Всего лишь сто лет назад ученые обнаружили, что наше Мироздание стремительно увеличивается в размерах.

В 1870 году английский математик Уильям Клиффорд пришел к очень глубокой мысли, что пространство может быть искривлено, причем неодинаково в разных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он даже допускал, что такие изменения как-то связаны с движением материи. Обе эти идеи спустя много лет легли в основу общей теории относительности. Сам Клиффорд до этого не дожил - он умер от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.

Красное смещение

Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. В 1886 году английский астроном Уильям Хаггинс заметил, что длины волн звездного света несколько сдвинуты по сравнению с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии эффекта Допплера, выведенной в 1848 году французским физиком Арманом Физо, можно вычислить величину радиальной скорости звезды. Подобные наблюдения позволяют отследить движение космического объекта.

Четверть века спустя эту возможность по-новому использовал сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, который с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, поэтому проект двигался медленно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и с помощью формулы Допплера–Физо пришел к выводу, что она ежесекундно приближается к Земле на 300 км.

В 1917 году он опубликовал данные о радиальных скоростях 25 туманностей, которые показывали значительную асимметрию их направлений. Только четыре туманности приближались к Солнцу, остальные убегали (и некоторые очень быстро).

Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал свои результаты. Поэтому они стали известны в астрономических кругах, лишь когда на них обратил внимание знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон.

В 1924 году он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил перечень найденных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. Там присутствовала все та же четверка туманностей с голубым смещением, в то время как у остальных 37 спектральные линии были сдвинуты в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150–1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали известные к тому времени скорости звезд Млечного Пути. Это наводило на мысль, что туманности участвуют в иных движениях, нежели «классические» светила.

Космические острова

В начале 1920-х годов большинство астрономов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, кроме пустого темного пространства. Правда, еще в XVIII веке некоторые ученые видели в туманностях гигантские звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Однако эта гипотеза не пользовалась популярностью, поскольку достоверно определить расстояния до туманностей никак не получалось.

Эту задачу решил Эдвин Хаббл, работавший на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923–1924 годах он обнаружил, что туманность Андромеды состоит из множества светящихся объектов, среди которых есть переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было известно, что период изменения их видимого блеска связан с абсолютной светимостью, и поэтому цефеиды пригодны для калибровки космических дистанций. С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно составляет 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали приблизительно равным 100 000 парсек (в действительности он втрое меньше). Отсюда следовало, что Андромеду и Млечный Путь необходимо считать независимыми звездными скоплениями. Вскоре Хаббл идентифицировал еще две самостоятельные галактики, чем окончательно подтвердил гипотезу «островных вселенных».

Законы Хаббла

Эдвин Хаббл эмпирически выявил примерную пропорциональность красных смещений и галактических дистанций, которую он с помощью формулы Допплера–Физо превратил в пропорциональность между скоростями и расстояниями. Так что мы имеем здесь дело с двумя различными закономерностями.

Хаббл не знал, как эти закономерности связаны друг с другом, но что об этом говорит сегодняшняя наука?

Как показал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (вызванными расширением Вселенной) красными смещениями и дистанциями отнюдь не абсолютна. На практике она хорошо соблюдается лишь для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не точный, а приближенный, да и формула Допплера–Физо справедлива только для небольших смещений спектра.

А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V = Hd ), справедлив для любых красных смещений. Однако фигурирующая в нем скорость V - вовсе не скорость физических сигналов или реальных тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания дистанций между галактиками и галактическими скоплениями, которое обусловлено расширением Вселенной. Мы бы смогли ее измерить, только если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и делить их на промежутки времени между измерениями. Естественно, законы физики этого не позволяют. Поэтому космологи предпочитают использовать параметр Хаббла H в другой формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, который как раз и описывает степень ее расширения в различные космические эпохи (поскольку этот параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают H 0). Вселенная сейчас расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.

Измеряя космологические красные смещения, мы получаем информацию о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z , покинул ее, когда все космологические дистанции были в 1 + z раз меньшими, нежели в нашу эпоху. Получить об этой галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя дистанция или скорость удаления от Млечного Пути, можно лишь с помощью конкретной космологической модели. Например, в модели Эйнштейна-де Ситтера галактика с z = 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1 с (скорости света). А если сделать распространенную ошибку и просто уравнять V /c и z , то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.

Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат - 450 000 парсек - был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.

К 1926 году Хаббл провел статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая называть их галактиками) и предложил формулу, позволяющую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Несмотря на огромные погрешности этого метода, новые данные подтверждали, что туманности распределены в пространстве более или менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Теперь уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на нашей Галактике и ее ближайших соседях.

Модельеры космоса

Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предсказывавшая эффект, выявленный Слайфером. Эддингтон много размышлял о ней и, естественно, не упустил случая придать наблюдениям аризонского астронома космологическое звучание.

Современная теоретическая космология началась в 1917 году двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, построенные на основе общей теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую - голландский астроном Виллем де Ситтер.

Эйнштейн в духе времени считал, что Вселенная как целое статична (он пытался сделать ее еще и бесконечной в пространстве, но не смог найти корректные граничные условия для своих уравнений). В итоге он построил модель замкнутой Вселенной, пространство которой обладает постоянной положительной кривизной (и поэтому она имеет постоянный конечный радиус). Время в этой Вселенной, напротив, течет по-ньютоновски, в одном направлении и с одинаковой скоростью. Пространство-время этой модели искривлено за счет пространственной компоненты, в то время как временная никак не деформирована. Статичность этого мира обеспечивает специальный «вкладыш» в основное уравнение, препятствующий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особой константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (сейчас ее называют космологической постоянной).

Эйнштейновская модель позволила вычислить размер Вселенной, общее количество материи и даже значение космологической постоянной. Для этого нужна лишь средняя плотность космического вещества, которую, в принципе, можно определить из наблюдений. Не случайно этой моделью восхищался Эддингтон и использовал на практике Хаббл. Однако ее губит неустойчивость, которую Эйнштейн просто не заметил: при малейшем отклонении радиуса от равновесного значения эйнштейновский мир либо расширяется, либо претерпевает гравитационный коллапс. Поэтому к реальной Вселенной такая модель отношения не имеет.

Пустой мир

Де Ситтер тоже построил, как он сам считал, статичный мир постоянной положительной кривизны. В нем присутствует эйнштейновская космологическая константа, но зато полностью отсутствует материя. При введении пробных частиц сколь угодно малой массы они разбегаются и уходят в бесконечность. Кроме того, время на периферии вселенной де Ситтера течет медленней, нежели в ее центре. Из-за этого с больших расстояний световые волны приходят с красным смещением, даже если их источник неподвижен относительно наблюдателя. Поэтому в 1920-е годы Эддингтон и другие астрономы задались вопросом: не имеет ли модель де Ситтера чего-нибудь общего с реальностью, отраженной в наблюдениях Слайфера?

Эти подозрения подтвердились, хоть и в ином плане. Статичность вселенной де Ситтера оказалась мнимой, поскольку была связана с неудачным выбором координатной системы. После исправления этой ошибки пространство де Ситтера оказалось плоским, евклидовым, но нестатичным. Благодаря антигравитационной космологической константе оно расширяется, сохраняя при этом нулевую кривизну. Из-за этого расширения длины волн фотонов возрастают, что и влечет за собой предсказанный де Ситтером сдвиг спектральных линий. Стоит отметить, что именно так сегодня объясняют космологическое красное смещение далеких галактик.

Сопутствующие координаты

В космологических вычислениях удобно пользоваться сопутствующими координатными системами, которые расширяются в унисон с расширением Вселенной.

В идеализированной модели, где галактики и галактические кластеры не участвуют ни в каких собственных движениях, их сопутствующие координаты не меняются. А вот дистанция между двумя объектами в данный момент времени равна их постоянной дистанции в сопутствующих координатах, умноженной на величину масштабного фактора для этого момента. Такую ситуацию легко проиллюстрировать на надувном глобусе: широта и долгота каждой точки не меняются, а расстояние между любой парой точек увеличивается с ростом радиуса.

Использование сопутствующих координат помогает осознать глубокие различия между космологией расширяющейся Вселенной, специальной теорией относительности и ньютоновской физикой. Так, в ньютоновской механике все движения относительны, и абсолютная неподвижность не имеет физического смысла. Напротив, в космологии неподвижность в сопутствующих координатах абсолютна и в принципе может быть подтверждена наблюдениями.

Специальная теория относительности описывает процессы в пространстве-времени, из которого можно с помощью преобразований Лоренца бесконечным числом способов вычленять пространственные и временные компоненты. Космологическое пространство-время, напротив, естественно распадается на искривленное расширяющееся пространство и единое космическое время. При этом скорость разбегания далеких галактик может многократно превышать скорость света.

От статистики к динамике

История открыто нестатичных космологических теорий начинается с двух работ советского физика Александра Фридмана, опубликованных в немецком журнале Zeitschrift fur Physik в 1922 и 1924 годах. Фридман просчитал модели вселенных с переменной во времени положительной и отрицательной кривизной, которые стали золотым фондом теоретической космологии. Однако современники эти работы почти не заметили (Эйнштейн сначала даже счел первую статью Фридмана математически ошибочной). Сам Фридман полагал, что астрономия еще не обладает арсеналом наблюдений, позволяющим решить, какая из космологических моделей более соответствует реальности, и потому ограничился чистой математикой. Возможно, он действовал бы иначе, если бы ознакомился с результатами Слайфера, однако этого не случилось.

По-другому мыслил крупнейший космолог первой половины XX века Жорж Леметр. На родине, в Бельгии, он защитил диссертацию по математике, а затем в середине 1920-х изучал астрономию - в Кембридже под руководством Эддингтона и в Гарвардcкой обсерватории у Харлоу Шепли (во время пребывания в США, где он подготовил вторую диссертацию в МIT, он познакомился со Слайфером и Хабблом). Еще в 1925 году Леметру впервые удалось показать, что статичность модели де Ситтера мнимая. По возвращении на родину в качестве профессора Лувенского университета Леметр построил первую модель расширяющейся вселенной, обладающую четким астрономическим обоснованием. Без преувеличения, эта работа стала революционным прорывом в науке о космосе.

Вселенская революция

В своей модели Леметр сохранил космологическую константу с эйнштейновским численным значением. Поэтому его вселенная начинается статичным состоянием, но со временем из-за флуктуаций вступает на путь постоянного расширения с возрастающей скоростью. На этой стадии она сохраняет положительную кривизну, которая уменьшается по мере роста радиуса. Леметр включил в состав своей вселенной не только вещество, но и электромагнитное излучение. Этого не сделали ни Эйнштейн, ни де Ситтер, чьи работы были Леметру известны, ни Фридман, о котором он тогда ничего не знал.

Леметр еще в США предположил, что красные смещения далеких галактик возникают из-за расширения пространства, которое «растягивает» световые волны. Теперь же он доказал это математически. Он также продемонстрировал, что небольшие (много меньшие единицы) красные смещения пропорциональны расстояниям до источника света, причем коэффициент пропорциональности зависит только от времени и несет информацию о текущем темпе расширения Вселенной. Поскольку из формулы Допплера–Физо следовало, что радиальная скорость галактики пропорциональна красному смещению, Леметр пришел к выводу, что эта скорость также пропорциональна ее удаленности. Проанализировав скорости и дистанции 42 галактик из списка Хаббла и приняв во внимание внутригалактическую скорость Солнца, он установил значения коэффициентов пропорциональности.

Незамеченная работа

Свою работу Леметр опубликовал в 1927 году на французском языке в малочитаемом журнале «Анналы Брюссельского научного общества». Считают, что это послужило основной причиной, из-за которой она поначалу осталась практически незамеченной (даже его учителем Эддингтоном). Правда, осенью того же года Леметр смог обсудить свои выводы с Эйнштейном и узнал от него о результатах Фридмана. У создателя ОТО не было технических возражений, однако он решительно не поверил в физическую реальность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).

Графики Хаббла

Между тем в конце 1920-х годов Хаббл и Хьюмасон выявили линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (в основном еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент этой пропорциональности сейчас обозначают H 0 и называют параметром Хаббла (по последним данным, он немного превышает 70 (км/с)/мегапарсек).

Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между галактическими скоростями и дистанциями была опубликована в начале 1929 года. Годом ранее молодой американский математик Хауард Робертсон вслед за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, возможно, знал. Однако в его знаменитой статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась. Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально описывают движения галактик в космическом пространстве, однако всегда воздерживался от их конкретной интерпретации. Смысл своего открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, остальное предоставлял теоретикам. Поэтому при всем уважении к Хабблу считать его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.

И все-таки она расширяется!

Тем не менее Хаббл подготовил почву для признания расширения Вселенной и модели Леметра. Уже в 1930 году ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позже ученые заметили и по достоинству оценили работы Фридмана. В 1931 году с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский свою статью (с небольшими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества». В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позже совместно с де Ситтером построил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за своей простоты долгое время была очень популярна среди космологов.

В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В этой модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр также называл его квантом), породивший и пространство, и время. Поскольку тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость уменьшается - не исключено, что почти до нуля. Позднее Леметр ввел в свою модель космологическую постоянную, заставившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Большого взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие темной энергии. А в 1933 году он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался. Просто удивительно, насколько этот ученый, безусловно достойный титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил свое время!

Наше Солнце и ближайшие к нему звезды составляют часть обширного звездного скопления, называемого нашей Галактикой, или Млечным Путем. Долгое время считалось, что это и есть вся Вселенная. И лишь в 1924 г. американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. Существует множество других галактик, разделенных гигантскими участками пустого пространства. Чтобы доказать это, Хабблу пришлось измерить расстояния до других галактик. Мы можем определять расстояния до ближайших звезд, фиксируя изменения их положения на небесном своде по мере обращения Земли вокруг Солнца. Но, в отличие от ближних звезд, другие галактики находятся столь далеко, что выглядят неподвижными. Поэтому Хаббл вынужден был использовать косвенные методы измерения расстояний.

В настоящее время видимая яркость звезд зависит от двух факторов - фактической светимости и удаленности от Земли. Для наиболее близких звезд мы можем измерить и видимую яркость, и расстояние, что позволяет вычислить их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы можем вычислить расстояние до них, измерив их яркость. Хаббл утверждал, что определенные типы звезд всегда имеют одну и ту же светимость в тех случаях, когда они расположены от нас на достаточно близких расстояниях, позволяющих провести измерения. Обнаружив подобные звезды в другой галактике, мы можем предполагать, что они имеют ту же светимость. Это позволит нам вычислить расстояния до иной галактики. Если мы проделаем это для нескольких звезд в какой-то галактике и полученные значения совпадут, то можно быть вполне уверенным в полученных нами результатах. Подобным образом Эдвин Хаббл сумел вычислить расстояния до девяти разных галактик.

Сегодня мы знаем, что наша Галактика лишь одна из нескольких сотен миллиардов наблюдаемых в современные телескопы галактик, каждая из которых может содержать сотни миллиардов звезд. Мы живем в Галактике, поперечник которой около ста тысяч световых лет. Она медленно вращается, и звезды в ее спиральных рукавах делают примерно один оборот вокруг ее центра за сто миллионов лет. Наше Солнце представляет собой самую обычную, средних размеров желтую звезду близ внешнего края одного из спиральных рукавов. Несомненно, мы прошли долгий путь со времен Аристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром Вселенной.

Звезды так далеки от нас, что кажутся всего лишь крошечными светящимися точками. Мы не можем различить их размер или форму. Каким же образом ученые их классифицируют? Для подавляющего большинства звезд надежно определяется только один параметр, который можно наблюдать, - цвет их
излучения. Ньютон обнаружил, что пропущенный через призму солнечный свет распадается на составляющий его набор цветов (спектр), такой же, как у радуги. Сфокусировав телескоп на определенной звезде или галактике, можно наблюдать спектр света данного объекта. Разные звезды обладают разными спектрами, но относительная яркость отдельных цветов спектра практически всегда соответствует той, которую можно обнаружить в свечении сильно раскаленных объектов. Это позволяет по спектру звезды вычислить ее температуру. Более того, в спектре звезды можно обнаружить отсутствие некоторых специфических цветов, причем цвета эти у каждой звезды свои. Известно, что каждый химический элемент поглощает характерный именно для него набор цветов. Таким образом, выявляя линии, отсутствующие в спектре излучения звезды, мы можем точно определять, какие химические элементы содержатся в ее внешнем слое.

Приступив в 1920-х гг. к исследованию спектров звезд в других галактиках, астрономы обнаружили поразительный факт: в них отсутствовал тот же самый набор цветовых линий, что и у звезд нашей Галактики, но все линии были смещены на одинаковую величину в направлении красной части спектра. Единственное разумное объяснение заключалось в том, что галактики удаляются от нас и это вызывает понижение частоты световых волн (так называемое красное смещение) вследствие эффекта Доплера.

Прислушайтесь к шуму машин на шоссе. По мере того как автомобиль приближается к вам, звук его двигателя становится все выше сообразно частоте звуковых волн и делается ниже, когда машина удаляется. То же происходит и со световыми или радиоволнами. Действительно, эффектом Доплера пользуется дорожная полиция, определяя скорость автомобиля по изменению частоты посылаемого и принимаемого радиосигнала (сдвиг частоты при этом зависит от скорости отражающего объекта, то есть автомобиля).

После того как Хаббл открыл существование других галактик, он занялся составлением каталога расстояний до них и наблюдениями их спектров. В то время многие полагали, что галактики двигаются совершенно хаотически и, следовательно, в одинаковом количестве их должны обнаруживаться спектры, имеющие как красное смещение, так и синее. Каково же было общее удивление, когда обнаружилось, что все галактики демонстрируют красное смещение. Каждая из них удаляется от нас. Еще более поразительными оказались результаты, опубликованные Хабблом в 1929 г.: даже величина красного смещения у каждой из галактик не случайна, но пропорциональна расстоянию между галактикой и Солнечной системой. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется.

Это означало, что Вселенная никак не может быть стационарной, как принято было думать ранее, на деле она расширяется. Расстояния между галактиками постоянно растут. Открытие того, что Вселенная расширяется, стало одной из главных интеллектуальных революций XX в. Оглядываясь в прошлое, легко удивляться, почему никто не додумался до этого раньше. Ньютону и прочим следовало бы понять, что стационарная Вселенная быстро схлопнулась бы под влиянием тяготения. Но представьте, что Вселенная не стационарна, а расширяется. При малых скоростях расширения сила тяготения рано или поздно остановила бы его и положила начало сжатию. Однако если бы скорость расширения превосходила некоторое критическое значение, то силы тяготения было бы недостаточно, чтобы его остановить и Вселенная расширялась бы вечно. Нечто подобное происходит при запуске ракеты
с поверхности Земли. Если ракета не разовьет нужной скорости, сила тяготения остановит ее и она начнет падать назад. С другой стороны, при скорости выше некоторой критической величины (около 11,2 км/с) силы тяготения не смогут удерживать ракету возле Земли, и она будет вечно удаляться от нашей планеты.

Подобное поведение Вселенной можно было предсказать на основе ньютоновского закона всемирного тяготения еще в XIX в., и в XVIII в., даже в конце XVII в. Однако вера в стационарную Вселенную была столь незыблема, что продержалась до начала XX столетия. Сам Эйнштейн в 1915 г., когда он сформулировал общую теорию относительности, сохранял убежденность в стационарности Вселенной. Не в силах рас-статься с этой идеей, он даже модифицировал свою теорию, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную. Эта величина характеризовала некую силу антигравитации, в отличие от всех других физических сил не исходящую из конкретного источника, а «встроенную» в саму ткань пространства-времени. Космологическая постоянная придавала пространству-времени внутренне присущую тенденцию к расширению, и это могло быть сделано для уравновешивания взаимного притяжения всей присутствующей во Вселенной материи, то есть ради стационарности Вселенной. Похоже, в те годы лишь один человек готов был принять общую теорию относительности за чистую монету. Пока Эйнштейн и другие физики искали путь, позволяющий обойти нестационарносгь Вселенной, которая вытекала из общей теории относительности, российский физик Александр Фридман вместо этого предложил свое объяснение.

МОДЕЛИ ФРИДМАНА

Уравнения общей теории относительности, описывающие эволюцию Вселенной, слишком сложны, чтобы решить их в деталях.

А потому Фридман предложил вместо этого принять два простых допущения:

(1) Вселенная выглядит совершенно одинаково во всех направлениях;
(2) это условие справедливо для всех ее точек.

На основе общей теории относительности и этих двух простых предположений Фридману удалось показать, что мы не должны ожидать от Вселенной стационарности. На самом деле он в 1922 г. точно предсказал то, что Эдвин Хаббл открыл несколько лет спустя.

Предположение о том, что Вселенная выглядит одинаковой во всех направлениях, конечно же, не совсем отвечает реальности. Например, звезды нашей Галактики составляют на ночном небе отчетливо видимую светящуюся полосу, называемую Млечным Путем. Но если мы обратим свой взгляд на далекие галактики, число их, наблюдаемое в разных на-правлениях, окажется примерно одинаковым. Так что Все-ленная, похоже, сравнительно однородна во всех направлениях, если рассматривать ее в космических масштабах, сопоставимых с расстояниями между галактиками.

Долгое время это считалось достаточным обоснованием предположения Фридмана - грубым приближением к реальной Вселенной. Однако сравнительно недавно счастливый случай доказал, что предположение Фридмана описывает наш мир с замечательной точностью. В 1965 г. американские физики Арно Пензиас и Роберт Уилсон работали в лаборатории фирмы «Белл» в штате Нью-Джерси над сверхчувствительным приемником микроволнового излучения для связи с орбитальными искусственными спутниками. Их сильно беспокоило, что приемник улавливает больше шума, чем следовало бы, и что шум этот не исходит из какого-либо определенного направления. Поиск причины шума они начали с того, что очистили свою большую рупорную антенну от скопившегося внутри нее птичьего помета и исключили возможные неисправности. Им было известно, что любой шум атмосферного происхождения усиливается, когда антенна направлена не строго вертикально вверх, потому что атмосфера выглядит толще, если смотреть под углом к вертикали.

Дополнительный шум оставался одинаковым независимо от того, в каком направлении поворачивали антенну, а потому источник шума должен был находиться за пределами атмосферы. Шум оставался неизменным и днем и ночью на протяжении всего года, несмотря на вращение Земли вокруг ее оси и обращение вокруг Солнца. Это указывало, что источник излучения находится за пределами Солнечной системы и даже вне нашей Галактики, иначе интенсивность сигнала менялась бы по мере того, как в соответствии с движением Земли антенна оказывалась обращенной в разных направлениях.

Действительно, мы теперь знаем, что излучение по пути к нам должно было пересечь всю обозримую Вселенную. Коль скоро оно одинаково в разных направлениях, то и Вселенная должна быть однородна во всех направлениях (по крайней мере, в больших масштабах). Нам известно, что в каком бы направлении мы ни обратили свой взгляд, колебания «фонового шума» космического излучения не превышают 1/10 000. Так что Пензиас и Уилсон случайно натолкнулись на поразительно точное подтверждение первого предположения Фридмана.

Примерно в то же время два других американских физика из расположенного неподалеку, в том же штате Нью-Джерси, Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались космическим микроволновым излучением. Они работали над гипотезой Джорджа (Георгия) Гамова, который некогда был студентом Александра Фридмана, о том, что на самой ранней стадии развития Вселенная была исключительно плотной и горячей, нагретой до «белого каления». Дик и Пиблс пришли к выводу, что мы все еще можем наблюдать ее прошлое свечение, поскольку свет из самых далеких частей ранней Вселенной только-только достигает Земли. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет, по-видимому, претерпел столь большое красное смещение, что теперь должен восприниматься нами в виде микроволнового излучения. Дик и Пиблс как раз вели поиски такого излучения, когда Пензиас и Уилсон, прослышав об их работе, поняли, что уже нашли искомое. За это открытие Пензиас и Уилсон были удостоены Нобелевской премии по физике 1978 г., что кажется несколько несправедливым по отношению к Дику и Пиблсу.

На первый взгляд, эти доказательства того, что Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях, заставляют предположить, что Земля занимает какое-то особое место во Вселенной. Например, можно вообразить, что, коль скоро все галактики удаляются от нас, мы находимся в самом центре космоса. Имеется, однако, альтернативное объяснение: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях и из любой другой галактики. Таково, как уже упоминалось, было второе предположение Фридмана.

У нас нет никаких доказательств, подтверждающих или опровергающих это предположение. Мы принимаем его на веру лишь из скромности. Было бы в высшей степени удивительно, если бы Вселенная выглядела одинаковой во всех направлениях вокруг нас, но не вокруг любой другой точки. В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. Представьте воздушный шарик, на поверхности которого нарисованы пятнышки. При надувании шарика расстояние между любыми двумя пятнышками увеличивается, однако ни одно из них нельзя называть центром расширения. Более того, чем дальше расходятся пятнышки, тем быстрее они удаляются друг от друга. Сходным образом в модели Фридмана скорость разбегания любых двух галактик пропорциональна расстоянию между ними. Отсюда следует, что величина красного смещения галактик должна быть прямо пропорциональна их удаленности от Земли, что и обнаружил Хаббл.

Несмотря на то что модель Фридмана была удачной и оказалась соответствующей результатам наблюдений Хаббла, она долгое время оставалась почти неизвестной на Западе. О ней узнали лишь после того, как в 1935 г. американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уокер разработали сходные модели для объяснения открытого Хабблом однородного расширения Вселенной.

Хотя Фридман предложил только одну модель, на основе двух его фундаментальных предположений можно построить три разные модели. В первой из них (именно ее и сформулировал Фридман) расширение происходит настолько медленно, что гравитационное притяжение между галактиками постепенно еще больше замедляет его, а потом и останавливает. Галактики тогда начинают двигаться друг к другу, и Вселенная сжимается. Расстояние между двумя соседними галактиками сначала возрастает от нуля до некоторого максимума, а затем вновь уменьшается до нуля.

Во втором решении скорость расширения столь велика, что тяготение никогда не может его остановить, хотя и несколько замедляет. Разделение соседних галактик в этой модели начинается с нулевого расстояния, а затем они разбегаются с постоянной скоростью. Наконец, существует третье решение, в котором скорость расширения Вселенной достаточна лишь для того, чтобы предотвратить обратное сжатие, или коллапс. В этом случае разделение также начинается с нуля и возрастает бесконечно. Однако скорость разлета постоянно уменьшается, хотя и никогда не достигает нуля.

Замечательной особенностью первого типа модели Фридмана является то, что Вселенная не бесконечна в пространстве, но пространство не имеет границ. Гравитация в этом случае настолько сильна, что пространство искривляется, замыкаясь само на себя наподобие поверхности Земли. Путешествующий по земной поверхности в одном направлении никогда не встречает непреодолимого препятствия и не рискует свалиться с «края Земли», а попросту возвращается в исходную точку. Таково пространство в первой модели Фридмана, но вместо присущих земной поверхности двух измерений оно имеет три. Четвертое измерение - время - обладает конечной протяженностью, но его можно уподобить линии с двумя краями или границами, началом и концом. Далее мы покажем, что комбинация положений общей теории относительности и принципа неопределенности квантовой механики допускает конечность пространства и времени при одновременном отсутствии у них каких-либо пределов или границ. Идея о космическом страннике, обогнувшем Вселенную и вернувшемся в исходную точку, хороша для фантастических рассказов, однако не имеет практической ценности, поскольку - и это можно доказать - Вселенная сократится до нулевых размеров, прежде чем путешественник вернется к старту. Для того чтобы успеть вернуться в начальную точку раньше, чем Вселенная перестанет существовать, этот бедолага должен перемещаться быстрее света, чего, увы, не допускают известные нам законы природы.

Какая же модель Фридмана соответствует нашей Вселенной? Остановится ли расширение Вселенной, уступив место сжатию, или будет продолжаться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нам необходимо знать скорость расширения Вселенной и ее среднюю плотность в настоящее время. Если эта плотность меньше некоторого критического значения, определяемого скоростью расширения, гравитационное притяжение будет слишком слабым для того, чтобы остановить разбегание галактик. Если же плотность больше критического значения, гравитация рано или поздно остановит расширение и начнется обратное сжатие.

Мы можем определить текущую скорость расширения путем измерения скоростей, с которыми другие галактики удаляются от нас, используя эффект Доплера. Это можно проделать с высокой точностью. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы измеряем их косвенными методами. Нам известно одно: Вселенная расширяется примерно на 5-10 % за каждый миллиард лет. Впрочем, наши оценки нынешней плотности вещества во Вселенной грешат еще большей неопределенностью.

Если мы суммируем массу всех видимых нам звезд нашей и других галактик, итог будет меньше одной сотой того значения, которое необходимо для остановки расширения Вселенной даже при самой низкой его скорости. Впрочем, нам известно, что в нашей и других галактиках содержится большое количество темной материи, которую мы не можем наблюдать непосредственно, влияние которой, однако, обнаруживается через ее гравитационное воздействие на орбиты звезд и галактический газ. Более того, большинство галактик образуют гигантские скопления, и можно предположить присутствие еще большего количества темной материи между галактиками в этих скоплениях по тому эффекту, которое она оказывает на движение галактик. Но, даже добавив всю эту темную материю, мы получим одну десятую того, что необходимо для остановки расширения. Впрочем, возможно, существуют иные, пока не выявленные нами формы материи, которые могли бы поднять среднюю плотность Вселенной до критического значения, способного остановить расширение.

Таким образом, существующее свидетельство предполагает, что Вселенная, по-видимому, будет расширяться вечно. Но не стоит делать ставку на это. Мы можем быть уверены только в том, что если Вселенной суждено схлопнуться, произойдет это не раньше чем через десятки миллиардов лет, поскольку расширялась она как минимум на протяжении такого же временного промежутка. Так что не стоит беспокоиться раньше срока. Если мы не сумеем расселиться за пределами Солнечной системы, человечество погибнет задолго до того вместе с нашей звездой, Солнцем.

БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ

Характерной чертой всех решений, вытекающих из модели Фридмана, является то, что в соответствии с ними в далеком прошлом, 10 или 20 млрд лет назад, расстояние между соседними галактиками во Вселенной должно было равняться нулю. В этот момент времени, получивший название Большого Взрыва, плотность Вселенной и кривизна пространства-времени были бесконечно большими. Это означает, что общая теория относительности, на которой основаны все решения модели Фридмана, предсказывает существование во Вселенной особой, сингулярной точки.

Все наши научные теории построены на предположении, что пространство-время является гладким и почти плоским, так что все они разбиваются о специфичность (сингулярность) Большого Взрыва, где кривизна пространства-времени бесконечна. Это означает, что, если какие-то события и происходили до Большого Взрыва, их нельзя использовать для установления того, что происходило после, потому что всякая предсказуемость в момент Большого Взрыва была нарушена. Соответственно, зная только то, что происходило после Большого Взрыва, мы не можем установить, что происходило до него. Применительно к нам все события до Большого Взрыва не имеют никаких последствий, а потому не могут быть частью научной модели Вселенной. Мы должны исключить их из модели и сказать, что время имело началом Большой Взрыв.

Многим не нравится идея о том, что время имеет начало, вероятно, потому, что она отдает божественным вмешательством. (С другой стороны, Католическая церковь ухватилась за модель Большого Взрыва и в 1951 г. официально провозгласила, что эта модель соответствует Библии.) Предпринимались попытки избежать вывода, что Большой Взрыв вообще был. Самую широкую поддержку получила теория стационарной Вселенной. Предложили ее в 1948 г. бежавшие из оккупированной нацистами Австрии Герман Бонди и Томас Голд совместно с британцем Фредом Хойлом, который в годы войны работал вместе с ними над усовершенствованием радаров. Их идея состояла в том, что, по мере того как галактики разбегаются, в пространстве между ними из вновь образующейся материи постоянно формируются новые галактики. Потому-то Вселенная и выглядит примерно одинаковой во все времена, а также из любой точки пространства.

Теория стационарной Вселенной требовала такого изменения общей теории относительности, которое допускало бы постоянное образование новой материи, но скорость ее образования была настолько низкой - около одной элементарной частицы на кубический километр в год, - что идея Бонди, Голда и Хойла не вступала в противоречие с опытными данными. Их теория была «добротной», то есть достаточно простой и предлагающей ясные предсказания, которые могут быть проверены экспериментально. Одно из таких предсказаний заключалось в том, что число галактик или сходных с ними объектов в любом данном объеме пространства будет одним и тем же, куда бы и когда бы мы ни взглянули во Вселенной.

В конце 1950-х - начале 1960-х гг. группа астрономов из Кембриджа, возглавляемая Мартином Райлом, исследовала источники радиоизлучения в космическом пространстве. Выяснилось, что большая часть таких источников должна лежать за пределами нашей Галактики и что слабых среди них гораздо больше, чем сильных. Слабые источники были признаны более удаленными, а сильные - более близкими. Очевидным стало и другое: число близких источников, приходящееся на единицу объема, меньше, чем дальних.

Это могло означать, что мы располагаемся в центре обширного района, где плотность источников радиоизлучения значительно ниже, чем в остальной Вселенной. Или то, что в прошлом, когда радиоволны только начинали свой путь к нам, источников излучения было гораздо больше, чем сейчас. И первое и второе объяснения противоречили теории стационарной Вселенной. Более того, обнаруженное Пензиасом и Уилсоном в 1965 г. микроволновое излучение также свидетельствовало, что когда-то в прошлом Вселенная должна была иметь гораздо большую плотность. Так что теорию стационарной Вселенной похоронили, пусть и не без сожаления.

Еще одну попытку обойти вывод о том, что Большой Взрыв был и время имеет начало, предприняли в 1963 г. советские ученые Евгений Лифшиц и Исаак Халатников. Они предположили, что Большой Взрыв может представлять собой некую специфическую особенность моделей Фридмана, которые, в конце концов, являются всего лишь приближением к реальной Вселенной. Возможно, из всех моделей, приближенно описывающих реальную Вселенную, лишь модели Фридмана содержат сингулярность Большого Взрыва. В этих моделях галактики разбегаются в космическом пространстве по прямым линиям.

Поэтому неудивительно, что когда-то в прошлом все они находились в одной точке. В реальной Вселенной, однако, галактики разбегаются не по прямым, а по чуть искривленным траекториям. Так что на исходной позиции они располагались не в одной геометрической точке, а просто очень близко друг к другу. Поэтому представляется вероятным, что современная расширяющаяся Вселенная возникла не из сингулярности Большого Взрыва, а из более ранней фазы сжатия; при коллапсе Вселенной не все частицы должны были обязательно столкнуться друг с другом, некоторые из них могли избежать прямого столкновения и разлететься, создав наблюдаемую нами ныне картину расширения Вселенной. Можно ли тогда говорить, что реальная Вселенная началась с Большого Взрыва?

Лифшиц и Халатников изучили модели Вселенной, приближенно похожие на фридмановские, но принимавшие в расчет неоднородности и случайное распределение скоростей галактик в реальной Вселенной. Они показали, что такие модели тоже могут начинаться с Большого Взрыва, даже если галактики не разбегаются строго по прямым линиям. Однако Лифшиц и Халатников утверждали, что такое возможно только в отдельных определенных моделях, где все галактики движутся прямолинейно.

Поскольку среди моделей, подобных фридмановским, гораздо больше тех, которые не содержат сингулярности Большого Взрыва, чем тех, что ее содержат, рассуждали ученые, мы должны заключить, что вероятность Большого Взрыва крайне низка. Однако в дальнейшем им пришлось признать, что класс моделей, подобных фридмановским, которые содержат сингулярности и в которых галактики не должны двигаться каким-то особым образом, гораздо обширнее. И в 1970 г. они вообще отказались от своей гипотезы.

Работа, проделанная Лифшицем и Халатниковым, имела ценность, потому что показала: Вселенная могла иметь сингулярность - Большой Взрыв, - если общая теория относительности верна. Однако они не разрешили жизненно важного вопроса: предсказывает ли общая теория относительности, что у нашей Вселенной должен был быть Большой Взрыв, начало времени? Ответ на это дал совершенно иной подход, предложенный впервые английским физиком Роджером Пенроузом в 1965 г. Пенроуз использовал поведение так называемых световых конусов в теории относительности и тот факт, что гравитация всегда вызывает притяжение, чтобы показать, что звезды, переживающие коллапс под воздействием собственного тяготения, заключены в пределах области, чьи границы сжимаются до нулевых размеров. Это означает, что все вещество звезды стягивается в одну точку нулевого объема, так что плотность материи и кривизна пространства-времени становятся бесконечными. Другими словами, налицо сингулярность, содержащаяся в области пространства-времени, известной как черная дыра.

На первый взгляд, выводы Пенроуза ничего не говорили о том, существовала ли в прошлом сингулярность Большого Взрыва Однако в то самое время, когда Пенроуз вывел свою теорему, я, тогда аспирант, отчаянно искал математическую задачу, которая позволила бы мне завершить диссертацию. Я понял, что, если обратить вспять направление времени в теореме Пенроуза, чтобы коллапс сменился расширением, условия теоремы останутся прежними, коль скоро нынешняя Вселенная приближенно соответствует фридмановской модели в больших масштабах. Из теоремы Пенроуза вытекало, что коллапс любой звезды заканчивается сингулярностью, а мой пример с обращением времени доказывал, что любая фридмановская расширяющаяся Вселенная должна возникать из сингулярности. По чисто техническим причинам теорема Пенроуза требовала, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве. Я мог использовать это для доказательства того, что сингулярности возникают лишь в одном случае: если высокая скорость расширения исключает обратное сжатие Вселенной, потому что только фридмановская модель бесконечна в пространстве.

Несколько следующих лет я разрабатывал новые математические приемы, которые позволили бы исключить это и другие технические условия из теорем, доказывающих, что сингулярности должны существовать. Результатом стала опубликованная в 1970 г. Пенроузом и мной совместная статья, утверждавшая, что сингулярность Большого Взрыва должна была существовать при условии, что общая теория относительности справедлива и количество вещества во Вселенной соответствует тому, которое мы наблюдаем.

Последовала масса возражений, частично от советских ученых, которые придерживались «партийной линии», провозглашенной Лифшицем и Халатниковым, а частично от тех, кто питал отвращение к самой идее сингулярности, оскорбляющей красоту теории Эйнштейна. Впрочем, с математической теоремой трудно поспорить. Поэтому ныне широко признано, что Вселенная должна была иметь начало.

материал из книги Стивена Хокинга и Леонарда Млодинова "Кратчайшая история времени"

Эффект Доплера

В 1920-е годы, когда астрономы начали изучать спектры звезд в других галактиках, было обнаружено нечто очень интересное: это оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд в нашей собственной галактике, но все они были смещены к красному концу спектра, причем в одинаковой пропорции. Физикам смещение цвета или частоты известно как эффект Доплера.

Мы все знакомы с тем, как это явление воздействует на звук. Прислушайтесь к звуку проезжающего мимо вас автомобиля. Когда он приближается, звук его двигателя или гудка кажется выше, а когда машина уже проехала мимо и стала удаляться, звук понижается. Полицейский автомобиль, едущий к нам со скоростью сто километров в час, развивает примерно десятую долю скорости звука. Звук его сирены представляет собой волну, чередование гребней и впадин. Напомним, что расстояние между ближайшими гребнями (или впадинами) называется длиной волны. Чем меньше длина волны, тем большее число колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон, или частота, звука.

Эффект Доплера вызван тем, что приближающийся автомобиль, испуская каждый следующий гребень звуковой волны, будет находиться все ближе к нам, и в результате расстояния между гребнями окажутся меньше, чем если бы машина стояла на месте. Это означает, что длины приходящих к нам волн становятся меньше, а их частота – выше. И наоборот, если автомобиль удаляется, длина улавливаемых нами волн становится больше, а их частота – ниже. И чем быстрее перемещается автомобиль, тем сильнее проявляется эффект Доплера, что позволяет использовать его для измерения скорости.

Когда источник, испускающий волны, движется по направлению к наблюдателю, длина волн уменьшается. При удалении источника она, напротив, увеличивается. Это и называют эффектом Доплера.

Свет и радиоволны ведут себя подобным же образом. Полиция использует эффект Доплера для определения скорости автомобилей путем измерения длины волны отраженного от них радиосигнала. Свет представляет собой колебания, или волны, электромагнитного поля. Длина волны видимого света чрезвычайно мала – от сорока до восьмидесяти миллионных долей метра. Человеческий глаз воспринимает световые волны разной длины как различные цвета, причем наибольшую длину имеют волны, соответствующие красному концу спектра, а наименьшую – относящиеся к синему концу. Теперь представьте себе источник света, находящийся на постоянном расстоянии от нас, например звезду, испускающую световые волны определенной длины. Длина регистрируемых волн будет такой же, как у испускаемых. Но предположим теперь, что источник света начал отдаляться от нас. Как и в случае со звуком, это приведет к увеличению длины волны света, а значит, спектр сместится в сторону красного конца.

Расширение Вселенной

Доказав существование других галактик, Хаббл в последующие годы занимался определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время многие предполагали, что галактики движутся беспорядочно, и ожидали, что число спектров, смещенных в синюю сторону, будет примерно таким же, как число смещенных в красную. Поэтому полной неожиданностью стало открытие того, что спектры большинства галактик демонстрируют красное смещение – почти все звездные системы удаляются от нас! Еще более удивительным оказался факт, обнаруженный Хабблом и обнародованный в 1929 году: величина красного смещения галактик не случайна, а прямо пропорциональна их удаленности от нас. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется! Отсюда вытекало, что Вселенная не может быть статичной, неизменной в размерах, как считалось ранее. В действительности она расширяется: расстояние между галактиками постоянно растет.

Осознание того, что Вселенная расширяется, произвело настоящую революцию в умах, одну из величайших в двадцатом столетии. Когда оглядываешься назад, может показаться удивительным, что никто не додумался до этого раньше. Ньютон и другие великие умы должны были понять, что статическая Вселенная была бы нестабильна. Даже если в некоторый момент она оказалась бы неподвижной, взаимное притяжение звезд и галактик быстро привело бы к ее сжатию. Даже если бы Вселенная относительно медленно расширялась, гравитация в конечном счете положила бы конец ее расширению и вызвала бы сжатие. Однако, если скорость расширения Вселенной больше некоторой критической отметки, гравитация никогда не сможет его остановить и Вселенная продолжит расширяться вечно.

Здесь просматривается отдаленное сходство с ракетой, поднимающейся с поверхности Земли. При относительно низкой скорости тяготение в конце концов остановит ракету и она начнет падать на Землю. С другой стороны, если скорость ракеты выше критической (больше 11,2 километра в секунду), тяготение не может удержать ее и она навсегда покидает Землю.

В 1965 году два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон из «Белл телефон лабораторис» в Нью-Джерси, отлаживали очень чувствительный микроволновый приемник. (Микроволнами называют излучение с длиной волны около сантиметра.) Пензиаса и Вильсона беспокоило, что приемник регистрировал больший уровень шума, чем ожидалось. Они обнаружили на антенне птичий помет и устранили другие потенциальные причины сбоев, но скоро исчерпали все возможные источники помех. Шум отличался тем, что регистрировался круглые сутки в течение всего года независимо от вращения Земли вокруг своей оси и ее обращения вокруг Солнца. Так как движение Земли направляло приемник в различные сектора космоса, Пензиас и Вильсон заключили, что шум приходит из-за пределов Солнечной системы и даже из-за пределов Галактики. Казалось, он шел в равной мере со всех сторон космоса. Теперь мы знаем, что, куда бы ни был направлен приемник, этот шум остается постоянным, не считая ничтожно малых вариаций. Так Пензиас и Вильсон случайно наткнулись на поразительный пример о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях.

Каково происхождение этого космического фонового шума? Примерно в то же время, когда Пензиас и Вильсон исследовали загадочный шум в приемнике, два американских физика из Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались микроволнами. Они изучали предположение Георгия (Джорджа) Гамова о том, что на ранних стадиях развития Вселенная была очень плотной и добела раскаленной. Дик и Пиблс полагали, что если это правда, то мы должны иметь возможность наблюдать свечение ранней Вселенной, поскольку свет от очень далеких областей нашего мира приходит к нам только сейчас. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет должен быть столь сильно смещен в красный конец спектра, что превратится из видимого излучения в микроволновое. Дик и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Вильсон, услышав об их работе, поняли, что уже нашли его. За эту находку Пензиас и Вильсон были в 1978 году удостоены Нобелевской премии (что кажется несколько несправедливым в отношении Дика и Пиблса, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд тот факт, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, свидетельствует о том, что мы занимаем в ней какое-то особенное место. В частности, может показаться, что раз все галактики удаляются от нас, то мы должны находиться в центре Вселенной. Есть, однако, другое объяснение этого феномена: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях также и при взгляде из любой другой галактики.

Все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает расползание цветных пятен на поверхности надуваемого воздушного шара. С ростом размеров шара увеличиваются и расстояния между любыми двумя пятнами, но при этом ни одно из пятен нельзя считать центром расширения. Более того, если радиус воздушного шара постоянно растет, то чем дальше друг от друга находятся пятна на его поверхности, тем быстрее они будут удаляться при расширении. Допустим, что радиус воздушного шара удваивается каждую секунду. Тогда два пятна, разделенные первоначально расстоянием в один сантиметр, через секунду окажутся уже на расстоянии двух сантиметров друг от друга (если измерять вдоль поверхности воздушного шара), так что их относительная скорость составит один сантиметр в секунду. С другой стороны, пара пятен, которые были отделены десятью сантиметрами, через секунду после начала расширения разойдутся на двадцать сантиметров, так что их относительная скорость будет десять сантиметров в секунду. Скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Тем самым красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас – это та самая зависимость, которую позднее обнаружил Хаббл. Российскому физику и математику Александру Фридману в 1922 году удалось предложить удачную модель и предвосхитить результаты наблюдений Хаббла, его работа оставалась почти неизвестной на Западе, пока в 1935 году аналогичная модель не была предложена американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уокером уже по следам открытого Хабблом расширения Вселенной.

Вследствие расширения Вселенной галактики удаляются друг от друга. С течением времени расстояние между далекими звездными островами увеличивается сильнее, чем между близкими галактиками, подобно тому как это происходит с пятнами на раздувающемся воздушном шаре. Поэтому наблюдателю из любой галактики скорость удаления другой галактики кажется тем больше, чем дальше она расположена.

Три типа расширения Вселенной

Первый класс решений (тот, который нашел Фридман) предполагает, что расширение Вселенной происходит достаточно медленно, так что притяжение между галактиками постепенно замедляет и в конечном счете останавливает его. После этого галактики начинают сближаться, а Вселенная – сжиматься. В соответствии со вторым классом решений Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитация лишь немного замедлит разбегание галактик, но никогда не сможет остановить его. Наконец, есть третье решение, согласно которому Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы только избежать схлопывания. Со временем скорость разлета галактик становится все меньше и меньше, но никогда не достигает нуля.

Удивительная особенность первой модели Фридмана – то, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, но при этом нигде в пространстве нет никаких границ. Гравитация настолько сильна, что пространство свернуто и замыкается на себя. Это до некоторой степени схоже с поверхностью Земли, которая тоже конечна, но не имеет границ. Если двигаться по поверхности Земли в определенном направлении, то никогда не натолкнешься на непреодолимый барьер или край света, но в конце концов вернешься туда, откуда начал путь. В первой модели Фридмана пространство устроено точно так же, но в трех измерениях, а не в двух, как в случае поверхности Земли. Идея о том, что можно обогнуть Вселенную и вернуться к исходной точке, хороша для научной фантастики, но не имеет практического значения, поскольку, как можно доказать, Вселенная сожмется в точку прежде, чем путешественник вернется в к началу своего пути. Вселенная настолько велика, что нужно двигаться быстрее света, чтобы успеть закончить странствие там, где вы его начали, а такие скорости запрещены (теорией относительности). Во второй модели Фридмана пространство также искривлено, но иным образом. И только в третьей модели крупномасштабная геометрия Вселенной плоская (хотя пространство искривляется в окрестности массивных тел).

Какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда-нибудь расширение Вселенной, и сменится ли оно сжатием, или Вселенная будет расширяться вечно?

Оказалось, что ответить на этот вопрос труднее, чем поначалу представлялось ученым. Его решение зависит главным образом от двух вещей – наблюдаемой ныне скорости расширения Вселенной и ее сегодняшней средней плотности (количества материи, приходящегося на единицу объема пространства). Чем выше текущая скорость расширения, тем большая гравитация, а значит, и плотность вещества, требуется, чтобы остановить расширение. Если средняя плотность выше некоторого критического значения (определяемого скоростью расширения), то гравитационное притяжение материи сможет остановить расширение Вселенной и заставить ее сжиматься. Такое поведение Вселенной отвечает первой модели Фридмана. Если средняя плотность меньше критического значения, тогда гравитационное притяжение не остановит расширения и Вселенная будет расширяться вечно – как во второй фридмановской модели. Наконец, если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, расширение Вселенной будет вечно замедляться, все ближе подходя к статическому состоянию, но никогда не достигая его. Этот сценарий соответствует третьей модели Фридмана.

Так какая же модель верна? Мы можем определить нынешние темпы расширения Вселенной, если измерим скорость удаления от нас других галактик, используя эффект Доплера. Это можно сделать очень точно. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы можем измерять их только косвенно. Поэтому нам известно лишь то, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10% за миллиард лет. Еще более расплывчаты наши знания о нынешней средней плотности Вселенной. Так, если мы сложим массы всех видимых звезд в нашей и других галактиках, сумма будет меньше сотой доли того, что требуется для остановки расширения Вселенной, даже при самой низкой оценке скорости расширения.

Но это далеко не все. Наша и другие галактики должны содержать большое количество некой «темной материи», которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря ее гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Возможно, лучшим свидетельством существования темной материи являются орбиты звезд на периферии спиральных галактик, подобных Млечному Пути. Эти звезды обращаются вокруг своих галактик слишком быстро, чтобы их могло удерживать на орбите притяжение одних только видимых звезд галактики. Кроме того, большинство галактик входят в состав скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о присутствии темной материи между галактиками в этих скоплениях по ее влиянию на движение галактик. Фактически количество темной материи во Вселенной значительно превышает количество обычного вещества. Если учесть всю темную материю, мы получим приблизительно десятую часть от той массы, которая необходима для остановки расширения.

Нельзя, однако, исключать существования других, еще не известных нам форм материи, распределенных почти равномерно повсюду во Вселенной, что могло бы повысить ее среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые чрезвычайно трудно обнаружить.

За последние несколько лет разные группы исследователей изучали мельчайшую рябь того микроволнового фона, который обнаружили Пензиас и Вильсон. Размер этой ряби может служить индикатором крупномасштабной структуры Вселенной. Ее характер, похоже, указывает, что Вселенная все-таки плоская (как в третьей модели Фридмана)! Но поскольку суммарного количества обычной и темной материи для этого недостаточно, физики постулировали существование другой, пока не обнаруженной, субстанции – темной энергии.

И словно для того, чтобы еще больше усложнить проблему, недавние наблюдения показали, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется . Вопреки всем моделям Фридмана! Это очень странно, поскольку присутствие в пространстве вещества – высокой или низкой плотности – может только замедлять расширение. Ведь гравитация всегда действует как сила притяжения. Ускорение космологического расширения – это все равно что бомба, которая собирает, а не рассеивает энергию после взрыва. Какая сила ответственна за ускоряющееся расширение космоса? Ни у кого нет надежного ответа на этот вопрос. Однако, возможно, Эйнштейн все-таки был прав, когда ввел в свои уравнения космологическую постоянную (и соответствующий ей эффект антигравитации).

Расширение Вселенной могло быть предсказано в любой момент в девятнадцатом или восемнадцатом веке и даже в конце семнадцатого столетия. Однако вера в статическую Вселенную была столь сильна, что заблуждение сохраняло власть над умами до начала двадцатого столетия. Даже Эйнштейн был настолько уверен в статичности Вселенной, что в 1915 году внес специальную поправку в общую теорию относительности, искусственно добавив в уравнения особый член, получивший название космологической постоянной, который обеспечивал статичность Вселенной.

Космологическая постоянная проявлялась как действие некой новой силы – «антигравитации», которая, в отличие от других сил, не имела никакого определенного источника, а просто была неотъемлемым свойством, присущим самой ткани пространства-времени. Под влиянием этой силы пространство-время обнаруживало врожденную тенденцию к расширению. Подбирая величину космологической постоянной, Эйнштейн мог варьировать силу данной тенденции. С ее помощью он сумел в точности уравновесить взаимное притяжение всей существующей материи и получить в результате статическую Вселенную.

Позже Эйнштейн отверг идею космологической постоянной, признав ее своей «самой большой ошибкой». Как мы скоро убедимся, сегодня есть причины полагать, что в конце концов Эйнштейн мог все же быть прав, вводя космологическую постоянную. Но Эйнштейна, должно быть, более всего удручало то, что он позволил своей вере в неподвижную Вселенную перечеркнуть вывод о том, что Вселенная должна расширяться, предсказанный его же собственной теорией. Кажется, только один человек разглядел это следствие общей теории относительности и принял его всерьез. Пока Эйнштейн и другие физики искали, как избежать нестатичности Вселенной, российский физик и математик Александр Фридман, наоборот, настаивал на том, что она расширяется.

Фридман сделал относительно Вселенной два очень простых предположения: что она одинаково выглядит, в каком бы направлении мы ни смотрели, и что данное положение верно, независимо от того, из какой точки Вселенной мы смотрим. Опираясь на эти две идеи и решив уравнения общей теории относительности, он доказал, что Вселенная не может быть статической. Таким образом, в 1922 году, за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман в точности предсказал расширение Вселенной!

Столетия назад христианская церковь признала бы его еретическим, так как церковная доктрина постулировала, что мы занимаем особое место в центре мироздания. Но сегодня мы принимаем это предположение Фридмана по едва ли не противоположной причине, из своего рода скромности: нам показалось бы совершенно удивительным, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только для нас, но не для других наблюдателей во Вселенной!

Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, скорее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, будут планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы увидите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При вращении Земли вокруг Солнца некоторые из этих «неподвижных» звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т.е. на самом деле они вовсе не неподвижны. Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно их перемещение. Самая близкая звезда, называемая Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет или около 37 миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего восемь световых минут. Видимые звезды рассыпаны но всему ночному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы называем Млечным Путем.

Еще в 1750 г. некоторые астрономы высказывали мысль, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию - пример того, что сейчас называется спиральной галактикой. Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил это предположение, выполнив колоссальную работу но составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого представление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале 21 века.

Современная картина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. Для доказательства Хабблу требовалось определить расстояния до этих галактик, которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимые положения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое количество света излучает звезда, и от того, гдe она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить, следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость. Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной.

Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно, что наша Галактика - одна из нескольких сотен тысяч миллионов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд.

В 20-х годах, когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилось нечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спектра. Это означает, что спектры удаляющихся звезд будут сдвинуты к красному концу (красное смещение), а спектры приближающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жизни. Еще более удивительным было открытие, опубликованное Хабблом в 1929 г. - Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.

Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. общую теорию относительности, был уверен в статичности Вселенной. Чтобы не вступать в противоречие со статичностью. Эйнштейн модифицировал свою теорию, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную. Он ввел новую «антигравитационную» силу, которая в отличие от других сил не порождалась каким-либо источником, а была заложена в саму структуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространство - время само по себе всегда расширяется и этим расширением точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается статической.

Фридман сделал два очень простых исходных предположения: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком бы направлении мы ее ни наблюдали, и во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы производили наблюдения из какого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., за несколько лет до открытия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат. В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. Расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. При том, чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Но и в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Таким образом, модель Фридмана предсказывает, что красное смешение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас, в точном соответствии с открытием Хаббла.

В 1935 г. американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели в связи с открытием Хаббла. Сам Фридман рассматривал только одну модель, но можно указать три разные модели, для которых выполняются оба фундаментальных предположения Фридмана. В модели первого типа Вселенная расширяется достаточно медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого галактики начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение, не может его остановить. В модели третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только достаточна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса).

Сегодняшнюю скорость расширения Вселенной можно определить, измеряя скорости удаления от нас других галактик. Такие измерения можно выполнить очень точно. Но расстояния до других галактик нам плохо известны, потому что их нельзя измерить непосредственно. Мы знаем лишь, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5-10%. Однако неопределенность в современном значении средней плотности Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и других галактиках, то даже при самой низкой оценке скорости расширения сумма окажется меньше одной сотой той плотности, которая необходима для того, чтобы расширение Вселенной прекратилось. Однако и в нашей, и в других галактиках должно быть много темной материи, которую нельзя видеть непосредственно, но о существовании, которой мы узнаем по тому, как ее гравитационное притяжение влияет на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном наблюдаются в виде скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о наличии еще большего количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений, влияющего на движение галактик. Сложив массу всей темной материи, мы получим лишь одну десятую того количества, которое необходимо для прекращения расширения. Но нельзя исключить возможность существования и какой-то другой формы материи, распределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистрированной, которая могла бы довести среднюю плотность Вселенной до критического значения, необходимого, чтобы остановить расширение. Таким образом, имеющиеся данные говорят о том, что Вселенная, вероятно, будет расширяться вечно.

В 1963 г. два советских физика, Е.М. Лифшиц и И.М. Халатников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, а с ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали предположение, что большой взрыв - особенность лишь моделей Фридмана, которые в конце концов дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Поэтому галактикам не нужно находиться точно в одном месте - достаточно, чтобы они были расположены очень близко друг к другу. Тогда нынешняя расширяющаяся Вселенная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва, а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия; может быть, при сжатии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы. Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной. Лифшиц и Халатников занялись изучением моделей, которые в общих чертах были бы похожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в них учитывались нерегулярности и случайный характер реальных скоростей галактик во Вселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделях большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если галактики не всегда разбегаются по прямой, по это могло выполняться лишь для очень ограниченного круга моделей, в которых движение галактик происходит определенным образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатников отказались от своей теории.

В 1965 г. английский математик и физик Роджер Пенроуз показал, что когда звезда сжимается под действием собственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверхность которой в конце концов сжимается до нуля. А раз поверхность этой области сжимается до нуля, то же самое должно происходить и с ее объемом. Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизна пространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет сингулярность в некоей области пространства-времени, называемая черной дырой.

В теореме Пенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку. А что если в теореме Пенроуза изменить направление времени на обратное, так, чтобы сжатие перешло в расширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. По теореме Пенроуза конечным состоянием любой коллапсируюшей звезды должна быть сингулярность; при обращении времени эта теорема утверждает, что в любой модели фридмановского типа начальным состоянием расширяющейся Вселенной тоже должна быть сингулярность. По соображениям технического характера в теорему Пенроуза было введено в качестве условия требование, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве. В итоге в 1970 г. Воронин и Пенроузом написали совместную статью, в которой наконец доказали, что сингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то, что верна общая теория относительности и что во Вселенной содержится столько вещества, сколько мы видим. Эта работа вызвала массу возражений, частично со стороны советских ученых, которые из-за приверженности марксистской философии верили в научный детерминизм, а частично и со стороны тех, кто не принимал саму идею сингулярностей как нарушающую красоту теории Эйнштейна. Когда работа была закончена, ее приняли, и сейчас почти все считают, что Вселенная возникла в особой точке большого взрыва.

Если посмотреть на небо ясной безлунной ночью, то самыми яркими объектами, скорее всего, окажутся планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. А еще вы увидите целую россыпь звезд, похожих на наше Солнце, но расположенных намного дальше от нас. Некоторые из этих неподвижных звезд в действительности едва заметно смещаются друг относительно друга при движении Земли вокруг Солнца. Они вовсе не неподвижны! Это происходит, потому что такие звезды находятся сравнительно близко к нам. Вследствие движения Земли вокруг Солнца мы видим эти более близкие звезды на фоне более далеких из различных положений. Тот же самый эффект наблюдается, когда вы едете на машине, а деревья у дороги словно бы изменяют свое положение на фоне ландшафта, уходящего к горизонту (рис. 14). Чем ближе деревья, тем заметнее их видимое движение. Такое изменение относительного положения называется параллаксом. В случае со звездами это настоящая удача для человечества, потому что параллакс позволяет нам непосредственно измерить расстояние до них.

Рис. 14. Звездный параллакс.

Движетесь ли вы по дороге или в космосе, относительное положение ближних и дальних тел изменяется по мере вашего движения. Величина этих изменений может быть использована для определения расстояния между телами.

Самая близкая звезда, Проксима Центавра, удалена от нас примерно на четыре световых года или сорок миллионов миллионов километров. Большинство других звезд, видимых невооруженным глазом, находятся в пределах нескольких сотен световых лет от нас. Для сравнения: от Земли до Солнца всего восемь световых минут! Звезды разбросаны по всему ночному небу, но особенно густо рассыпаны они в полосе, которую мы называем Млечным Путем. Уже в 1750 г. некоторые астрономы высказывали предположение, что вид Млечного Пути можно объяснить, если считать, что большинство видимых звезд собраны в дискообразную конфигурацию, наподобие тех, что мы теперь называем спиральными галактиками. Только через несколько десятилетий английский астроном Уильям Гершель подтвердил справедливость этой идеи, кропотливо подсчитывая число звезд, видимых в телескоп на разных участках неба. Тем не менее полное признание эта идея получила лишь в двадцатом столетии. Теперь мы знаем, что Млечный Путь - наша Галактика - раскинулся от края до края приблизительно на сто тысяч световых лет и медленно вращается; звезды в его спиральных рукавах совершают один оборот вокруг центра Галактики за несколько сотен миллионов лет. Наше Солнце - самая обычная желтая звезда средних размеров - находится у внутреннего края одного из спиральных рукавов. Определенно, мы проделали длинный путь со времен Аристотеля и Птолемея, когда люди считали Землю центром Вселенной.

Современная картина Вселенной начала прорисовываться в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что Млечный Путь не единственная галактика. Он открыл, что существует множество других звездных систем, разделенных обширными пустыми пространствами. Чтобы подтвердить это, Хаббл должен был определить расстояние от Земли до других галактик. Но галактики находятся так далеко, что, в отличие от ближайших звезд, действительно выглядят неподвижными. Не имея возможности использовать параллакс для измерения расстояний до галактик, Хаббл вынужден был применить косвенные методы оценки расстояний. Очевидной мерой расстояния до звезды является ее яркость. Но видимая яркость зависит не только от расстояния до звезды, но также и от светимости звезды - количества испускаемого ею света. Тусклая, но близкая к нам звезда затмит самое яркое светило из отдаленной галактики. Поэтому, чтобы использовать видимую яркость в качестве меры расстояния, мы должны знать светимость звезды.

Светимость ближайших звезд можно рассчитать по их видимой яркости, поскольку благодаря параллаксу мы знаем расстояние до них. Хаббл заметил, что близкие звезды можно классифицировать по характеру испускаемого ими света. Звезды одного класса всегда имеют одинаковую светимость. Далее он предположил, что если мы обнаружим звезды этих классов в далекой галактике, то им можно приписать ту же светимость, какую имеют подобные звезды поблизости от нас. Располагая такой информацией, несложно вычислить расстояние до галактики. Если вычисления, проделанные для множества звезд в одной и той же галактике, дают одно и то же расстояние, то можно быть уверенным в правильности нашей оценки. Таким способом Эдвин Хаббл вычислил расстояния до девяти различных галактик.

Сегодня мы знаем, что звезды, видимые невооруженным глазом, составляют ничтожную долю всех звезд. Мы видим на небе примерно 5000 звезд - всего лишь около 0,0001% от числа всех звезд нашей Галактики, Млечного Пути. А Млечный Путь - лишь одна из более чем сотни миллиардов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы. И каждая галактика содержит порядка сотни миллиардов звезд. Если бы звезда была крупинкой соли, все звезды, видимые невооруженным глазом, уместились бы в чайной ложке, однако звезды всей Вселенной составили бы шар диаметром более тринадцати километров.

Звезды настолько далеки от нас, что кажутся светящимися точками. Мы не можем различить их размер или форму. Но, как заметил Хаббл, есть много различных типов звезд, и мы можем различать их по цвету испускаемого ими излучения. Ньютон обнаружил, что, если солнечный свет пропустить через трехгранную стеклянную призму, он разложится на составляющие цвета, подобно радуге (рис. 15). Относительная интенсивность различных цветов в излучении, испускаемом неким источником света, называется его спектром. Фокусируя телескоп на отдельной звезде или галактике, можно исследовать спектр испускаемого ими света.

Рис. 15. Звездный спектр.

Анализируя спектр излучения звезды, можно определить как ее температуру, так и состав атмосферы.

В числе прочего излучение тела позволяет судить о его температуре. В 1860 г. немецкий физик Густав Кирхгоф установил, что любое материальное тело, например звезда, будучи нагретым, испускает свет или другое излучение, подобно тому как светятся раскаленные угли. Свечение нагретых тел обусловлено тепловым движением атомов внутри них. Это называется излучением черного тела (несмотря на то что сами нагретые тела не являются черными). Спектр чернотельного излучения трудно с чем нибудь перепутать: он имеет характерный вид, который изменяется с температурой тела (рис. 16). Поэтому излучение нагретого тела подобно показаниям термометра. Наблюдаемый нами спектр излучения различных звезд всегда похож на излучение черного тела, это своего рода извещение о температуре звезды.

Рис. 16. Спектр излучения черного тела.

Все тела - а не только звезды - испускают излучение вследствие теплового движения составляющих их микроскопических частиц. Распределение излучения по частоте характеризует температуру тела.

Если внимательно изучить звездный свет, он сообщит нам еще больше информации. Мы обнаружим отсутствие некоторых строго определенных цветов, причем у разных звезд они будут разными. И поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает характерный для него набор цветов, то, сравнивая эти цвета с теми, что отсутствуют в спектре звезды, мы сможем точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 1920 е гг., когда астрономы начали изучать спектры звезд в других галактиках, было обнаружено нечто очень интересное: это оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд в нашей собственной галактике, но все они были смещены к красному концу спектра, причем в одинаковой пропорции. Физикам смещение цвета или частоты известно как эффект Доплера.

Мы все знакомы с тем, как это явление воздействует на звук. Прислушайтесь к звуку проезжающего мимо вас автомобиля. Когда он приближается, звук его двигателя или гудка кажется выше, а когда машина уже проехала мимо и стала удаляться, звук понижается. Полицейский автомобиль, едущий к нам со скоростью сто километров в час, развивает примерно десятую долю скорости звука. Звук его сирены представляет собой волну, чередование гребней и впадин. Напомним, что расстояние между ближайшими гребнями (или впадинами) называется длиной волны. Чем меньше длина волны, тем большее число колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон, или частота, звука.

Эффект Доплера вызван тем, что приближающийся автомобиль, испуская каждый следующий гребень звуковой волны, будет находиться все ближе к нам, и в результате расстояния между гребнями окажутся меньше, чем если бы машина стояла на месте. Это означает, что длины приходящих к нам волн становятся меньше, а их частота - выше (рис. 17). И наоборот, если автомобиль удаляется, длина улавливаемых нами волн становится больше, а их частота - ниже. И чем быстрее перемещается автомобиль, тем сильнее проявляется эффект Доплера, что позволяет использовать его для измерения скорости.

Рис. 17. Эффект Доплера.

Когда источник, испускающий волны, движется по направлению к наблюдателю, длина волн уменьшается. При удалении источника она, напротив, увеличивается. Это и называют эффектом Доплера.

Свет и радиоволны ведут себя подобным же образом. Полиция использует эффект Доплера для определения скорости автомобилей путем измерения длины волны отраженного от них радиосигнала. Свет представляет собой колебания, или волны, электромагнитного поля. Как мы отмечали в гл. 5, длина волны видимого света чрезвычайно мала - от сорока до восьмидесяти миллионных долей метра.

Человеческий глаз воспринимает световые волны разной длины как различные цвета, причем наибольшую длину имеют волны, соответствующие красному концу спектра, а наименьшую - относящиеся к синему концу. Теперь представьте себе источник света, находящийся на постоянном расстоянии от нас, например звезду, испускающую световые волны определенной длины. Длина регистрируемых волн будет такой же, как у испускаемых. Но предположим теперь, что источник света начал отдаляться от нас. Как и в случае со звуком, это приведет к увеличению длины волны света, а значит, спектр сместится в сторону красного конца.

Доказав существование других галактик, Хаббл в последующие годы занимался определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время многие предполагали, что галактики движутся беспорядочно, и ожидали, что число спектров, смещенных в синюю сторону, будет примерно таким же, как число смещенных в красную. Поэтому полной неожиданностью стало открытие того, что спектры большинства галактик демонстрируют красное смещение - почти все звездные системы удаляются от нас! Еще более удивительным оказался факт, обнаруженный Хабблом и обнародованный в 1929 г.: величина красного смещения галактик не случайна, а прямо пропорциональна их удаленности от нас. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется! Отсюда вытекало, что Вселенная не может быть статичной, неизменной в размерах, как считалось ранее. В действительности она расширяется: расстояние между галактиками постоянно растет.

Осознание того, что Вселенная расширяется, произвело настоящую революцию в умах, одну из величайших в двадцатом столетии. Когда оглядываешься назад, может показаться удивительным, что никто не додумался до этого раньше. Ньютон и другие великие умы должны были понять, что статическая Вселенная была бы нестабильна. Даже если в некоторый момент она оказалась бы неподвижной, взаимное притяжение звезд и галактик быстро привело бы к ее сжатию. Даже если бы Вселенная относительно медленно расширялась, гравитация в конечном счете положила бы конец ее расширению и вызвала бы сжатие. Однако, если скорость расширения Вселенной больше некоторой критической отметки, гравитация никогда не сможет его остановить и Вселенная продолжит расширяться вечно.

Здесь просматривается отдаленное сходство с ракетой, поднимающейся с поверхности Земли. При относительно низкой скорости тяготение в конце концов остановит ракету и она начнет падать на Землю. С другой стороны, если скорость ракеты выше критической (больше 11,2 километра в секунду), тяготение не может удержать ее и она навсегда покидает Землю.

Исходя из теории тяготения Ньютона такое поведение Вселенной могло быть предсказано в любой момент в девятнадцатом или восемнадцатом веке и даже в конце семнадцатого столетия. Однако вера в статическую Вселенную была столь сильна, что заблуждение сохраняло власть над умами до начала двадцатого столетия. Даже Эйнштейн был настолько уверен в статичности Вселенной, что в 1915 г. внес специальную поправку в общую теорию относительности, искусственно добавив в уравнения особый член, получивший название космологической постоянной, который обеспечивал статичность Вселенной.
Космологическая постоянная проявлялась как действие некой новой силы - «антигравитации», которая, в отличие от других сил, не имела никакого определенного источника, а просто была неотъемлемым свойством, присущим самой ткани пространства времени. Под влиянием этой силы пространство время обнаруживало врожденную тенденцию к расширению. Подбирая величину космологической постоянной, Эйнштейн мог варьировать силу данной тенденции. С ее помощью он сумел в точности уравновесить взаимное притяжение всей существующей материи и получить в результате статическую Вселенную.
Позже Эйнштейн отверг идею космологической постоянной, признав ее своей «самой большой ошибкой». Как мы скоро убедимся, сегодня есть причины полагать, что в конце концов Эйнштейн мог все же быть прав, вводя космологическую постоянную. Но Эйнштейна, должно быть, более всего удручало то, что он позволил своей вере в неподвижную Вселенную перечеркнуть вывод о том, что Вселенная должна расширяться, предсказанный его же собственной теорией. Кажется, только один человек разглядел это следствие общей теории относительности и принял его всерьез. Пока Эйнштейн и другие физики искали, как избежать нестатичности Вселенной, российский физик и математик Александр Фридман, наоборот, настаивал на том, что она расширяется.

Фридман сделал относительно Вселенной два очень простых предположения: что она одинаково выглядит, в каком бы направлении мы ни смотрели, и что данное положение верно, независимо от того, из какой точки Вселенной мы смотрим. Опираясь на эти две идеи и решив уравнения общей теории относительности, он доказал, что Вселенная не может быть статической. Таким образом, в 1922 г., за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман в точности предсказал расширение Вселенной!

Предположение, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, не совсем соответствует действительности. Например, как мы уже знаем, звезды нашей Галактики формируют на ночном небе отчетливую светлую полосу - Млечный Путь. Но если мы посмотрим на отдаленные галактики, похоже, их число будет более или менее равным во всех частях неба. Так что Вселенная выглядит примерно одинаково в любом направлении, если наблюдать ее в крупном масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и игнорировать различия в малых масштабах.

Представьте себе, что вы в лесу, где деревья растут беспорядочно. Посмотрев в одном направлении, вы увидите ближайшее дерево в метре от себя. В другом направлении самое близкое дерево обнаружится на расстоянии трех метров. В третьем вы увидите сразу несколько деревьев в одном, двух и трех метрах от себя. Непохоже, будто лес выглядит одинаково в любом направлении. Но если принять во внимание все деревья в радиусе километра, такого рода различия усреднятся и вы увидите, что лес одинаков по всем направлениям (рис. 18).

Рис. 18. Изотропный лес.

Даже если распределение деревьев в лесу в целом равномерно, при ближайшем рассмотрении может оказаться, что они местами растут гуще. Так же и Вселенная не выглядит одинаковой в ближайшем к нам космическом пространстве, тогда как при увеличении масштаба мы наблюдаем одинаковую картину, в каком бы направлении ни вели наблюдение.

Долгое время однородное распределение звезд служило достаточным основанием для принятия фридмановской модели в качестве первого приближения к реальной картине Вселенной. Но позднее счастливый случай обнаружил еще одно подтверждение того, что предположение Фридмана удивительно точно описывает Вселенную. В 1965 г. два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон из «Белл телефон лабораторис» в Нью Джерси, отлаживали очень чувствительный микроволновый приемник. (Микроволнами называют излучение с длиной волны около сантиметра.) Пензиаса и Вильсона беспокоило, что приемник регистрировал больший уровень шума, чем ожидалось. Они обнаружили на антенне птичий помет и устранили другие потенциальные причины сбоев, но скоро исчерпали все возможные источники помех. Шум отличался тем, что регистрировался круглые сутки в течение всего года независимо от вращения Земли вокруг своей оси и ее обращения вокруг Солнца. Так как движение Земли направляло приемник в различные сектора космоса, Пензиас и Вильсон заключили, что шум приходит из за пределов Солнечной системы и даже из за пределов Галактики. Казалось, он шел в равной мере со всех сторон космоса. Теперь мы знаем, что, куда бы ни был направлен приемник, этот шум остается постоянным, не считая ничтожно малых вариаций. Так Пензиас и Вильсон случайно наткнулись на поразительный пример, подкрепляющий первую гипотезу Фридмана о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях.

Каково происхождение этого космического фонового шума? Примерно в то же время, когда Пензиас и Вильсон исследовали загадочный шум в приемнике, два американских физика из Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались микроволнами. Они изучали предположение Георгия (Джорджа) Гамова (в прошлом студента Александра Фридмана) о том, что на ранних стадиях развития Вселенная была очень плотной и добела раскаленной. Дик и Пиблс полагали, что если это правда, то мы должны иметь возможность наблюдать свечение ранней Вселенной, поскольку свет от очень далеких областей нашего мира приходит к нам только сейчас. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет должен быть столь сильно смещен в красный конец спектра, что превратится из видимого излучения в микроволновое. Дик и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Вильсон, услышав об их работе, поняли, что уже нашли его. За эту находку Пензиас и Вильсон были в 1978 г. удостоены Нобелевской премии (что кажется несколько несправедливым в отношении Дика и Пиблса, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд тот факт, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, свидетельствует о том, что мы занимаем в ней какое то особенное место. В частности, может показаться, что раз все галактики удаляются от нас, то мы должны находиться в центре Вселенной. Есть, однако, другое объяснение этого феномена: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях также и при взгляде из любой другой галактики. Если помните, именно в этом и состояло второе предположение Фридмана.

Мы не располагаем никакими научными аргументами за или против второй гипотезы Фридмана. Столетия назад христианская церковь признала бы его еретическим, так как церковная доктрина постулировала, что мы занимаем особое место в центре мироздания. Но сегодня мы принимаем это предположение Фридмана по едва ли не противоположной причине, из своего рода скромности: нам показалось бы совершенно удивительным, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только для нас, но не для других наблюдателей во Вселенной!

Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает расползание цветных пятен на поверхности надуваемого воздушного шара. С ростом размеров шара увеличиваются и расстояния между любыми двумя пятнами, но при этом ни одно из пятен нельзя считать центром расширения. Более того, если радиус воздушного шара постоянно растет, то чем дальше друг от друга находятся пятна на его поверхности, тем быстрее они будут удаляться при расширении. Допустим, что радиус воздушного шара удваивается каждую секунду. Тогда два пятна, разделенные первоначально расстоянием в один сантиметр, через секунду окажутся уже на расстоянии двух сантиметров друг от друга (если измерять вдоль поверхности воздушного шара), так что их относительная скорость составит один сантиметр в секунду. С другой стороны, пара пятен, которые были отделены десятью сантиметрами, через секунду после начала расширения разойдутся на двадцать сантиметров, так что их относительная скорость будет десять сантиметров в секунду (рис. 19). Точно так же в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Тем самым модель предсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас - это та самая зависимость, которую позднее обнаружил Хаббл. Хотя Фридману удалось предложить удачную модель и предвосхитить результаты наблюдений Хаббла, его работа оставалась почти неизвестной на Западе, пока в 1935 г. аналогичная модель не была предложена американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уокером уже по следам открытого Хабблом расширения Вселенной.

Рис. 19. Расширяющаяся Вселенная воздушного шара.

Вследствие расширения Вселенной галактики удаляются друг от друга. С течением времени расстояние между далекими звездными островами увеличивается сильнее, чем между близкими галактиками, подобно тому как это происходит с пятнами на раздувающемся воздушном шаре. Поэтому наблюдателю из любой галактики скорость удаления другой галактики кажется тем больше, чем дальше она расположена.

Фридман предложил только одну модель Вселенной. Но при сделанных им предположениях уравнения Эйнштейна допускают три класса решений, то есть существует три разных типа фридмановских моделей и три различных сценария развития Вселенной.

Первый класс решений (тот, который нашел Фридман) предполагает, что расширение Вселенной происходит достаточно медленно, так что притяжение между галактиками постепенно замедляет и в конечном счете останавливает его. После этого галактики начинают сближаться, а Вселенная - сжиматься. В соответствии со вторым классом решений Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитация лишь немного замедлит разбегание галактик, но никогда не сможет остановить его. Наконец, есть третье решение, согласно которому Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы только избежать схлопывания. Со временем скорость разлета галактик становится все меньше и меньше, но никогда не достигает нуля.

Удивительная особенность первой модели Фридмана - то, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, но при этом нигде в пространстве нет никаких границ. Гравитация настолько сильна, что пространство свернуто и замыкается на себя. Это до некоторой степени схоже с поверхностью Земли, которая тоже конечна, но не имеет границ. Если двигаться по поверхности Земли в определенном направлении, то никогда не натолкнешься на непреодолимый барьер или край света, но в конце концов вернешься туда, откуда начал путь. В первой модели Фридмана пространство устроено точно так же, но в трех измерениях, а не в двух, как в случае поверхности Земли. Идея о том, что можно обогнуть Вселенную и вернуться к исходной точке, хороша для научной фантастики, но не имеет практического значения, поскольку, как можно доказать, Вселенная сожмется в точку прежде, чем путешественник вернется в к началу своего пути. Вселенная настолько велика, что нужно двигаться быстрее света, чтобы успеть закончить странствие там, где вы его начали, а такие скорости запрещены (теорией относительности. - Перев.). Во второй модели Фридмана пространство также искривлено, но иным образом. И только в третьей модели крупномасштабная геометрия Вселенной плоская (хотя пространство искривляется в окрестности массивных тел).

Какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда нибудь расширение Вселенной, и сменится ли оно сжатием, или Вселенная будет расширяться вечно?

Оказалось, что ответить на этот вопрос труднее, чем поначалу представлялось ученым. Его решение зависит главным образом от двух вещей - наблюдаемой ныне скорости расширения Вселенной и ее сегодняшней средней плотности (количества материи, приходящегося на единицу объема пространства). Чем выше текущая скорость расширения, тем б о льшая гравитация, а значит, и плотность вещества, требуется, чтобы остановить расширение. Если средняя плотность выше некоторого критического значения (определяемого скоростью расширения), то гравитационное притяжение материи сможет остановить расширение Вселенной и заставить ее сжиматься. Такое поведение Вселенной отвечает первой модели Фридмана. Если средняя плотность меньше критического значения, тогда гравитационное притяжение не остановит расширения и Вселенная будет расширяться вечно - как во второй фридмановской модели. Наконец, если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, расширение Вселенной будет вечно замедляться, все ближе подходя к статическому состоянию, но никогда не достигая его. Этот сценарий соответствует третьей модели Фридмана.

Так какая же модель верна? Мы можем определить нынешние темпы расширения Вселенной, если измерим скорость удаления от нас других галактик, используя эффект Доплера. Это можно сделать очень точно. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы можем измерять их только косвенно. Поэтому нам известно лишь то, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10% за миллиард лет. Еще более расплывчаты наши знания о нынешней средней плотности Вселенной. Так, если мы сложим массы всех видимых звезд в нашей и других галактиках, сумма будет меньше сотой доли того, что требуется для остановки расширения Вселенной, даже при самой низкой оценке скорости расширения.

Но это далеко не все. Наша и другие галактики должны содержать большое количество некой «темной материи», которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря ее гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Возможно, лучшим свидетельством существования темной материи являются орбиты звезд на периферии спиральных галактик, подобных Млечному Пути. Эти звезды обращаются вокруг своих галактик слишком быстро, чтобы их могло удерживать на орбите притяжение одних только видимых звезд галактики. Кроме того, большинство галактик входят в состав скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о присутствии темной материи между галактиками в этих скоплениях по ее влиянию на движение галактик. Фактически количество темной материи во Вселенной значительно превышает количество обычного вещества. Если учесть всю темную материю, мы получим приблизительно десятую часть от той массы, которая необходима для остановки расширения.

Нельзя, однако, исключать существования других, еще не известных нам форм материи, распределенных почти равномерно повсюду во Вселенной, что могло бы повысить ее среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые чрезвычайно трудно обнаружить.

(В одном из новых нейтринных экспериментов используется подземный резервуар, заполненный 50 тысячами тонн воды.) Считается, что нейтрино невесомы и поэтому не вызывают гравитационного притяжения.

Однако исследования нескольких последних лет свидетельствуют, что нейтрино все же обладает ничтожно малой массой, которую ранее не удавалось зафиксировать. Если нейтрино имеют массу, они могли бы быть одной из форм темной материи. Тем не менее, даже с учетом такой темной материи, во Вселенной, похоже, гораздо меньше вещества, чем необходимо для остановки ее расширения. До недавнего времени большинство физиков сходилось на том, что ближе всего к реальности вторая модель Фридмана.

Но затем появились новые наблюдения. За последние несколько лет разные группы исследователей изучали мельчайшую рябь того микроволнового фона, который обнаружили Пензиас и Вильсон. Размер этой ряби может служить индикатором крупномасштабной структуры Вселенной. Ее характер, похоже, указывает, что Вселенная все таки плоская (как в третьей модели Фридмана)! Но поскольку суммарного количества обычной и темной материи для этого недостаточно, физики постулировали существование другой, пока не обнаруженной, субстанции - темной энергии.

И словно для того, чтобы еще больше усложнить проблему, недавние наблюдения показали, что расширение Вселенной не замедляется, аускоряется. Вопреки всем моделям Фридмана! Это очень странно, поскольку присутствие в пространстве вещества - высокой или низкой плотности - может только замедлять расширение. Ведь гравитация всегда действует как сила притяжения. Ускорение космологического расширения - это все равно что бомба, которая собирает, а не рассеивает энергию после взрыва. Какая сила ответственна за ускоряющееся расширение космоса? Ни у кого нет надежного ответа на этот вопрос. Однако, возможно, Эйнштейн все таки был прав, когда ввел в свои уравнения космологическую постоянную (и соответствующий ей эффект антигравитации).

С развитием новых технологий и появлением превосходных космических телескопов мы стали то и дело узнавать о Вселенной удивительные вещи. И вот хорошая новость: теперь нам известно, что Вселенная продолжит в ближайшее время расширяться с постоянно возрастающей скоростью, а время обещает длиться вечно, по крайней мере для тех, кому хватит благоразумия не угодить в черную дыру. Но что же было в самые первые мгновения? Как начиналась Вселенная, и что заставило ее расширяться?