в прошлое, назад по времени. В конце концов мы выйдем за пределы космического времени, туда, где нет звезд. В этой модели отсутствует бесконечное время для накопления энергии, которая заполнит все пространство. Парадокс разрешен. Однако если такая Вселенная еще и неизменна, возникает другая парадоксальная проблема: как нечто неизменное неожиданно может начаться? Это кажется абсолютно противоестественным.

Ладно! Попробуем оставить Вселенную бесконечной во времени, но, вслед за Галилеем на прогулке, предположим, что Вселенная не является статической, а расширяется. То есть представим себе, что с течением времени к Вселенной постоянно добавляется новое пространство. Если Вселенная конечна, то ее объем должен увеличиваться, если же космический объем бесконечен, то заполняющая ее материя должна быть разреженной, поскольку добавляется больше объема. Это кажется многообещающим: если продолжать увеличивать объем, то даже при непрерывном излучении звезд всегда можно полагать, что объем достаточно велик, чтобы оно (излучение) в нем не слишком накапливалось. Однако, похоже, такая Вселенная очень вскоре нам наскучит: все ее содержимое, которое становится все более разбавленным, исчезнет, и останется по сути пустое пространство. Чтобы подобная Вселенная оставалась интересной в течение бесконечного времени, в ней должна каким-то образом непрерывно генерироваться новая материя — для заполнения пустот, остающихся в результате расширения. В такой Вселенной, чтобы сбалансировать создание нового объема и создание новой материи, требуется поддерживать среднюю плотность приблизительно постоянной. Тогда Вселенная может существовать вечно практически в одном и том же состоянии. Отсюда следует побочный результат: если Вселенная и не бесконечна, она вполне могла бы быть таковой — ее объем постепенно может стать сколь угодно большим.

Эта последовательность рассуждений в 40-х — 70-х годах прошлого века привела группу космологов к космологической модели, известной как теория стационарной вселенной — бесконечной, вечной, неизменной, но расширяющейся Вселенной, где непрерывно создается новая материя. Эта теория позволяет разрешить парадокс Ольберса[92]; хотя она и несколько искусственна, но самосогласованна и во многих отношениях красива. У нее есть только один недостаток: реальная вселенная, которую наблюдают астрономы, не такая.

Так что же мы видим на самом деле? Вернемся из космического прошлого в космическое настоящее. Космологические наблюдения указывают на вселенную, которая является однородной, как рассмотренные ранее, расширяющейся, как в теории стационарной вселенной, но при этом эволюционирующей: ее плотность уменьшается со временем. С помощью инструментов, не доступных Галилею или Ольберсу, такой космологический сценарий, модель большого взрыва, был разработан за несколько десятилетий.

Мы знаем, что вселенная расширяется, поскольку наблюдения позволяют приблизительно измерить расстояние до таких небесных объектов, как галактики и взрывающиеся сверхновые. Кроме того, используя эффект Доплера, можно очень точно выяснить, как быстро они движутся по направлению к нам или от нас. Эффект Доплера — сдвиг частоты электромагнитной волны, испускаемой движущимся от нас или к нам объектом, соответственно, в красную или фиолетовую область спектра. Мы обнаруживаем, во-первых, что все галактики, находящиеся на доступном для наблюдения расстоянии, движутся в направлении от нас. Во-вторых, мы видим, что чем дальше от нас данная галактика, тем больше скорость этого движения. Закон, описывающий расширение вселенной, называют законом Хаббла (по имени открывшего его космолога Эдвина Хаббла). Вселенная ведет себя именно так, как должно вести себя большое множество галактик, которое одновременно и однородно расширяется: каждая из галактик «видит», что другие галактики удаляются от нее со скоростью, определяемой законом Хаббла[93].

Мы знаем, что вселенная эволюционирует, поскольку, глядя на достаточно удаленные объекты, обнаруживаем, что когда-то давно вселенная расширялась не с такой скоростью. Мы также видим тому свидетельства, такие как относительное количество водорода, гелия и других легких элементов во вселенной, оставшееся от той эпохи, когда вселенная была гораздо горячее и плотнее, чем сейчас.

Если посмотреть на крупномасштабное распределение галактик, карту которых мы составили, то видно, что вселенная относительно однородна, как и заполняющее ее реликтовое излучение (космическое сверхвысокочастотное фоновое излучение). Структура распределения галактик может быть очень сложной, но на масштабах сотен миллионов световых лет и больше это распределение выглядит достаточно однородным. Реликтовое излучение — свет, который последним контактировал с материей в ту эпоху, когда вселенная была горячей и достаточно плотной для того, чтобы водород был ионизирован. Когда космическая среда остыла настолько, что могли образоваться атомы водорода, она стала прозрачной для света. Всю последующую космическую историю этот свет распространялся (с одновременным красным смещением) и дошел до нас в виде идущих со всех сторон волн в миллиметровом диапазоне. Интенсивность наблюдаемого реликтового излучения практически одинакова во всех направлениях, а поскольку эта интенсивность связана с плотностью материи в той космической области, откуда пришло реликтовое излучение, его однородность указывает на то, что на очень ранних стадиях сама вселенная была исключительно однородна.

На основе точных астрономических измерений космологам фактически удалось довольно детально воссоздать историю вселенной, образовавшейся в результате большого взрыва, причем основные величины совпали на удивление хорошо. Если говорить кратко, получилось следующее. С большой долей уверенности мы можем говорить, что было время, около 13,8 миллиарда лет назад, когда наблюдаемая вселенная представляла собой бесструктурную, очень горячую плазму, состоящую почти целиком из излучения со следами вещества. Вселенная была однородна за исключением очень слабых флуктуаций космической плотности и расширялась с такой скоростью, что за последующие 12 минут ее размер увеличился в два раза. Прозрачной для света вселенная стала на 370000 лет позже, когда, остывая, превратилась из плазмы в газ. В позднейшие эпохи развития вселенной гравитационные силы, стремящиеся собрать и сжать космическую материю, привели к тому, что крошечные неоднородности плотности стали более выраженными; постепенно появились крупные скопления материи — возникли галактики наподобие нашего Млечного Пути. Примерно в то же время, когда образовалась наша галактика, материя в нашей вселенной, разреженная благодаря космическому расширению, уступает главенство таинственному темному веществу, разредить которое невозможно. Космологи называют его темной энергией.

Мне могут возразить: «Действительно ли можно столь уверенно говорить, что мы доподлинно знаем космическую историю?» Есть основания полагать, что это так. Вот вам только один пример. На момент написания этой книги астрономы могут тремя разными способами показать, что от 4,6 % до 5,2 % процента вселенной составляет обычная материя, такая как протоны и нейтроны. Во-первых, они могут сравнить распространенность космического дейтерия с его теоретически предсказанным количеством, оставшимся нам в наследство от разогретой до миллиардов градусов вселенной на раннем этапе ее развития. Во-вторых, путем прямых спектроскопических измерений газообразного водорода в пространстве между галактиками; и, в-третьих, по характеру температурных флуктуаций реликтового излучения. Совпадение результатов, полученных тремя разными методами, использующими совсем разные физические явления и разную аппаратуру, представляется убедительным.