Прослеживая в прошлое космическую историю, астрофизики вскоре поняли, что в течение сотен тысяч лет после Большого взрыва Вселенная не могла быть прозрачной для света. А все потому, что в ту первобытную эпоху было слишком жарко, чтобы в ней могли существовать нейтральные атомы. Как показали Георгий Гамов, Ральф Альфер и Роберт Херман в конце 1940‐х годов, а Пиблз рассчитал с более реалистичными параметрами в середине 1960‐х, за первые три минуты своего существования раскаленная Вселенная породила смесь фотонов, электронов, положительных ионов и других частиц. К числу ионов относились ядра обычного водорода (одиночные протоны), дейтерия (один протон с одним нейтроном), трития (один протон с двумя нейтронами), гелия-три (два протона с одним нейтроном), гелия-четыре (два протона с двумя нейтронами), а также небольшое количество лития. Фотоны рикошетили между этими заряженными частицами, не имея возможности свободно двигаться, что и приводило к непрозрачности космоса.
Затем, примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва, в эпоху рекомбинации, Вселенная наконец остыла настолько, что образовались нейтральные атомы. Ионы жадно захватывали электроны, что позволяло им успокоиться и стать более стабильными, а не обмениваться энергией в бесконечном фотонном бильярде. В результате фотоны стали свободно преодолевать большие расстояния. С этого момента космос стал прозрачным для света. Затем, в течение миллиардов лет, по мере постоянного расширения пространства, частоты этих фотонов стали ниже, что соответствовало непрерывному падению температуры. В конце концов они стали холодными составляющими реликтового фона и были обнаружены рупорной антенной Пензиаса и Уилсона, а в дальнейшем и многочисленными другими радиодетекторами.
Тем временем материя, оставленная морем излучения, обрела собственную жизнь. Отчасти благодаря неизвестному невидимому веществу, называемому темной материей, и притягивающей силе гравитации небольшие уплотнения стали превращаться во все более крупные скопления. Другой неизвестный компонент, темная энергия, которую обычно представляют в виде космологической постоянной в общей теории относительности, противостоял гравитационному притяжению и угрожал ускорить расширение пространства. Однако астрофизики считают, что из-за малого значения этой константы она не играла практически никакой роли в эпоху зарождения Вселенной, позволяя гравитации беспрепятственно сжимать материю. Мы знаем, что из-за этого сгущения некоторые части первичной Вселенной, вероятно, были немного плотнее других, что под действием гравитации привело к еще большей неоднородности.
В какой-то момент начали образовываться тела, достаточно массивные и горячие, чтобы в их ядрах водород превращался в дейтерий и другие легкие изотопы и элементы. Зажглись первые гигантские звезды, и Вселенная начала светиться по-новому. Купаясь в остывающем, почти однородном свете, возникли отдельные сияющие звезды, а внутри них начался термоядерный синтез, в ходе которого водород в многоступенчатом процессе превращался в гелий. В конце концов звезды этого поколения взрывались, разбрасывая вокруг себя более тяжелые элементы, так что звезды второго и третьего поколений, хоть и состояли в основном из водорода, гелия и их изотопов, содержали теперь больший процент металлов (так астрономы называют элементы тяжелее водорода и гелия), чем первые звезды.
В своей детективной работе по распутыванию только что описанной многомиллиардолетней истории астрономы и астрофизики опирались на множество небесных подсказок. Радиометры, начиная с аппарата Пензиаса и Уилсона, продолжая прибором, созданным группой Дикке в Принстоне, а затем воздушными шарами и спутниками, составляли все более точные карты реликтового излучения. Тем временем наземные и космические телескопы – от телескопа Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон, который использовался Хабблом и другими астрономами в 1920‐х годах, до космического телескопа Джеймса Уэбба, запущенного в конце 2021 года, – снимают звезды, планеты, газовые облака, галактики, скопления галактик и другие небесные тела и космические структуры.
Сопоставление данных об излучении и веществе позволило поставить ряд важных вопросов. Когда Пензиас и Уилсон обнаружили необычайную температурную однородность реликтового фона, она, на первый взгляд, лучше согласовывалась с космологическим, чем с локальным происхождением. Ведь если бы реликтовый фон был результатом уличного шума, звездной активности или галактического взрыва, излучение приходило бы с определенного направления, а не было бы одинаковым со всех сторон. Однако как только астрофизики начали задумываться о происхождении реликтового фона в эпоху рекомбинации, его абсолютная однородность стала вызывать подозрения. Небольшие колебания плотности материи были необходимы для формирования зародышей того, что позже станет звездами и другими протяженными объектами. Этим неоднородностям должны были бы соответствовать вариации температуры реликтового фона, связанные с влиянием концентрации вещества: где его было больше, фон должен был становиться немного горячее. К счастью, последующие зонды, изучавшие реликтовый фон, – спутники COBE (Cosmic Background Explorer), WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) и Planck, – обнаружили эти крошечные флуктуации температуры, составляющие тысячные доли процента, и картографировали их со все возрастающей точностью. Эти изображения более горячих и более холодных пятен стали известны как детские фото Вселенной.
Однако помимо необходимости учитывать едва заметные вариации температуры в конце 1960‐х годов – во многом благодаря проницательности Чарльза Мизнера – возникла еще более сложная проблема, получившая название проблемы горизонта. Она связана с прослеживанием фотонов реликтового фона на небе в разных направлениях назад во времени до их появления в эпоху рекомбинации.
Обычно однородность температуры – признак теплового контакта. Если вы видите обеденный стол, уставленный дымящимися тарелками супа, температура которых кажется примерно одинаковой, можете предположить, что все они были наполнены из одной кастрюли. У всего супа, пока он стоял на плите, была возможность достичь одинаковой температуры за счет теплового контакта. С другой стороны, если на том же обеденном столе одна из тарелок с супом окажется ледяной, можно предположить, что ее просто наливали не из этой кастрюли, а, скажем, из контейнера, который стоял в холодильнике. Другими словами, суп в этой тарелке не имел теплового контакта с кастрюлей нагретого супа.
В конце 1960‐х годов, представляя космологическое расширение во времени в обратном направлении, Мизнер проследил профили реликтового фона в различных областях неба до эпохи рекомбинации, когда фотоны были выпущены в космос после образования нейтральных атомов. Удивительно, но, основываясь на фридмановских моделях, расширяющихся со скоростью, установленной законом Хаббла (чем дальше другая галактика, тем быстрее она удаляется от нас), он рассчитал, что места испускания, соответствующие точкам на небе, угол между которыми сегодня составляет более тридцати градусов, никогда не были в тепловом контакте. В нашей аналогии это было бы похоже на суп из разогретой кастрюли и суп из охлажденного контейнера. Как же тогда космическое излучение оказалось в наши дни столь поразительно температурно однородным по всему небу – с точностью до ничтожных вариаций в несколько стотысячных долей процента? Таких удивительных совпадений в науке обычно не бывает.
Термин «проблема горизонта» относится к ограничениям возможности связи. Свету, при всей его быстроте, все же требуется определенное время для распространения. Поэтому для любого заданного отрезка времени есть предел досягаемости. Если за время развития Вселенной свет из одной точки пространства не успевает достичь другой точки, астрономы говорят, что они находятся друг для друга за горизонтом. Мизнер подсчитал, что за всю историю существования Вселенной свет из одной точки неба не успел бы пересечь пространство и достичь точек в других точках неба, удаленных более чем на 30 градусов. Поэтому тот факт, что температуры по всему небосводу так близки друг к другу, нельзя объяснить только с помощью простых космологий Большого взрыва, основанных на фридмановской метрике. Такая динамика исключает возможность, что удаленные области на небе когда-то находились достаточно близко друг к другу для теплового обмена.
Рисунок 14. Американский физик Чарльз Мизнер, внесший огромный вклад в теорию гравитации с 1950‐х годов и до наших дней. Источник: AIP Emilio Segrè Visual Archives, Physics Today Collection
Возвращаясь к аналогии с супом: представьте себе неисправную плиту, конфорки которой греют с разной силой – одни пылают адским пламенем, другие еле теплятся. Если суп подогревается в отдельных кастрюлях на разных конфорках и разливается в разные тарелки, температура в них будет очень сильно различаться. Однако если содержимое всех кастрюль перелить в миксер или кухонный комбайн – например, использовать винтажный блендер Sunbeam Mixmaster, – через несколько секунд все содержимое приобретет равномерную температуру и консистенцию. Если оставить все это на некоторое время томиться на медленном огне (скажем, в большом общем котле), а затем разлить по тарелкам, каждый сможет насладиться равномерно подогретым обедом. Мизнер озадачился вопросом: может быть, и в космосе была эпоха перемешивания, когда его температура выравнивалась?
Мизнер понял, что попытка найти решение проблемы горизонта, представляя себе совершенно иную космическую динамику в прошлом, может привести к новому описанию Вселенной. Как он отмечал впоследствии, для космологов обычное дело ставить вопрос так: «Удастся ли нам создать модель Вселенной, которая соответствует наблюдениям?»
«В космологии лучше ставить вопрос иначе, – продолжал Мизнер. – Есть ли механизм, который заставил бы Вселенную стать такой, какой мы ее видим?»[89]
Хотя Эверетт и Мизнер были близкими друзьями и бывшими аспирантами Уилера, они придерживались кардинально различных подходов к разрешению загадок фундаментальной физики. Если Эверетта вполне устраивала мультивселенная, состоящая из почти повторяющихся реальностей, то Мизнер отстаивал теории, ограниченные одной Вселенной, пусть и с меняющейся во времени динамикой.
В итоге Уилер оказался на стороне Мизнера, утверждая, что Вселенная, хоть и началась с хаоса, стала уникально приспособленной для человечества. Это произошло благодаря самосогласованному циклу, который включал измерение человеком ее прошлого. Однако он старался быть вежливым и поддерживать своих бывших студентов. Общаясь с Эвереттом и Мизнером через несколько недель после выступления Эверетта в 1977 году в Техасском университете, Уилер сказал, что теория Эверетта вызывает у него лишь легкое несогласие, и заявил, что он «в целом верит его интерпретации, но раз в месяц по вторникам позволяет себе в ней сомневаться»[90]. Это явно был тактичный способ смягчить свой скептицизм, чтобы избежать разногласий.
В целом разница между теми, кто поддерживает или отвергает многомировые теории, чем-то похожа на разницу между спортсменами, влекомыми соперничеством (даже с невидимыми противниками – например, в виртуальной симуляции), и любителями фитнеса, которые стремятся к изменениям, не слишком задумываясь о других. В конце концов, подобно тому, как заключенный в одиночной камере может работать над собой, одинокая Вселенная может самостоятельно эволюционировать от беспорядка к подтянутой однородности, если ее динамика будет правильной. А если такая метаморфоза возможна, зачем усложнять дело сравнениями?