Во Вселенной, которая не расширяется, вы можете заполнить ее неподвижной материей в любой конфигурации, но она всегда коллапсирует в черную дыру. Такая Вселенная нестабильна в контексте гравитации Эйнштейна, и должна расширяться, чтобы быть стабильной, или мы должны принять ее неизбежную судьбу.
Очевидно, что это еще не произошло и, согласно наблюдениям, не происходило. Сам Эйнштейн знал, что должно быть что-то, что этому препятствует, и поэтому - либо в гениальном порыве, либо в отчаянии, чтобы спасти свою теорию - Эйнштейн ввел новый термин в свои уравнения: космологическая постоянная. Эта космологическая постоянная не была стандартной формой энергии, как материя и излучение, которые состоят из частиц и могут либо распространяться, либо уплотняться под воздействием сил, но скорее космологическая постоянная была формой энергии, которая была присуща самому пространству и всегда выталкивалась наружу: действуя как чистый импульс, отталкивающий объекты внутри пространства друг от друга. Эйнштейн рассуждал, что только путем противодействия внутреннему притяжению гравитации к материи и излучению с помощью внешнего "толчка" космологической постоянной можно достичь статической Вселенной, поскольку должно быть достигнуто некое состояние "равновесия". Но в следующем десятилетии 1920-х годов как теоретические, так и наблюдательные соображения показали, что эта линия мышления Эйнштейна не может быть правильной. Фактически, многие критиковали введение Эйнштейном космологической постоянной для этой цели по одной важной причине: это было концептуальное решение, но в деталях оно было нестабильным. Если бы ваша Вселенная имела какие-либо крошечные несовершенства или неоднородности внутри нее вообще, такие как звезды, планеты или Эйнштейны, она не могла бы оставаться сбалансированной, и ее части были бы обречены на коллапс, в то время как другие были бы вынуждены расширяться. Фреска с уравнениями поля Эйнштейна с иллюстрацией света, изгибающегося вокруг затменного Солнца: ключевые наблюдения, которые впервые подтвердили общую теорию относительности через четыре года после того, как она была впервые теоретически выдвинута: еще в 1919 году.
Тензор Эйнштейна показан разложенным слева на тензор Риччи и скаляр Риччи, с добавленным после этого членом космологической постоянной. Если бы эта константа не была включена, то неизбежным следствием стала бы расширяющаяся (или коллапсирующая) Вселенная.
Первая революция была теоретической и началась с Александра Фридмана в 1922 году. Работая с уравнениями поля Эйнштейна, Фридман стал первым человеком, который показал, как Вселенная, равномерно заполненная: материей, излучением, космологической постоянной, и/или любой другой формой энергии, которую вы можете записать, будет развиваться со временем. Во-первых, примечательно отметить, что такая Вселенная будет или должна развиваться со временем; это явно не соответствует тому, что мы наблюдаем. Тем не менее, Фридман не только упорствовал, но и зашел так далеко, что показал, как именно будет развиваться такая Вселенная и какие факторы будут определять ее будущую эволюцию. То, что обнаружил Фридман, было примечательным: набор уравнений, которые связывали, с одной стороны, общее количество материи и энергии, присутствующих с одной стороны, со скоростью, с которой будет меняться расстояние между любыми двумя произвольными точками в пространстве. Я повторю это еще раз немного по-другому, чтобы вы поняли, насколько это важно: если у вас есть материя и/или энергия, присутствующие во Вселенной и равномерно распределенные по ней, то расстояние между любыми двумя точками в пространстве будет меняться со временем, и скорость, с которой это расстояние меняется, напрямую определяется общей плотностью материи и энергии. Другими словами, пространство не может быть статичным в однородно заполненной Вселенной, как изначально придумал Эйнштейн.
Однако уравнения Фридмана не говорят вам, в каком направлении будет изменяться это расстояние: положительном или отрицательном. Другими словами, Вселенная не может оставаться статичной, но у нее есть два варианта того, как она может развиваться: она может расширяться, при этом расстояние между любыми двумя точками увеличивается со временем, или она может сжиматься, при этом расстояние между любыми двумя точками уменьшается со временем. Это происходит все время в физике: у нас есть уравнения, которые управляют тем, как работает Вселенная, но они не дают вам уникальных решений, а скорее несколько (два или более) возможных решений. Математически существует несколько ответов. Но в нашей физической Вселенной есть только один реальный результат, который когда-либо происходит. Как мы можем узнать, какой результат применимо к нашей Вселенной? Вам нужно взглянуть на саму Вселенную и определить, какое из возможных решений на самом деле физически релевантно. Ответ на этот вопрос можно получить, объединив три различных наблюдения. Наблюдения Генриетты Ливитт за соотношением период-светимость для переменных звезд цефеид, которые научили нас, что если вы измеряете, как быстро цефеида периодически становится ярче и тускнеет, вы можете узнать, насколько она ярче. Наблюдения Весто Слайфера за спиральными и эллиптическими туманностями в небе, которые показали - по тому, как смещалась длина волны их света, - что они двигались с невероятно большими скоростями, и со скоростями, которые обычно указывали на движение от нас, а не к нам. И наблюдения Эдвина Хаббла (и его помощника Милтона Хьюмасона) звезд того же самого класса, который исследовал и каталогизировал Ливитт - переменные звезды цефеиды - в других галактиках, которые казались чрезвычайно тусклыми по сравнению с цефеидами в пределах Млечного Пути и Магеллановых Облаков. Как впервые заметил Весто Слайфер еще в 1910-х годах, некоторые из наблюдаемых нами объектов демонстрируют спектральные признаки поглощения или испускания определенных атомов, ионов или молекул, но с систематическим смещением либо к красному, либо к синему концу светового спектра.
Людям не потребовалось много времени, чтобы сложить эти части головоломки воедино. Хотя Хабблу традиционно приписывают открытие расширяющейся Вселенной - и действительно, его наблюдения сыграли решающую роль в принятии этого решения - он не был первым, кто это сделал. Еще в 1927 году Жорж Леметр сложил воедино предварительные данные исследований Хаббла и Хьюмасона; затем в 1928 году Говард Робертсон независимо пришел к той же идее и пришел к тому же выводу: Вселенная расширяется. Первая статья Хаббла, связывающая эти идеи, появилась только в 1929 году, и только в 1930-х годах он, Эйнштейн и большинство астрофизического сообщества пришли к неизбежному выводу: Вселенная расширяется. За прошедшее с тех пор время, конечно, мы узнали гораздо больше о расширяющейся Вселенной, которая является лишь одним из четырех "краеугольных камней" современной космологии, которые появились с 1960-х годов. Остальные три: открытие космического микроволнового фона, которое указывает на ранний период времени в нашей космической истории, когда было так жарко, что нейтральные атомы не могли стабильно образовываться, измерение изначального содержания легких элементов и их изотопов, указывающее на еще более ранний, более жаркий период, когда протоны и нейтроны были объединены в ядерных реакциях, и эволюционирующее формирование структуры в нашей Вселенной, которое переносит нас из раннего однородного состояния в позднее состояние, богатое звездами, галактиками, скоплениями галактик и в конечном итоге к полноценной космической паутине структуры. Если сложить все четыре этих краеугольных камня вместе, возникает ясная картина: горячий Большой взрыв. Расширяющаяся Вселенная, полная галактик и сложная структура, которую мы наблюдаем сегодня, возникла из меньшего, более горячего, более плотного, более однородного состояния.
Хотя сегодня наблюдаемая Вселенная простирается примерно на 46 миллиардов световых лет во всех направлениях, в далеком космическом прошлом все в космосе было гораздо более компактным, расположенным ближе друг к другу и занимавшим гораздо меньший объем, что наводит на вопрос: что движет расширением Вселенной, как изначально, в начале горячего Большого взрыва, так и сегодня, в поздние космические времена, когда расширение ускоряется?
Горячий Большой взрыв в прошлом имел много названий. Жорж Леметр назвал его "космическим яйцом", когда впервые обсуждал раннее состояние, из которого расширялась Вселенная, какой мы ее знаем. Джордж Гамов, который конкретизировал многие из этих краеугольных камней в 1940-х годах, назвал его "первичным атомом", и поэтому первоначальное название космического микроволнового фона было "первичным огненным шаром", поскольку было признано, что остаточная тепловая ванна излучения изначально была очень горячей в ранней Вселенной. Но на самом деле именно величайший критик Большого взрыва, Фред Хойл, придумал термин Большой взрыв уничижительно в 1949 году. Но как только космический микроволновый фон был открыт примерно 15 лет спустя, правду больше нельзя было игнорировать; Большой взрыв описал наше космическое происхождение - и соответствовал полному набору данных - тогда как ни одна из альтернатив в то время не могла сравниться с его успехами. Даже сегодня, примерно через 60 лет после открытия космического микроволнового фона, горячий Большой взрыв безоговорочно правит как наша лучшая идея относительно нашего космического происхождения, хотя теперь он содержит ингредиенты, которые были неизвестны космологам и астрофизикам в то время: темная материя, темная энергия и эпоха, которая предшествует и создает сам горячий Большой взрыв, космическая инфляция. Эта картина, известная как наша конкордантная модель космологии, является удивительно сильной и надежной.
Протяженность видимой Вселенной теперь простирается на 46,1 миллиарда световых лет: расстояние, на котором свет, испущенный в момент Большого взрыва, будет находиться от нас сегодня, после путешествия в 13,8 миллиарда лет. С течением времени свет, который находится еще дальше, который все еще на пути к нам, в конечном итоге прибудет: с немного больших расстояний и с немного большими красными смещениями. Мы видим прошлое, когда смотрим на большие расстояния, потому что свет, испускаемый далекими объектами, должен пересекать эти большие межгалактические расстояния с конечной скоростью: скоростью света. (Автор: Пабло Карлос Будасси)