Вывод о существовании горизонта во Вселенной никак не зависит от того, имеются ли в действительности астрономические тела, которые столь ярки, что могут посылать нам свет со сколь угодно больших расстояний. Этот вывод имеет характер принципиального ограничения, вытекающего из свойств космического времени.
В космологической модели Фридмана объем пространства, заключенного в пределах горизонта, является ограниченным по величине, конечным. Конечна и содержащаяся в этом объеме масса вещества. Отсюда вытекает одно важное заключение общего характера.
Уже многие века ведутся споры о том, конечна или бесконечна Вселенная. Теория относительности и основанная на ней космология дают возможность получить ответ на этот вопрос. В утверждениях «Вселенная конечна» или «Вселенная бесконечна» речь идет об объеме трехмерного пространства. Но этот объем (как и вообще геометрические свойства пространства) зависит от того, каким именно образом пространство выделено из единого четырехмерного целого, которое оно составляет вместе с временем. Значит, ответ на вопрос о конечности или бесконечности Вселенной зависит от системы отсчета. Пространство не абсолютно. Не абсолютен и его объем.
Как мы уже сказали, в неподвижной системе отсчета, когда трехмерное пространство выделяется путем сечения световым конусом, объем пространства конечен. В движущейся системе отсчета, связанной с общим космологическим расширением, объем трехмерного пространства может быть как конечным, так и бесконечным.
Конечность объема в одной системе отсчета не исключает бесконечности в другой. Здесь для иллюстрации снова можно воспользоваться геометрическим примером с цилиндром. Если цилиндр бесконечен вдоль своей оси, то в сечении плоскостью может получиться фигура конечной площади, например круг. При сечении бесконечного цилиндра плоскостью, параллельной его оси, получим прямоугольник бесконечной площади. Две эти фигуры представляют собой два разных подпространства бесконечного цилиндра. Одно из подпространств конечно, а другое бесконечно.
Если наша Вселенная не единственна и в мире имеется множество вселенных, вопрос о конечности и бесконечности должен ставиться, очевидно, иначе. Тут требуется новый подход и новое понимание, выходящие за рамки теории Фридмана. У для Вселенной в фридмановском смысле ответ на вопрос, бесконечна ли она, не сводится просто к «да» или «нет». Глубоко нетривиальным окажется, должно быть, и ответ на вопрос о мире. Но пока космология мало что может об этом сказать.
Будущее
История Вселенной насчитывает 15—18 миллиардов лет. А сколь продолжительно предстоящее ей будущее? Простирается ли оно неограниченно во времени или у будущего тоже есть предел длительности?
Теория Фридмана предлагает четкий рецепт для получения ответа на этот вопрос. Она устанавливает связь между динамикой Вселенной и ее будущим. Динамика же допускает две возможности: либо неограниченное расширение, либо расширение, сменяющееся сжатием. В первом случае время, очевидно, длится неограниченно и не имеет конца. Во втором случае сжатие сменяет расширение через конечное время и само затем продолжается ровно столько, сколько до этого длилось расширение. При сжатии плотность космического вещества возрастает со временем и в определенный момент достигает бесконечно большого значения. Так достигается новая сингулярность. Полное время жизни Вселенной конечно, и в этом случае шкала времени ограниченна. Она заключена в пределах между двумя сингулярностями, начальной и конечной.
Теория указывает нам, как определить судьбу Вселенной по современным ее чертам. Что же нужно наблюдать и измерять, чтобы узнать будущее?
Мы уже говорили (в предыдущей главе), что космологическое расширение — это движение против силы тяготения. С точки зрения механики в нем много общего с движением подброшенного вверх мяча или запущенной в космос ракеты. Мяч, взлетев на какую-то высоту, падает затем на землю. Это означает, что его начальная скорость невелика и тяготение берет над ней верх, возвращает тело назад. Начальная скорость ракеты может быть большой, и если она превышает некоторое значение — вторую космическую скорость, то ракета сможет навсегда оторваться от Земли и уже никогда назад не вернется. Чтобы оторваться от Земли, ракете нужна большая скорость, а большая скорость — это большая кинетическая энергия. Для отрыва от Земли кинетическая энергия должна превышать энергию тяготения, связывающего ракету с Землей.
То же и с галактиками: все дело в их кинематической энергии. Достаточна ли она, чтобы преодолеть действующее на галактику тяготение? О кинематической энергии можно судить по наблюдаемым скоростям разбегания галактик. А об энергии тяготения — по массам, создающим притяжение. Массы же определяются плотностью космической среды. Чем больше плотность, тем сильнее тяготение.
Так что для нахождения динамики Вселенной, а с ней и продолжительности будущего, нужно уметь измерять скорости галактик и плотность космической среды. Первое не составляет большого труда: о скоростях мы судим по закону Хаббла. Постоянная Хаббла, правда, определена не слишком точно. Но в действительности гораздо больше неопределенности в плотности. В этом главная трудность задачи.
Плотность не поддается непосредственному определению, мы судим о ней по косвенным признакам. Например, по яркости излучения далеких галактик и скоплений.
Подсчитывая галактики в больших объемах (размером 300 миллионов световых лет и более), содержащих много галактик и скоплений, находят их среднюю концентрацию в пространстве. А зная массы галактик, можно оценить и среднюю плотность вещества в таких объемах. По современным данным эта плотность составляет 3 • 1028 кг/м3.
Правда, астрономические оценки масс не очень надежны. Задача осложняется тем, что помимо светящегося вещества самих галактик в пространстве вокруг них существуют, по-видимому, значительные массы вещества, наблюдать которые непосредственно не удается. Это скрытые массы, о которых мы уже упоминали, когда говорили о невидимых коронах галактик
(см. главу 10). Скрытые массы проявляют себя только тяготением, которое сказывается на движении галактик в группах и скоплениях. По этим признакам оценивают связанную с ними среднюю плотность, и не исключено, что она может быть в 5—10 раз больше усредненной плотности галактик.
Большинство специалистов склоняется к тому мнению, что даже с учетом скрытых масс космическая плотность еще не достаточна, чтобы остановить разбегание галактик. Но, конечно, окончательное решение и последнее слово принадлежат не большинству, а более точным измерениям. И остается надеяться, что когда-нибудь они станут, наконец, возможными.
Для всех, вместе с тем, очевидно, что нет веских причин, чтобы полностью исключить и более высокую оценку космической плотности, которая означала бы смену расширения сжатием. Если остановка расширения и произойдет, то не раньше чем еще через 5 — 10 миллиардов лет. При этом полный «жизненный цикл» Вселенной составил бы примерно 30 — 60 миллиардов лет.
Стоит сравнить последнюю величину с предсказываемой физикой продолжительностью жизни Солнца. Оно может еще светить с нынешней мощностью не меньше 10 миллиардов лет. Так что если Вселенной предстоит в дальнейшем перейти от расширения к сжатию, наше дневное светило до этой поры вполне может дожить в более или менее неизменном виде.
Пульсации и связь времен
Теоретическая возможность новой сингулярности в будущем Вселенной послужила основанием для предположения о том, что начальная сингулярность, с которой началось космологическое расширение, была в то же время и заключительным событием в прежнем «цикле жизни» Вселенной. И все ее существование — это череда циклов расширения и сжатия. Такую гипотезу развивает советский физик академик М. А. Марков.