Вселенная Стивена Хокинга - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Хокинг cтр.№ 13

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 ^[10]!

Общее свойство всех фридмановских моделей в том, что в некоторый момент времени в прошлом (между 10 и 20 миллиардами лет назад) расстояния между соседними галактиками должны были быть равны нулю. В тот момент, который мы называем Большим взрывом, плотность Вселенной и кривизна пространства-времени должны быть бесконечными. Поскольку математика не может оперировать бесконечными числами ^[11], общая теория относительности (на которой основаны модели Фридмана) предсказывает существование точки во Вселенной, где сама теория уже не имеет силы. Это пример того, что математики называют сингулярностью. В сущности, все наши научные теории исходят из предположения, что пространство-время «гладкое» и почти плоское, и поэтому они теряют смысл внутри сингулярности Большого взрыва, где кривизна пространства-времени бесконечна. А значит, если до Большого взрыва и имели место какие бы то ни было события, то на их основе ничего нельзя сказать о последовавшей эволюции системы, потому что в момент Большого взрыва система перестает быть предсказуемой.

Соответственно, если бы мы знали – а мы знаем – только то, что происходило после Большого взрыва, мы не могли бы определить, что происходило до него. Насколько нам известно, события, случившиеся до Большого взрыва, не могут иметь для нас никаких последствий, а потому не могут быть частью какой бы то ни было научной модели Вселенной. Поэтому их придется исключить, приняв постулат о том, что время началось с Большого взрыва.

Идея о том, что у времени было начало, многим не нравится, потому что отсылает к идее о вмешательстве божества. (С другой стороны, Католическая церковь ухватилась за модель Большого взрыва и в 1951 году официально объявила, что она соответствует Библии). В связи с этим было предпринято несколько попыток избежать вывода о Большом взрыве. Наиболее широкую поддержку получила стационарная теория. Она была предложена в 1948 году двумя учеными, бежавшими из оккупированной нацистами Австрии, – это были Герман Бонди и Томас Голд, которые во время войны вместе с британцем Фредом Хойлом работали над созданием радара. Идея была в том, что по мере разбегания галактик в пространстве между ними из постоянно образующегося нового вещества возникают новые галактики. Таким образом, Вселенная выглядела бы одинаково в любой момент времени в любой точке пространства. Чтобы оправдать теорию стационарной Вселенной, потребовалось подправить общую теорию относительности: нужно было сохранить возможность непрерывного рождения вещества. Но требуемая скорость возникновения нового вещества оказалась настолько малой (около одной элементарной частицы на один кубический километр в год), что это предположение никак не противоречило экспериментальным данным. Предложенная гипотеза была хорошей научной теорией в том смысле, что мы раскрыли в первой главе: она была простой, и на ее основе можно было сделать определенные предсказания, которые проверялись наблюдениями. Одно из таких предсказаний состояло в том, что число галактик или других подобных объектов в любом заданном объеме пространства должно быть одинаковым в любой точке Вселенной и в любой момент времени. В конце 50-х и начале 60-х годов прошлого века группа астрономов под руководством Мартина Райла (который также вместе с Бонди, Голдом и Хойлом во время войны работал над созданием радара) готовила в Кембридже обзор космических радиоисточников. Ученые показали, что большинство этих радиоисточников должны находиться за пределами нашей галактики (многие из них были отождествлены с другими галактиками), а также что число слабых источников намного превосходит число ярких. Исследователи предположили, что более слабые источники расположены дальше более ярких, и сделали вывод, что на небольших расстояниях число источников в единице объема меньше, чем на далеких расстояниях. Это могло означать, что мы находимся в центре большой области Вселенной с относительно невысокой плотностью источников. Или же в прошлом, когда радиоволны направились в нашу сторону, число источников в единице объема было больше, чем в настоящее время. Любое из этих предположений противоречило предсказаниям теории стационарной Вселенной. Более того, открытие микроволнового фонового реликтового излучения Пензиасом и Уилсоном в 1965 году тоже свидетельствовало о том, что в прошлом Вселенная была куда плотнее, чем сейчас. Поэтому от теории стационарной Вселенной пришлось отказаться.