Сначала Эйнштейн стремился создать модель Вселенной, которая была не только конечна в пространстве, но вечна и неизменна во времени. Проблема заключалась в том, что силы гравитации всегда действуют на тела, стремясь собрать их вместе. Это означает, что гравитация действует на всю Вселенную, вызывая ее сжатие. Если Вселенная расширяется, гравитация будет замедлять расширение. Если Вселенная не расширяется и не сжимается, сила притяжения приведет к сжатию. Эйнштейн, таким образом, мог предсказать, что Вселенная должна изменяться во времени: либо расширяться, либо сжиматься. Вместо этого он изменил свою теорию, пытаясь удержать Вселенную в статическом равновесии, и, таким образом, сделал другое неожиданное открытие, которое лишь недавно получило экспериментальное подтверждение. Эйнштейн изменил уравнения, добавив в них член, работающий против сил гравитации и заставляющий Вселенную расширяться. В результате появилась новая константа, представляющая собой энергетическую плотность пустого пространства. Эйнштейн назвал ее космологической постоянной. Сегодня есть достаточно доказательств того, что Вселенная расширяется, и расширение Вселенной происходит с ускорением. Более общим названием причины ускоренного расширения является термин темная энергия, но если ее плотность постоянна во времени и пространстве, она может быть описана космологической постоянной Эйнштейна. До сих пор все наблюдения находятся в согласии с этой гипотезой, но некоторые космологические сценарии требуют, чтобы величина темной энергии менялась.

Не думаю, что Эйнштейн предполагал, будто величина этой константы когда-либо будет измерена, но ее все же удалось измерить. Она имеет невероятно крошечную величину и при этом вызывает колоссальные последствия. Эффект суммируется по всей Вселенной. Таким образом, во Вселенной две противодействующие силы: гравитация, вызывающая сжатие, и космологическая постоянная, ускоряющая расширение.

Эйнштейн предложил статическую модель Вселенной, в которой эти силы точно сбалансированы. Но у такой модели проблема: баланс нестабилен. При малейшем возмущении Вселенной одна из тенденций возьмет верх, так что Вселенная должна либо вечно расширяться, либо сжиматься. Вселенная наполнена движущимися звездами, черными дырами и гравитационными волнами. Этого достаточно, чтобы навсегда нарушить баланс сил.

Итак, Вселенная должна иметь историю. Она может расширяться и сжиматься, но не может оставаться стабильной. В 20-х годах XX века несколько астрономов и физиков нашли решение уравнения ОТО, описывающее расширение Вселенной. Им повезло, потому что к 1927 году астроном Эдвин П. Хаббл обнаружил доказательства того, что Вселенная расширяется и, следовательно, должна иметь начало. И действительно, каждое из этих новых нестабильных решений подразумевает существование первого момента времени. Эта модель Вселенной связана с именами Александра Фридмана, Жоржа Леметра, Г. П. Робертсона, Артура Уокера и названа в их честь. Это очень простая модель, предполагающая, что Вселенная однородна в пространстве: в любой ее точке плотность материи и плотность излучения, соответственно, принимают одни и те же значения. В момент рождения Вселенной Фридмана – Леметра – Робертсона – Уокера плотности вещества и излучения и сила гравитационного поля принимают бесконечные значения и представляют собой начальную сингулярность. В этот момент ОТО перестает работать, потому что уравнения перестают описывать эволюцию Вселенной.

Большинство физиков считает, что уравнения Эйнштейна перестают быть применимы, потому что изучаемые модели слишком просты. Они утверждают: если учесть, что во Вселенной могут существовать локальные особенности, такие как звезды, галактики и гравитационные волны, то сингулярность была бы устранена и вы могли бы продолжить экстраполировать время назад за эту точку. Эту гипотезу было трудно подтвердить или опровергнуть, потому что до изобретения суперкомпьютеров было невозможно в полной мере изучить общие решения уравнений теории Эйнштейна. В конце концов эта гипотеза оказалась неверна. В 60-х годах Стивен Хокинг и Роджер Пенроуз доказали теорему о том, что существуют особенности во всех решениях уравнений ОТО, которые могут быть применимы к описанию нашей Вселенной.

Если ОТО верна, нельзя не прийти к заключению, что время не может быть фундаментальным. В противном случае придется отвечать на ряд трудных вопросов, например, что было до того, как начался отсчет времени, из чего родилась Вселенная? А если законы вечны, то какими они были прежде, чем возникла Вселенная, которая управляется ими? Очевидно, что прежде возникновения Вселенной не было никакого времени, а это означает, что законы природы более фундаментальны, чем время.

В одних из этих решений ход времени, однажды начавшись, будет продолжаться вечно, пока Вселенная расширяется. В других решениях Вселенная достигает максимального расширения и затем сжимается в точку (Большое сжатие), где многие наблюдаемые величины снова становятся бесконечными. Такие решения описывают Вселенные, в которых время имеет конец. Запуск и остановка времени не являются проблемой в блочной модели, в которой история Вселенной – единое целое вне времени.

В этой картине мира реальность не пострадает, если время начинается или заканчивается. Тот факт, что решения уравнений ОТО предполагают момент начала, укрепляет позиции блочной модели: он ослабляет доводы в пользу времени как понятия более фундаментального, чем законы природы.

Итак, мы совершили экскурс в историю устранения времени из физической картины мира. Как Галилей и Декарт, мы начали с фиксации движения и времени с помощью метода построения графиков, в которых время представлено в качестве координатной оси измерения пространства. В теории относительности эти графики стали основой построения пространства-времени, вневременной картины истории Вселенной, в которой настоящее не соответствует ничему реальному. Вследствие относительности одновременности мы не можем отделить время от пространства. Мы можем лишь описать Вселенную в виде блочной модели. С СТО и ОТО, предсказания которых подтверждены экспериментально, физики получили основания принять картину реальности, в которой времени нет.

После первого семестра в колледже я приехал на рождественские каникулы в Нью-Йорк и остановился у двоюродной сестры в Гринвич-виллидже. Утром я отправился на метро на свою первую конференцию по физике, громко называвшуюся “VI Техасский симпозиум по релятивистской астрофизике”. Конференция проходила в одном из шикарных отелей Манхэттена. Меня туда, конечно, не звали (и не припоминаю, чтобы я регистрировался): просто мой профессор физики Герб Бернштейн посоветовал туда заглянуть. Разумеется, я никого не знал, но мне повезло. Я познакомился с Кипом Торном из Калифорнийского технологического института (он порекомендовал мне для ознакомления с общей теорией относительности учебник, который сам недавно написал вместе с Чарльзом Мизнером и Джоном А. Уилером)[44], а также с Лейном Хьюстоном, молодым американцем-математиком, учившимся в Оксфорде. Хьюстон долго пытался объяснить мне новейшую теорию твисторов, а после представил меня ее автору – Роджеру Пенроузу.