Будущее

Пусть предсказание будущего всегда рискованная задача, мы все же можем задаться вопросом, каким окажется наше будущее, если исходить из имеющихся знаний.

5 млрд. лет спустя. Прощай, Земля. Наше Солнце расходует последнее водородное топливо и становится красным гигантом, испепеляя Землю. В течение следующего миллиарда лет Солнце сжимается до белого карлика.

17 млрд. лет. Слияние. Млечный Путь и туманность Андромеды сливаются.

~40 млрд. лет. Заканчивается формирование структур. Экспоненциальное расширение, вызываемое темной энергией, перекрывает все оставшиеся гравитационные группирующие силы, и формирование структур прекращается.

~100 млрд. лет. Прощайте, другие галактики. Все остальные галактики вышли из зоны видимости Млечного Пути/туманности Андромеды, оставив эту галактику одинокой во Вселенной. В конце концов все оказывается вне зоны видимости всего остального.

~1 трлн. лет. Прощайте, звезды. Оставшиеся звезды начинают вымирать, оставляя после себя черные дыры, нейтронные звезды, бурые карлики и планеты.

10³³–10³⁷ лет. Прощай, материя. Протоны и другие тяжелые частицы распадаются, оставляя после себя газ из фотонов, электронов и нейтрино, который продолжает разжижаться вечно.

Никакой тепловой смерти. В главе 5 мы выяснили, что физики XIX века разработали концепцию тепловой смерти, при которой Вселенная должна непременно достичь равновесного состояния максимальной энтропии. Однако они все еще исходили из предположения, что Вселенная представляет собой небесную твердь, тела на которой сохраняют постоянную среднюю удаленность друг от друга. В этом случае энтропия Вселенной имеет свой максимум, который, как нам известно (а им известно не было), равен энтропии черной дыры того же размера.

Но тепловая смерть никогда не наступит. Вместо этого Вселенная продолжит неограниченно расширяться и разовьется до пространства де Ситтера в чистом виде, где любой произвольно взятый участок никогда не достигнет максимальной энтропии. Далее остается возможность, что Вселенная абсолютно замкнута, то есть параметр кривизны k = 1. Разумеется, инфляция предполагает, что Вселенная все еще очень плоская, более чем одна часть 10⁶⁰, но это возможно и при k = 1, когда Вселенная имеет небольшую положительную кривизну.

В любом случае, мы не можем надеяться на большое сжатие, при котором расширение останавливается, Вселенная сжимается обратно до планковской сферы и все начинается сначала. Это осциллирующая Вселенная, теория о которой в свое время была очень популярна, но это было до открытия темной энергии. Как было отмечено ранее, около 7 млрд. лет назад (на полпути до Большого взрыва) энергетическая плотность вещества и излучения упала ниже плотности темной энергии и расширение Вселенной начало ускоряться. Если источник темной энергии представляет собой космологическую постоянную или что-то очень похожее, то энергетическая плотность останется постоянной, тогда как излучение и материя исчезнут и Вселенная продолжит расширяться вечно.