можем себе представить.

Но Вселенная расширяется, и к началу эпохи вечной тьмы она расширится довольно значительно. В случае плоской Вселенной, которая расширяется вечно, хотя это расширение со временем замедляется, Вселенная увеличивается в 10⁶⁰ раз от настоящего момента до начала эпохи вечной тьмы. При таком большом коэффициенте расширения будущая плотность позитронов составляет примерно одну частицу на каждые 10¹⁸² кубических метров. Чтобы получить хоть какое-то ощущение невероятного размера этого объема, вспомним, что вся видимая сегодня Вселенная имеет объем «всего» в 10⁷⁸ кубических метра. Другими словами, плотность позитронов в эпоху вечной тьмы составила бы около одной частицы на объем, в 10¹⁰⁴ раз превышающий современную Вселенную.

В другом возможном случае — открытой Вселенной, которая расширяется еще быстрее, — плотность будет еще ниже. К началу эпохи вечной тьмы открытая Вселенная увеличивается в 10⁹⁰ раз. При таком громадном коэффициенте расширения, в 10³⁰ раз превышающем рассмотренный выше, плотность открытой Вселенной в 10⁹⁰ раз меньше плотности плоской Вселенной. Один- единственный позитрон будет обитать в объеме, в 10¹⁹⁴ раз превышающем объем современной Вселенной. Подобную необъятность, как ни старайся, крайне сложно представить визуально.

Другой важной составляющей будущей Вселенной является излучение, причем поля этого излучения генерирует множество разных источников. По мере старения космоса в фоновом излучении Вселенной в различные космологические декады будут по очереди доминировать разные поля излучения. Каждому отдельному классу излучения суждено ослабевать, по мере того как Вселенная расширяется и составляющие его фотоны последовательно смещаются сначала к красному краю спектра, а потом и вовсе выходят за его пределы (см. рис. 22).

По мере расширения Вселенной увеличивается длина волны излучения. Эта существенная особенность определяет будущую эволюцию и влияние космического фонового излучения. Излучение можно понимать как совокупность «частиц излучения», которые мы называем фотонами. Когда Вселенная расширяется, ее объем увеличивается, а численная плотность фотонов падает. Но при этом увеличивается также и длина волны фотонов, а следовательно, уменьшается энергия каждого фотона. Из-за этого дополнительного увеличения длины волны, также именуемого красным смещением, фотоны в расширяющейся Вселенной теряют энергию быстрее обычных массивных частиц.

В настоящее время космическое фоновое излучение, оставшееся от Большого взрыва, — это самое интересное, с точки зрения энергии, и самое важное для космологии поле излучения. Сейчас фактическая температура этого излучения составляет три градуса Кельвина, а характеристические длины его волн — от одного до двух миллиметров. В будущем, с расширением Вселенной, длина волны этого излучения значительно увеличивается. Плоская Вселенная, например, между настоящим моментом и началом эпохи вечной тьмы вырастает в 10⁶⁰ раз. Это расширение вытягивает космическое фоновое излучение до колоссальных длин волн, равных 10⁴¹ световых лет — много больше размера видимой сегодня Вселенной.

По мере старения Вселенной большую важность приобретают другие источники фонового излучения. В наше время звезды непрерывно выдают энергию в виде своего света, тогда как космическое фоновое излучение остается «в тени» из-за эффекта красного смещения. Фоновое море звездного излучения, в конечном итоге, воспреобладает над излучением, оставшимся после Большого взрыва; это произойдет в двенадцатую космологическую декаду. В относительно близком будущем это излучение будут производить преимущественно красные карлики — самые маленькие, многочисленные и долго живущие звезды. Эти относительно прохладные звезды испускают излучение с характеристической длиной волны около одного микрона — одной миллионной метра. С расширением Вселенной растягивается и это излучение, так что к началу эпохи вечной тьмы длина его волны увеличивается почти до 10³⁷ световых лет.

Захват и аннигиляция частиц темной материи в белых карликах служит еще одним важным источником излучения в будущей Вселенной. В результате этого процесса значительная доля массы-энергии галактических гало превращается в излучение, которое становится доминирующим фоном в семнадцатую космологическую декаду. Когда в эпоху распада это излучение испускают поверхности белых карликов, длина его волны равна порядка пятидесяти микрон, или одной двадцатой миллиметра. По мере дальнейшего увеличения Вселенной длина волн этих фотонов тоже увеличивается.

Конец эпохи распада отмечен распадом протонов и превращением обычного барионного вещества в излучение. Учитывая предполагаемое время жизни протона, этот источник лучистой энергии начинает доминировать в универсальном фоне в тридцать первую космологическую декаду. Характеристическая длина волны этого излучения начинается примерно с одного дюйма и в процессе беспрестанного расширения Вселенной со временем увеличивается.

Наконец, где-то в районе шестидесятой космологической декады испаряются черные дыры, и их масса покоя, в конце концов, преобразуется в фотоны и нейтрино, которые на кое-то время преобладают в общем фоне излучения. Черные дыры с массами звезд испускают излучения с характеристической длиной волны в несколько километров, что сравнимо с их радиальным размером. Черные дыры с более высокой массой имеют, соответственно, более низкие температуры и излучение с более длинными волнами. «Чудовища», которые весят как миллиард Солнц, — черные дыры, в настоящее время обитающие в центрах активных галактик, — имеют характеристические длины волн в миллиарды километров, что приблизительно равно размеру нашей Солнечной системы. Все это излучение, ясное дело, вытягивается в процессе непрерывного расширения фонового пространства-времени Вселенной.

Процессы, происходящие в нашей Вселенной, постепенно замедляются по мере того, как она приближается к эпохе вечной тьмы. Но остановятся ли они когда-нибудь полностью или просто замедлятся настолько, что Вселенная перестанет быть интересным местом? Можем ли мы достигнуть какого-то времени в будущем, когда не происходит совсем ничего интересного? Из-за своей тесной связи с термодинамикой идея о замедлении Вселенной до полной остановки называется тепловой смертью. Возможность тепловой смерти Вселенной волновала многих философов и ученых, начиная с середины девятнадцатого века, когда был впервые установлен второй закон термодинамики. Споры, касающиеся тепловой смерти, могут принимать различные формы. Мы используем термин классическая тепловая смерть для обозначения Вселенной, достигающей абсолютного термодинамического равновесия. В этом состоянии каждая точка пространства Вселенной имеет постоянную температуру. В отсутствие разницы температур не может функционировать ни один тепловой двигатель и не может выполняться работа. Не имея способности выполнить физическую работу, Вселенная «останавливается» и становится довольно безжизненным и инертным местом.

Как же происходит эта тепловая смерть? Второй закон термодинамики гласит, что общая энтропия