Почему Вселенная существует и откуда она взялась

Из всех философских вопросов, пожалуй, самым фундаментальным будет: почему вообще что-то существует? А люди привыкли к тому, что у любого вопроса должен быть ответ. Дети, познавая мир, задают очень разные вопросы, надеясь получить ответ на каждый из них. Образование в учебных заведениях построено таким образом, что на любой вопрос должен найтись ответ — один, правильный, или хотя бы несколько вариантов.

В реальной жизни всё не так просто — есть вопросы без ответа, есть вопросы, которые ответа не требуют, а есть вопросы, на которые может и не быть ответов в принципе. Вопросы «что находится к северу от Москвы» или «который сейчас час в Петропавловске-Камчатском» вполне осмысленны и на них можно дать чёткие ответы. А на почти такие же вопросы, «что находится к северу от Северного полюса», или «который сейчас час на Солнце» ответов нет в принципе, потому что они выходят за рамки привычного нам контекста.

Возможно, точно так же, находясь в контексте нашей Вселенной и нашего пространства-времени, ответы на вопросы «почему существует Вселенная» или «как она появилась» найти нельзя по той же причине — они находятся за пределами нашей пространственно-временного контекста, сцены, на которой мы все существуем.

Древнегреческий философ Аристотель утверждал, что всё во Вселенной должно иметь причину, а значит, должна быть причина и появлению самой Вселенной. На это, спустя почти 2000 лет, ему возразил шотландский философ Дэвид Юм. Он утверждал, что индуктивное мышление и вера в причинно-следственную связь нельзя обосновать рационально; они являются лишь результатом привычки.

Люди на самом деле никогда не воспринимают одно событие как причину другого, а лишь испытывают «постоянное соединение» событий друг с другом, как поток. Для того чтобы сделать какие-либо причинно-следственные выводы из прошлого опыта, необходимо предположить, что будущее будет похоже на прошлое; а это метафизическое предположение само по себе не может быть основано на предыдущем опыте.

Бертран Рассел вообще придерживался в этом вопросе подхода под названием «нередуцируемый факт»: «Вселенная просто есть, и всё».

Возможно, мы, находясь внутри Вселенной, действительно не можем ответить на вопрос, откуда она взялась. Зато мы хорошо умеем экстраполировать в обе стороны временной шкалы, поэтому мы можем объяснить, с хорошей точностью, почему она получилась такой, и что с ней может стать в итоге.

Сегодня мы явно наблюдаем расширение Вселенной — все крупные структуры типа галактик в среднем разлетаются друг от друга, причём чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Если мы мысленно запустим «видео» развития Вселенной в обратную сторону, мы увидим, как в прошлом она становится всё меньше и меньше, горячее и плотнее. Выходит, в какой-то момент она была совсем маленькой, возможно, даже микроскопической, и невероятно горячей.

В своих рассуждениях мы можем пойти ещё дальше (назад во времени), и предположить существование вечной инфляции. Согласно этой теории, инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно в большей её части. Поскольку области расширяются экспоненциально быстро, большая часть объёма Вселенной в любой данный момент времени находится в состоянии инфляции. Таким образом, вечная инфляция приводит к появлению гипотетически бесконечной мультивселенной, в которой изредка появляются «пузыри», где экспоненциальная инфляция заканчивается, и начинается развитие пространства-времени, привычного нам. И хотя такая теория не противоречит наблюдениям, в текущих условиях поставить какие-то эксперименты или провести наблюдения, её подтверждающие, не представляется возможным.

Согласно инфляционной модели, на очень ранней стадии Вселенная прошла через короткий, но чрезвычайно быстрый этап экспоненциального расширения. В этот период небольшие области Вселенной, которые были в причинной связи друг с другом и могли обмениваться информацией, резко увеличились в размерах и стали такими большими, что между их частями уже не хватало скорости света для передачи сигнала. Этот инфляционный период «разгладил» любые начальные неоднородности, сделав Вселенную практически однородной и изотропной.

Это предположение объясняет т. н. «проблему горизонта» — одно из фундаментальных несоответствий в классической космологической модели Большого взрыва. Она касается вопроса однородности и изотропности Вселенной на больших масштабах, которые наблюдаются в реликтовом излучении. Суть проблемы заключается в том, что удалённые друг от друга области пространства не могли обмениваться информацией из-за ограничения скорости света, однако они имеют практически одинаковые физические характеристики, такие как температура. Но поскольку когда-то эти области были очень близки, проблема снимается.

Чем всё закончится

Если сами законы физики не позволяют нам заглядывать слишком далеко в прошлое, они могут помочь нам заглянуть в другую сторону — в далёкое будущее, и поговорить о конечной судьбе Вселенной. Различные научные гипотезы предсказывают несколько возможных вариантов будущего.

Я уже упоминал о том, как развивались представления о Вселенной, и о том, как менялось наше представление о Большом взрыве. Если говорить о современности, то сегодняшняя космология зиждется, конечно же, на достижениях Альберта Эйнштейна и его общей теории относительности, а также на расчётах Александра Фридмана, сделанных в рамках этой теории.

В 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой вывод о расширении Вселенной, основанный на наблюдениях переменных звёзд Цефеид в далёких галактиках. С тех пор начало Вселенной и её возможное окончание стали предметом серьёзных научных исследований.

В 1927 году Жорж Леметр выдвинул теорию о происхождении Вселенной, которую затем окрестили «теорией Большого взрыва» — о том, что современная Вселенная возникла из очень горячего и плотного состояния. И остальные теории (включая теорию статичной Вселенной, существующей всегда и статистически не меняющейся) окончательно были отвергнуты в 1965 году, когда Арно Аллан Пензиас и Роберт Вудро Уилсон открыли реликтовое излучение, которое является прямым следствием теории Большого взрыва — его нельзя объяснить, например, через ту же теорию стационарной Вселенной. В результате теория Большого взрыва быстро стала наиболее распространённой точкой зрения на происхождение Вселенной.

Но если мы определились с началом времён (пусть и не с самым-самым началом, но всё же), то можем ли мы однозначно ответить на вопрос, куда движется Вселенная, и как она закончится (и закончится ли)? Ответ на этот вопрос тоже не определён до конца — но у нас хотя бы есть варианты.

От чего зависит судьба Вселенной

Два самых важных параметра в теории судьбы Вселенной — это космологическая постоянная Λ и параметр плотности Ω.

Впервые космологическую постоянную Λ ввёл в свои уравнения поля общей теории относительности Альберт Эйнштейн, потому что верил в статичность Вселенной, а без какой-либо отталкивающей силы Вселенная не могла существовать вечно — её бы просто схлопнуло в точку из-за гравитации. Позже он удалил её из уравнений, однако потом этот компонент снова восстановили — уже в роли плотности энергии пространства, или энергии вакуума, возникающей в квантовой механике и связанной с концепцией тёмной энергии.

Эра новейшей космологии началась в 1998 году, когда из наблюдений за сверхновыми в далёких галактиках стало ясно, что расширение Вселенной ускоряется. Последующие космологические теории были разработаны с учётом этого ускорения, почти всегда с помощью понятия тёмной энергии, которая в своей простейшей форме представляет собой просто положительную космологическую постоянную — параметр, определяющий скорость этого расширения.

Судя по новейшим исследованиям, около 68% плотности массы-энергии Вселенной можно отнести к тёмной энергии. Λ — простейшее объяснение тёмной энергии, и сегодня она используется в стандартной модели космологии, известной как модель ΛCDM (космологическая постоянная + холодная тёмная материя).

С этой постоянной связан любопытный казус. Согласно квантовой теории поля, лежащей в основе современной физики элементарных частиц, пустое пространство определяется вакуумным состоянием, которое состоит из совокупности квантовых полей. Все эти квантовые поля демонстрируют флуктуации в своём основном состоянии (наименьшая плотность энергии), возникающие из-за энергии нулевой точки, существующей повсюду в пространстве. Эти флуктуации нулевой точки должны вносить вклад в космологическую постоянную Λ, но фактические расчёты дают огромную энергию вакуума, и прогнозируемые значения превышают наблюдаемые примерно на 120 порядков, и это расхождение было названо «худшим теоретическим прогнозом в истории физики».

Параметр плотности Ω определяется как средняя плотность материи во Вселенной, делённая на критическое значение этой плотности. Это позволяет выбрать одну из трёх возможных геометрий пространства в зависимости от того, как Ω соотносится с единицей.

Современный научный консенсус заключается в том, что конечная судьба Вселенной зависит от её общей формы, количества содержащейся в ней тёмной энергии и уравнения состояния, которое определяет, как плотность тёмной энергии реагирует на расширение Вселенной. Судя по наблюдениям, 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва скорость расширения Вселенной, вероятно, увеличивалась, что соответствует теории открытой Вселенной. Однако дополнительные измерения показывают, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской.

Если Ω > 1, геометрия Вселенной закрыта, как поверхность сферы, сумма углов треугольника превышает 180°, и в ней нет параллельных линий; все линии в конечном итоге пересекаются.

В закрытой вселенной гравитация в конечном итоге останавливает расширение, после чего она начинает сжиматься, пока вся материя во вселенной не сжимается до одной точки, конечной сингулярности, называемой «Большим сжатием», противоположностью Большого взрыва. Однако, если вселенная содержит тёмную энергию, то возникающая в результате сила отталкивания может быть достаточной, чтобы расширение вселенной продолжалось вечно — даже если Ω > 1. Так происходит в принятой в настоящее время модели ΛCDM, где, согласно наблюдениям, тёмная энергия составляет примерно 68% от общего энергетического содержания Вселенной. Согласно модели ΛCDM, чтобы преодолеть влияние тёмной энергии и Вселенная в конечном итоге коллапсировала, её средняя плотность материи должна быть примерно в семнадцать раз выше, чем её измеренное сегодня значение.

Если Ω < 1, геометрия Вселенной открыта, т. е. имеет отрицательную кривизну, как поверхность седла. Углы треугольника в сумме составляют менее 180°, а у не пересекающихся линий есть точка наименьшего расстояния, а в остальном они удаляются друг от друга.

Вселенная с отрицательной кривизной расширяется бесконечно даже без тёмной энергии, причём гравитация незначительно замедляет скорость расширения. С тёмной энергией расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечной судьбой открытой вселенной с тёмной энергией является либо всеобщая тепловая смерть, либо «Большой разрыв», когда ускорение, вызванное тёмной энергией, в конечном итоге становится настолько сильным, что полностью перекрывает воздействие гравитационных, электромагнитных и сильных связующих сил.

Если средняя плотность вселенной точно равна критической плотности, так что Ω = 1, то геометрия вселенной является плоской: как в евклидовой геометрии, сумма углов треугольника равна 180°, а между параллельными линиями постоянно сохраняется одинаковое расстояние. Современные измерения подтверждают, что вселенная является плоской с погрешностью 0,4%.

В отсутствии тёмной энергии плоская вселенная расширяется вечно, но с постоянно замедляющейся скоростью, при этом расширение асимптотически приближается к нулю. При наличии тёмной энергии скорость расширения вселенной сначала замедляется из-за воздействия гравитации, но в конечном итоге увеличивается (из-за постоянно растущей тёмной энергии), и конечная её судьба становится такой же, как у открытой вселенной.

Большая заморозка (Big Freeze)

«Большая заморозка», или тепловая смерть Вселенной — это предположение, в рамках которого Вселенная эволюционирует до состояния отсутствия термодинамической свободной энергии и, достигнув максимальной энтропии, не сможет поддерживать дальнейшие термодинамические процессы.

За достаточно долгое время (принимая во внимание расширение Вселенной) часть материи рассеется в виде слишком сильно разреженного газа и пыли, часть соберётся в звёзды, часть — в чёрные дыры. Все звёзды рано или поздно сгорят, их останки охладятся до абсолютного нуля. Исчезнет и реликтовое излучение. Не будет больше излучения от звёзд, звёздных остатков или газа. Атомы будут находиться в состоянии минимальной энергии, а большинство солнечных систем, которые когда-либо существовали, будут выброшены из галактики. После этого останутся только три основных источника энергии.

1. Гравитационное излучение: когда массы вращаются друг вокруг друга и движутся в пространстве, искривлённом присутствием других масс, они излучают гравитационное излучение. Однако излучаемая энергия тоже должна откуда-то браться, поскольку сами орбиты распадаются. В течение ~10²⁶ лет планета, подобная Земле, по спирали упадёт на остатки звезды, подобной нашему Солнцу.

2. Излучение чёрных дыр: чёрные дыры будут расти по мере поглощения большего количества материи, но в конечном итоге они также распадутся, благодаря излучению Хокинга. В период от ~10⁶⁷ лет (для чёрной дыры с массой Солнца) до ~10¹⁰⁰ лет (для самых больших сверхмассивных чёрных дыр) все они в конечном итоге распадутся.

3. Тёмная энергия, плотность которой, по современным предположениям, не меняется. Если тёмная энергия работает именно так и неотличима от космологической постоянной, это означает, что во Вселенной никогда не иссякнет энергия, поскольку всегда будет существовать конечное количество энергии, присущее самой структуре пространства. Но надо понимать, что это будет не полезная, извлекаемая энергия. Её плотность будет одинакова везде, поэтому не будет возможности использовать её для выполнения какой-либо работы. В результате, даже если общее количество энергии Вселенной будет расти (закон сохранения энергии в масштабах Вселенной не работает), сделать с этой энергией ничего не получится.

Большое сжатие (Big Crunch)

«Большое сжатие» — это гипотетический сценарий конечной судьбы Вселенной, в котором расширение Вселенной в конечном итоге обращается вспять, и Вселенная вновь сжимается, в результате чего потенциально может произойти следующий Большой взрыв. Однако подавляющее большинство современных наблюдений указывает на то, что эта гипотеза неверна. Напротив, астрономические наблюдения показывают, что расширение Вселенной ускоряется, а не замедляется под действием гравитации, что позволяет предположить, что гораздо более вероятным является Большая заморозка. Тем не менее, некоторые физики предполагают, что подобное Большому Сжатию, может произойти из-за флуктуации тёмной энергии.

Эта гипотеза восходит к 1922 году, когда русский физик Александр Фридман создал набор уравнений, показывающих, что конец Вселенной зависит от её плотности. Она может либо расширяться, либо сжиматься, а не оставаться стабильной. При наличии достаточного количества материи гравитация может остановить расширение Вселенной и в конечном итоге обратить его вспять. Это обращение приведёт к коллапсу Вселенной, не слишком отличному от чёрной дыры.

По мере коллапса Вселенной она будет заполняться излучением звёзд и высокоэнергетическими частицами; когда это излучение сконденсируется и сместится в сторону более высоких энергий, оно станет достаточно интенсивным, чтобы воспламенить поверхность звёзд перед их столкновением. В последние мгновения Вселенная превратится в один большой огненный шар с почти бесконечной температурой, и в конце концов не останется ни времени, ни пространства.

Большой отскок (Big Bounce)

Под названием «Большой отскок» на самом деле скрывается несколько вариантов развития событий.

1. Струнный отскок. В общей теории относительности, если мы экстраполируем развитие всего назад до произвольно горячего, плотного или маленького состояния, мы неизбежно приходим к сингулярности, и определения времени и пространства теряют смысл. Но в квантовых расширениях, выходящих за рамки общей теории относительности, таких как петлевая квантовая гравитация, теория струн или космология бран, можно «отскочить» от ранее существовавшего, коллапсирующего состояния к горячему, плотному, расширяющемуся.

2. Циклическая космология. Этот вариант похож на струнный отскок, за исключением того, что он «отскакивает» периодически, снова и снова. Вселенная расширяется, достигает максимального размера, сжимается — при этом энтропия всё время увеличивается — а затем снова коллапсирует, где она снова отскакивает.

3. Космология в состоянии гибернации. Вместо быстрого расширения, как это происходит в нашей Вселенной сегодня или происходило во время инфляции, Вселенная могла находиться в состоянии, которое оставалось относительно постоянным или спокойным в течение очень долгого времени. Этот вариант требует экзотических законов физики, например, «дегравитации» (когда гравитация на время отключается) или космологии струнного газа.

4. Воспроизводящая космология. В этом случае Вселенная «рождается» из ранее существовавшего пространства-времени, например, в центре чёрной дыры, появившейся в другой вселенной. В этом случае наша Вселенная является дочерней по отношению к какой-то другой.

С «Большим отскоком» есть большая проблема: наша Вселенная должна была родиться с низкой энтропией и не нарушать второй закон термодинамики. А для первых трёх сценариев «отскока» требуется, чтобы энтропия Вселенной в какой-то момент уменьшалась, либо изначально была чрезвычайно близкой к нулю.

«Большой разрыв» (Big Rip)

Если тёмная энергия и в самом деле константа (например, она действительно эквивалентна космологической постоянной), то такие объекты, как наша Солнечная система, наша галактика и даже наша местная группа галактик будут оставаться связанными между собой гравитацией в течение триллионов и триллионов лет. Но если тёмная энергия будет становиться сильнее с течением времени, то от нас во все стороны разлетятся не только далёкие галактики — со временем все упомянутые структуры перестанут быть гравитационно связанными, от местных галактик до звёзд на окраинах Млечного Пути, а потом и внутри Галактики, а потом и планет в Солнечной системе… При дальнейшем усилении тёмной энергии люди будут отделены от гравитационного притяжения Земли, отдельные клетки, молекулы, атомы и ядра будут разорваны на части, поскольку плотность тёмной энергии будет продолжать расти до бесконечности. Предположительно, в самом конце будет разорвано даже само пространство-время.

Впервые эту идею «Большого разрыва» описали в статье 2003 года. Идея её в следующем: дело в том, что все формы плотности энергии во Вселенной имеют связанное с ними давление, и это давление (с некоторыми преобразованиями единиц измерения) можно записать как долю плотности энергии. Неподвижная пыль имеет давление, равное нулю, излучение имеет давление, равное 1/3 от плотности энергии, а космологические константы имеют давление, равное отрицательной величине плотности энергии.

В физике эта величина называется параметром w, или уравнением состояния. Авторы статьи посчитали, что w = -1,5, и обнаружили, что в этом сценарии Вселенная закончит своё существование через 22 миллиарда лет. Почти все события, описанные выше, происходят очень близко к концу, поскольку плотность тёмной энергии должна была бы увеличиваться очень медленно в течение длительного времени, достигая максимума, стремящегося к бесконечности, только в самом конце существования Вселенной.

Однако по результатам последних измерений можно утверждать, что w = -1,0 с погрешностью около ±0,08, что отодвигает любой сценарий «Большого разрыва» как минимум на 80 миллиардов лет от настоящего момента. То есть, насколько нам известно, w = -1, и если это действительно так, то Большого разрыва никогда не будет. Однако, если w отличается от -1 даже совсем ненамного, он всё-таки случится — и чем меньше отличие, тем дальше в будущее он отодвигается. Однако согласно последним доступным космологическим данным, неопределённости всё ещё слишком велики, чтобы различить три случая: w < −1, w = −1 и w > −1.

Кроме того, из-за статистических флуктуаций практически невозможно измерить w с нужной точностью. Это означает, что измеренное значение w может быть произвольно близко к −1, но не точно равно −1, поэтому Большой разрыв можно отодвинуть куда-то в очень далёкое будущее, но полностью исключить его наступление очень сложно.

Итог

В течение следующего десятилетия такие обсерватории, как космический телескоп «Евклид», обсерватория имени Веры Рубин и космический телескоп «Нэнси Грейс Роман», смогут измерить, является ли тёмная энергия постоянной величиной, с точностью до ~1%. Судя по всему, с наибольшей вероятностью Вселенной суждено подвергнуться «Большой заморозке», но пока мы не проведём критически важные измерения, мы не сможем узнать этого наверняка.

© 2025 ООО «МТ ФИНАНС»