Светло или тъмно бъдеще очаква нашата вселена
Теорията за инфлацията ни казва, че Вселената като цяло ще съществува вечно, но нашата локална област - наблюдаваната Вселена - може и да има край. Този въпрос е бил във фокуса на вниманието на космолозите през по-голямата част от миналия век и през това време представите ни за края на света се променят няколко пъти. Няма да засегна историята на този въпрос, но ще очертая сегашното състояние на космическата есхатология.
Някои казват, че светът ще умре в пламъци,
Други са в лед.
Робърт Фрост
Безмилостни опции
След като Айнщайн изоставя космологичната константа в началото на 30-те години, прогнозите за хомогенните и изотропни модели на Фридман стават прости и разбираеми: Вселената ще претърпи колапс и голямо свиване, ако нейната плътност е по-голяма от критичната, и в противен случай ще продължи да се разширява завинаги. Всичко, което трябва да се направи, за да се определи съдбата на Вселената, е внимателно да се измери средната плътност на материята и да се види дали тя надвишава критичната. Ако е така, разширяването на Вселената постепенно ще се забави и след това ще отстъпи място на свиване. Отначало бавно, след това ускоряващо. Галактиките ще се сближават все по-близо, докато се слеят в огромен конгломерат от звезди. Небето ще стане по-ярко, но не заради звездите - всички те вероятно ще умрат дотогава - а заради нарастващата интензивност на космическото микровълново лъчение. Той ще нагрее остатъците от звезди и планети до много неприятни температури и всички същества, които са успели да оцелеят до тези последни дни, ще се чувстват като омари във вряща вода.
И накрая, звездите ще се срутят при сблъсъци помежду си или ще се изпарят под въздействието на мощно топлинно лъчение. Получената гореща огнена топка ще бъде подобна на тази, която е съществувала в ранната Вселена, с изключение на това, че сега тя ще започне да се свива, вместо да се разширява. Друга разлика от Големия взрив е, че рушащата се огнена топка е силно хетерогенна. Отначало по-плътните региони ще се срутят в черни дупки, които след това ще се слеят и увеличат, докато всички те се обединят в една голяма компресия.
В обратния случай, когато плътността е по-малка от критичната, гравитационното привличане на материята е твърде слабо, за да обърне разширението. Вселената ще се разширява завинаги. За по-малко от трилион години всички звезди ще изчерпят ядреното си гориво, а галактиките ще се превърнат в клъстери от студени останки от звезди - бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки. Вселената ще се превърне в напълно тъмна, а призрачните галактики ще отлетят в разширяваща се празнина.
Това състояние на нещата ще продължи поне $ 10 ^ $ години, но в крайна сметка нуклоните, изграждащи звездните остатъци, ще се разпаднат, превръщайки се в леки частици - позитрони, електрони и неутрино. Електроните и позитроните ще се унищожат във фотони и мъртвите звезди бавно ще се разтворят. Дори черните дупки не траят вечно. Според предположението на известния Хокинг радиацията трябва да изтече от тях, което означава, че те постепенно ще загубят масата си или, както казват физиците, „ще се изпарят“. По един или друг начин, след по-малко от гугол години, всички познати структури във Вселената ще престанат да съществуват. Звездите, галактиките и техните купове ще изчезнат безследно, оставяйки след себе си само все по-разредена смес от неутрино и радиация.
Съдбата на Вселената се кодира от параметър, наречен омега, който се определя като отношение на средната плътност на Вселената към критичната плътност. Ако омега е по-голяма от 1, Вселената завършва с голяма компресия; ако е по-малко от 1, трябва да се очаква замръзване и бавно разпадане. На границата, ако омега параметърът е 1, разширяването ще се забави за неопределено време, но никога няма да спре напълно. Вселената е на границата си, за да избегне голяма компресия, но само да се превърне в замръзнало гробище.
Повече от половин век астрономите се опитват да измерват стойността на омега. Природата обаче не искаше да разкрие дългосрочните си планове. Параметърът на омега беше изненадващо близо до 1, но измерването не беше достатъчно точно, за да се разбере дали е повече или по-малко.
Инфлационен обрат
Идеята за края на Вселената се променя през 80-те години, когато на сцената излиза идеята за инфлацията. Преди това голямо свиване и неограничено разширяване априори изглеждаха еднакво вероятни, но сега новата теория за инфлацията даде много категорични прогнози.