Глава 4 Проблемы выбора модели для описания реальной Вселенной

Большой взрыв

В настоящее время для большинства космологов фридмановские модели остаются основными рабочими моделями вселенных. Если в качестве рождения вселенной принять первичную сингулярность, то можно достаточно хорошо разобраться в процессах, которые, согласно этой гипотезе, должны были происходить во вселенной Фридмана на ранних этапах расширения. Некоторые последствия этих процессов доступны наблюдению и сегодня, так что правдоподобие модели Фридмана можно проверить путём её сравнения с данными наблюдений. Как оказалось, вселенная Фридмана при всей своей простоте хорошо выдерживает подобную проверку. Хотя, действие известных ныне физических законов невозможно экстраполировать в прошлое до самого начального момента, а лишь до области, где перестаёт действовать квантовая теория гравитации (10-43 с после взрыва первичной сингулярности), тем не менее, можно построить модель Вселенной, начиная почти с первой секунды её существования.¹⁶

Перспективы развития Вселенной

Так же, как людей интересует прошлое Вселенной, интересно знать, что ждёт Вселенную в будущем. Будущее Вселенной можно предсказать по всё тем же фридмановским моделям, однако, если не зависимо от топологии пространства, фридмановские модели предсказывают более-менее одинаковое прошлое, то будущее у всех таких Вселенных разное.

По мере расширения, Вселенная остывает. Если расширение не прекратится (как в случае открытой Вселенной), то будущее Вселенной весьма не привлекательно. Звёздам в такой Вселенной суждено погаснуть, галактики и их скопления сколлапсируют в чёрные дыры, вещество станет абсолютно холодным. Как показывают расчёты, гравитационные силы не смогут противостоять расширению. В конечном итоге наступает состояние абсолютного покоя и неизменности.¹⁷

В случае закрытой вселенной, гравитационные силы будут играть важную роль. В конечном итоге самопритяжение вещества преодолеет расширение и вселенная начнёт сжиматься. Как любая физическая система, вселенная при расширении остывает, а при сжатии нагревается. В конце концов, такая вселенная опять придёт к сингулярности. О том, что последует за этой сингулярностью определённо сказать нельзя. Если предположить, что вместо сингулярности происходит отскок материи, то должно сохраняться излучение с предыдущих фаз сжатия-расширения. Кроме того, как и в любой замкнутой системе, предоставленной самой себе должна возрастать энтропия. Напрашивается вывод, что даже вселенная, испытывающая периодические отскоки не способна существовать в неизменном состоянии бесконечно долго.

Какой же модели (открытой или закрытой) отдать предпочтение? Если современная плотность Вселенной ниже некой расчётной критической величины, то Вселенная открыта, в противном случае, закрыта. Современные исследования обнаруживают меньшую плотность вещества, чем необходимо для того, чтобы Вселенная была закрыта. Однако, мы можем обнаружить лишь нижний предел плотности вещества. В основном, это вещество, находящееся в галактиках. Если существует вещество, равномерно распределённое по пространству, то гравитация, создаваемая им не должна была бы влиять на динамику галактик и скоплений галактик.

Если бы удалось измерить кривизну пространства, то можно было бы сделать вывод в пользу закрытой или открытой модели. Однако, в настоящее время эксперименты по измерению кривизны пространства связаны с различными трудностями и не могут быть однозначно интерпретированы.¹⁸