Visatos ateitis: Nuo šičia link begalybės. Žvaigždės tebegimsta. Vartiklis

Iki šiol daugelis mokslininkų skirstė kosminį laiką į atskiras eras. Pvz., P. Adams‘as ir G. Laughlin’as populiarioje knygoje „Penki Visatos amžiai“ (2000) išskyrė: 1) pirmapradę erą, kurios metu įvyko Didysis sprogimas, sukėlęs jos plėtimąsi; 2) žvaigždžių erą, kurios metu materija ėmė organizuotis į žvaigždes, galaktikas ir t.t. (10^>6-10¹⁴ m. po bumbtelėjimo); 3) degeneracijos era prasidės žvaigždėms išeikvojus vandenilį (10¹⁵-10³⁹ m.) – jos metu dominuos žvaigždžių liekanos (juodosios skylės, neutroninės žvaigždės ir pan.) Visata toliau vės ir tamsės... Gyvybės ir materijos, kokias suprantame dabar, neliks...; 4) juodųjų skylių era, kurioje nelieka šviečiančių žvaigždžių (10⁴⁰-10¹⁰⁰ m.) 5) tamsos era, kurioje teliks tik subatominės dalelės ir (gal) tamsioji materija (jei ji egzistuoja)... Visata plėsis ir toliau – gal ateis laikas, kai dabartiniame Visatos tūryje teliks tik viena dalelė. Tai bus Didysis atšalimas, kai visatoje neliks jokios šilumos.

Bet ar toks Visatos likimas garantuotas? Žinoma, ne! Daugelis dalykų tėra teoriniai ir remiasi idėjomis, kurias sunku eksperimentiškai patikrinti. Pvz., Didysis susispaudimas siūlo priešingą scenarijų: Visata liausis plėstis ir pradės trauktis, kol vėl susitrauks į tašką (singuliarumą). Ir šiuo atveju galiausiai neliktų gyvybės ir materijos. Vis tik daugelis mokslininkų mano, kad Didysis susispaudimas yra mažiau tikėtinas, nes žaidime dalyvauja ir tamsioji materija.

Pradėti reikėtų nuo Didžiojo Bumbtelėjimo, įvykusio prieš 10 ar 20 mlrd. metų. Žvaigždės išmiršta per keturis etapus. Dabartiniu metu, t.y. ankstyvojoje stadijoje, žvaigždžių generuojama energija sukelia astrofizinius procesus. m20 galaxy

Žvaigždės skleidžia šviesą savo gelmėse „degindamos“ vandenilį ir gamindamos helį bei sunkesnius atomus. Didžiosios žvaigždės šviečia ryškiausiai, tačiau ir „sudega“ greičiausiai. Saulės tipo žvaigždės gyvena apie 10 mlrd. metų. Galaktikos gyvuoja dar ilgiau, nes 80% jų žvaigždžių masės neviršija 80% Saulės masės. Tad mūsų Visatoje „mažųjų“ žvaigždžių evoliucija dar nė neįsibėgėjo.

Tik po 10 trilijonų metų „mažylių“ (žvaigždžių, kurių masė tėra 8% Saulės masės) šviesos emisija atgaivins blėstančias galaktikas laikinai savo ryškumu vėl pasieksiančias dabartinį lygį. Tačiau po 100 trilijonų metų „mirs“ ir jos. Iki to meto galaktikos praras ir dujas - žaliavą naujų žvaigždžių susikūrimui. Žvaigždėtosios Visatos amžius baigiasi.

Antrajame etape Visatoje veikia daug mažesni objektai. Visatai plečiantis energijos sankaupos smulkėja, galaktikos traukiasi vis daugiau materijos sukaupdamos savo centruose. Visatoje merdi rudieji nykštukai - žvaigždės, neturinčios pakankamai masės, kad galėtų šviesti. Gravitacinės galios suslėgė išdegusias žvaigždes į tankiausius kosmoso darinius:

Per ilgą laiką (10¹⁴ ar 10³⁰ metų) baltieji nykštukai pritraukia nemažai tamsiosios materijos - nematomos medžiagos iš tarpgalaktinės erdvės. Spėjama, kad ši tamsioji materija neleidžia išsilakstyti galaktikų spiečiams. Ji vadinama WIMPS (silpnai sąveikaujančiomis sunkiomis dalelėmis). Kai WIMPS susiurbs baltieji nykštukai, WIMPS susidurs ir anihiliuosis. Taigi po 10³⁰ metų kosmosas bus sudarytas iš išsklaidytų galaktikų, kurias sups tamsioji materija.

Tačiau Visatos gyvenimas nebus vien monotoniškas merdėjimas. Retkarčiais susidūrus dviem sunkiesiems nykštukams susikurs sunkesni objektai, kuriuose vėl galės vykti vandenilio „degimo“ reakcijos. Baltųjų nykštukų susidūrimai sukels supernovų sprogimus, o neutroninių žvaigždžių - dar įspūdingesnius fejerverkus. Tokie reiškiniai stebimi ir dabar.

Dar vėliau dėl protonų skilimo nunyks baltieji nykštukai bei neutroninės žvaigždės. Tai nutiks apie 10³⁷-uosius metus. Nuo tada prasideda „tuščios erdvės“ (juodųjų skylių) era, kurios metu ištisos galaktikos susitrauks į neregimas supersunkias juodąsias skyles. Jos nuolat pritrauks medžiagą ir erdvės.

Paplitusi nuomonė, kad iš juodųjų skylių gniaužtų niekas neištrūksta, tačiau ir jos nėra „sandarios“ ir lėtai išspinduliuoja energiją (tai vadinama Hawking'o radiacija; tačiau net mažytėms juodosioms skylėms tai truktų be galo ilgai). 10⁹⁸-10¹⁰⁰-aisiais galutinai „išgaruos“ ir galaktikų mases turinčios juodosios skylės.

Tai kas liks tada? Ogi - Kosmosas, susidedantis vien iš elektronų, pozitronų, neutrinų ir radiacijos. Tai tamsos era.

Tad gyvybės buvimo galimybė tolimoje ateityje yra neaiški. Iš vandens ir organinių medžiagų sudaryti organizmai išnyks. Tačiau galės egzistuoti tam tikros struktūros, gebančios saugoti informaciją. Jų energija bus nepaprastai maža, o vystymasis nepaprastai lėtas.

Be abejo, šie paskaičiavimai buvo paremti dabar veikiančiais fizikos dėsniais. Niekas negarantuoja, kad jie galios ir tolimoje ateityje pasikeitus fizinėms sąlygoms. Juk visi mes žinome, kaip pasikeičia vandens struktūra ir savybės šiam sušalus į ledą. Galbūt, kažkurią akimirką panašus pokytis įvyks (atšalus Visatai) ir kosmose. Tai būtų naujo tipo Visata (su kitokiais dėsniais). Bet ką apie tai mes galime žinoti dabar?

Kiti Visatos tykantys pavojai

Laimei, tai neturėtų nutikti greitai. Tačiau problema kyla iš kitos pusės – pagal daugelį turimų modelių tai jau turėjo būti įvykę! Ir ji kyla dėl pirmapradės juodosios skylės, - hipotetinio objekto su labai maža mase, vos vieno gramo. Pagal daugelį modelių jos susiformavo iškart po Didžiojo sprogimo per infliacijos laikotarpį. Tiesa, jos tegyvavo labai trumpą laiką. Tačiau vis tik jos egzistavo pakankamai ilgau, kad paveiktų Higso lauką priversdamas jį „burbuliuoti“ – ir dėl to jokia materija negalėjo susidaryti. Tačiau ji tebėra – tai kur kabliukas?! Gali būti mūsų modeliai yra klaidingi ir tokių juodųjų skylių nebuvo. Ir gal mes ne visai suprantame, kaip veikia Higso laukas.

Bet yra ir baisesnis variantas, kaip Visata gali baigti gyvenimą. Jis vadinasi „Didžiuoju blykstelėjimu“ – ir jis priklauso ne nuo Visatos didumo, o nuo vienos smulkiausių dalių joje, „dieviškosios dalelės“ Higso bozono, kurio dėka materija turi masę, nes susijusi su Higso lauku. Šis bozonas pirmąkart numatytas 1964 m., buvo atrastas 2012-ais. Netikro vakuumo skilimas

Pasirodo, kad Higso laukas visad turi kokią nors su juo susietą reikšmę, net jei nėra pačios Higso dalelės. Egzistuoja foninė, nenulinė „vakuumo energija“. Didžiojo sprogimo metu Visata buvo tiek įkaitusi ir tanki, kad Higso laukas neveikė – jis visur buvo nulinis ir jokia el. dalelė neturėjo masės. Tada, beveik akimirksniu, atsirado Higso laukas, suteikdamas materijai jos substanciją ir inicijavęs procesus, tebevaldančius Visatą iki šiol ir leidžiančius egzistuoti mums, o viskam kitam. Tik lieka klausimas, ar Higso laukas perėjo į savo žemos energijos lygį ar buvo sugriebtas megastabilioje būsenoje. Matavimai rodo, kad greičiausiai yra antrasis variantas ir mes gyvename Visatoje su „netikru vakuumu“.

Visata dabar tarytum yra stabili – ir tas jos stabilumas leido joje nustatyti fizikos dėsnius. Tačiau yra ir viena problema – dirbantys su kvantiniais laukais yra susirūpinę, kad vienas tų laukų gali balansuoti ties naujos energetinės būsenos riba, - ir tai pasaulyje gali sukelti nestabilumą. Tai vadinamasis netikro vakuumo suskilimas – galintis tarsi viesulas pralėkti per visą Visatą ir ją, tokią, kokią žinome, sunaikindamas.

Juk kas būtų, jei Higso laukas staiga pereitų į žemesnės energijos būseną?! Tada pasikeistų visos fizinės konstantos ir viskas veiktų kitaip (jei iš viso veiktų!). Pagal teoriją, materija ir energija transformuotųsi arba ir visai išnyktų. Susiformuotų naujas „burbulas“, kuris plėstųsi šviesos greičiu viską šluodamas savo kelyje. Ir yra tikimybė, kad kažkada Visatoje jau įvyko toks katastrofiškas vakuumo suirimas – ir gali būti, kad Visatos pertvarka jau vyksta. Mes tegalime tik laukti, kada tai pasieks mus, nes negalime to numatyti.

Kad kvantiniai laukai būtų stabilioje, „tikrojo“ vakuumo būsenoje, jie turi būti žemiausios energijos būsenose. Tačiau ypatingos Higso lauko, kuris visoms el. dalelėms suteikia masę, savybės paskatino kai kuriuos mokslininkus teorizuoti, kad nors Higso bozonas atrodo stabilus, iš tikro jis gali būti tik netikroje arba laikinoje vakuumo būsenoje, belaukdamas, kol pateks į dar mažesnės energijos būseną.

Bet yra ir dar vienas aspektas, mat Higso laukas paklūsta kvantinės fizikos taisyklėms. O ten egzistuoja vadinamasis „tuneliavimas“, leidžiantis Higso laukui savaime pereiti į kitą energetinę būseną. Laimei, tai labai mažai tikėtina ir nutinka kas 10-100 m. Siekiant išsiaiškinti Visatos likimą ir kitus dalykus, reikia labai tiksliai išmatuoti Higso bozono masę, viršutinio kvarko masę ir „stipriosios sąveikos kintamąjį“, kuris aprašo stipriosios branduolinės sąveikos jėgą, išlaikančią vientisus atomų branduolius (ir kvarkus). Tos reikšmės nusako Higso slėnio energetinę formą.

Kaip analogiją geresniam supratimui, galime mąstyti apie slėnius kalnagūbryje: įsivaizduokite, kad važiuojate per kalnus ir kertate daugybę skirtingų slėnių juose. Kiekvieno jų dugnas yra žemesnis nei kelias prieš jį ir po jo – tačiau nebūtinai juose bus absoliučiai žemiausias taškas, kurį galima pasiekti (supaprastintai tarkime, kad „jūros lygio“). Viename slėnyje gali nutikti, kad už kito kalno yra dar gilesnis slėnis, tačiau jo negalite pasiekti, nes neturite pakankamai degalų kalno pervažiavimui – todėl ir liekate tame slėnyje. Tačiau jei kalne atsirastų tunelis, galėtumėte juo pasinaudoti ir nusileisti dar žemiau. Taip ir vakuumas, kuris neturi žemiausios energetinės būsenos, vadinamas „netikru“ vakuumu.

Kvantiniai laukai priversti siekti žemiausių energetinių būsenų bet kuria kaina, - ir problema su Higso lauku tame, kad jei jis iš tikro randasi netikro vakuumo būsenoje, tai lieka tikimybė, kad vieną kartą jis pereis į „tikrąjį“ vakuumą kvantinio tuneliavimo būdu (kai el. dalelės gali praeiti pro barjerus, kurių įveikimui joms nepakanka energijos). Ir jei tai įvyktų, tai ne tik pakeistų Higso lauką, bet ir sukeltų esminį visos Visatos fizikos ir chemijos pertvarkymą.

Elektronų ir kvarkų masė akimirksniu išaugtų milijonus kartų ir, gali būti, kad, be vandenilio, nepajėgtų egzistuoti jokie kiti atomai, tad jie suskiltų. Nustotų veikti branduolinės reakcijos, tad užgestų ir žvaigždės – ir Visata daugiau nebūtų ta puikia vieta, kurioje galime gyventi.

Tačiau toji katastrofa tėra teorinė – ir įvyktų dėl kažko, kas vadinama kosmologiniu burbulu, kuris, iš esmės, yra tikrojo vakuumo plėtimusi iš vienos Visatos srities į visą Visatą. Tačiau kadangi tai paremta tik teoriniais samprotavimas, o ne stebėjimas ar eksperimentas, nėra žinoma, kokios bus tų „burbulų“ savybės ir kaip jie plis. Į tai bandyta atsakyti „Nature Physics“ straipsnyje, paskelbtame 2025 m. pradžioje, kai slovėnas Jaka Vodeb’as iš Vokietijos panaudojo kvantinę įrangą, vadinamąjį kvantinį prikaitintuvą (annealing), ir manipuliuojant 5564-iais kubitais bandė sumodeliuoti tų burbulų elgseną. Komanda sako, kad aptiko kažką įdomaus – tie burbulai nesklinda patys savaime, o tik per sudėtingas sąveikas, kai stambesnieji burbulai „maitinasi“ smulkesniais.

Taip pat skaitykite Ar Visatos laukia Didysis plyšimas?

Dar visai neseniai nemažai astronomų manė, kad mūsų Visata yra savo gyvavimo viduryje. Pradžioje, kokius 6 mlrd. metų, buvo kosmoso fejerverkų metas: milžiniškos galaktikos daužėsi ir jungėsi, gigantiškos juodosios skylės suko dujų sūkurius, nuolat gimė naujos žvaigždės. Kitus 8 mlrd. metų viskas rimo, juodosios skylės pradėjo „snausti“, žvaigždžių susidarymas sulėtėjo.

Tačiau paskutiniais metais stebėjimai parodė, kad mintys apie Visatos saulėlydį yra gerokai pirmalaikės. Gretimose galaktikose stebima aktyvi veikla. Stebint iš jų sklindančius rentgeno spindulius, aptiktos labai masyvios juodosios žvaigždės, vis dar siurbiančios aplinkines dujas ir dulkes. Taip pat žvaigždžių formavimasis nėra labai sulėtėjęs.

2003 m. F. Walter'is¹⁾ su bendradarbiais aptiko anglies monoksido požymius vieno ankstyvųjų kvazarų emisijoje. Kadangi anglis ir deguonis gali būti sukuriami tik termobranduolinių reakcijų metu, galima spėti, kad žvaigždžių formavimasis prasidėjo praėjus vos keliems šimtams milijonų po Didžiojo sprogimo. WMAP palydovo mikrobanginio kosminio fono tyrimai irgi leidžia spėti, kad žvaigždžių kūrimasis prasidėjo vos po 200 mln. metų. Kompiuterinis modeliavimas rodo, kad pirmosios žvaigždės tikriausiai buvo kelis šimtus kartų sunkesnės už Saulę. Jos turėjo degti taip ryškiai, kad sudegė per dešimtis milijonų metų ir tada sukrito į pirmuosius kvazarus.

Hubble Deep Field (HDF, 10 dienų išlaikymu stebint 2 mažas dangaus sritis keturių bangų diapazone) ir vėlesni Hubble Ultra Deep Field stebėjimai leido atrasti tūkstančius naujų galaktikų, kurių kai kurios atsiradę vos milijardas metų po Didžiojo sprogimo. Siekiama suprasti, kaip seni (ir labai tolimi) dangaus objektai keitėsi į šiandieninius. Pirmiausia, išmatuojant raudonąjį poslinkį, nustatoma tų objektų stratigrafija - kurie jų artimesni, o kurie tolimesni.

Tačiau giliausiuose "giluminių" stebėjimų vaizduose neįmanoma visoms galaktikoms nustatyti jų raudonojo poslinkio - ne tik dėl didelio galaktikų skaičiaus, bet ir neryškaus kai kurių galaktikų vaizdo. Iš tokių objektų į vieną kvadratinį centimetrą pasiekia tik vienas fotonas per minutę. Išskaidžius į spektrą, vaizdas tampa dar labiau išblukęs. 9 dešimtm. pabaigoje L. Cowie²⁾ ir S. Lilly³⁾ sukūrė naują metodą, kuriuo naudojantis nereikia skaičiuoti raudonojo poslinkio. Dangus stebimas su filtrais, praleidžiančiais ultravioletinius, žalius ir raudonus spektro spindulius ir tada išmatuojant galaktikų ryškumą kiekvienoje šio spektro dalyje. Jei galaktika tolima, jos šviesos nebus UV, o kartais ir žalioje spektro dalyje. Stars births: NGC 604

Iš artimų galaktikų stebėjimų žinome, kad nedidelis labai masyvių žvaigždžių kiekis ir daugybė vidutinės masės žvaigždžių susidarė tuo pačiu metu. 20-čiai Saulės masės žvaigždžių tenka tik viena 10-ties Saulės masę turinti žvaigždė. Ypač masyvios žvaigždės skleidžia UV ir melsvą šviesą, o nemasyvios - gelsvą ir rausvą. Nustačius raudonąjį poslinkį, galima paskaičiuoti galaktikos vidinį spektrą ir iš jo spręsti apie masyvių žvaigždžių kiekį galaktikoje.

Žvaigždžių formavimuisi galaktikose sulėtėjus, masyvių žvaigždžių kiekis mažėja (nes jų gyvavimo trukmė gerokai trumpesnė). Pvz., tolimose galaktikose žvaigždžių susidarymas yra 10 kartų spartesnis nei mūsų Paukščių take. L. Cowie ir S. Lilly, paskaičiavę žvaigždžių formavimosi spartą jų stebėtose galaktikose, o 1996 m. P. Madau (pritaikęs metodą HDF duomenims) padarė išvadą, kad naujų žvaigždžių susidarymo bumas vyko galaktikose, kurių raudonasis poslinkis yra apie 1 (t.y., kai visatai buvo 4-6 mlrd. metų).

Tačiau ne visas galaktikas galima stebėti matomoje spektro dalyje, o taip pat trukdo tarpžvaigždinių dulkių debesys, sugeriantys šviesą ir išspinduliuojantys ją infraraudonaisiais spinduliais. Todėl tolimų šaltinių šviesa yra pasislinkusi į submilimetrinių bangų sritį - ir tokių bangų šaltiniai neretai yra žvaigždžių formavimosi požymis. SCUBA įrengimas 1997 m. Mauna Kea 4 km aukštyje leido pakankamu jautrumu stebėti tas bangas ir aptikti naujus šaltinius, tačiau dėl mažos skiriamosios gebos jie atrodo kaip rutuliukai. Ir jie gana reti - net po kelių valandų išlaikymo pasirodo vos keli - tačiau iki tol apie juos net nežinota. O juose žvaigždžių susidarymo procesas šimtus kartų spartesnis!

Kadangi ypač masyvios juodosios skylės negali tiesiog išnykti, astronomai spėja, kad daugelis galaktikų gali turėti neaktyvius kvazarus, išeikvojusius savo kurą. Tokia beveik "užmigusi" juodoji skylė yra mūsų Paukščių tako galaktikos centre. Tačiau derindami x- spindulių ir vizualius stebėjimus, astronomai peržiūri prielaidą, kad dauguma kvazarų mirė prieš daug laiko. Mat 2000 m. nustatyta, kad daugelis ypač aktyvių x-spindulių šaltinių yra gretimose galaktikose. Tačiau vizualūs stebėjimai nerodo ten esant jokios juodųjų skylių veiklos. Tai verčia daryti prielaidą, kad ne visos ypač masyvios juodosios skylės susidarė kvazarų eros metu. Tik naujai susidariusios juodosios skylės elgiasi kiek kitaip, tačiau to skirtumo priežastis nėra aiški. Viena priežasčių, kad jos gali susiurbti mažiau dujų. "Chandra" teleskopo duomenys, be to, leidžia spėti, kad dabar aktyvių vidutinio aktyvumo juodųjų skylių yra daug daugiau nei kvazarų praeityje. Taigi, Visatoje mažas labai ryškių objektų skaičius virto daugybe blankių objektų. Bendras jų galios potencialas vis tiek lieka didelis. Tyrimai leidžia spėti, kad UV ir regimojo spektro šviesumo tankis su laiku beveik nepakito. Senos galaktikos niekada nemiršta, jos tiesiog priblėsta.

Tokios prielaidos dera su kosmologijos teorija - milžiniškų galaktikų pasikeitimas smulkiomis liudija apie Visatos plėtimąsi. Galaktikas supančios dujos nėra tokios tankios ir jas lengviau įkaitinti. Karštesnės dujos energetiškai aktyvesnės ir taip lengvai nesukrenta į galaktikos skyles. F. Nicastro su kolegomis neseniai surado šiltą tarpgalaktinį sluoksnį, gaubiantį mūsų galaktiką iš visų pusių ir yra dalis gretimų galaktikų grupės, į kurią be Paukščių tako įeina dar Andromedos galaktika ir kitos 30 mažesnių galaktikų.

Netolimos „išsibaigę“ kvazarinės galaktikos, praėjus milijardams metų nuo jų, kaip ryškiausių Visatos objektų, dienų, gali būti labai aukštos energijos spindulių šaltinis. Jie yra greičiausiai judantys materijos elementai ir jų kiltis iki šiol paslaptyje.

Mokslininkai išskyrė keturias elipsines galaktikas, galinčias būti jų „fabriku“. Visos jos virš Kaušo rankenos (Didžiųjų Grįžulo ratų) ir regimos mėgėjiškais teleskopais. Kiekvienos jų centre yra „juodoji skylė“ mažiausiai 100 mln. Saulių masės, kuri, greitai besisukdama, gali beveik šviesos greičiu sėti atominių dalelių srautą.

Kvazarinės galaktikos yra tūkstančius kartų ryškesnės nei įprastinės, nes „maitinamos“ centrinės „juodosios žvaigždės“ ryjančios didelius tarpžvaigždinių dujų kiekius. Mokslininkai kol kas negali nustatyti, ar jos sukasi.

Ypatingai aukštų energijų kosminiai spinduliai yra reti (dažnumas - vienas į kvadratinį kilometrą per dešimtmetį) ir lieka viena didžiausių paslapčių. Kiekvienas jų, dažniausiai atskira elementarioji dalelė tokia kaip protonas, lėkdama greičiu artimu šviesai, turi tiek energijos, kiek beisbolo smūgis.

Ir jų šaltinis turėtų būti ne toliau nei 200 mln. šviesmečių, kad neprarastų energijos lėkdama per Visatą persmelkusią mikrobangę radiaciją.

¹⁾ Fabianas Valteris (Fabian Walter) - astronomas ir astrofizikas M. Planko astronomijos inst-e (nuo 2004 m.). Domėjimosi sritys: kvazarai, rejonizacijos laikotarpis, galaktikų evoliucija, tarpžvaigždinės terpės vystymasis, žvaigždžių susidarymas artimose ir tolimose galaktikose.

²⁾ Lenoksas Koujis (Lennox Lauchlan Cowie, g. 1950 m.) – britų kilmės amerikiečių astronomas. 1970 m. įstojęs į Harvardo un-tą (JAV) liko dirbti JAV. Nuo 1986 m. – Havajų un-te. Užsiima tarpžvaigždinių ir tarpgalaktinių dujų tyrimais; tyrinėjo seniausias žvaigždes ir galaktikas, jų susidarymą bei ankstyvąją evoliuciją.