шарика по мере того, как его надувают воздухом. Для нулевой кривизны подходит образ плоского резинового коврика, который равномерно тянут во всех направлениях. В случае отрицательной кривизны вообразите растягиваемую резиновую чипсину. Если галактики представить себе как равномерно разбросанные блёстки на любой из этих поверхностей, расширение пространства приведёт к тому, что отдельные блёстки-галактики будут отодвигаться друг от друга — в точности как в той картине разбегания галактик, которую наблюдал Хаббл в 1929 году.
Это убедительная космологическая заготовка, но для её полного завершения и определения надо выяснить, какая из описанных форм соответствует нашей Вселенной. Мы можем определить форму знакомых нам объектов — бублика, бейсбольного мяча, куска льда, — взяв их в руки и повертев так и сяк. Проблема в том, что сделать то же самое со вселенной мы не в состоянии, поэтому определять её форму мы вынуждены косвенными методами. Уравнения общей теории относительности подсказывают нам математическую стратегию. Они говорят, что кривизна пространства сводится к единственной наблюдаемой величине — к пространственной плотности материи (более точно — материи и энергии). Если материи много, тяготение заставляет пространство сворачиваться на себя, порождая сферическую форму. Если материи мало, пространство чувствует себя свободно и разворачивается подобно ломтику чипсов «Принглс». А если пространство содержит некое точно определённое количество материи, то его кривизна равна нулю.[2]
Уравнения общей теории относительности также приводят к точному численному критерию, разделяющему данные три возможности. Математические выкладки показывают, что «определённое количество материи» — так называемая критическая плотность, составляет на сегодняшний день примерно 2 ? 10?29 грамма на кубический сантиметр, что соответствует примерно шести атомам водорода в одном кубическом метре, или, в более привычных образах, — одной дождевой капле в объёме, равном объёму земного шара.{12} Если оглядеться вокруг, легко может показаться, что плотность вещества во вселенной превышает критическую, но такой вывод будет поспешным. При вычислении критической плотности исходят из того, что вещество равномерно распределено в пространстве. Поэтому надо представить, что атомы, из которых состоят Земля, Луна, Солнце и всё остальное, равномерно распределены по космосу. Тогда весь вопрос сводится к тому, будет ли каждый кубический метр весить больше или меньше шести атомов водорода.
В силу важности космологических следствий, связанных со средней плотностью материи во вселенной, астрономы в течение десятилетий пытались измерить её величину. Метод измерений, которым они пользовались, идейно прост. С помощью мощных телескопов астрономы тщательно обследовали большие области пространства и суммировали массы всех видимых звёзд, а также массу остального материала, наличие которого они могли предполагать, изучая движение звёзд и галактик. До недавнего времени все проведённые наблюдения указывали на то, что величина средней плотности не очень велика, примерно 27 процентов от критической плотности, что соответствует двум атомам водорода на кубический метр. В свою очередь, это означало бы, что вселенная имеет отрицательную кривизну.
Однако позже, в конце 90-х годов прошлого столетия, произошло нечто экстраординарное. На основе некоторых великолепных наблюдений, которые будут рассмотрены в главе 6, и их анализа астрономы осознали, что из подсчёта постоянно упускался некоторый существенный вклад: диффузная энергия, которая, по-видимому, равномерным образом распределена во всём пространстве. Эти данные потрясли всех. Энергия, наполняющая пространство? Звучит как космологическая постоянная, которую, как мы видели, восемьдесят лет назад ввёл Эйнштейн, и от которой, как хорошо известно, он позже сам отказался. Возродили ли современные наблюдения космологическую постоянную?
До сих пор у нас нет полной уверенности на этот счёт. Даже сейчас, спустя десятилетие после первоначальных наблюдений, астрономам всё ещё предстоит выяснить, является ли такая однородная энергия неизменной, или её величина в заданной области пространства изменяется со временем. Космологическая постоянная, как следует из самого её названия (и как следует из математической сути, так как это единственное фиксированное число в гравитационной налоговой декларации), должна быть неизменной. Для описания общего случая, если энергия может изменяться, а также чтобы подчеркнуть факт отсутствия у данной энергии излучения (это объясняет, почему её не могли обнаружить так долго), астрономы ввели новый термин:
Несмотря на многие нерешённые вопросы, детальные наблюдения на орбитальном телескопе «Хаббл» и в наземных обсерваториях позволили определиться с
Итак, современные данные говорят в пользу постоянно расширяющейся вселенной, форма которой похожа на трёхмерный вариант бесконечной поверхности стола или конечный экран игровой приставки.
Реальность в бесконечной Вселенной
Как было отмечено в самом начале этой главы, нам неизвестно, конечна или бесконечна наша Вселенная. В предыдущих разделах обсуждался случай, когда обе эти возможности естественным образом возникают из теоретических конструкций, и тот или иной выбор никак не противоречит самым точным астрофизическим измерениям и наблюдениям. И как же тогда экспериментально установить, какая из этих возможностей верна?
Это трудный вопрос. Если пространство конечно, то свет от звёзд и галактик циркулировал бы по всему космосу, многократно отражаясь, прежде чем попасть в наши телескопы. Подобно бесконечным изображениям, возникающим при отражении луча света между параллельными зеркалами, зацикленный свет приводил бы к повторяющимся изображениям звёзд и галактик. Астрономы искали подобные повторяющиеся изображения, но пока ничего не обнаружили. Само по себе это не доказывает бесконечность пространства, но показывает следующее: если оно конечно, то может быть настолько большим, что у света попросту было недостаточно времени пройти больше одного круга по космическому гоночному треку. И в этом кроется вызов всей наблюдательной астрономии! Даже если вселенная конечна, то чем она больше, тем лучше маскируется под бесконечную.
Для некоторых космологических вопросов, таких как возраст вселенной, различие между этими двумя возможностями не играет никакой роли. Конечен ли космос или бесконечен, в ранние периоды его существования галактики располагались плотнее друг к другу и поэтому вселенная была более плотной, горячей и более экстремальной. Из данных современных наблюдений о скорости расширения и теоретического анализа того, как эта скорость меняется со временем, мы можем оценить время, прошедшее с того момента, — которое можно назвать началом, — когда всё, что мы сейчас видим, возникло из одной фантастически плотной крупицы. И неважно, конечна вселенная или бесконечна, современные расчёты относят этот момент на 13,7 миллиардов лет назад.
Однако для других вопросов конечность-бесконечность вселенной имеет значение. Например, в конечном случае, рассматривая космос во всё более ранние моменты времени, мы должны представлять пространство всё более и более сжатым. И хотя математика перестаёт работать в начальный, нулевой момент времени, тем не менее, будет правильно представлять пространство при приближении к начальному моменту как всё уменьшающееся ядрышко. А вот в бесконечном случае такое описание неверно: если пространство действительно бесконечно, то оно было и будет таким всегда. При сжатии
