Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную - [39]

Тяготение – доминирующая сила для планет, звезд и галактик. Но в еще более крупных масштабах Вселенной средняя плотность так мала, что другая сила может взять верх. Космическое число λ, описывающее самую слабую силу во Вселенной, одновременно являющуюся и самой таинственной, кажется, контролирует расширение Вселенной и ее окончательную судьбу. «Самый большой промах» Эйнштейна может превратиться в конце концов в триумфальное открытие. Если подобное произойдет, то это будет не первый случай, когда работы Эйнштейна оказывают влияние, которое он сам не смог предвидеть. Самое значительное предвидение ОТО состоит в том, что она предсказала черные дыры, но об отношении Эйнштейна к этому явлению Фримен Дайсон писал так{15}:

Эйнштейн был не просто настроен скептически, он был откровенно враждебен к идее черных дыр. Он считал решение уравнений для черных дыр позором, который следует убрать из теории для улучшения ее выражения в виде формул, а не следствием из теории, которое следует подтвердить наблюдениями. Он никогда не выражал ни малейшего энтузиазма по поводу черных дыр ни в качестве понятия, ни в качестве физического явления.

Если число λ не равно нулю, мы сталкиваемся со следующей проблемой: почему значение, о котором мы можем судить из наблюдений, меньше на много порядков, чем то, что кажется «естественным» значением? Наша сегодняшняя Вселенная немногим отличалась бы, если бы была еще меньше (хотя долгосрочные прогнозы, о которых мы поговорим ниже, кое в чем были бы другими). Тем не менее значительно более высокое значение λ имело бы катастрофические последствия: вместо того чтобы начать соперничать с тяготением после того, как сформируются галактики, число λ с бо́льшим значением взяло бы верх над гравитацией гораздо раньше, во время этапов высокой плотности. Если бы число λ начало доминировать до того, как галактики сконденсировались в расширяющейся Вселенной, или если бы оно обеспечило силу отталкивания, достаточную для того, чтобы разрушить их, тогда не было бы никаких галактик. Наше существование требует, чтобы число λ не было слишком большим.

ОТДАЛЕННОЕ БУДУЩЕЕ

Геологи заглядывают в историю Земли, изучая отложения пластов; климатологи могут отследить изменения климата за последний миллион лет, «вгрызаясь» в идущие один за другим слои антарктического льда. Подобным же образом астрономы могут изучать космическую историю, делая снимки галактик, находящихся на разном расстоянии: те, которые находятся от нас дальше (имеют большее красное смещение), мы видим на более ранних этапах их развития. Трудной задачей для теоретиков (см. главу 8) является понимание галактик и их развития, а также создание компьютерных моделей, которые достоверно передают реальность.

Большинство галактик сейчас вступили в пору сонной зрелости, достигли состояния равновесия, когда их «метаболизм» замедлился. Формируется меньше новых звезд, и светит мало голубых звезд. Но что насчет отдаленного будущего? Что произойдет, если мы заглянем в момент, когда Вселенная будет в десять раз старше – т. е. ее возраст достигнет сотни миллиардов лет, а не десятка миллиардов? Мое любимое предположение (до того как появились более значимые доказательства) подразумевало, что в далеком будущем расширение остановится и сменится повторным сжатием, ведущим к «Большому хлопку», в котором все объекты Вселенной ждет та же самая судьба, что и астронавта, падающего в черную дыру. В этом случае нашей Вселенной для продолжения существования отведен конечный промежуток времени, а также она имеет границы. Но этот сценарий требует, чтобы значение числа Ω превысило единицу, что идет вразрез с доказательствами, накопленными в последние годы. Темная материя, несомненно, существует, но, кажется, ее недостаточно, чтобы составить всю критическую плотность: по всей видимости, Ω все-таки меньше единицы. Помимо всего прочего, дополнительное космическое отталкивание, описываемое числом λ, может на самом деле ускорять расширение Вселенной.

Кажется, расширение будет продолжаться бесконечно. Мы не можем предсказать, что будет с жизнью через десять миллиардов (или более) лет: она может исчезнуть, но, с другой стороны, может и развиться в состояние, когда станет способна влиять на весь космос и, возможно, сможет даже изменить эти прогнозы. Мы можем рассчитать окончательную судьбу неодушевленной Вселенной: даже самые медленно горящие звезды умрут, и все галактики нашей Местной группы – наш Млечный Путь, Туманность Андромеды и десяток более мелких галактик – сольются в единую систему. Бо́льшая часть первоначального газа к тому времени будет связана мертвыми остатками звезд. Некоторые из них станут черными дырами, другие – очень холодными нейтронными звездами или белыми карликами.

Если заглянуть еще дальше, те процессы, которые сегодня идут слишком медленно, чтобы быть заметными, войдут в свои права. Столкновения звезд внутри обычной галактики сейчас случаются чрезвычайно редко (к счастью для нашего Солнца), но они будут происходить время от времени. Спокойное существование нашей Галактики станет иногда освещаться мощными вспышками, каждая из которых будет говорить о столкновении двух мертвых звезд. Потеря энергии через гравитационное излучение (эффект, предсказанный ОТО) сейчас идет неощутимо медленно, если не считать нескольких двойных звезд, с тесными орбитами, по которым они движутся с большой скоростью. Но при наличии достаточного времени это явление сожмет все звездные и планетные системы. Возможно, даже атомы не будут существовать вечно. Вследствие этого белые карлики и нейтронные звезды истощатся из-за распада частиц, их составляющих. В конце концов распадутся и черные дыры. Поверхность дыры слегка расплывчата из-за квантовых эффектов, в результате чего она излучает. В нашей сегодняшней Вселенной этот эффект идет слишком медленно, чтобы нас заинтересовать, если только действительно не существуют мини-дыры размером с атом. Масштаб времени для полного распада черной дыры, равной по массе звезде, составляет 10