Представление о существовании других вселенных, особенно если они принципиально ненаблюдаемы, хотя и может показаться странным, но не ново. Ещё в 1961 году его обсуждал Роберт Дикке. Но в то время учёные, видимо, ещё не созрели для восприятия такой идеи, и она прошла почти незамеченной. Лишь в 1973 году, когда Хокинг и Коллинз возродили её в своей статье, к этой идее стали относиться серьёзней. Хокинг и Коллинз предположили, что может существовать бесчисленное множество вселенных, развивающихся при различных начальных условиях.
В одних вариантах теорий остальные вселенные существуют параллельно во времени с нашей, в других – нет. В одной из популярных версий новые вселенные ответвляются от существующих, рождая себе подобные. Интересно, что идея о многих вселенных не ограничивается космологией, а находит отражение и в квантовой механике. Недавно большое внимание привлекла квантовомеханическая модель, предложенная ещё в 1957 году Хью Эвереттом, работавшим тогда в Принстонском университете. Эверетт выдвинул её, пытаясь обойти некоторые трудности, связанные с причинностью. В этой модели новые вселенные отпочковываются от существующей каждый раз, когда на атомном уровне происходит случайное событие, так что в итоге появляется бесконечное множество вселенных.
Возникает логичный вопрос: а есть ли какая-либо связь между квантомеханическими и космологическими моделями? Они действительно похожи, что само по себе важно, так как указывает на возможную взаимосвязь микро- и макромира. Однако между ними существуют фундаментальные различия, и чтобы идея оказалась жизнеспособной, прежде всего нужно преодолеть их.
Следует подчеркнуть, что хотя идея о других вселенных привлекла внимание многих учёных, она ни в коей мере не является догмой; это всего лишь интересное предположение. Может ли случиться, что оно когда-нибудь получит широкое распространение? На этот вопрос ответить, конечно, нельзя. В науке иногда бывают очень странные повороты, когда идеи, казавшиеся дикими одному поколению, становятся общепринятыми в следующем. Ряд учёных считает, что нам никуда не деться от концепции многих вселенных и в конце концов её придётся принять. Но это, конечно, решать будущим поколениям.
Мы видели, что у теории единственной Вселенной есть соперница – теория многих вселенных. Мы также видели, что, вообще говоря, космологии ещё далеко до точной науки; многие аспекты наиболее распространённой теории – Большого взрыва – по-прежнему вызывает споры, и не на все вопросы она может дать ответ. Но серьёзно ей пока ничто не угрожает. Большие надежды подаёт инфляционная теория, которая, похоже, поможет в перспективе ответить на часть остающихся открытыми вопросов и преодолеть ряд трудностей.
Глава 8
Дальнейшая судьба Вселенной
Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной – несомненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана – просто одна из её составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнёт сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.
Итак, начнём с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана. Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнёт падать вниз. Высота его подъёма зависит от начальной скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания; о ней уже шла речь раньше.
Примерно так же обстоит дело и со Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошёл Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удалённые по расстоянию, а значит, и по времени, замедляются больше всего.
Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напряжённости гравитационного поля, которая, в свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной (количества вещества в единице объёма). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во Вселенной, чтобы остановить её расширение? Пока дать определённый ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.
Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько её плотность отличается от критической, равной примерно 0,5·10-30 г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмётся в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить её с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма серьёзные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической – для того чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.
Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» – небольших слабых звёзд, пыли, обломков камней, чёрных дыр и излучения. Обеспечивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведённые в 70-х годах Готтом, Гунном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.
Скрытая масса
Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что её вообще нет. Однако имеются серьёзные свидетельства того, что она существует, но в странном, непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть – к их скоплениям.
Рассмотрим эти случаи по очереди и начнём с отдельных галактик. Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рассчитывать средние массы звёзд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трём законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего вещества, заключённого в пределы её орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сторону – зная скорость планеты, можно определить полную массу объектов, находящихся внутри её орбиты.
Такой подход полностью применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звёзд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчёт, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на её периферии.
На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению учёных выяснилось, что масса таких гало превышает массу звёзд.