Тем не менее эта проблема побудила космологов рассмотреть различные формы темной материи, более сложные, чем просто космологическая постоянная. Большинство из этих форм используют один и тот же общий вид уравнения состояния (2.33) со значением w, близким, но не равным –1. Текущие ограничения на параметр w по данным астрономических наблюдений приведены на рис. 5.4.

Величина w, если она постоянна, играет важнейшую роль в будущей судьбе Вселенной.

Если w > –1, то плотность темной энергии будет уменьшаться со временем. В принципе, в этом случае замкнутая Вселенная может начать сжиматься и в конце концов сколлапсирует, но при существующих ограничениях на космологические параметры этот сценарий невозможен.

При w = –1, т. е. для космологической постоянной, расширение будет вечным. В этом сценарии все галактики, кроме входящих в Местную группу, будут удаляться на большое расстояние, но это произойдет очень нескоро.

В случае же w < –1 плотность темной энергии по мере расширения Вселенной будет возрастать, приводя к увеличению сил отталкивания, ускоряющих это расширение. Анализ получившихся уравнений показывает, что за конечное время постоянная Хаббла достигнет бесконечного значения. При этом наступит вариант конца Вселенной, получивший название Большого разрыва (Big Rip). Наступит Большой разрыв следующим образом: вначале разлетятся галактики, не входящие в Местную группу, затем из-за увеличения отталкивания распадется Местная группа, затем разлетятся звезды нашей Галактики, далее – планеты Солнечной системы, потом разлетится Земля, пригороды отделятся от городов, Мытищи и Бутово улетят от Москвы, и закончится все тем, что разлетятся атомы и атомные ядра под действием превосходящих даже ядерные силы сил гравитационного отталкивания. В связи с этим возникает естественный вопрос: как скоро все это может наступить? Как будет показано в разделе повышенной сложности 5.3, если это и произойдет, то не раньше чем через 55 млрд лет, и у Земли будет еще масса возможностей быть уничтоженной гораздо раньше. Три возможности эволюции Вселенной в будущем показаны на рис. 5.5.

Хотя последний вариант вполне мог бы лечь в основу голливудского блокбастера, к нему нужно относиться с известной долей скепсиса, поскольку нет никакой гарантии, что уравнение состояния темной энергии вообще имеет вид p = wε. Дело в том, что мы знаем о существовании космологической постоянной меньше 20 лет, а более сложные модели темной энергии существуют и того меньше. Поэтому еще через 20 лет мы наверняка получим новые данные о темной энергии, которые позволят сделать более обоснованные прогнозы и писать более реалистичные сценарии о том, как все мы умрем.

Вернемся к моделям темной энергии, не сводящимся к банальной космологической постоянной. В отличие от моделей с космологической постоянной, где эволюция Вселенной зависит только от одного параметра – значения Λ, модели темной энергии описываются большим числом параметров. Существует огромное количество разнообразных моделей темной энергии. Наиболее популярной является модель, в которой эта энергия связана с присутствием скалярного поля. Эту модель еще называют квинтэссенцией. Мы сознательно не рассказываем про эти модели, поскольку, на наш взгляд, сейчас нет никаких оснований предпочесть одну другой.

В отличие от темной материи, темная энергия не имеет астрономических проявлений, не сводящихся к космологии, и речь не идет о ее поисках в лабораторных условиях.