Метка: вселенная

Спросите Итана: можно ли спасти нашу Галактику от «неминуемой» судьбы?


Галактики, в которых за миллиарды лет не появилось ни одной новой звезды, и в которых не осталось свободного газа, считаются “красными и мёртвыми”. При ближайшем рассмотрении галактика NGC 1277 (на фото выше) может оказаться первой подобной галактикой поблизости от нас. Наша Галактика тоже станет такой, звёзды в ней умрут, и будут выброшены гравитацией наружу, и в итоге наша Местная группа галактик перестанет существовать.

Мы появились во Вселенной в весьма выгодный момент. Появись мы на пару миллиардов лет раньше, и мы не смогли бы увидеть признаки существования тёмной материи, из-за чего не узнали бы судьбу Вселенной. Родись мы через несколько десятков миллиардов лет – всего через несколько промежутков времени, равных текущему возрасту Вселенной – наша Местная группа стала бы просто одной гигантской эллиптической галактикой, а других галактик на сотни миллиардов лет вокруг видно бы не было. Судя по всем наблюдениям, наша Вселенная угасает, и её ожидает “тепловая смерть“. Возможно, остановить этот процесс не удастся, но не могли бы мы как-нибудь, используя достаточно развитые технологии, отсрочить этот конец? Такой вопрос задаёт наш читатель:

Прочитав вашу статью о естественной кончине Вселенной, я задумался: не могла бы очень продвинутая цивилизация третьего типа сделать что-то, чтобы галактика или местная группа галактик “эффективно” и с пользой существовала дольше? Есть ли способы создать нечто вроде гигантского демона Максвелла, который бы управлял энтропией и контролировал энергетический бюджет галактики?


Если ничего не делать, наша судьба предрешена. Но в рамках законов физики мы, в принципе, можем сохранить нашу Галактику, чтобы она существовала дольше всех остальных во Вселенной. И вот, как это можно сделать.


На слайдах показано, как может выглядеть слияние галактик Млечный Путь и Андромеда, и как изменится в процессе слияния вид ночного неба с Земли. Слияние произойдёт через 4 млрд лет. Взрывной рост количества новых звёзд в итоге приведёт к появлению мёртвой эллиптической галактики, свободной от газа – Милкдромеды. Вся Местная группа в итоге превратится в гигантскую эллиптическую галактику. Несмотря на огромные масштабы и общее количество звёзд, в процессе слияния будут сталкиваться только по одной звезде из 100 миллиардов.

Если вы хотите спасти Вселенную, сначала нужно понять, от чего именно. Пока что в Млечном Пути находится порядка 400 млрд звёзд, а в соседней галактике Андромеда – ещё больше. И у нас, и в Андромеде всё ещё идёт формирование звёзд, однако гораздо медленнее, чем в прошлом. Скорость формирования звёзд в сегодняшних галактиках примерно в 20 раз меньше, чем была на пике, порядка 11 млрд лет назад.

Однако и в Млечном Пути, и в Андромеде остаётся ещё огромное количество газа, при этом мы идём на столкновение.

  • Примерно через 4 млрд лет две эти галактики сольются, что приведёт к невероятно бурному формированию звёзд, в результате которого большая часть газа будет поглощена или выброшена наружу.
  • После 2-3 млрд лет всё успокоится, превратившись в гигантскую эллиптическую галактику Милкдромеда.
  • Ещё через несколько миллиардов лет галактики меньшего размера в нашей Местной группе упадут в Милкдромеду.

Тем временем все остальные галактики, скопления и группы продолжат с ускорением разлетаться от нас. В нашем будущем доме, Милкдромеде, на тот момент формирование новых звёзд будет идти уже очень медленно, однако в галактике при этом будет больше звёзд, чем когда бы то ни было – счёт будет идти на триллионы.


Галактика с повышенным звёздообразованием Сигара, она же Мессье 82. Материя убегает из неё по красным джетам. Её волну активного формирования звёзд запустило гравитационное взаимодействие с соседней яркой спиральной галактикой Мессье 81. Хотя повышенное звёздообразование приводит к появлению огромного количества звёзд, оно же исчерпывает весь доступный газ, из-за чего большое количество новых поколений звёзд уже не появится.

Если мы не будем ничего делать, появляющиеся звёзды через достаточно большой промежуток времени просто выгорят. Самые массивные звёзды живут всего по нескольку миллионов лет, а звёзды типа Солнца могут прожить порядка 10 млрд лет. Самые мелкие звёзды – красные карлики, их массы едва хватает для запуска ядерного синтеза в ядре. Они могут продолжать медленно гореть даже спустя 100 триллионов (1014) лет. И пока в их ядрах будет оставаться “горючее”, или пока будет идти конвекция, подводящая достаточно нового материала в ядро, ядерный синтез будет продолжаться.

Учитывая, что 4 из каждых 5 звёзд Вселенной – это красные карлики, у нас очень долгое время будет очень много звёзд. Коричневых карликов может быть ещё больше, чем звёзд. Коричневым карликам немного не хватило массы для запуска синтеза гелия из водорода, как у обычных звёзд. При этом порядка половины всех звёзд находятся в системах из двух и более звёзд. Поэтому ещё дольше будут продолжаться постепенные сближения и слияния подобных объектов друг с другом.

Когда коричневые карлики сливаются и формируют достаточно массивный объект – с массой более 7,5% текущей массы Солнца – в ядре нового объекта запускается ядерный синтез. Этот процесс будет порождать большую часть звёзд в старой Вселенной, пока ей не исполнится сотни квадриллионов лет (1017).


Постепенное сближение и слияние коричневых карликов в таких системах, которые мы нашли на сегодня, займёт очень долгое время. Но вероятность столкновений будет весьма высока. Как столкновения красных звёзд порождают отдельно существующие голубые звёзды, так и столкновения коричневых карликов могут порождать красных карликов. На достаточно долгие промежутки времени эти маленькие вспышки света могут стать единственными источниками, освещающими Вселенную.

Когда Вселенная доживёт до такого возраста, в нашей галактике начнёт доминировать другой процесс: гравитационное взаимодействие звёзд и звёздных останков. Периодически две звезды или бывших звезды будут проходить вблизи друг друга. Вследствие этого они могут:

  • Взаимодействовать друг с другом, но остаться в пределах галактики.
  • Столкнуться и слиться.
  • Разорваться из-за приливных сил друг друга.
  • Или – что самое интересное – сильнее гравитационно привязаться к центру нашей будущей галактики, параллельно с тем, как другие тела будут связываться с ним всё слабее или вообще улетать наружу.

И на больших временных промежутках в нашей галактике будет доминировать последний вариант. Этот процесс может занять 1019 или 1020 лет, но к этому моменту все звёзды и их останки ждут два варианта развития событий. Они либо окажутся на стабильных орбитах, постепенно уменьшающихся из-за гравитационного излучения, и будут приближаться к центру галактики, слившись в итоге в одну гигантскую чёрную дыру – либо их выбросит в бездну межгалактического пространства.


Чем сильнее уменьшается масса и радиус чёрной дыры из-за излучения Хокинга, тем сильнее становится излучение, тем больше растёт его температура и мощность, и тем быстрее испаряется чёрная дыра. С течением времени периодически будут загораться только яркие вспышки “последнего света”, сливающиеся в поток высокоэнергетического излучения чёрного тела.

После этого будут иметь значение только два процесса: уменьшение орбит из-за гравитационного излучения и уменьшение чёрных дыр из-за излучения Хокинга. У планеты с массой, похожей на массу Земли, и с орбитой, похожей на её орбиту, вращающейся вокруг останков звезды массой, сравнимой с массой Солнца, уйдёт 1025 лет на то, чтобы сблизиться с бывшей звездой и слиться с ней. У чёрной дыры массой, сравнимой с солнечной, уйдёт ~1067 лет на испарение. У самой массивной чёрной дыры во Вселенной на это может уйти около 10100 лет. И это будет последнее, что произойдёт. В каком-то смысле, если мы не будем ни во что вмешиваться, наша судьба предопределена.

Но что, если мы захотим её избежать – или максимально отодвинуть в будущее? Можем ли мы как-то воспрепятствовать происходящему? Вопрос сложный – но законы физики позволяют нам реализовать удивительные возможности. Если мы сможем измерить и знать с достаточной точностью, что делают объекты Вселенной, возможно, мы сможем неким хитроумным способом манипулировать ими так, чтобы продлить существование.

Самое главное – начать как можно раньше.


При столкновении крупного астероида с Землёй может выделиться огромная энергия, что повлечёт за собой глобальные или локальные катастрофы. Астероид Апофис, будучи 450 метров в диаметре, может выделить в 50 раз больше энергии, чем Тунгусский взрыв. Это крохи по сравнению с астероидом, уничтожившим динозавров, но гораздо больше самой большой из когда-либо взорванных атомных бомб. Чтобы предотвратить столкновение с астероидом, нужно как можно раньше его обнаружить и начать действовать.

Рассмотрим другую аналогичную проблему: что мы будем делать, если обнаружим астероид, комету или другой достаточно массивный объект, приближающийся к Земле по траектории столкновения? В идеале хотелось бы отклонить его, чтобы он промахнулся.

Но каким будет наиболее эффективный способ? Нужно скорректировать траекторию движения этого тела как можно раньше – и именно его, как имеющий меньшую массу объект, а не траекторию Земли. Небольшое изменение импульса, порождаемое воздействием на это тело в течение определённого промежутка времени, отклонит его траекторию от первоначальной сильнее, чем если бы мы приложили эту же силу позже. С точки зрения гравитационной динамики предотвратить гораздо легче, чем затем иметь дело с последствиями.

Именно поэтому самые важные этапы планетарной защиты – это:

  • Определить и отслеживать все объекты больше критической массы как можно раньше.
  • Определить их орбиты как можно точнее.
  • Понять, какие из этих объектов пройдут достаточно близко от планеты, продлив их траекторию достаточно далеко в будущее.

Тогда, если что-то соберётся с нами столкнуться, мы сможем предотвратить это как можно раньше.


Ионный двигатель NEXIS из Лаборатории реактивного движения. Прототип маневрового двигателя, способного сдвигать массивные объекты длительное время.

Чтобы понемногу отклонять объект в течение долгого времени, можно применять различные стратегии, в частности:

  • Подсоединить к объекту “парус” какого-либо рода, улавливающий солнечный ветер или идущий наружу поток излучения.
  • Создать комбинацию ультрафиолетовых лазеров, ионизирующих атомы, и сильного магнитного поля, направляющих эти ионы в нужном направлении,
  • Подсоединить к объекту пассивный двигатель, типа ионного, чтобы медленно сдвигать тело в нужном направлении.
  • Поиграть в космический бильярд, сдвинув находящиеся вблизи интересующего нас объекта менее крупные тела.

С разными объектами эффективными окажутся разные стратегии. Для астероидов может лучше сработать ионный двигатель, а для звёзд может подойти гравитационное решение. Однако именно такие технологии в принципе можно использовать для отклонения массивных объектов, и именно это нужно там, чтобы контролировать их траектории на длительных промежутках времени.


В центрах галактик существуют звёзды, газ, пыль и, как нам теперь известно, чёрные дыры. Всё это вращается вокруг сверхмассивного тела в центре галактики, и взаимодействует с ним. На достаточно долгих временных промежутках все эти орбиты уменьшатся до нуля, и крупнейшая из оставшихся масс поглотит всё остальное. В центре галактики должна существовать центральная сверхмассивная чёрная дыра. В нашей Солнечной системе это будет Солнце. Однако небольшие изменения орбит, проведённые нами, могут удлинить эти временные промежутки на много порядков.

Я представляю себе, как в очень далёком будущем существует сеть, комбинирующая эти методы, разыскивающая твёрдые тела по всей Вселенной – астероиды, объекта пояса Койпера и облака Оорта, планетезимали, спутники и т.п. – все со своими атомными часами на борту и достаточно сильными радиосигналами для того, чтобы обеспечить координацию на дальних расстояниях.

Я могу представить себе, как сеть измеряет количество материи в рамках нашей Галактики – газ в Млечном Пути, звёзды и звёздные останки в Милкдромеде, “недозвёзды”, сливающиеся, чтобы позднее сформировать настоящие звёзды – и подсчитывает, по каким траекториям их можно отправить, чтобы поддерживать максимальное количество нормальной (барионной) материи в нашей Галактике.

Если направлять эти объекты на стабильные орбиты, не позволяя выбрасывать наружу объекты малой массы, и оставляя крупные объекты на стабильных орбитах, можно будет дольше поддерживать существующую ситуацию. Это позволит нашей Галактике выжить значительно дольше.


Древнее шаровое скопление Мессье 16. Типичный пример чрезвычайно старого шарового скопления. Большинство звёзд внутри красные, а голубые сформированы путём слияния старых, красных. Скопление очень ослабленное – то есть, более тяжёлые массы сдвинулись к центру, а более лёгкие вышвырнуты на разреженные окраины или за пределы скопления. Эффект интенсивного ослабления – реальный и важный физический процесс, однако если в сети будет достаточно много масс с соответствующими двигателями, его можно будет контролировать.

Нельзя остановить увеличение энтропии – но можно не дать ей увеличиваться определённым образом, работая в определённом направлении. Пока из окружения можно извлекать энергию, то есть, пока поблизости будут звёзды и другие её источники, можно использовать эту энергию для корректировки направления увеличения энтропии. Примерно так, как при уборке комнаты общая энтропия системы “вы плюс комната” увеличивается, но беспорядок в комнате уменьшается благодаря затраченной вами энергии. Именно ваш вклад изменил ситуацию в комнате, но заплатили вы за это сами.

Точно так же направляющие зонды, соединённые с разными массами, будут платить энергией, но удерживать при этом массы в более стабильной и долговременной конфигурации. Это может привести к тому, что:

  • В пределах Млечного Пути останется больше газа, который сможет принять участие в формировании следующих поколений звёзд.
  • В Милкдромеде останется больше звёзд и звёздных останков, меньше больших масс будет падать в центральную чёрную дыру.
  • Звёзды и их останки будут существовать дольше, что увеличит промежуток, в который смогут происходить слияния и зажигание новых звёзд.


Когда в далёком будущем два коричневых карлика сольются, они, вероятно, останутся единственным источником света в ночном небе, поскольку все остальные звёзды уже догорят. Получившийся красный карлик останется главным источником света.

В теории существует способ максимизации промежутка времени существования звёзд и источников энергии в том, что останется на месте Местной группы в далёком будущем. Отслеживая комочки материи, летящие в космосе, мы можем подсчитать оптимальный набор траекторий, на которые их можно будет перевести, чтобы максимизировать количество массы, количество звёзд и поток звёздного света в нашей будущей Галактике. Мы, возможно, сумеем продлить период, в который у нас будет существовать полезная энергия, звёзды со скалистыми планетами вокруг них, и даже, потенциально, жизнь, в 100 и более раз.

Второй закон термодинамики победить не получится, и энтропия всегда будет увеличиваться. Но это не значит, что нужно просто сдаться, и позволить Вселенной безумствовать так, как этого захочет природа. С подходящими технологиями можно минимизировать частоту выброса звёзд из галактики и максимизировать общее количество звёзд, которое когда-либо зародится, а также время их жизни. Если мы сможем пережить технологическое младенчество и станем космической, технологически продвинутой цивилизацией, мы в каком-то смысле сможем сохранить нашу Галактику так, как не сохранится никакая другая. Если где-то там существует сверхразумная цивилизация, возможно, они будут искать именно такие признаки того, что они не одиноки – пусть это станет ясно уже тогда, когда расстояния между нами окажутся непреодолимыми.

Источник

Спросите Итана: почему Вселенная плоская?


Двигаясь по прямой линии в гиперторовой модели Вселенной, вы вернётесь в исходную точку, даже если пространство-время не будет искривлённым. Также Вселенная может быть замкнутой, имея положительную кривизну – как гиперсфера.

Какой формы Вселенная? Если бы вы жили до XIX века, вам бы, наверное, не пришло в голову, что у Вселенной вообще может быть какая-то форма. Вы, как и все остальные, начали бы изучать геометрию с правил Евклида, для которого пространство было всего лишь трёхмерной решёткой. Затем вы применяли бы физические законы Ньютона, и предполагали, что взаимодействия двух любых объектов направлены вдоль одной прямой линии, их соединяющей. Но с тех пор мы очень многое поняли. Пространство не просто искривляется в присутствии материи и энергии – мы можем это наблюдать. И всё же, если речь заходит о Вселенной в целом, пространство ничем не отличается от идеально плоского. Почему? На эту тему задаёт вопрос и наш читатель:

Почему вселенная относительно плоская, а не имеет форму сферы? Разве вселенная не будет расширяться перпендикулярно к плоской поверхности?

Давайте начнём со старого определения пространства, которое большинство из нас и представляет: в виде некоей трёхмерной решётки.
(далее…)

Учёные планируют использовать линзы из тёмной материи для наблюдения за отдалёнными уголками Вселенной

Возможно, в галактических скоплениях существует гораздо больше линз из тёмной материи, искажающих и усиливающих свет расположенных за ними объектов, чем считалось ранее


Гравитационная линза

Одна из самых мучительных загадок науки – это тёмная материя, причудливая субстанция, отвечающая за 85% массы Вселенной. Тёмную материю сложно наблюдать, поскольку она не испускает свет, но это не значит, что она со светом вообще не взаимодействует.

Более того, гравитационные поля сгустков тёмной материи могут в изобилии обеспечить нам “эффективные линзы”, способные усиливать свет, идущий от отдалённых объектов – такой вывод сделан в исследовании, опубликованном в журнале Science в сентябре.

Эти линзы из тёмной материи, искажающие свет на манер космических кривых зеркал, могут помочь астрономам наблюдать удалённые объекты, расположенные, с нашей точки зрения, за этими линзами, и проверять фундаментальные теории, связанные со Вселенной.

Под руководством Массимо Менегетти, космолога из астрофизической и космологической обсерватории в Болонье, учёные решили оценить, сколько таких небольших линз из тёмной материи можно найти в галактических скоплениях – огромных структурах, которые могут состоять из тысяч гравитационно связанных между собой галактик.

“Изучать распределение материи в галактических скоплениях важно по многим причинам, – пояснил нам Менегетти. – Во-первых, мы можем проверить предсказания модели холодной тёмной материи. Это общепринятая модель тёмной материи, поскольку она очень точно воспроизводит несколько свойств Вселенной на крупных масштабах (гораздо больших, чем масштабы галактик и их скоплений)”.
(далее…)

Найдены последние остатки обычной материи Вселенной

Десятилетиями астрономы не могли найти всю атомную материю Вселенной. Но в нескольких новых работах учёные раскрыли места, в которых она пряталась


Компьютерная симуляция горячего газа между галактиками намекает на местоположение недостающей материи Вселенной

Астрономы, наконец, обнаружили последние недостающие части Вселенной. Они прятались от нас с середины 1990-х, когда исследователи решили провести инвентаризацию всей “обычной” материи в космосе – звёзд, планет, газа, всего, что сделано из атомных частичек. (Это не “тёмная материя“, остающаяся совершенно отдельной загадкой). Они довольно неплохо представляли себе, сколько материи должно быть в сумме, на основе теоретического изучения процессов сотворения материи во время Большого взрыва. Изучение реликтового излучения (РИ) – остаточного свечения Большого взрыва – должно было подтвердить эти изначальные оценки.
(далее…)

Почему Хаббл не видит самые первые галактики


Впечатляюще огромное скопление галактик MACS J1149.5+223, свету которого потребовалось более 5 млрд лет для того, чтобы дойти до нас, было целью одной из программ серии Hubble Frontier Fields [осмотр рубежей Хабблом]. Этот массивный объект действует как гравитационная линза для объектов, расположенных за ним, вытягивая и увеличивая их изображение, что позволяет нам заглядывать в самую глушь космоса, находящуюся в относительно пустом регионе.

Даже мощнейший телескоп в истории человечества, космический телескоп им. Хаббла, не способен увидеть всё.
(далее…)

Найдено прямое доказательство того, что первые звёзды появились не позже 250 млн лет после Большого взрыва


Большое изображение слева заполнено множеством галактик массивного скопления MACS J1149+2223. Гравитационное линзирование гигантского скопления усиливает свет недавно обнаруженной галактики, MACS 1149-JD, примерно в 15 раз. Справа вверху частичное увеличение демонстрирует MACS 1149-JD крупнее, а справа внизу увеличение ещё больше. Всё это полностью соответствует Общей теории относительности и не зависит от того, как мы визуализируем космос

Как бы далеко мы ни заглядывали во Вселенную, пока мы не можем напрямую наблюдать первые звёзды или галактики.
(далее…)

Что происходит при столкновении планет, звёзд и чёрных дыр?


Столкновение двух нейтронных звёзд – основной источник многих из тяжелейших элементов периодической таблицы во Вселенной. При таком столкновении выбрасывается 3-5% массы; всё остальное превращается в чёрную дыру.

Вселенная в известном нам виде существует уже почти 14 млрд лет: достаточно времени для того, чтобы гравитация стянула материю в скопления, комки и схлопнувшиеся объекты. К сегодняшнему дню Вселенная заполнена планетами, звёздами, галактиками, и ещё более крупными структурами, связанными гравитацией на фоне расширяющейся Вселенной.

Но всё не так уж ясно и просто. Хоть космос и огромен, в нашей галактике существуют триллионы объектов, двигающиеся миллиарды лет. Некоторые сформировавшиеся системы содержат в себе по нескольку объектов, и их столкновения не просто вероятны – они неизбежны. А при столкновении или слиянии они меняются навсегда. И вот космическая история того, что при этом происходит.
(далее…)

Простейшее разрешение противоречия, связанного с расширением Вселенной


Расширяющаяся Вселенная, полная галактик и сложных структур, которую мы наблюдаем сегодня, раньше была более мелкой, горячей, плотной и однородной. Тысячи учёных работали сотни лет, чтобы мы пришли к этой картине, и всё же мы до сих пор не можем сойтись на том, насколько быстро расширяется сегодняшняя Вселенная.

В 1915 году общая теория относительности Эйнштейна дала нам совершенно новую теорию гравитации, основанную на геометрической концепции искривлённого пространства-времени. Материя и энергия сообщали пространству, как ему искривляться; искривлённое пространство сообщало материи и энергии, как им двигаться. К 1922 году учёные обнаружили, что если равномерно заполнить Вселенную материей и энергией, она не сможет оставаться статичной, а будет либо расширяться, либо сжиматься. К концу 1920-х годов благодаря наблюдениям Эдвина Хаббла мы обнаружили, что наша Вселенная расширяется, и впервые измерили скорость её расширения.

Однако по пути к точному определению этой скорости мы наткнулись на препятствие – две различных техники измерения дают несовпадающие результаты. Это может свидетельствовать о наличии новой физики. Но может существовать и более простое решение, о котором никто не хочет говорить.
(далее…)

10 физических фактов, которые вы должны были узнать в школе, но, возможно, не узнали

1. Энтропия измеряет не беспорядок, а вероятность

Идея о том, что энтропия – это мера беспорядка, совсем не помогает разобраться в вопросе. Допустим, я делаю тесто, для чего я разбиваю яйцо и выливаю его на муку. Затем добавляю сахар, масло, и смешиваю их до тех пор, пока тесто не становится однородным. Какое состояние является более упорядоченным – разбитое яйцо и масло на муке, или получившееся тесто?

Я бы сказала, что тесто. Но это состояние с большей энтропией. А если вы выберете вариант с яйцом на муке – как насчёт воды и масла? Энтропия выше, когда они разделены, или после того, как вы их яростно потрясёте, чтобы смешать? В данном примере энтропия выше у варианта с разделёнными веществами.

Энтропия определяется как количество “микросостояний”, дающих одно и то же “макросостояние”. В микросостояниях содержатся все детали по поводу отдельных составляющих системы. Макросостояние же характеризуется только общей информацией, вроде “разделено на два слоя” или “в среднем однородное”. У ингредиентов теста есть много разных состояний, и все они при смешивании превратятся в тесто, однако очень мало состояний сможет при смешивании разделиться на яйца и муку. Поэтому, у теста энтропия выше. То же работает для примера с водой и маслом. Их легче разделить, тяжелее смешать, поэтому у разделённого варианта энтропия выше.
(далее…)

Спросите Итана: откуда берётся “энергия” в тёмной энергии?


Чем дальше мы заглядываем, тем ближе то, что мы видим, оказывается к Большому взрыву. Текущий рекордсмен среди квазаров виден нам таким, каким он был, когда Вселенной было всего 690 млн лет. А ещё эти сверхдальние космологические зонды показывают нам Вселенную, в которой содержится тёмная материя и тёмная энергия, но не объясняют, откуда эта энергия берётся.

Если ваша вселенная заполнена всяческим материалом – будь то атомы, тёмная материя, излучение, нейтрино или что-то ещё – её практически невозможно сохранять в статичном состоянии. Ткань такой вселенной, по крайней мере, судя по Общей теории относительности, на крупных масштабах обязана либо расширяться, либо сжиматься. Но если вселенная заполнена тёмной энергией, как это, судя по всему, есть у нас, то происходит нечто ещё более странное: общее количество энергии, содержащейся внутри наблюдаемой нами Вселенной, со временем увеличивается, и конца этому не видно. Не нарушает ли это закон сохранения энергии? Именно об этом спрашивает наш читатель:

Общая энергия Вселенной увеличивается, поскольку энергия, присущая пространству-времени, постоянна, а Вселенная расширяется. Получается, что для создания дополнительного кубического километра пространства-времени требуется определённое количество энергии, ни больше, ни меньше. Эта энергия должна откуда-то браться. Во всех остальных случаях, известных нам, энергия (включая материю посредством E = mc2) не может появляться ниоткуда. Получается, что что-то отдаёт энергию нашей Вселенной, что заставляет её расширяться. Остановится ли этот процесс?

Но реальная научная истина по поводу всего происходящего гораздо более неприятна, чем вы могли бы себе представить.
(далее…)