущие в обратном порядке: атомы распадались бы на [[Атомное ядро|атомные ядра]] и [[электрон]]ы, начало бы снова доминировать излучение, потом начали бы распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадались бы и сами [[протон]]ы и [[нейтрон]]ы на отдельные [[кварк]]и, случилось бы [[Великое объединение]]. В этот момент, как и в момент Большого разрыва, перестали бы работать известные нам [[Закон (физика)|законы физики]], и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать было бы невозможно<ref name="Laflin" />.

== Космологические эпохи ==
{{also|Временная шкала далёкого будущего}}
Введём понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах<ref name=Laflin/>:

<center><math>\tau=10^{\eta}</math> лет</center>

=== Эпоха звёзд (6<η<14). ===
{{main|Эпоха звёзд}}
Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды — [[Красный карлик|красные карлики]], — полностью исчерпав свои источники горения.

Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в [[Красный гигант|красного гиганта]], поглотив Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что может быть похожа на нынешнюю планету [[COROT-7b]] и представлять собой сгусток лавы на дневной стороне<ref name=Laflin/>.

=== Эпоха распада (15<η<39) ===
{{main|Эпоха распада}}
Если в предыдущей стадии основные объекты Вселенной — звёзды, подобные нашему [[Солнце|Солнцу]], то в эпоху распада — [[белый карлик|белые]] и [[коричневый карлик|коричневые карлики]], и совсем немного [[нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] и [[чёрная дыра|чёрных дыр]]. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.

Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов.

Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления, слились в одну<ref name=Laflin/>.

=== Эпоха чёрных дыр (40<η<100) ===
{{main|Эпоха чёрных дыр}}
На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план выходят чёрные дыры.

За предыдущие декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают. Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождает значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является [[излучение Хокинга]]: благодаря своей квантовой природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать кванты света под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов<ref name=Laflin/>.

Однако возможен и другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под действием гравитации она разогреется до [[Планковская температура|Планковской температуры]] и достигнет [[Планковская плотность|Планковской плотности]] и станет причиной очередного [[Большой взрыв|Большого взрыва]], дав начало новой Вселенной.

=== Эпоха вечной тьмы (η>101) ===
{{main|Эпоха вечной тьмы}}
Это время уже без каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны, позитроны и кварки. Температура приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы [[Позитроний|позитрония]], долгосрочная судьба их — полная [[аннигиляция]]<ref name=Laflin/>.

== См. также ==
* [[Тепловая смерть Вселенной]]{{викиновости|Видео дня: как ложный вакуум уничтожит Вселенную}}
* [[Большое сжатие]]
* [[Большой разрыв]]
* [[Временная шкала далёкого будущего]]

== Примечания ==
{{Примечания|refs=
<ref name=Laflin>{{книга
 |автор    = Фред Адамс, Герг Лафлин.
 |заглавие = Пять возрастов Вселенной: в глубинах физики вечности
 |ссылка  = https://archive.org/details/isbn_5939725007
 |оригинал = The five ages of the Universe: inside the physics of enternity
 |ответственный = Перевод с английского Н.А. Зубченко
 |место    = Ижевск
 |издательство = НИЦ "Регулярная и хаотическая динамика"
 |год      = 2006
 |страницы = [https://archive.org/details/isbn_5939725007/page/n20 22]
 |страниц  = 280
 |isbn     = 5-93972-500-7
 |тираж    = 700
}}</ref>
}}

== Литература ==
* Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975.
* {{статья |doi=10.1038/scientificamerican0910-84 |издание=[[Scientific American]] |том=303 |номер=3 |страницы=84—91 |заглавие=Could Time End? |ссылка=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=could-time-end |pmid=20812485 |bibcode=2010SciAm.303c..84M |язык=en |автор=[[Массер, Джордж|George Musser]] |год=2010 |издательство=[[Springer Nature]] |nodot=1}}
* ''Дайкус Д., Литоу Д., Теплиц Д., Теплиц В.'' Будущее Вселенной. // [[В мире науки]], 1983/N5, с. 50-61.
* {{Книга|ref=Ryden|ссылка=https://books.google.ru/books?id=07WSDQAAQBAJ|автор=Ryden B.|заглавие=Introduction to Cosmology|год=2017|издательство=Cambridge University Press|страниц=277|isbn=978-1-107-15483-4}}

== Ссылки ==
* [http://xxx.itep.ru/abs/astro-ph/0302506 Phantom Energy and Cosmic Doomsday]{{Недоступная ссылка|date=2018-06|bot=InternetArchiveBot }}. Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg.
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1188809 Разрыв Вселенной]
* {{БСЭ3|заглавие=«Тепловая смерть» Вселенной}}
* [https://web.archive.org/web/20140827083109/http://elementy.ru/LHC/news?theme=2653111&newsid=432308 Насколько надежны расчеты времени жизни Вселенной в рамках Стандартной модели?]
* Baez, J., 2004, «[http://math.ucr.edu/home/baez/end.html The End of the Universe]».
* Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., 2003, «[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0302506 Phantom Energy and Cosmic Doomsday,]» ''Physical Review Letters 91''.
* Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, «[https://wayback.archive-it.org/all/20070630082123/http://courses.physics.kth.se/5A1381/reports/hjalmarsdotter.pdf Cosmological parameters.]»
* {{статья |doi=10.1038/scientificamerican0910-84 |издание=[[Scientific American]] |том=303 |номер=3 |страницы=84—91 |заглавие=Could Time End? |ссылка=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=could-time-end |pmid=20812485 |язык=en |автор=[[George Musser]] |год=2010 |издательство=[[Springer Nature]] |nodot=1}}
* Vaas, R., 2006, «[https://arxiv.org/abs/physics/0703183 Dark Energy and Life’s Ultimate Future,]» in Burdyuzha, V. (ed.) ''The Future of Life and the Future of our Civilization''. Springer: 231—247.
* [http://www.bbc.co.uk/radio4/science/briefhistory.shtml A Brief History of the End of Everything], a [[BBC Radio 4]] series.
* [https://web.archive.org/web/20051223150316/http://www.pma.caltech.edu/Courses/ph136/yr2002/chap27/0227.1.pdf Cosmology at Caltech].

{{Хронология Вселенной}}
{{Космология}}
{{Риски глобальных катастроф}}
{{Исследования будущего}}
[[Категория:Космология]]
[[Категория:Будущее]]
[[Категория:Фантастические мотивы]]