Несколько первых страниц этой книги уже удалось перевернуть. Ключевую роль здесь сыграл запущенный NASA в 1989 году спутник, названный аббревиатурой COBE, что расшифровывалось как «Исследователь космического фона» (Cosmic Background Explorer). Первым же экспериментом, выполненным с борта COBE, было установлено, что реликтовое космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) имеет почти идеально тепловой спектр, соответствующий температуре в 2,725 кельвина. Но COBE провел и второй эксперимент: на его борту находился дифференциальный микроволновой радиометр, предназначенный для сканирования неба в поисках малейших различий в температуре CMB-излучения. Это был грандиозный по значению эксперимент. Космологам с самого начала было ясно, что ранняя Вселенная не могла быть полностью однородной – просто потому, что сегодняшняя Вселенная явно неоднородна. Мы видим, что вещество сконцентрировано в галактиках и скоплениях галактик. Если бы в самом начале Вселенная состояла из идеально однородного газа, крупномасштабная паутина галактик никогда бы не сформировалась, а так как галактики – это космические колыбели жизни, то не было бы и нас. И наоборот, даже мельчайшие изменения плотности первичной плазмы с течением времени должны были бы тысячекратно усилиться под воздействием тяготения. В конечном счете вещество в более плотных областях стало бы конденсироваться в облака и структурироваться. Расчеты совместного действия противоположных друг другу эффектов расширения и гравитационной конденсации показывают, что для образования галактик за 10 миллиардов лет горячая ранняя Вселенная должна была иметь неоднородности плотности, по крайней мере, порядка одной стотысячной части. И с момента почти случайного открытия CMB в середине 1960-х годов космологи искали признаки этих мельчайших неоднородностей. Спутник COBE был их последней надеждой. Он был спроектирован именно с расчетом на этот критический уровень чувствительности. COBE должен был прощупать самую основу теории горячего Большого взрыва.
К огромному облегчению космологов, COBE нашел в точности то, что искал. Его данные свидетельствовали: в ранней Вселенной действительно были чуть более горячие и чуть более холодные области. Хотя средняя температура CMB составляла 2,7250 K, в одном участке неба она могла быть равна, скажем, 2.7249 K, а в другом – 2,7251 K. «Мы как будто увидели Бога», – не помня себя от волнения, сказал на пресс-конференции руководитель научного коллектива COBE.
Слабые микроволновые фотоны – самые старые световые частицы, которые мы можем надеяться увидеть[116]. В более ранние эпохи при помощи собирающих фотоны телескопов мы прямо заглянуть не можем, и все же мы должны попытаться понять, что именно было причиной микроскопических флюктуаций первозданного тепла. Горячие и холодные пятна на карте реликтового излучения должны, в конечном счете, быть результатом процессов, происходивших в еще более ранние времена. К сожалению, разрешение приемников COBE было недостаточно высоким: они не могли различать на микроволновом небе структуры протяженностью меньше десяти градусов. Это оставляло нас в неведении относительно происхождения пятен в распределении CMB, но и заставляло космологов осознать, какой ценности информация закодирована в дыме и пепле, оставшихся от первичного огненного шара. Если бы только они могли прочесть написанную мельчайшим шрифтом историю космического микроволнового фонового излучения! Слабый реликтовый фон стал как бы экраном, на который современная космология проецирует свои самые глубокие вопросы.
Итак, на закате XX века астрономические наблюдения «золотого века» наконец позволили нам начать читать «свидетельство о рождении» нашей Вселенной. Стало реальностью видение, о котором Леметр писал за семьдесят лет до этого[117]:
ЕСЛИ БЫ В САМОМ НАЧАЛЕ ВСЕЛЕННАЯ СОСТОЯЛА ИЗ ИДЕАЛЬНО ОДНОРОДНОГО ГАЗА, КРУПНОМАСШТАБНАЯ ПАУТИНА ГАЛАКТИК НИКОГДА БЫ НЕ СФОРМИРОВАЛАСЬ, А ТАК КАК ГАЛАКТИКИ – ЭТО КОСМИЧЕСКИЕ КОЛЫБЕЛИ ЖИЗНИ, ТО НЕ БЫЛО БЫ И НАС.
Эволюцию мира можно сравнить
с только что кончившимся фейерверком;
красные туманные пряди, пепел и дым.
Стоя на остывшей золе,
мы видим, как медленно гаснут солнца,
и пытаемся вспомнить исчезнувший блеск
сотворения мира.
Стивен, который всегда был приверженцем установления связей между космологической теорией и наблюдениями, тоже возлагал большие надежды на то, что, тщательно просеивая этот «космический пепел», космологи смогут реконструировать обстоятельства происхождения Вселенной. К 1990-м Стивен прочно утвердился в своей гипотезе об отсутствии границы. Его убеждала несокрушимая элегантность, с которой эта гипотеза обходила вековые противоречия, связанные с проблемой «начала всего», – для Хокинга красота была залогом истины. Есть свидетельства, что он считал гипотезу об отсутствии границы своим самым крупным открытием[118]. Но, как бы изящна и прекрасна ни была космологическая теория, главным критерием ее правильности всегда остается способность делать предсказания; Хокинг всегда это подчеркивал. Представим на миг, что Вселенная родилась «из ничего», из сферической крупинки чистого пространства. Как тогда выглядела бы наша пятнистая карта распределения температурных вариаций CMB? Ответ на этот интригующий вопрос сделался теперь главным пунктом программы Стивена. Но чтобы найти этот ответ, мы должны сначала вернуться к идее космической инфляции: фазы сверхбыстрого расширения, через которую Вселенная прошла в начале своего существования.
Теорию космической инфляции выдвинули в начале 1980-х физики-теоретики Алан Гут, Андрей Линде, Пол Стейнхардт и Андреас Альбрехт; она считается самым важным усовершенствованием модели горячего Большого взрыва с момента ее появления. В исходной версии теории под инфляцией понималась кратковременная фаза очень ранней истории Вселенной, во время которой гравитация была мощной силой отталкивания и вызвала интенсивное расширение. Основоположники теории инфляции считали, что наблюдаемая Вселенная за мельчайшую долю секунды увеличилась в размерах в ошеломляющем масштабе 1030, что примерно соответствует переходу от размера атома до протяженности Млечного Пути.
Столь малая продолжительность инфляции хорошо объясняла бы загадку, которую мы уже обсуждали в главе 3: почему Вселенная, которую мы наблюдаем, настолько однородна и изотропна вплоть до самых больших масштабов? Очень короткий всплеск сверхбыстрого расширения и означал бы, что даже самые далекие друг от друга области сегодняшней наблюдаемой Вселенной изначально, до всплеска инфляции, были расположены близко друг к другу, внутри общего горизонта. Если говорить об этом в рамках рис. 19, то даже наикратчайшая вспышка сверхбыстрой инфляции отодвинула бы сингулярность Большого взрыва намного ниже, образовав тем самым единую взаимосвязанную среду, которая заполняет весь наш световой конус прошлого. Таким образом, вся наблюдаемая Вселенная имела бы общее причинное происхождение, возникнув везде почти в одном и том же виде.
И все же на первый взгляд ошеломляющие численные характеристики инфляции выглядели невероятными. Если взглянуть на них в перспективе, то выходило, что степень грандиозного раздувания пространства за краткий миг инфляции намного обогнала общее расширение Вселенной за все последовавшие 13,8 миллиарда лет! Что за странная форма материи могла бы заставить пространство растягиваться в таком фантастическом масштабе? Создатели теории инфляции предложили на эту роль скалярные поля. Эти невидимые экзотические субстанции, заполняющие пространство, похожи на электрические и магнитные поля, и даже проще – в каждой точке пространства они характеризуются только численным значением, но не направлением. Одно из известных скалярных полей – поле Хиггса, вершина Стандартной модели физики частиц, открытое в CERN[119] в 2012 году. Расширения Стандартной модели обычно содержат многочисленные скалярные поля; некоторые из них могут входить в состав темной материи, присутствующей во Вселенной. Скалярное поле, ответственное за инфляцию, так и называется – инфлатонным, хоть такое название, возможно, сбивает с толку. Инфлатонное поле остается гипотетическим, оно пока не обнаружено ни в CERN, ни где-либо еще на Земле, – но именно оно, как утверждает теория инфляции, и могло вызвать кратковременное расширение ранней Вселенной в поистине сумасшедших масштабах.
Что же делает скалярные поля таким мощным источником антигравитационных сил отталкивания? Как и все остальные формы материи, скалярные поля описываются правой частью приведенного выше уравнения Эйнштейна. Однако в отличие от обычного вещества, у скалярных полей есть некоторые важные свойства, объединяющие их с космологической постоянной, эйнштейновским – членом. Дело в том, что, подобно космологической постоянной, однородные скалярные поля наполняют пространство не только положительной энергией, порождающей гравитационное притяжение, но и отрицательным давлением, которое иногда называют напряжением или растяжением и которое обуславливает силу антигравитации. И оказывается, что антигравитация скалярных полей побеждает их гравитацию – вот почему они в отличие от всех остальных форм материи ускоряют расширение. Более того, инфляция сама питается расширяющимся пространством. В то время как привычное нам вещество теряет энергию на расширение пространства, при отрицательном давлении, которым инфлатонное поле пропитывает Вселенную, так же как и в случае космологической постоянной, расширение пространства ведет не к рассеиванию энергии этого поля, а наоборот, к ее приобретению[120].
Когда Эйнштейн в 1917 году ввел в свою теорию космологическую постоянную, он тщательно отрегулировал ее значение с таким расчетом, чтобы идеально сбалансировать описываемое ею отталкивание с гравитационным притяжением вещества: тем самым для Вселенной было обеспечено состояние покоя. Спустя шестьдесят лет создатели теории инфляции пошли гораздо дальше: по их представлениям, инфлатонное поле антигравитации, действовавшей в течение очень короткого времени в самом начале Вселенной, было намного сильнее всех источников притяжения. Это и сделало Большой взрыв настоящим взрывом: мгновенным всплеском космического расширения невероятных масштабов.