Если применить эти упрощающие допущения, видно, что уравнения обретают решения. (По сути, и решение Эйнштейна, и решение де Ситтера представляли собой лишь частные случаи более общего решения Фридмана.) Примечательно, что его решения зависели лишь от трех параметров:
1. Н, определяющая скорость расширения Вселенной (сегодня ее называют постоянной Хаббла в честь астронома, который действительно измерил расширение Вселенной).
2. Ω (омега), которая определяет среднюю плотность материи во Вселенной.
3. λ (лямбда), энергия пустого космоса, или темная энергия.
Многие космологи всю свою профессиональную жизнь провели в попытках определить точное значение этих трех величин. Неуловимое взаимодействие между этими тремя постоянными определяет будущее развитие нашей Вселенной. Например, поскольку гравитация выражается силами притяжения, то плотность Вселенной О) действует в качестве некоего тормоза, замедляющего расширение Вселенной. Представьте, что вы подбросили камень. В обычных условиях гравитация достаточно велика, чтобы изменить движение камня, который падает обратно на Землю. Однако если подбросить камень с достаточной силой, то он преодолеет действие гравитации и навсегда вырвется в открытый космос. Подобно камню, Вселенная первоначально расширилась в результате Большого Взрыва, но материя, V), действует на расширение Вселенной как тормоз, точно также, как земная гравитация воздействует в качестве тормоза на подброшенный камень.
Теперь допустим, что X, энергия пустого космоса, равна нулю. Пусть Ω — плотность Вселенной, разделенная на критическую плотность. (Критическая плотность Вселенной равна приблизительно, 10 атомам водорода на кубический метр. Она в среднем соответствует одному атому водорода в объеме трех баскетбольных мячей — настолько пустынна Вселенная.)
Ученые считают, что если величина СО меньше единицы, то во Вселенной недостаточно материи, чтобы обратить вспять первоначальное расширение, вызванное Большим Взрывом. (Подобно примеру с подброшенным камнем: если масса Земли недостаточно велика, то камень преодолеет земную гравитацию и улетит прочь.) В результате Вселенная будетрасширяться вечно, погружаясь вледеня-щий холод — температуры ее приблизятся к абсолютному нулю. (Это принцип работы холодильника или кондиционера. Расширяясь, газ охлаждается. Например, газ, циркулирующий в трубке вашего кондиционера, расширяется, охлаждая трубку и вашу комнату.)
Если величина СО больше 1, то во Вселенной достаточно материи и гравитации, чтобы в конце концов изменить направление космического расширения. В результате расширение Вселенной прекратится, а затем она начнет сжиматься. (Так же как в случае с подброшенным камнем: если масса Земли достаточно велика, то камень в конце концов достигнет наивысшей точки, а затем снова упадет на Землю.) Когда звезды и галактики устремятся навстречу друг другу, температуры начнут расти. (Каждый, кто хоть раз накачивал велосипедную шину, знает, что при сжатии газ нагревается.
Существует три варианта возможного развития Вселенной. Если СО меньше 1 (а У. равна 0), то Вселенная будет продолжать расширяться вечно вплоть до Большого Охлаждения. Если СО больше 1, то Вселенная придет к Большому Сжатию. Если СО равна 1, то Вселенная — плоская и будет продолжать расширяться вечно. (Данные со спутника WMAP показывают, что О) и %. в сумме дают единицу, а это означает, что Вселенная плоская.
Механическая работа накачивания воздуха преобразует энергию гравитации в тепловую энергию.) В конце концов температуры станут настолько высокими, что всякая жизнь исчезнет, а во Вселенной начнется процесс «Большого Сжатия». (Астроном Кен Кросвелл называет этот процесс «от создания к сжиганию».)
Третий вариант заключается в том, что О) равняется 1. Иными словами, плотность Вселенной равна критической плотности. В таком случае Вселенная балансирует на грани между двумя крайностями, но при этом она будет продолжать расширяться вечно. (Как мы увидим, этот сценарий развития вписывается в инфляционную картину.)
Если Ω меньше 1 (а %. равна 0), то Вселенная открыта, а ее кривизна отрицательна, как кривизна седла. Параллельные линии никогда не сходятся, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.
И наконец, существует возможность, что Вселенная после Большого Сжатия снова возникнет при очередном Большом Взрыве. Эту теорию называют теорией пульсирующей Вселенной.
Фридман доказал, что каждый из описанных сценариев развития определяет кривизну пространства-времени. В случае, если О) меньше 1 и Вселенная расширяется вечно, то, по Фридману, бесконечно не только время, но и пространство. Такую Вселенную называют «открытой», то есть бесконечной во времени и в пространстве. Когда Фридман подсчитал кривизну такой Вселенной, он обнаружил, что она отрицательна. (Это похоже на поверхность седла или изогнутой трубы. Если бы жучок жил на этой поверхности, он бы обнаружил, что параллельные линии никогда не пересекаются, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.)
Если СО больше 1, то Вселенная в конце концов придет к Большому Сжатию. Время и пространство конечны. Фридман открыл, что кривизна такой Вселенной положительна (она похожа на сферу). И, наконец, если СО равняется 1, то пространство плоское, а время и пространство границ не имеют.
Если СО больше 1, то Вселенная замкнута и ее кривизна положительна, как в сфере. Параллельные линии всегда сходятся, а внутренние углы треугольника в сумме дают больше 180 градусов.
Фридман не только первым применил комплексный подход к космологическим уравнениям Эйнштейна, он также представил наиболее реалистичную версию Судного Дня, конца Вселенной: исчезнет ли она в леденящем холоде, сгорит ли в Большом Сжатии или же будет продолжать пульсировать вечно. Ответ определяется ключевыми параметрами: плотностью Вселенной и энергией вакуума.
Но в картине, нарисованной Фридманом, зияет дыра. Если Вселенная расширяется, это означает, что у нее должно было быть начало. Теория Эйнштейна ничего не сообщает о моменте этого начала. Отсутствовал именно момент создания — Большой Взрыв. И вот в конце концов трое ученых представили нам убедительнейнгую картину Большого Взрыва.
ГЛАВА 3
Большой Взрыв
Вселенная не просто удивительнее, чем мы предполагаем; она удивительнее, чем мы можем предположить.
Дж. Б. С. Холдейн
Что мы, люди, ищем в истории создания, — так это способ познания мира, который откроет нам нечто, выходящее за пределы данных опыта, что дает нам знания и одновременно формирует нас в своих пределах. Вот что нужно людям. Вот чего просит душа.
Джозеф Кэмпбелл
Данные, полученные с помощью космического телескопа Хаббла, явно указывали на то, что Вселенная моложе, чем ее старейшая звезда, а это с научной точки зрения невозможно. Данные показывали, что возраст Вселенной от 8 до 12 млрд лет, в то время как некоторые ученые придерживались мнения о том, что старейшие звезды насчитывают 14 млрд лет. «Вы не можете быть старше вашей мамочки», — прокомментировал этот факт Кристофер Импей из Аризонского университета.
Но раз уж вы прочитали заголовок, выделенный жирным шрифтом, то вы понимаете, что теория Большого Взрыва пребывает в добром здравии. Доказательства, оспаривающие теорию Большого Взрыва, основывались на данных одной-единственной галактики Ml 00, а такой метод научных исследований весьма сомнителен. В статье утверждалось, что бреши в теории «столь велики, что сквозь них легко прошел бы космический корабль «Энтерпрайз» из телесериала "Стар Трек"». С опорой на необработанные данные космического телескопа Хаббла возраст Вселенной можно было вычислить не точнее, чем с 10-20-процентной погрешностью.
Я считаю, что теория Большого Взрыва основывается не на догадках, а на результатах обработки сотен данных из нескольких источников, которые все вместе подтверждают единую непротиворечивую теорию. (В науке не все теории равнозначны. Каждый может предложить свою версию создания Вселенной, но при этом необходимо, чтобы такая теория могла объяснить результаты обработки множества собранных данных, которые легко вписываются в теорию Большого Взрыва.)
Три великих «доказательства» теории Большого Взрыва основаны на работе троих невероятно талантливых ученых, каждый из которых занимал ведущее положение в той области науки, которой занимался. Это Эдвин Хаббл, Георгий Гамов и Фред Хойл.
