Стандартная космологическая теория изотропной Вселенной с однородным распределением материи была независимо разработана в 20-е годы прошлого века трудами российского ученого Александра Фридмана и бельгийца Жоржа Леметра. Эта модель допускает два основных сценария — либо вечное расширение Вселенной, либо расширение, сменяющееся сжатием (формально есть и третий вариант, но он, по существу, является предельным случаем первого). Однако в обоих сценариях расширение начинается с особого состояния Мира, не имеющего геометрических размеров и обладающего бесконечной плотностью энергии, или, что то же самое, бесконечной температурой (такое точечное состояние называют сингулярностью). Вечно расширяющийся Мир начинает свое существование из сингулярности, но к ней никогда не возвращается. При реализации второго сценария Вселенная доходит в своем расширении до определенного предела, а потом вновь стягивается в сингулярность.

Уравнения Фридмана и Леметра математически безупречны, однако им присуща некоторая фундаментальная трудность, не разрешенная и до сих пор. Бесконечность энергии — понятие математическое, в природе ее не бывает. Поэтому возникновение сингулярности обычно понимают в том смысле, что Вселенная просто достигает состояния, где надежно установленные законы физики перестают действовать. Естественно, возникает вопрос: что же приходит им на смену? Классическая общая теория относительности, в рамках которой работали Фридман и Леметр, ответа на него не дает и дать не может — это находится вне области ее применимости. Квантовая физика предлагает разные варианты выхода из этого тупика, но ни один из них не лишен своих собственных противоречий и не является общепринятым. Так что не приходится удивляться, что на протяжении многих десятилетий представители не особенно многочисленного клана космологов и астрофизиков задумывались над тем, нельзя ли вообще обойтись без сингулярности. По ряду чисто технических причин, обсуждать которые было бы слишком утомительно, вопрос, как правило, ставится так: нельзя ли сконструировать модель Вселенной, которая будет начинаться не из сингулярного, а из нормального состояния, потом какое-то время расширяться со спадающей скоростью, «замирать» в предельном положении и вновь стягиваться к начальному несингулярному состоянию, откуда начинать все по новой? Такие модели называются циклическими.

Однако есть тут некий твердый орешек, о который поломало зубы не одно поколение ученых. Эту сложность понимал уже Фридман, однако гораздо четче ее осознал другой классик ранней космологии — американец Ричард Толмен (Richard C. Tolman). Согласно второму началу термодинамики, энтропия Мира в процессе его эволюции может только увеличиваться. Однако после завершения каждого цикла Вселенная начинает свое существование заново, и в ней вновь образуются упорядоченные структуры разных уровней сложности, такие как галактические скопления, галактики, звезды и планеты. Это восстановление утраченного порядка означает снижение энтропии, что запрещает термодинамика. Есть и еще одно затруднение. В большинстве моделей пульсирующей Вселенной следующие друг за другом циклы удлиняются. Прокручивая их историю назад во времени, мы в конце концов приходим к серии всё более короткоживущих циклов, стягивающихся всё к той же сингулярности. Мы выгнали эту злодейку через дверь, а она вернулась в окно.

Баум и Фрэмптон нашли оригинальный способ избавиться от сложностей, возникающих при попытках совместить циклическую космологию с требованиями термодинамики. Они ввели в свои уравнения так называемую вакуумную энергию — особое физическое поле, создающее эффект антигравитации. То, что это поле существует и действует, известно уже почти десяток лет. Точнее, в 1998 году астрономы доказали, что скорость расширения нашего Мира не падает, а увеличивается, что естественней всего можно объяснить наличием этого вакуумного поля (его также называют темной энергией). Правда, само по себе подключение темной энергии не заставляет Вселенную пульсировать, скорее наоборот — ведь антигравитация вроде бы должна обеспечить расширение Вселенной на вечные времена. В большинстве космологических моделей, учитывающих существование темной энергии, всё именно так и происходит.

Темная энергия описывается так называемым уравнением состояния, которое имеет на удивление простой вид: давление темной энергии пропорционально ее плотности. Коэффициент пропорциональности принято обозначать буквой w. Он должен быть отрицательным, в противном случае темная энергия не создавала бы антигравитации. Анализ реликтового микроволнового излучения свидетельствует о том, что сейчас w с очень высокой точностью равно минус единице. При таком значении w Вселенная действительно обречена на вечное ускоряющееся расширение, которое, однако, обязано быть монотонным. Такая Вселенная увеличит свои размеры до бесконечности и по ходу дела «разорвет» и уничтожит все материальные частицы, однако произойдет всё это за бесконечное время.

Однако плавное расширение возможно лишь в том случае, если значение w лежит в промежутке от нуля до минус единицы. А вот если оно меньше этого предела, то Вселенная разорвется и исчезнет взрывоподобно и за конечное время — такой сценарий эволюции Вселенной получил название Большой разрыв (Big Rip). Скажем, если бы w равнялся минус четыре третьих, то для нас этот финал наступил бы через 33 миллиарда лет.

От этой печки и танцуют авторы статьи. В их модели Вселенная начинается из несингулярного состояния. На начальном этапе ее расширения коэффициент w в принципе может быть каким угодно, но в конце концов он спускается ниже минус единицы. В результате Вселенная прямиком движется к Большому разрыву, но останавливается у самого его края (при том выборе параметров, которые принимают авторы, — за 10–27 секунды до финала). В этот момент она распадается на независимые «лоскутки» практически пустого пространства, которые удаляются друг от друга со сверхсветовыми скоростями и потому никак друг с другом не взаимодействуют. Это означает, что каждый «лоскут» превращается в самостоятельный мир, ничего не знающий о своем прошлом. Материи в нём нет вообще, только темная энергия и электромагнитное излучение. Энтропия темной энергии равна нулю, а энтропия излучения очень мала.

Самая интересная особенность модели Баума и Фрэмптона состоит в том, что эти «лоскутья» больше не расширяются, а, напротив, начинают сжиматься. Сначала никаких качественных перемен при этом не происходит, даже энтропия не меняется, то есть остается очень незначительной. Дойдя до своих минимальных размеров, эти миры испытывают ряд фазовых переходов, в ходе которых и происходит почти мгновенное рождение обычной материи со всей положенной ей энтропией. В это время они увеличивают свои размеры с гигантским ускорением (это так называемая инфляционная фаза), а потом переходят к спокойному расширению с нормальным ростом энтропии. В конце концов каждый мир приближается к своей точке разрыва, а дальше всё повторяется. Так что каждая пульсация приводит к рождению множества новых пульсирующих вселенных. Принципы термодинамики при этом не нарушаются, поскольку каждый мир рождается с весьма умеренной энтропией.

Источник: Элементы