1.6.2. Ото и моделирование Вселенной

Хотя общая теория относительности была создана как теория тяготения, скоро стало ясно, что эту теорию можно использовать для моделирования Вселенной как целого, так появилась физическая космология. Физическая космология исследует вселенную Фридмана, которая является космологическим решением уравнений Эйнштейна, а также её возмущения, дающие наблюдаемую структуру астрономической Метагалактики. Эти решения предсказывают, что Вселенная должна быть динамической: она должна расширяться, сжиматься или совершать постоянные колебания.

Вопрос о плотности вещества во Вселенной крайне важен. Расширение Вселенной является фактом. Но что из этого следует? Что будет дальше и что было до начала расширения? Есть несколько вариантов.

Первый – расширение когда-то началось и никогда не кончится. Это так называемая фридмановская открытая модель Вселенной.

Второй вариант – расширение замедляется, силы тяготения не дают ему продолжаться вечно, оно сменится сжатием. Это – закрытая модель.

И третий случай – следующие друг за другом циклы сжатие-расширение (по подсчетам ученых, радиус таких циклов должен возрастать со временем).

В настоящее время обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная расширяется с ускорением.

Поскольку свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо (проблема тёмной материи, тёмной энергии), а сама постоянная Хаббла и многие другие космологические величины определяются с большой погрешностью (модельно независимым путём), до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как: всё быстрее и быстрее, либо наоборот – с последующим замедлением.

Рисунок 25 – Эволюция Вселенной

1 – эволюция открытой Вселенной;

2. – эволюция замкнутой Вселенной;

3. – циклическая эволюция Вселенной.

В связи с этим есть самые различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем.

Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в точку в ходе так называемого «большого коллапса», процесса, обратного Большому Взрыву.

В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура; удаляющиеся друг от друга звёзды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, всё большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже чёрные дыры будут медленно «испаряться» за счёт квантовых туннельных эффектов («Излучение Хокинга»). Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.

6.3. Проблема многомерности Вселенной

«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» – различные переводы английского термина «multiverse». Появился он в ходе развития теории инфляции.

Рисунок 26 – Мультиверс

Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.

Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.

Сценарий для развития Вселенной для инфляционной модели описывает Хаотическая теория инфляции, которая предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Рисунок 27 – На рисунке схематически показано, как одна раздувающаяся область Вселенной порождает все новые и новые ее части. В этом смысле она становится вечной и самовосстанавливающейся