вне атмосферы. Шум этот оставался неизменным днем и ночью и в течение всего года, несмотря на вращение Земли вокруг оси и ее движение по орбите вокруг Солнца. Отсюда следовало, что источник излучения находится за пределами Солнечной системы и даже за пределами нашей Галактики. В противном случае его интенсивность должна была меняться со временем, ведь из-за движения Земли направление приемника тоже менялось.
Раз мы знаем, что излучение на пути к Земле пересекло значительную часть наблюдаемой Вселенной и при этом его интенсивность одинакова во всех направлениях, то и сама Вселенная должна быть одинаковой во всех направлениях, как минимум на больших масштабах. Теперь мы уже знаем, что колебания интенсивности шума в разных направлениях очень малы, так что Пензиас и Уилсон, сами того не зная, натолкнулись на удивительно надежное подтверждение первой гипотезы Фридмана. Но поскольку Вселенная все же не совсем одинакова во всех направлениях и верно это только в среднем и на больших масштабах, то и интенсивность микроволнового излучения тоже не может быть абсолютно одинаковой во всех направлениях, и должны наблюдаться небольшие вариации по небу. Эти вариации впервые были обнаружены в 1992 году благодаря наблюдениям спутника COBE, и их величина оказалась приблизительно равна одной стотысячной доле[9]. В главе 8 мы узнаем, что, несмотря на малый шаг, эти вариации очень важны.
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 занялись гипотезой, высказанной Георгием Гамовым, студентом Александра Фридмана. Согласно этой гипотезе ранняя Вселенная должна была светиться и быть очень горячей и плотной. Дике и Пиблс полагали, что мы должны быть в состоянии увидеть свет ранней Вселенной, поскольку он как раз теперь должен дойти до нас из самых дальних далей. Однако из-за расширения Вселенной этот свет должен был подвергнуться значительному красному смещению, а потому воспринимался бы как микроволновое излучение, а не видимый свет. Дике и Пиблс как раз готовились к поискам 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 самом центре. Однако есть и другое объяснение: Вселенная выглядит совершенно одинаково во всех направлениях независимо от того, в какой галактике находится наблюдатель. Это, как мы только что видели, предполагает вторая гипотеза Фридмана. Нет никаких научных данных, которые бы подтверждали или опровергали ее. Сегодня мы склонны верить этой гипотезе хотя бы из скромности: было бы совершенно удивительно, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только с нашего наблюдательного пункта и ни с какого другого! Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Процесс прекрасно иллюстрирует постепенно раздувающийся воздушный шарик со множеством нарисованных на нем точек. По мере растягивания шарика расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но при этом ни про одну из них нельзя сказать, что она является центром расширения. Более того, чем дальше расположены точки на поверхности шарика, тем быстрее они удаляются друг от друга. Аналогично в модели Фридмана скорость взаимного удаления двух галактик пропорциональна расстоянию между ними. Таким образом, эта модель предсказывает, что красное смещение галактик должно быть прямо пропорционально их расстоянию от нас, в точности как показал Хаббл. Несмотря на то что модель оказалась удачной и позволила предсказать результат наблюдений Хаббла, на Западе работа Фридмана оставалась неизвестной до 1935 года, то есть до тех пор, пока аналогичные модели не разработали американский физик Говард Робертсон и британский математик Артур Уолкер, отреагировав на открытие Хабблом равномерного расширения Вселенной.
Хотя Фридман описал только одну модель Вселенной, удовлетворяющую требованиям двух его фундаментальных гипотез, возможны три таких модели. В модели первого типа (фридмановской) Вселенная расширяется достаточно медленно, а потому под действием гравитационного притяжения между галактиками это расширение замедляется и рано или поздно останавливается. После галактики начинают двигаться вспять, навстречу друг другу, и Вселенная сжимается. На рисунке 3.2 показан график зависимости расстояния между соседними галактиками от времени. В начальный момент это расстояние равно нулю, потом оно растет, достигает максимума и затем уменьшается до нуля. В решении второго типа Вселенная расширяется настолько быстро, что взаимное притяжение галактик не в состоянии когда-либо остановить расширение, хотя и несколько замедляет его. Зависимость расстояния между двумя соседними галактиками в этой модели показана на рисунке 3.3. В начальный момент расстояние равно нулю, после чего галактики разбегаются с равномерной скоростью. Наконец, есть третий тип решения, когда Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, которая не даст ей начать сжиматься. В этом случае расстояние между галактиками (рис. 3.4) тоже равно нулю в начальный момент, после чего вечно увеличивается. Правда, скорость расхождения галактик все уменьшается, хотя и никогда не достигает нуля.
Рис. 3.2
Рис. 3.3
Рис. 3.4
Замечательное свойство модели Фридмана (модели первого типа) состоит в том, что Вселенная в ней не является бесконечной в пространстве, но при этом пространство не имеет границ. Тяготение в этой модели настолько сильно, что пространство оказывается замкнутым само на себя наподобие поверхности Земли. Двигаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не наткнетесь на непреодолимый барьер, не сорветесь с края, а просто рано или поздно вернетесь в то место, с которого начали свой путь. В модели Фридмана пространство напоминает поверхность нашей планеты, но имеет три измерения – вместо двух. В четвертом измерении – времени – модель тоже конечна, но скорее напоминает отрезок с двумя границами – началом и концом. Как мы увидим далее, сочетание общей теории относительности с принципом неопределенности квантовой механики делает возможной модель, где и пространство, и время конечны и притом не имеют границ.
Идея кругосветного путешествия по Вселенной с возвращением в исходный пункт – замечательный сюжет для научной фантастики. Однако на практике ее едва ли удастся реализовать: есть математические свидетельства, что Вселенная успеет схлопнуться до нулевого размера еще до возвращения путешественника. Чтобы успеть вернуться в отправную точку до конца Вселенной, придется двигаться быстрее света, а это невозможно!
В модели Фридмана первого типа, которая сначала расширяется, а потом схлопывается, пространство замкнуто само на себя, подобно поверхности Земли. Поэтому оно имеет конечную протяженность. В модели Вселенной второго типа, которая расширяется вечно, пространство искривлено иначе и напоминает седло. И в этом случае пространство бесконечно. Наконец, в модели Фридмана третьего типа, скорость расширения в которой равна некоему критическому значению, пространство плоское (и поэтому также бесконечно).
Какая же из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Сменится ли расширение однажды сжатием или будет продолжаться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать современную скорость расширения Вселенной и современное значение ее средней плотности. Если плотность меньше определенного критического значения, определяемого скоростью расширения, гравитационное притяжение будет слишком слабым и не сможет остановить расширение. Если плотность превышает критическое значение [определяемое скоростью расширения], то сила тяготения вещества во Вселенной рано или поздно остановит расширение, заставив Вселенную сжаться.
Скорость расширения в настоящий момент можно определить, измерив скорости удаления от нас других галактик – с помощью эффекта Доплера. Эти скорости можно измерить весьма точно, а вот в расстояниях до галактик мы не так уверены, потому что установить их можно только косвенными методами. Так что на данный момент мы знаем лишь, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10 % за миллиард лет. Наши знания о современной средней плотности Вселенной еще менее точны. Если учесть массу всех 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.
Наша и другие галактики, по-видимому, содержат большое количество темного вещества, которое невозможно увидеть непосредственно, но о существовании которого мы знаем по гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, большинство галактик находятся в скоплениях, и аналогичные соображения позволяют сделать вывод о наличии еще большего количества темного вещества в межгалактическом пространстве скоплений, поскольку оно влияет на движение галактик. С учетом массы темного вещества средняя плотность оказывается равной примерно одной десятой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной. Но могут быть и другие, до сих пор не обнаруженные формы вещества, распределенные почти равномерно по всей Вселенной, и их учет может дополнительно увеличить среднюю плотность, которая достигнет критического значения, необходимого, чтобы остановить расширение. Однако имеющиеся данные свидетельствуют, что Вселенная, скорее всего, будет расширяться вечно. При этом наверняка мы можем сказать лишь то, что даже если Вселенной суждено снова сжаться, это произойдет не раньше, чем через десять миллиардов лет, – потому что она расширялась в течение такого времени, и это как минимум. Не следует зря об этом беспокоиться: к тому времени человечество вымрет вместе с погасшим Солнцем, если только мы не успеем колонизовать области за пределами Солнечной системы