Если взглянуть на небо ясное темной ночью, то самые яркие объекты, которые вы увидите, это, скорее всего Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, на небе будет много звезд вроде нашего Солнца, но расположенных гораздо дальше. Правда, некоторые из этих «неподвижных» звезд слегка перемещаются относительно друг друга по мере движения Земли по орбите вокруг Солнца. Дело в том, что они на самом деле совсем не неподвижны! А все потому, что сравнительно близкие. По мере движения Земли вокруг Солнца мы видим эти относительно близкие звезды с разных ракурсов на фоне более далеких звезд. Это то же самое явление, что наблюдается, если ехать в машине по открытой местности: близкие деревья постепенно смещаются на фоне более далекого ландшафта. Чем ближе дерево, тем быстрее оно движется на фоне далеких объектов. Это изменение относительного положения объекта называется параллаксом (см. рис. на стр. 63). В случае со звездами это очень удачно, потому что дает возможность непосредственно измерять расстояния до них.

Как уже говорилось в первой главе, ближайшая к нам звезда Проксима Центавра находится на расстоянии около 4 световых лет, или 38 миллионов миллионов километров. Большинство других видимых невооруженным глазом звезд удалены от нас на расстояния в сотни световых лет. Для сравнения: наше Солнце находится на расстоянии всего лишь восьми световых минут! Видимые нами звезды рассыпаны по всему небу, но при этом заметно концентрируются к полосе, известной под названием Млечного Пути. Уже в 1750 году некоторые астрономы полагали, что вид Млечного Пути можно объяснить, полагая, что большинство видимых на небе звезд образуют единую дискообразную структуру – это один из объектов, которые мы сейчас называем спиральными галактиками. Подтверждение эта гипотеза получила лишь спустя несколько десятилетий, когда астроном сэр Уильям Гершель составил каталог[4] положений и расстояний огромного количества звезд. Но все равно такое представление стало общепринятым лишь в XX веке. Теперь мы знаем, что Млечный Путь – наша Галактика – это медленно вращающаяся звездная система диаметром около 100 000 световых лет. Звезды в спиральных рукавах совершают один оборот вокруг Галактического центра примерно за несколько сотен миллионов лет. Наше Солнце – заурядная средних размеров желтая звезда, расположенная вблизи внутренней кромки одного из спиральных рукавов. Мы проделали большой путь со времен Аристотеля и Птолемея, которые считали Землю центром Вселенной!

Наша современная картина Вселенной возникла совсем недавно – в 1924 году, когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика Млечный Путь не единственная во Вселенной. Хаббл в сущности доказал существование множества других галактик, разделенных огромными объемами пустого пространства[5]. Для этого ему потребовалось определить расстояния от Земли до других галактик. Но галактики так далеки, что в отличие от близких звезд выглядят совершенно неподвижными. Поскольку Хаббл не мог использовать для определения расстояний до галактик измерения параллаксов, пришлось применять другие – косвенные методы. Один из очевидных индикаторов расстояния до звезды – это то, насколько яркой она выглядит на небе. Правда, видимый блеск звезды зависит не только от расстояния, но также от того сколько энергии она изучает за единицу времени (т. е. ее светимости). Близкая звезда малой светимости выглядит ярче, чем самая мощная звезда в далекой галактике. Поэтому, чтобы использовать видимый блеск для измерения расстояния до звезды, нужно знать ее светимость.

Параллакс. При движении по дороге или в космическом пространстве относительные видимые положения близких и далеких объектов меняются. Измеряя эти относительные изменения положений, можно определить относительные расстояния объектов

Светимости близких звезд можно вычислить по их видимому блеску и определенному по параллаксу расстоянию. Хаббл обратил внимание, что близкие звезды можно разбить на несколько типов в зависимости от характера их изучения. Звезды одного типа имеют одну и ту же светимость. Хаббл предположил, что если найти в далекой галактике звезды известных типов, то можно считать их светимость равной светимости аналогичных звезд в солнечной окрестности и на этой основе рассчитать расстояние до галактики. Если расстояния, получаемые таким образом по нескольким звездам конкретной галактики, оказываются примерно одинаковыми, то такую оценку вполне можно считать заслуживающей доверия. Хаббл таким образом определил расстояния до девяти разных галактик.

Теперь мы знаем, что невооруженному глазу доступна ничтожная часть всех звезд. Мы видим на небе около 5000 звезд, что составляет всего около 0,0001 %[6] всех звезд в нашей Галактике. А сама наша Галактика – всего лишь одна из сотен миллиардов галактик, доступных взору современных телескопов, и в каждой такой галактике насчитывается в среднем около сотни миллиардов звезд. Если представить звезду в виде кристаллика соли, то все звезды, видимые невооруженным глазом, уместились бы в чайной ложке, а из всех звезд Вселенной получился бы шар диаметром более 15 километров.

Звезды так далеки, что кажутся всего лишь светящимися точками. Мы не в состоянии различить их размер и форму. Но как отметил Хаббл, звезды бывают разных типов и их можно различать по цвету излучения. Ньютон обнаружил, что если солнечный свет пропустить через треугольный кусок стекла – так называемую призму, то он расщепляется на составляющие его цвета совсем как в радуге. Зависимость интенсивности от цвета в излучении источника света называется спектром. Направив телескоп на звезду или Галактику, можно наблюдать спектр излучения этого объекта.

Цвет излучаемого небесным телом света говорит, в частности, о его температуре. В 1860 году немецкий физик Густав Кирхгоф понял, что любое материальное тело при нагревании испускает свет или другой вид излучения – совсем как раскаленные угли. Причина излучения света нагретым телом – это тепловое движение составляющих его атомов. Это так называемое чернотельное излучение (при том, что светящиеся объекты совсем не черные). Спектр чернотельного излучения ни с чем не спутаешь: у него характерная форма, которая зависит от температуры тела. Таким образом, излучаемый нагретым объектом свет – это как показания термометра. Именно так выглядят спектры самых разных звезд, форма которых является индикатором теплового состояния звезды.

Спектр звезды. Анализ цветового состава излучения позволяет определить температуру звезды и химический состав ее атмосферы

При более внимательном рассмотрении спектра можно гораздо больше узнать об излучении звезды. Оказывается, что некоторые цвета в спектре звезды отсутствуют и набор этих цветов разный у разных звезд. Поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает свой характерный для него набор цветов, то сравнив набор цветов, которые отсутствуют в спектре звезды, можно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

Спектр черного тела. Не только звезды, но вообще все объекты испускают излучение, возникающее из-за теплового движения микроскопических составляющих объекта. Распределение частот этого излучения характеризует температуру объекта

В 20-х годах прошлого века астрономы стали изучать спектры звезд в других галактиках и обнаружили весьма необычную особенность: там встречались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и в спектрах звезд нашей собственной Галактики, но при этом в каждой галактике эти наборы оказывались смещенными в красную сторону на одну и ту же относительную величину.

Смещение цвета или частоты излучения известно в физике как эффект Доплера. Нам всем приходится сталкиваться с ним в случае звука. Послушайте автомобиль, который проносится мимо вас по дороге: пока он приближается, звук его двигателя или сигнала выше, чем после того, как автомобиль проедет мимо и станет удаляться. Звук двигателя или сигнала представляет собой волну – последовательность гребней и впадин. Пока автомобиль приближается, он излучает каждый очередной гребень волны с более близкого расстояния, и поэтому расстояние между двумя последовательными гребнями – то есть длина волны звука – оказывается меньше, чем если бы автомобиль был неподвижен. Чем меньше длина волны, тем больше таких колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон или частота звука. Точно так же, когда автомобиль удаляется от нас, длина волны испускаемого им звука оказывается больше, и мы слышим его на более низкой частоте. Чем быстрее движется автомобиль, тем сильнее этот эффект, и поэтому его можно использовать для измерения скорости. Аналогичным образом ведут себя волны света и радиоволны. И действительно полиция использует эффект Доплера для измерения скорости автомобиля путем измерения длины волны отраженных от него радиоимпульсов.

Как мы отметили в главе 5, длина волны видимого света чрезвычайно мала и составляет от 40 до 80 миллионных долей сантиметра. Свет с разной длиной волны воспринимается человеческим глазом как разные цвета, причем самые длинные располагаются в красной, а самые короткие – в синей части спектра. Теперь представим себе источник света, который находится на постоянном расстоянии от нас – например звезду, которая излучает свет определенной длины волны. В этом случае длина волны, которую мы воспринимаем, в точности равна длине волны, которую звезда излучает. А теперь представим себе источник света, движущийся в направлении от нас. Как в случае звука длина волны воспринимаемого нами света оказывается больше, чем в случае неподвижной звезды, и, следовательно, спектр удаляющейся звезды будет смещен в красную сторону.

Эффект Доплера. Если источник волны движется навстречу наблюдателю или от него, то длина воспринимаемых наблюдателем волн оказывается, соответственно, короче или длиннее, чем от неподвижного источника. Это называется эффектом Доплера

Доказав существование других галактик, Хаббл занялся определением их расстояний и наблюдением их спектров. В то время считалось, что галактики движутся совершенно случайным образом, и Хаббл ожидал обнаружить примерно одинаковое количество галактик с голубым и красным смещением спектров. К его удивлению оказалось, что спектры большинства галактик смещены в красную сторону: почти все они удалялись от нас! Еще более удивительным оказался результат, опубликованный Хабблом в 1929 году: величины красного смещения в спектрах галактик распределены не случайно, а прямо пропорциональны расстоянию галактики от нас. Иными словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется! Это означало, что вопреки господствовавшим тогда представлениям Вселенная не может быть стационарной, ее размер не может оставаться постоянным. В действительности она расширяется, и расстояния между галактиками со временем увеличиваются.

Открытие расширения Вселенной стало одной из величайших интеллектуальных революций XX века. Оглядываясь назад, кажется странным, что никто не подумал об этом раньше. Ньютон и другие ученые вполне были в состоянии додуматься до того, что стационарная Вселенная была бы неустойчива из-за отсутствия в нашем мире силы отталкивания, сравнимой по величине с силой всемирного тяготения, которая притягивает звезды и галактики друг к другу. Поэтому даже если в какой-то момент времени Вселенная была бы стационарной, то она не смогла бы оставаться в этом состоянии из-за взаимного гравитационного притяжения всех звезд и галактик, которое должно заставить ее сжиматься. На самом деле даже если бы Вселенная расширялась с небольшой скоростью, то сила тяготения рано или поздно остановила бы это расширение и Вселенная начала бы сжиматься. Однако если бы Вселенная расширялась быстрее некоторого предела, то сила тяготения никогда не смогла бы остановить это расширение и оно продолжалось бы вечно. Это напоминает ситуацию с запуском ракеты с поверхности Земли: если скорость ракеты недостаточно велика, то сила тяготения в какой-то момент остановит движение ракеты, а потом заставит ее упасть обратно на землю. С другой стороны, если скорость ракеты больше определенного критического значения (около 11 км/c), то сила тяготения нашей планеты уже никогда не сможет заставить ее вернуться назад и ракета продолжит удаляться от Земли.

Такое поведение Вселенной вполне можно было предсказать в рамках ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII столетия. Но вера в стационарную Вселенную была столь велика, что оставалась незыблемой вплоть до начала XX века. Даже Эйнштейн, сформулировав общую теорию относительности в 1915 году, был настолько уверен, что Вселенная обязана быть стационарной, что поправил свою теорию так, чтобы сделать это возможным, введя в свои уравнения дополнительный коэффициент, названный им космологической постоянной. Космологическая постоянная была призвана сыграть роль новой «антигравитационной» силы, которая в отличие от других сил не имеет какого-то определенного источника, но встроена в саму структуру пространства-времени. Это сила придала пространству-времени внутреннее свойство расширяться. Подобрав соответствующим образом величину космологической постоянной, Эйнштейн смог добиться нужной величины этой расширительной тенденции и в точности компенсировать взаимное притяжение вещества, получив стационарную Вселенную. В дальнейшем Эйнштейн отказался от космологической постоянной, назвав этот поправочный коэффициент своей величайшей ошибкой. Но как мы скоро увидим, сейчас есть все основания считать, что Эйнштейн все же был прав, когда вводил свою космологическую постоянную. Эйнштейн был бы весьма разочарован тем, что его вера в стационарную Вселенную заставила его отказаться от предсказанного его теорией расширения Вселенной. Только один человек, похоже, готов был принять это предсказание общей теории относительности. Пока Эйнштейн и другие физики искали способа избежать неизбежной нестационарности Вселенной в рамках общей теории относительности, русский физик и математик Александр Фридман предпочел эту нестационарность объяснить.

Фридман выдвинул две очень простые гипотезы о свойствах Вселенной: во-первых, он предположил, что Вселенная одинакова во всех направлениях, и во-вторых, что то же самое справедливо для любого наблюдателя в любом месте Вселенной. Исходя всего лишь из этих двух предположений, Фридман показал, решив уравнения общей теории относительности, что Вселенная не должна быть стационарной. То есть еще в 1922 году, за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман предсказал именно то, что Хаббл впоследствии обнаружил!

Конечно же, предположение о том, что Вселенная выглядит совершенно одинаково, в каком бы направлении мы ни посмотрели, не совсем верно. Например, как мы уже отметили, звезды в нашей Галактике образуют хорошо заметную светлую полосу, пересекающую ночное небо, – то, что мы называем Млечный Путь. Но если взглянуть на далекие галактики, то окажется, что их число примерно одинаково в любом направлении. Таким образом, Вселенная выглядит практически одинаковой во всех направлениях, если только рассматривать ее в большом масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и пренебречь различиями на меньших масштабах. Представьте себе, что вы стоите в лесу, а вокруг вас случайным образом растут деревья. Если посмотреть в одном направлении, то ближайшее дерево окажется на расстоянии одного метра, а в другом направлении ближайшее дерево может встретиться на расстоянии трех метров. В третьем направлении может оказаться целая группа деревьев на расстоянии двух метров. На первый взгляд вид леса в разных направлениях различается, но если мы будем рассматривать все деревья в радиусе одного километра, то различия эти осреднятся и окажется, что лес почти одинаковый во всех направлениях.

Изотропный лес. Даже если деревья в лесу распределены равномерно, ближайшие к нам деревья могут создавать впечатление, что они растут не поодиночке, а группами. Аналогичным образом Вселенная в наших ближайших окрестностях не совсем однородна, но на больших масштабах она выглядит совершенно одинаковой во всех направлениях

Долгое время равномерное распределение звезд[7] во Вселенной считалось достаточным обоснованием гипотезы Фридмана как грубого приближения к реальной Вселенной. Но позднее, благодаря счастливой случайности, было открыто еще одно проявление Вселенной, замечательным образом согласующееся с предположением Фридмана. В 1965 году два американских физика из компании Bell Telephone Laboratories (штат Нью-Джерси) Арно Пензиас и Роберт Уилсон тестировали очень чувствительный микроволновой приемник. (Напомним, что микроволновое излучение – это электромагнитные волны, также как и свет, но с длиной волны около одного сантиметра.) Пензиасу и Уилсону не давало покоя то, что приемник регистрировал большую интенсивность шума, чем ожидалось. Исследовав приемник, они нашли там птичий помет и проверили его на предмет других возможных неполадок, но вскоре исключили их как возможные источники ошибок. Особенность шума состояла в том, что он оставался неизменным независимо от времени суток и в течение всего года, несмотря на вращение Земли вокруг своей оси и ее движение по орбите вокруг Солнца. Поскольку из-за этих движений приемник каждый раз был направлен в разные точки на небе, то Пензиас и Уилсон пришли к выводу, что источник шума должен быть расположен за пределами Солнечной системы и даже за пределами нашей Галактики. Шум, похоже, приходил с одинаковой интенсивностью со всех направлений. Теперь мы знаем, что интенсивность этого шума практически одна во всех направлениях и очень мало меняется по небу, так что Пензиас и Уилсон, сами того не зная, наткнулись на поразительное проявление первой гипотезы Фридмана, согласно которой свойства Вселенной одинаковы во всех направлениях.

Каков же источник космического фонового излучения? Почти в то же время, когда Пензиас и Уилсон исследовали шум приемника, два других американских физика – Боб Дике и Джим Пиблс, работавшие в расположенном поблизости Принстонском университете, тоже заинтересовались микроволновым излучением. Они исследовали гипотезу, высказанную студентом Александра Фридмана, Георгием Гамовым. Согласно этой гипотезе, ранняя Вселенная должна была быть очень горячей и плотной и светиться. Дике и Пиблс полагали, что мы должны быть в состоянии увидеть свет ранней Вселенной, потому что свет от самых далеких ее частей как раз сейчас должен был достичь нас. Однако из-за расширения Вселенной этот свет должен был испытать очень большое красное смещение и восприниматься нами как микроволновое излучение, а не видимый свет. Дике и Пиблс как раз занимались поиском этого излучения, когда Пензиас и Уилсон узнали об их работе и поняли, что уже нашли его. Пензиас и Уилсон получили за это Нобелевскую премию 1978 года (что, конечно, несколько несправедливо по отношению к Дике и Пиблсу, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд может показаться, будто все эти данные, свидетельствующие о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях, означают, что мы занимаем особое место во Вселенной. В частности, может возникнуть впечатление, что раз практически все наблюдаемые нами галактики удаляются от нас, то мы находимся в центре Вселенной. Однако есть и другое объяснение: Вселенная выглядит совершенно одинаково во всех направлениях независимо от того, в какой галактике находится наблюдатель. В этом, как мы только что видели, и заключается вторая гипотеза Фридмана.

Нет никаких научных данных, которые бы свидетельствовали за или против второй гипотезы Фридмана. Несколько столетий назад Церковь сочла бы такую гипотезу ересью – ведь согласно церковной доктрине мы занимаем особое место во Вселенной и находимся в ее центре. Но сегодня мы склонны поверить в гипотезу Фридмана из совершенно противоположных соображений – скорее из скромности: было бы совершенно удивительно, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только с нашего наблюдательного пункта и ни из какого другого места во Вселенной!

Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает постепенно раздувающийся воздушный шарик со множеством нарисованных на нем точек. По мере раздувания шарика расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но при этом ни про одну из них нельзя сказать, что она является центром расширения. Более того, по мере увеличения радиуса шарика чем дальше расположены две точки на его поверхности, тем быстрее они удаляются друг от друга. Например, предположим, что радиус шарика удваивается за секунду. Тогда две точки, которые первоначально находились на расстоянии одного сантиметра друг от друга, через секунду окажутся на расстоянии двух сантиметров, если измерять расстояние вдоль поверхности шарика. Так что их относительная скорость составляет один сантиметр в секунду. При этом две точки, которые первоначально были на расстоянии десяти сантиметров друг от друга, теперь находятся на расстоянии двадцати сантиметров. Следовательно, их относительная скорость равна десяти сантиметрам в секунду. Аналогичным образом в модели Фридмана скорость взаимного удаления двух галактик пропорциональна расстоянию между ними, и таким образом Фридман предсказал, что красное смещение галактик должно быть прямо пропорционально их расстояниям от нас, в точности как обнаружил Хаббл. Несмотря на то что модель оказалась успешной и позволила предсказать результат наблюдений Хаббла, на Западе работа Фридмана оставалась неизвестной до тех пор, пока аналогичные модели не были разработаны в 1935 году американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уолкером в ответ на открытие Хабблом равномерного расширения Вселенной.

Фридман создал только одну модель Вселенной. Но если его предположения верны, то возможны три вида решения уравнений Эйнштейна, то есть три разных вида моделей Фридмана и три сценария развития Вселенной.

Расширяющаяся Вселенная на воздушном шарике. Из-за расширения Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Со временем, подобно точкам на поверхности раздувающегося шарика, расстояние между более удаленными друг от друга галактиками увеличивается больше, чем расстояние между более близкими галактиками. Следовательно, для наблюдателя в любой из галактик скорость других галактик относительно него тем больше, чем больше они удалены

В решении первого типа (того, что нашел Фридман) Вселенная расширяется достаточно медленно, так что под действием гравитационного притяжения между галактиками расширение замедляется и рано или поздно останавливается. После этого галактики начинают двигаться назад, навстречу друг другу, и Вселенная сжимается. В решении второго типа Вселенная расширяется настолько быстро, что взаимное притяжение галактик не в состоянии когда-либо остановить расширение, хотя и несколько замедляет его. Наконец, есть третий тип решений, когда Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы не начать сжиматься. Скорость разлета галактик все уменьшается, но никогда не достигает нуля.

Замечательное свойство модели Фридмана первого типа состоит в том, что пространство Вселенной в ней не бесконечно, но при этом не имеет границ. Тяготение в этой модели настолько сильное, что пространство оказывается замкнуто само на себя наподобие поверхности Земли, которая конечна и при этом не имеет границ. Двигаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не наткнетесь на непроходимый барьер, не сорветесь с края, а просто рано или поздно вернетесь в то место, с которого начали свой путь. В этой модели – то есть модели Фридмана первого типа – пространство напоминает поверхность Земли, но только у него три измерения вместо двух, как у земной поверхности. Идея кругосветного путешествия по Вселенной с возвращением в исходное положение – замечательный сюжет для научной фантастики, но особого практического значения она не имеет, так как можно показать: Вселенная успеет схлопнуться до нулевого размера до того, как вы успеете вернуться. Из-за огромных размеров Вселенной, чтобы успеть вернуться в исходную точку до конца Вселенной, придется путешествовать быстрее скорости света, а это невозможно! Во второй модели Фридмана пространство тоже искривлено, хотя и иначе. Только в третьей модели Фридмана Вселенная имеет плоскую геометрию на больших масштабах, хотя пространство искривлено в окрестности массивных объектов.

Какая же из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда-либо ее расширение и сменится сжатием или будет продолжаться вечно?

Оказывается, что ответить на этот вопрос гораздо труднее, чем казалось сначала. Все в основном зависит от двух факторов – современной скорости расширения Вселенной и современной средней плотности в ней, то есть количества вещества в заданном объеме пространства. Чем больше современная скорость расширения, тем сильнее должна быть сила тяготения, чтобы остановить это расширение, и поэтому тем больше должна быть плотность. Если средняя плотность превышает определенное критическое значение (определяемое скоростью расширения), то сила тяготения вещества во Вселенной рано или поздно остановит расширение, заставив Вселенную сжиматься в соответствии с первой моделью Фридмана. Если средняя плотность ниже критического значения, то силы тяготения окажется недостаточно, чтобы остановить расширение, и Вселенная продолжит расширяться вечно в соответствии со второй моделью Фридмана. Если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, то расширение Вселенной будет постоянно замедляться, а ее состояние будет постепенно приближаться к стационарному, никогда не достигая его. Такое поведение соответствует модели Фридмана третьего типа.

Ну и какой же из моделей соответствует поведение реальной Вселенной? Современную скорость расширения можно определить, измеряя с помощью эффекта Доплера скорости удаления от нас других галактик. Эти скорости можно измерить весьма точно, а вот расстояния до галактик мы знаем не так хорошо, потому что измерить их можно только косвенными методами. Так что на данный момент мы знаем лишь, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10 % в каждый миллиард лет. Но наши знания о современной средней плотности Вселенной еще менее точные. Если учесть массу всех в принципе видимых звезд в нашей и других галактиках, то полученная средняя плотность окажется менее одной сотой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной, даже если принять наименьшую оценку скорости расширения.

Но это еще не все. Наша и другие галактики, по-видимому, содержат большое количество темного вещества, которое невозможно увидеть непосредственно, но о существовании которого мы знаем из-за его гравитационного воздействия на орбиты звезд в галактиках. Пожалуй, лучшим свидетельством в пользу существования такого темного вещества является движение звезд на окраинах спиральных галактик вроде нашего Млечного Пути. Эти звезды движутся по своим орбитам вокруг галактик слишком быстро, чтобы удерживаться совокупным тяготением наблюдаемых в галактике звезд. Кроме того, большинство галактик находятся в скоплениях и аналогичные соображения позволяют заключить о наличии еще большего количества темного вещества в межгалактическом пространстве скоплений на основании того влияния, которое это вещество оказывает на движение галактик. И действительно, количество темного вещества намного превосходит количество обычного вещества во Вселенной. С учетом массы всего этого темного вещества средняя плотность оказывается равной примерно одной десятой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной. Но могут быть и другие, до сих пор нами не обнаруженные формы темного вещества, распределенные почти равномерно по всей Вселенной, учет которых может дополнительно увеличить среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые очень трудно обнаружить (в одном из нейтринных экспериментов использовался детектор, наполненный пятьюдесятью тысячами тонн воды). Считалось, что нейтрино не имеют массы и поэтому не создают гравитационного притяжения, но эксперименты последних нескольких лет свидетельствуют о наличии у нейтрино очень малой массы, которую до тех пор не удавалось обнаружить. Если у нейтрино есть масса, то эта частица может быть одним из видов темного вещества. Но даже с учетом вклада нейтрино как темного вещества общая плотность вещества во Вселенной оказывается недостаточной, чтобы остановить расширение, поэтому до недавнего времени физики считали, что устройство Вселенной описывается моделью Фридмана второго типа.

А потом появились новые наблюдения. В последние годы несколько групп исследователей занимались изучением мельчайших волн микроволнового фона, открытого Пензиасом и Уилсоном. Характерные размеры этой ряби могут служить индикатором крупномасштабной геометрии Вселенной, и, похоже, они свидетельствуют о том, что Вселенная скорее всего плоская (как в модели Фридмана третьего типа)! Количества видимого и темного вещества недостаточно для такой модели, и поэтому для объяснения устройства Вселенной физики предположили существование другой, до сих пор не обнаруженной субстанции – темной энергии.

Все еще больше запуталось в результате недавних наблюдений, из которых стало ясно, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Ни одна из моделей Фридмана так себя не ведет! И это очень странно, потому что под влиянием распределенного в пространстве вещества, независимо от его средней плотности, расширение Вселенной замедляется. В конце концов, гравитация – это сила притяжения. Ускоренное расширение Вселенной напоминает взрыв бомбы, при котором ударная волна после взрыва с течением времени усиливается, вместо того чтобы ослабевать и рассеиваться. Что же может заставить расширяться Вселенную все быстрее и быстрее? Пока этого никто в точности не знает; согласно некоторым данным Эйнштейн, возможно, был прав, вводя в свои уравнения космологическую постоянную (и связанный с ней эффект антигравитации).

Благодаря быстрому развитию техники и новым большим космическим телескопам мы узнаем все новые и удивительные сведения о Вселенной. Мы теперь хорошо представляем себе и будущее поведение Вселенной: она продолжит расширяться со все большей скоростью. Время будет продолжать течь без остановки – во всяком случае, если вы достаточно осторожны, чтобы не упасть на черную дыру. Но что можно сказать о ранней Вселенной? Как Вселенная родилась и что заставило ее расширяться?