В ближайшей части космоса более удаленные объекты действительно кажутся более мелкими. Солнце и Луна на первый взгляд имеют одинаковые размеры, поскольку Солнце, несмотря на значительно превосходящий размер, удалено от нас гораздо сильнее, чем Луна. И на протяжении многих миллиардов световых лет данная закономерность сохраняется, – чем дальше галактика, тем меньше ее кажущийся размер. Как и следовало ожидать. Однако где-то у границы сферы Хаббла начинает работать противоположная закономерность: чем дальше объект, тем более крупным он кажется! Это, конечно, очень удобно для нас, астрономов, поскольку позволяет рассмотреть структуру и детали очень далеких галактик, которые по идее должны были бы казаться бесконечно малыми точками. Однако, если подумать, это явление все равно выглядит очень странно.
Такое происходит по той же причине, по какой мы можем видеть объекты, которые в настоящее время удаляются от нас со сверхсветовой скоростью. В то время, когда они испустили свой свет, они были гораздо ближе и занимали на небе больше места. Несмотря на то что сейчас они находятся намного дальше, «снимок», который они нам послали, путешествовал все это время и лишь сейчас достиг нас, показав призрачное изображение гораздо более близкого объекта. И чем дальше в прошлое мы заглядываем, тем более компактную Вселенную наблюдаем. Таким образом, после достижения некоторого предела сочетание фактов «в прошлом Вселенная была меньше» и «свету требуется время, чтобы добраться до нас» заставляет нас допустить мысль о том, что галактика, которая в данный момент находится дальше, чем другая галактика, в момент испускания света могла находиться ближе.
Я предупреждала, что будет странно.
Во всяком случае, если описанное выше ошеломляет и сбивает вас с толку, это совершенно нормально. Попробуйте нарисовать несколько набросков на салфетках, а затем растяните эти салфетки во всех направлениях, одновременно бегая по бесконечной беговой дорожке с предельной скоростью на протяжении миллиардов лет. Возможно, тогда вам станет более понятно. Теперь нам следует поговорить о последствиях всего этого для будущего Вселенной, которые, надо признать, не очень хороши.
Медленное погружение во тьму
Утверждение, что «темная энергия все портит», не является преувеличением. Как это ни парадоксально, степень влияния, оказываемого объектами во Вселенной, которая расширяется с ускорением, постоянно уменьшается. Далекие галактики, покидающие сферу Хаббла вследствие космического расширения, будут потеряны для нас навсегда. Галактики, далекое прошлое которых мы сейчас наблюдаем, станут медленно растворяться во тьме, словно изображение на древней фотографии. В ближайшей к нам области космического пространства после слияния Млечного Пути и Андромеды наша маленькая местная группа галактик будет становиться все более и более изолированной, окруженной тьмой и умирающим первородным светом. В остальном космосе невидимые для нас группы галактик будут сливаться воедино, образуя гигантские эллиптические скопления звезд, которые будут ярко загораться при первоначальном столкновении, но постепенно превратятся в затухающие угольки, чей свет никогда не достигнет границы их собственной расширяющейся сферы пустоты.
В конце концов, каждая умирающая супергалактика окажется в полном одиночестве. Ничто и никогда больше не пополнит их запасы газа, чтобы зажечь новые звезды. Уже существующие звезды выгорят, а затем взорвутся как сверхновые или, что вероятнее, сбросят внешние слои и превратятся в медленно догорающие остатки, охлаждающиеся на протяжении миллиардов или триллионов лет. В течение какого-то времени некоторые черные дыры будут продолжать расти, поглощая целые галактики, состоящие из мертвых звездных остатков. Рост других прекратится, поскольку никакая новая материя уже не приблизится к ним достаточно близко для того, чтобы быть поглощенной.
Когда все звезды погаснут во тьме, начнется окончательный распад.
Начнут испаряться черные дыры.
Изначально считалось, что черные дыры вечны, то есть способны расти, поглощая материю, но не способны терять массу. Учитывая, что из черной дыры не может вырваться даже свет, логично предположить, что данный объект представляет собой своеобразную бездну. Однако в 1970-х годах Стивен Хокинг произвел расчеты и показал, что квантовые эффекты, проявляющиеся вблизи горизонта событий черной дыры, вызывают слабое свечение. Это свечение приводит к потере энергии – или, что одно и то же, массы, в результате чего размер черной дыры уменьшается. Поначалу процесс идет медленно, но затем начинает ускоряться. При этом излучение черной дыры становится все более интенсивным и горячим вплоть до ее взрыва и исчезновения. Даже сверхмассивным черным дырам в центрах галактик, масса которых в миллионы или миллиарды раз превышает массу Солнца, суждено со временем исчезнуть.
Обычную материю, то есть вещество, из которого состоят звезды, планеты, а также газ и пыль, ждет та же, хотя и менее драматичная судьба.
Известно, что большинство элементарных частиц на каком-либо уровне нестабильны. Если оставить их в покое на длительное время, они распадутся на другие компоненты, потеряв при этом массу и энергию. Например, нейтрон в итоге распадется на протон, электрон и антинейтрино. Хотя мы никогда не наблюдали распад протона в ходе экспериментов, у нас есть основания полагать, что это возможно, но придется подождать примерно 1033 лет. К тому моменту перестанут существовать даже атомы водорода, которые составляли самую многочисленную группу атомов во Вселенной со времен Большого взрыва.
Для далекого будущего Вселенной, предопределенного темной энергией в форме космологической постоянной, характерна тьма, изоляция, пустота и распад. Однако это медленное угасание – лишь начало конца, называемого «тепловой смертью».
Термин «тепловая смерть» может показаться не вполне подходящим для описания самого холодного и темного состояния космоса в истории Вселенной. Но в данном случае под техническим термином «теплота» понимается не «тепло», а «неупорядоченное движение частиц или энергии». И речь идет не о смерти самой теплоты, а о смерти из-за теплоты. Именно беспорядок в итоге нас погубит. Вот почему нам следует немного поговорить об энтропии.
Энтропия – это, пожалуй, одна из самых важных, глубоких и плохо понимаемых тем во всей науке. Она проявляется везде – не только в физике всего, начиная от воздушных шаров и заканчивая черными дырами, но и в сфере компьютерных наук, статистики, а также экономики и нейробиологии.
Как правило, энтропия описывается как мера беспорядка. Чем менее упорядочена система, тем выше ее энтропия. Кучка кусочков мозаики имеет более высокую энтропию, чем сложенная картинка; яичница имеет более высокую энтропию по сравнению с нетронутым яйцом. В тех случаях, когда «беспорядок» неочевиден, энтропию можно рассматривать как меру того, насколько свободными или неограниченными являются элементы системы. Например, сложенная картинка имеет низкую энтропию, поскольку существует только один правильный способ организации кусочков мозаики, тогда как кучка кусочков может иметь любую из множества конфигураций, не теряя при этом своей сущности.
