Маленькая книга о Большом взрыве

Чтобы измерить постоянную Хаббла, астрономами было разработано множество методов куда более изощренных, чем простое измерение расстояний от одних галактик до других. Проблема заключается в том, что не все эти методы между собой согласуются. С некоторыми из них я познакомлю вас в следующих главах, а пока скажу только, что возраст Вселенной, то есть время, прошедшее с момента Большого взрыва, составляет около 14 миллиардов лет, а точнее, 13,7 миллиарда лет.

* * *

Общая теория относительности ставит своей целью описание космоса, чтобы показать, из чего он состоит и каковы принципы распределения его содержания. Уравнения теории показывают, как эволюционирует Вселенная.

Это утверждает теория относительности, но не Эйнштейн. Как было сказано ранее, сам он полагал, что Вселенная статична и не расширяется. И ему действительно удалось воспроизвести модель такой Вселенной, добавив в свои уравнения дополнительный компонент – печально известную космологическую постоянную. Этот ход был чистой воды спекуляцией, и, как только расширение Вселенной было доказано, Эйнштейн отрекся от него как от «главного заблуждения своей жизни».

С высоты современности добавление постоянной в уравнение выглядит довольно странно. Если бы ракета, начиненная фейерверками, взорвалась в открытом космосе, вырвавшееся в момент взрыва облако частиц поначалу распространялось бы с высокой скоростью, а затем, при достаточной массивности частиц, начало бы замедляться из-за гравитационного притяжения частиц со стороны друг друга. В зависимости от массы частиц облако может расширяться или сжиматься. Единственное, что оно не будет делать, – оставаться без движения.

Если, исследуя космос, мы используем уравнения общей теории относительности, не прибегая к различным математическим спекуляциям, мы убедимся в том, что он динамичен. Вселенная, без всяких лишних коэффициентов, автоматически расширяется или сжимается со скоростью, определяемой плотностью ее компонентов. Опираясь на это свойство Вселенной, общая теория относительности помогает понять, как работает гравитация. Но точно так же, как физика Ньютона ничего не говорит нам о количестве и составе фейерверков, которые нужно загрузить в ракету, теория общей относительности ничего не говорит о том, из чего состоит та или иная версия Вселенной. Как только компоненты выявлены, в игру вступает гравитация, определяющая эволюцию конкретной модели Вселенной.

Именно такую динамичную модель космоса, базирующуюся на уравнениях Эйнштейна, предложил в 1922 году русский метеоролог Александр Фридман. И поскольку сам Эйнштейн не был готов признать, что Вселенная эволюционирует, именно модель Фридмана в итоге послужила математической базой для теории Большого взрыва[13]. Важная особенность Вселенной Фридмана заключается в том, что она настолько проста, насколько это вообще возможно для космологической модели. Согласно этой модели, все объекты внутри нашей Вселенной распределены по ней равномерно и расширяется она тоже равномерно. Другими словами, Вселенная вся целиком расширяется с одинаковой скоростью.

Главное уравнение Фридмана объясняет, в чем именно выражается зависимость коэффициента расширения Вселенной – или, как ее еще называют, постоянной Хаббла – от наполняющих ее объектов. На самом деле, постоянная Хаббла, измерением которой занимаются астрономы, как раз и представляет собой сегодняшний космологический коэффициент расширения, а значит, технически остается постоянной лишь в тот момент, когда вы это читаете. В целом по мере расширения Вселенной ее плотность снижается, и вместе с ней снижается коэффициент расширения.

Вы можете помнить из главы 3, что геометрию пространства Вселенной определяет материя. Если плотность материи во Вселенной превысит некое критическое значение, составляющее примерно 10^– 29 г/см³ (то есть 10 атомов водорода на м³), скорость расширения модели Вселенной Фридмана, как и в примере со взрывом массивной ракеты-фейерверка, постепенно опустится до нуля, а затем станет отрицательной, и в итоге Вселенная коллапсирует обратно. Такую Вселенную, геометрия которой повторяет геометрию сферического шара, принято называть замкнутой.

Если плотность объектов во Вселенной окажется ниже критического значения, ее геометрия примет вид бесконечно большого рифленого картофельного чипса, на котором близлежащие параллельные линии расходятся. Такая модель будет расширяться вечно и называется открытой.

Реальная же Вселенная, как уже было сказано в главе 3, кажется плоской и напоминает нечто среднее между открытой и замкнутой Вселенными. Если скорость расширения будет постепенно снижаться и стремиться к нулю, то Вселенную ждет медленное сползание в вечность[14].

В то же время получается, что если в будущем скорость расширения будет опускаться до бесконечно низкого показателя, то в прошлом эта скорость была бесконечно высокой. Так и есть: к моменту Большого взрыва она действительно стремилась к бесконечности.