Современные наблюдения, опирающиеся на данные о космологическом красном смещении далеких сверхновых типа Ia, подтверждают ускоренное расширение Вселенной. Это означает, что гравитационное замедление расширения, которое ожидалось при доминировании обычной материи, не наблюдается. Вводится понятие тёмной энергии — гипотетической формы энергии, равномерно пронизывающей пространство и обладающей отрицательным давлением, ответственным за ускорение расширения.
Принимается, что основное уравнение, описывающее динамику Вселенной, — это второе уравнение Фридмана с учётом космологической постоянной Λ:
$$ \frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3}(\rho + 3p/c^2) + \frac{\Lambda c^2}{3} $$
Здесь a(t) — масштабный фактор, ρ — плотность материи и энергии, p — давление, Λ — космологическая постоянная. Ускорение $\ddot{a} > 0$ при условии $\rho + 3p/c^2 < \frac{\Lambda c^2}{4\pi G}$.
Это уравнение позволяет классифицировать сценарии будущего в зависимости от состава и параметров Вселенной.
Если тёмная энергия представлена истинной космологической постоянной (у которой плотность энергии остаётся постоянной во времени), то расширение будет продолжаться бесконечно, и ускорение не прекратится. В этом случае:
Это наиболее вероятный сценарий согласно текущим наблюдениям и данным Планка (2018), указывающим на плоскую геометрию и доминирование тёмной энергии (~70%).
В случае, если тёмная энергия — не постоянная Λ, а динамическое поле с параметром состояния w = p/ρc2 < −1, мы имеем дело с так называемой фантомной энергией. Тогда:
Временной горизонт до Большого разрыва зависит от величины w. Например, при w = −1.2, время до разрыва — порядка десятков миллиардов лет от настоящего момента.
Если тёмная энергия нестабильна и может уменьшаться во времени (или вовсе отсутствует), а плотность материи превышает критическую, расширение Вселенной может замедлиться, остановиться и перейти в фазу сжатия:
Сценарий требует высокой плотности материи и отрицательной или нулевой космологической постоянной, что противоречит наблюдаемому ускорению расширения. Однако в модифицированных теориях гравитации этот вариант может быть реализован.
Альтернативные теории, включая квантовую космологию и брановые модели, допускают циклический характер эволюции Вселенной:
В контексте теории петлевой квантовой гравитации допускается, что при достижении планковской плотности возникает эффект квантового отскока, который предотвращает формирование сингулярности.
Согласно Стандартной модели, наблюдаемое значение массы бозона Хиггса и массы топ-кварка позволяют предполагать, что наш вакуум — метаустойчивый. В этом случае возможен переход в более устойчивое состояние вакуума с более низкой энергией через квантовое туннелирование:
Это событие не оставляет наблюдаемых предвестников и может произойти в любой момент, хотя вероятность чрезвычайно мала в обозримом будущем.
Поведение тёмной энергии определяет долгосрочную судьбу Вселенной. Основные параметры:
Важно отметить, что текущее значение параметра состояния тёмной энергии w ≈ −1, но точность измерений пока недостаточна для окончательных выводов.
| Структура | Big Freeze | Big Rip | Big Crunch |
|---|---|---|---|
| Галактики | Сохраняются | Разрушаются | Сливаются |
| Планеты | Замерзают | Распадаются | Поглощаются |
| Чёрные дыры | Испаряются | Разрываются | Сливаются |
| Жизнь | Гибнет от холода | Гибнет от разрыва | Гибнет от коллапса |
В ускоряющейся Вселенной возникает космологический горизонт — область, за пределами которой объекты становятся недоступными для наблюдения. Это означает:
Парадоксально, но Вселенная может оставаться физически «полной», но при этом выглядеть пустой изнутри.
Современные теории инфляции и струн допускают существование мультивселенной — набора «пузырей» с разными значениями физических констант. В этом контексте будущее Вселенной — лишь одна из многих возможных траекторий:
Такой подход переводит обсуждение будущего из физической плоскости в метафизическую, предлагая вероятностную интерпретацию космологических сценариев.
Следует признать, что, несмотря на математическую строгость моделей, предсказания о будущем Вселенной опираются на экстраполяцию физических законов, проверенных лишь в пределах обозримого пространства-времени. Вопрос о стабильности этих законов на масштабах десятков миллиардов лет остаётся открытым, и любые утверждения о конечной судьбе Вселенной имеют вероятностный характер.