Значит, ключевой вопрос относительно будущего Вселенной состоит в том, какова ее средняя плотность. Если она меньше критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, но если больше, то она снова захлопнется, и само время тоже закончится в Большом Сжатии. Однако у меня есть некоторое преимущество перед предсказателями судеб. Даже если Вселенной суждено сжаться, я могу с уверенностью предсказать, что расширение не остановится еще по крайней мере десять миллиардов лет. Не думаю, что кто-то уличит меня в ошибке.

Среднюю плотность Вселенной мы можем попытаться оценить по наблюдениям. Если пересчитаем видимые звезды и сложим их массы, то получим менее одного процента от критической плотности. Даже если мы присовокупим массу газовых облаков, наблюдаемых во Вселенной, это увеличит сумму примерно на один процент от критического значения. Однако мы знаем, что Вселенная содержит так называемую темную материю, которую нельзя увидеть непосредственно. Частично свидетельства о такой темной материи приходят из спиральных галактик. Это огромные скопления звезд и газа, имеющие форму сковороды. Мы наблюдаем, как они вращаются вокруг своего центра, но скорость вращения очень велика, и если бы они содержали только видимые звезды и газ, то разлетелись бы. Там должна быть какая-то невидимая форма материи, гравитационное притяжение которой достаточно велико, чтобы при вращении удержать галактики в целости.

Другие свидетельства о темной материи поступают из скоплений галактик. Мы наблюдаем, что галактики в пространстве распределены не равномерно – они собираются в скопления, насчитывающие от нескольких галактик до миллиона. Предположительно, эти скопления сформировались потому, что галактики притягиваются друг к другу. Однако мы можем измерить скорость, с которой в этих скоплениях движутся отдельные галактики. Оказывается, скорости так высоки, что скопления разлетелись бы, не сдерживай их гравитационное притяжение. Это случится, даже если галактики имеют достаточную массу, чтобы сохранить свою целостность при вращении. Отсюда следует, что в скоплениях галактик должна быть дополнительная, темная, материя, кроме той, что мы видим.

Можно довольно достоверно оценить количество темной материи в тех галактиках и скоплениях, о которых у нас есть определенные свидетельства. Но эта оценка по-прежнему составит около десяти процентов критической плотности, необходимой для того, чтобы заставить Вселенную снова сжаться. Таким образом, если основываться на наблюдениях, можно утверждать, что Вселенная будет расширяться вечно. Еще через пять миллиардов лет у Солнца иссякнет ядерное топливо, Солнце раздуется, образуя так называемый красный гигант, и поглотит Землю и ближайшие планеты. Потом оно перейдет в состояние белого карлика диаметром в несколько тысяч миль. Так я предсказываю конец света, но он наступит еще не сейчас. Не думаю, что мое предсказание вызовет большую депрессию на фондовом рынке. На горизонте видны более насущные проблемы. Во всяком случае, к тому времени, когда Солнце раздуется, нам нужно освоить искусство межзвездных путешествий, если мы еще не уничтожим себя сами.

Примерно через миллиард лет большинство звезд во Вселенной сгорит. Звезды с массой вроде нашего Солнца станут или белыми карликами, или нейтронными звездами, которые еще меньше и плотнее. Более массивные звезды станут черными дырами, которые еще меньше и имеют такое сильное гравитационное поле, что даже свет не может его преодолеть. Однако эти остатки будут по-прежнему вращаться вокруг центра Галактики с периодом около ста миллионов лет. Столкновения между остатками вытолкнут некоторые из них прочь из Галактики. Остальные установятся на более близких к центру орбитах и в конце концов соберутся вместе, образовав в центре Галактики гигантскую черную дыру. Чем бы ни была темная материя в галактиках и их скоплениях, она тоже, видимо, упадет в эти большие черные дыры.

Следовательно, можно предположить, что бо́льшая часть материи в галактиках и их скоплениях закончит свой путь в черных дырах. Однако не так давно я открыл, что черные дыры не такие уж черные, как их принято изображать. Принцип неопределенности в квантовой механике гласит, что нельзя точно предсказать и положение частицы, и ее скорость. Чем более точно определяется положение, тем менее точно – скорость, и наоборот. Если частица находится в черной дыре, ее положение четко определено – в черной дыре. Следовательно, ее скорость точно определить нельзя, и, стало быть, она может оказаться выше скорости света. Это дает ей возможность вырваться из черной дыры. И таким образом частицы и излучение будут потихоньку вытекать из черной дыры. Диаметр гигантской черной дыры в центре Галактики будет составлять миллионы миль. Следовательно, положение частицы в такой дыре будет обладать большой степенью неопределенности. Стало быть, неопределенность скорости будет небольшой, и частице понадобится очень долгое время, чтобы вырваться оттуда. Но в конце концов она вырвется. Большой черной дыре в центре Галактики может понадобиться 1090 лет, чтобы испариться совсем и прекратить свое существование, – это единица с 90 нулями, то есть гораздо больше, чем срок существования нынешней Вселенной, составляющий всего 1010 лет – единица с 10 нулями. Так что если Вселенная собирается расширяться вечно, у нас еще куча времени.

Будущее вечно расширяющейся Вселенной будет довольно скучным. Но будет ли она расширяться вечно, еще ни в коей мере не решено. У нас есть определенные свидетельства, что имеется примерно лишь одна десятая от плотности, нужной для того, чтобы Вселенная снова сжалась. И все же могут быть другие виды темной материи, которые мы пока не выявили, но которые могут повысить плотность Вселенной до критической величины или превысить ее. Эта дополнительная темная материя должна располагаться вне галактик и их скоплений. Иначе мы бы заметили ее воздействие на вращение галактик или их движение внутри скоплений.

С чего бы нам предполагать, что может найтись достаточно материи, которая в конце концов заставит Вселенную сжиматься? Почему бы просто не поверить в то, чему есть свидетельства? Причина в том, что даже наличие одной десятой критической плотности требует невероятно тщательного определения начальной плотности и скорости расширения. Если бы плотность Вселенной через одну секунду после Большого Взрыва была на одну триллионную больше, Вселенная сжалась бы через десять лет. С другой стороны, если бы она в то время была на ту же часть меньше, то с тех пор существенно опустошилась бы.

Как же получилось, что начальная плотность оказалась так тщательно выбрана? Возможно, существует какая-то причина, по которой Вселенная должна иметь точно критическую плотность. Этому можно найти два объяснения. Одно – это так называемый антропный принцип; его можно перефразировать следующим образом: Вселенная такова, потому что будь она другой, нас бы тут не было, чтобы ее наблюдать. Идея заключается в том, что могло быть множество вселенных с разными судьбами. И только вселенные с плотностью, очень близкой к критической, смогли просуществовать достаточно долго и содержать достаточно материи для образования звезд и планет. Только в таких вселенных могли появиться разумные существа, чтобы задаться вопросом: почему это плотность Вселенной так близка к критической? Если это объяснение, то нет смысла полагать, что материи во Вселенной больше, чем мы уже обнаружили. Чтобы образовались галактики и звезды, хватило бы и десятой части критической плотности. Однако многим не нравится антропный принцип, поскольку он, похоже, придает слишком большую важность нашему собственному существованию. Поэтому они искали какое-то другое объяснение тому, почему плотность должна быть так близка к критической. Эти поиски привели к теории инфляции в ранней Вселенной. Идея заключалась в том, что размеры Вселенной постоянно удваивались, как каждый месяц удваиваются цены в странах с высокой инфляцией. Однако инфляция Вселенной была гораздо быстрее и выше: рост с коэффициентом как минимум миллиард миллиардов миллиардов – такая крохотная инфляция – привел бы к тому, что Вселенная подошла бы очень близко к критической плотности и имела бы плотность, близкую к критической, и сейчас. Это означает, что Вселенная, вероятно, в конце концов опять сожмется, но на это ей понадобится не намного больше времени, чем те примерно пятнадцать миллиардов лет, в течение которых она расширяется.