Эйнштейн, узнав в 1931 году о результатах работы Хаббла, сказал Георгию Гамову, что «введение космологической постоянной было его величайшей ошибкой». Почему? Никто не обратил на статью Фридмана никакого внимания. Но, предположим, что Эйнштейн не придумал бы космологическую постоянную; в таком случае ему пришлось бы отвергнуть статическую модель и, возможно, он открыл бы фридмановскую модель сам. Если бы Эйнштейн опубликовал такие же выкладки, что и Фридман, то к нему бы прислушался весь мир. Эйнштейн мог оказаться тем единственным, кому было бы под силу предугадать: Вселенная не должна быть статической, напротив, она должна либо расширяться, либо сжиматься. Затем, когда Хаббл открыл расширение Вселенной, этот факт дополнительно подкрепил бы эйнштейновскую общую теорию относительности. Это был бы величайший триумф Эйнштейна. Не забывайте, никто ранее не рассуждал о расширяющейся Вселенной. Возник бы вопрос: куда она расширяется? Но в теории Эйнштейна само искривленное пространство может быть расширяющимся. Оно не расширяется ни во что (не существует ни полости внутри мяча, ни окружающего его пространства), а просто растягивается. Пространство соединяет все галактики, и само пространство увеличивается. Занятно. Учитывая все это, Эйнштейн назвал космологическую постоянную своей величайшей ошибкой. Позже, в главе 23, я расскажу, почему Эйнштейн, живи он в наши дни, мог бы пересмотреть эту оценку.
Фридмановская модель не единственная потенциально вообразимая конструкция, в которой присутствует лишь обычная материя (и отсутствует темная). Какова наиболее общая модель такого типа, которую можно было бы построить? Вселенная кажется нам изотропной (одинаковой во всех направлениях). Хаббл видел во всех направлениях одинаковое количество галактик и наблюдал, что они разбегаются от нас во все стороны. Теперь, следуя логике Майкла, изложенной в главе 14, можно предположить, что мы находились в самом центре великого взрыва. Если бы мы располагались чуть в стороне, то заметили бы в направлении центра галактик больше, чем в с противоположной стороны. Но будь мы в самом центре, следовало бы ожидать, что во все стороны от нас должны разлетаться примерно равные количества галактик. Правда, после Коперника в подобное уже не верится. Нет, мы не могли оказаться в той единственной галактике, которая расположена в самом центре и от которой разлетаются все остальные галактики. Из принципа Коперника, согласно которому мы не можем занимать во Вселенной какое-либо привилегированное положение, следует, что Вселенная должна выглядеть изотропной для любого наблюдателя, в какой бы галактике он ни находился (иначе наше место оказалось бы особенным). Из очень далекой галактики Вселенная также должна выглядеть изотропной. Когда всем наблюдателям Вселенная представляется одинаковой во всех направлениях, это и означает, что Вселенная является однородной.
Если бы плотность галактик в одной области была выше, чем в другой, то наблюдатель, находящийся близ этой области, видел бы больше галактик в направлении нарастания плотности, нежели в противоположном направлении, и открывающаяся ему картина не была бы изотропной. Естественно, в сравнительно небольших масштабах заметны скопления галактик, но в крупномасштабной структуре Вселенной число галактик в разных направлениях одинаково. Следовательно, именно в самых крупных масштабах Вселенная должна быть изотропной и однородной. Единственный класс однородных и изотропных моделей в общей теории относительности, – это модели с однородной кривизной. Если бы в одной области кривизна была выше, чем в другом, то картина не выглядела бы одинаковой для любого наблюдателя во всех направлениях. В изотропной модели нет выделенных направлений, и кривизна должна по всем направлениям иметь одно и то же значение. Одно из таких решений – фридмановская Вселенная, вписанная в 3-сферу; у нее однородная положительная кривизна. Ее кривизна такая же, как у сферы (2-сферы), и в 3-сферической Вселенной, вероятно, не должно быть никаких особых точек или приоритетных направлений.
Карл Фридрих Гаусс определил кривизну двумерной поверхности как 1/r1r2, где r1 и r2 – главные радиусы кривизны. Сфера обладает гауссовой кривизной 1/r02, где r0 – радиус сферы. У обоих радиусов кривизны одинаковый знак, поскольку если вы, к примеру, сидите на вершине сферы, то все геодезические – идущие как влево и вправо, так и вперед и назад – искривляются вниз. Минус на минус (загибание книзу) дает плюс, поэтому произведение r1r2 положительно, и величина 1/r1r2 также положительна. Следовательно, сферическая поверхность всегда обладает положительной кривизной.
Но остается еще два варианта: нулевая или отрицательная кривизна. Во-первых, в некоторую эпоху Вселенная могла иметь геометрию с нулевой кривизной, то есть быть плоской как бесконечная плоскость (называя такую Вселенную «плоской», мы имеем в виду, что она «неискривленная», а не двумерная, как Флатландия. Это бесконечная трехмерная Вселенная, подчиняющаяся законам евклидовой стереометрии). Такая Вселенная является бесконечно протяженной и содержит бесконечное количество галактик (и не имеет центра, см. главу 14).
В третьем случае мы имеем дело с отрицательной кривизной. В некоторую эпоху Вселенная могла обладать отрицательной кривизной и имела бы при этом седловидную форму. В поперечном направлении седло загибается книзу, чтобы на нем было удобно сидеть, но в продольном направлении загибается кверху, чтобы оно плотнее прилегало к спине и шее лошади. Следовательно, кривизна седла в двух этих направлениях противоположна, а поскольку минус на плюс дает минус, величина 1/r1r2 в данном случае отрицательна. Если нарисовать на седле круг, то длина окружности будет больше 2πr, тогда как в случае со сферой, рассмотренном выше, окружность была бы меньше 2πr. Если бы вы продвинулись по седлу на расстояние r от исходной точки, то, обходя окружность, вы поднимались бы или опускались. Таким образом, окружность в данном случае длиннее 2πr, а на плоскости равна 2πr.
Поверхность с отрицательной кривизной также дает бесконечную Вселенную, в которой содержится бесконечное множество галактик. В случае с отрицательной кривизной перед нами гиперболическая Вселенная, изображенная на рис. 22.6. Это чашевидная поверхность, лежащая в обычном плоском пространстве-времени из специальной теории относительности. На этом рисунке время откладывается по вертикали, будущее расположено сверху. Также мы показываем два пространственных измерения, обозначенных двумя горизонтальными стрелками.
Рис. 22.6. Гиперболическая поверхность с отрицательной кривизной (голубая) в обычном пространстве-времени. Время откладывается по вертикали, будущее расположено сверху. Также здесь показаны два пространственноподобных измерения – это горизонтальные оси. Иллюстрация адаптирована из Lars H. Rohwedder
Если отправиться в путь из центральной точки на дне чаши и измерить ее рулеткой вплоть до окружности верхнего края, то окажется, что длина радиуса, проведенного по этой поверхности, неожиданно мала по сравнению с длиной окружности. Дело в том, что ваша рулетка не только разворачивается в пространстве, но и движется во времени, захватывая поверхность чаши. Измеренное расстояние оказывается короче из-за отрицательного члена – dt2, вычитаемого из расстояния ds2, которое покрывает рулетка. Если провести радиус по внутренней поверхности чаши, то он получится коротким относительно окружности или, наоборот, окружность окажется длинной по сравнению с радиусом – такова характерная черта отрицательной кривизны. (Седло – это модель, хорошо иллюстрирующая увеличенное соотношение длины и радиуса окружности, но на седле есть конкретные направления – продольное и поперечное, которых нет в гиперболической Вселенной. Она одинакова во всех направлениях.) Такая гиперболическая поверхность продолжается до бесконечности, имеет бесконечный объем, и в такой Вселенной содержится бесконечное количество галактик. Фридман исследовал модель такого типа в 1924 году и обнаружил, что она начинается с Большого взрыва, а затем вечно расширяется. Позже Говард Робертсон исследовал плоскую Вселенную (случай с нулевой кривизной) и обнаружил, что такая модель также начинается с Большого взрыва и вечно расширяется.
Подытожим (табл. 22.1). Во Вселенной с положительной кривизной сумма углов треугольника, вычерченного в конкретную эпоху, превышает 180°. Во Вселенной с отрицательной кривизной сумма углов треугольника, вычерченного в конкретную эпоху, будет меньше 180°. Фридмановская Вселенная с положительной кривизной конечна в пространстве и во времени. Она замыкается в пространстве сама на себя, образуя цельную поверхность, а также заканчивается во времени – в финале ее ждет Большое схлопывание. Плоская и отрицательно искривленная фридмановские Вселенные бесконечны в пространстве, содержат бесконечные количества галактик и при этом также бесконечны во времени – они вечно расширяются в будущее.
Таблица 22.1. Свойства фридмановских моделей Большого взрыва
После того как Пензиас и Уилсон открыли в 1965 году реликтовое излучение, ученые принялись выяснять, какая из этих моделей наиболее точно описывает именно нашу Вселенную. Актуальные данные, полученные от спутников «Планк» и WMAP, свидетельствуют в пользу модели с нулевой кривизной с точностью выше 1 %. Но выяснилось, что динамика Вселенной сложнее, чем предполагал Фридман. После того как наблюдения Хаббла подтвердили расширение Вселенной, спрогнозированное в моделях Фридмана, осталось несколько загадок. На самом ли деле до Большого взрыва не было ничего? Что спровоцировало Большой взрыв? Как космический микроволновый фон получился настолько однородным, насколько свидетельствуют наблюдения? Поиск ответом на эти вопросы заставляет нас пересмотреть самую раннюю историю Вселенной.