Прошедшее и будущее Вселенной

То, что Вселенная расширяется (или точнее, тот участок Вселенной, в котором мы живем,)—совершенно бесспорно. Это непосредственный экспериментальный факт. К этому же приводит теория. Но что будет с Вселенной в дальнейшем? Какова она была в прошлом? Наконец, конечна или бесконечна Вселенная в действительности?

Определенных ответов на эти вопросы нет, но многое можно сказать уже сейчас, если допустить справедливость предположения об однородности и изотропности Вселенной.

Поговорим сначала о будущем Вселенной. Как ни странно, именно здесь есть большая определенность. Имеется лишь две возможности, и речь идет о выборе между ними.

Согласно теории все зависит от соотношения между средней плотностью Вселенной в данной момент времени ρ и некоторой критической плотностью

ρк = (3H2)/8πχ ,где Н — постоянная Хаббла в данный момент времени, а χ — гравитационная постоянная *).

Если ρ меньше ρк, то расширение Вселенной никогда не прекратится. Скорость разбегания галактик постепенно будет уменьшаться, но никогда расширение не сменится сжатием. Галактики разойдутся на невообразимые расстояния, и наш звездный остров окажется совершенно затерянным в безбрежном океане пространства.

Но если ρ больше ρк, то с течением времени расширение Вселенной сменится сжатием и место красного смещения займет фиолетовое. Когда это произойдет, если это вообще произойдет, предсказать пока нельзя.

Итак, чтобы знать будущее Вселенной, надо знать среднюю плотность материи внутри нее. Плотность ρк = 2∙10-29  г/см3 известна, так как постоянная Хаббла и гравитационная постоянная могут быть измерены достаточно точно.

Главная трудность в определении ρ. Надо знать массу материи (как вещества, так и излучения) не только в звездах, но и во всем межзвездном пространстве видимой части Вселенной. Оценки, которыми мы сейчас располагаем, весьма противоречивы. По одним данным ρ меньше ρк, а по другим больше. Окончательные выводы не получены.

Определение плотности материи играет важнейшую роль еще в одном отношении. Соотношение ρ и ρк, от которого зависит будущее Вселенной, является определяющим для пространственной структуры Вселенной как целого. При ρ, большем ρк, средняя кривизна мира положительна и Вселенная конечна. При ρ, меньшем ρк, Вселенная бесконечна. Значит, теория гравитации Эйнштейна показывает лишь, что наша старая уверенность в бесконечности Вселенной может и не соответствовать истине, но не утверждает безоговорочно, что мир замкнут в себе самом.

Посмотрим теперь, что можно сказать о прошлом мира. Когда-то Вселенная должна была быть сжата в очень малом объеме. Плотность материи в этот момент была бесконечно велика. Если принять этот момент за начало отсчета времени (t=0), то, зная постоянную Хаббла, можно оценить время расширения Вселенной. Оно оказывается сравнительно невелико: всего лишь 10 миллиардов лет. Не много по астрономическим масштабам **).

В каком состоянии находилось вещество Вселенной в этот момент? Как из такого сверхплотного вещества возникла наша Вселенная с ее звездами и звездными скоплениями? И, наконец, что же было со Вселенной до этого?

1 2