Когда мы смотрим вверх на ночное небо,
нас поражает его глубина, кажущаяся бесконечной.
Но как же будет выглядеть небо
спустя миллиарды лет?
Есть область науки, которая называется космологией.
Специалисты по космологии проводят время,
размышляя над этим вопросом.
Конец Вселенной тесно связан с тем,
что она содержит.
Около ста лет назад
Эйнштейн создал Общую теорию относительности,
уравнения которой помогают нам
понимать взаимосвязь
между тем, из чего состоит Вселенная,
и её формой.
Оказывается, что Вселенная
может быть искривлённой наподобие шара или сферы.
Мы называем такую форму
«положительно искривлённой», или «закрытой».
Она может иметь и форму седла.
Мы называем такую форму
«отрицательно искривлённой», или «открытой».
Она может быть и плоской.
Форма определяет,
как Вселенная будет жить и как умрёт.
Сегодня мы знаем,
что форма Вселенной близка к плоской.
Однако составляющие Вселенной
всё ещё могут повлиять на её конечную судьбу.
Мы можем предсказать,
как Вселенная изменится с течением времени,
если измерим величины, или плотности энергий,
разнообразных составляющих Вселенной на данный момент.
Так из чего же состоит Вселенная?
Вселенная содержит всё то, что мы можем увидеть,
вроде звёзд, газа и планет.
Мы называем эти вещи обычной материей, или «барионной материей».
И хотя мы их видим,
общая плотность энергии этих составляющих
на самом деле чрезвычайно мала —
около 5% общей энергии Вселенной.
Поговорим о том, что же такое эти оставшиеся 95%.
Чуть менее 27%
остальной плотности энергии Вселенной составляет то,
что мы называем «тёмной материей».
Тёмная материя весьма слабо взаимодействует со светом,
что означает, что она не светится и не отражает свет так,
как это делают звёзды и планеты,
но во всём другом
она ведёт себя, как и обычная материя,
то есть притягивает вещи посредством гравитации.
В сущности, тёмную материю можно выявить
только через гравитационное взаимодействие —
по тому, как предметы вращаются вокруг неё
и как она искривляет свет,
искривляя пространство вокруг себя.
Нам ещё предстоит обнаружить частицы тёмной материи,
но учёные по всему миру ведут поиски
этой неуловимой частицы или частиц
и воздействий, оказываемых тёмной материей на Вселенную.
Однако в сумме всё ещё не получается 100%.
Оставшиеся 68%
плотности энергии Вселенной
составляет тёмная энергия,
ещё более загадочная, чем тёмная материя.
Эта тёмная энергия ведёт себя
не как все остальные известные нам вещества,
а работает, скорее, как антигравитационная сила.
Мы говорим, что она обладает «гравитационным давлением»,
которым не обладают обычная и тёмная материи.
Вселенная, вместо того чтобы сократиться в точку,
как можно было бы ожидать из-за действия сил гравитации,
расширяется с непрерывно возрастающей скоростью.
Главная идея тёмной энергии в том,
что она является космологической константой.
Это значит, что она обладает странным свойством
расширяться по мере увеличения объёма пространства,
чтобы поддерживать постоянной свою плотность энергии.
То есть, по мере того как Вселенная увеличивается,
что она и делает прямо сейчас,
появляется всё больше и больше тёмной энергии.
Тёмная и барионная энергии,
с другой стороны,
не расширяются вместе со Вселенной
и всё больше «разбавляются» в ней.
Из-за этого свойства
космологической константы
в будущей Вселенной будет всё более и более преобладать
тёмная энергия,
Вселенная будет становиться всё холоднее и холоднее
и расширяться быстрее и быстрее.
В конечном итоге во Вселенной иссякнет газообразное вещество,
формирующее звёзды,
а на самих звёздах закончится топливо,
и они погаснут,
оставив Вселенную, заполненную только чёрными дырами.
При достаточном количестве времени
даже эти чёрные дыры испарятся,
оставив Вселенную совсем холодной и пустой.
Это то, что мы называем «тепловой смертью Вселенной».
Хоть это и может звучать удручающе:
жить во Вселенной,
которая закончит свои дни холодной
и лишённой всякой жизни,—
конечная судьба нашей планеты
в действительности превосходно симметрична
её горячему, огненному началу.
Мы называем ускоряющееся конечное состояние Вселенной
«фазой де Ситтера»,
получившей название по имени голландского математика
Виллема де Ситтера.
Однако мы также считаем,
что у Вселенной была и другая фаза
расширения по де Ситтеру
на ранних этапах жизни.
Мы называем её «ранней инфляционной стадией».
На этой стадии сразу после Большого взрыва
Вселенная расширилась очень быстро
за короткий промежуток времени.
Итак, Вселенная придёт к своему концу
практически тем же способом, каким она зародилась, —
ускоряясь.
Мы живём в выдающееся время
в жизни Вселенной,
где мы можем начать понимать
путешествие Вселенной
и наблюдать историю,
происходящую прямо в небе
на виду у нас.