К «стандартной свече» выдвигаются определенные требования. Во-первых, чтобы она не была слабой, иначе мы ее видимого блеска и вовсе не заметим. Во-вторых, чтобы нам была известна ее истинная светимость. Исходя из этих требований вначале использовали переменные звезды цефеиды, которые в тысячу раз ярче Солнца. С помощью цефеид можно промерить Вселенную на расстояние до 15 миллионов световых лет. Но это расстояние недостаточное. На таком расстоянии находятся только ближайшие галактики. Более мощными «свечами» являются ярчайшие шаровые скопления звезд, которые находятся вокруг каждой галактики. Если из всех скоплений выбирать только ярчайшие, то будет обеспечена стандартность свечи, поскольку они для всех галактик имеют одинаковую светимость. С помощью шаровых скоплений можно заглянуть во Вселенную вплоть до шестидесяти миллионов световых лет, то есть до ближайших скоплений галактик. Была открыта и более яркая свеча. Ею могут служить ярчайшие галактики, которые имеют одинаковую светимость. Они позволяют измерить расстояние в миллиарды световых лет. Таким образом измеряют скорости небесных объектов и расстояния до них.
Оказалось, что между этими двумя величинами имеется очень жесткая связь: скорость удаления галактики тем больше, чем дальше она от нас удалена. Этот замечательный закон открыл в 1929 году американский астрофизик Э. Хаббл. На основании имеющихся данных о расстоянии до галактик и об их лучевых скоростях Э. Хаббл ввел число (коэффициент Хаббла), умножив на которое расстояние до объекта, получаем его скорость удаления. Насколько важно соотношение Хаббла, очевидно: зная расстояние до объекта (галактики), мы тем самым знаем и скорость его удаления. Закон Хаббла сыграл и продолжает играть в астрофизике исключительно важную роль. За 50 лет, прошедших со времени открытия этого закона, постоянная Хаббла несколько раз уточнялась. Только после 1950 года, когда был запущен самый крупный по тем временам 5-метровый телескоп, она была существенно исправлена (расстояния до галактик утроились, а до самых далеких галактик, когда измерения ведутся по ярчайшим звездам, увеличились в шесть — десять раз). Сейчас считается, что галактики, которые удалены на расстояние одного миллиона световых лет, удаляются со скоростью около 75 километров в секунду. Имея эти данные, каждый может определить, когда эта галактика начала свой путь. Для этого надо первое число поделить на второе. Мы получим 13 миллиардов лет. Галактики, которые удалены вдвое дальше, имеют скорость разбегания вдвое больше. Но начальный момент получится тот же. Конечно, этот момент нельзя определить очень точно. Чаще всего в книгах приводят цифру 15, реже — 18 миллиардов световых лет. Если быть осторожным, то можно сказать, что эпоха Большого Взрыва, то есть эпоха рождения Вселенной, была за 10–20 миллиардов лет до нас. Для сравнения приведем отдаленность от нас других эпох: возраст Солнца и Земли составляет около 5 миллиардов лет, а возраст шаровых звездных скоплений в Галактике — 10–14 миллиардов лет.
Касаясь скорости расширения Вселенной, необходимо сделать еще пару замечаний. Во-первых, убегающая галактика испытывает на себе силы тяготения и несколько тормозит свое движение. Но уменьшение ее скорости по этой причине столь ничтожно, что его можно не учитывать. Во-вторых, разбегаются не все тела во Вселенной, а только целые галактики. Внутрь галактик расширения нет, они движутся как целые, неизменные в этом смысле объекты.
Таким образом, мы пришли к заключению, что теория и эксперимент говорят о том, что Вселенная расширяется, и позволяют нам определить начало этого расширения — около 15 миллиардов лет тому назад.
Но откуда мы знаем, что происходило в разные моменты после Взрыва? Прежде всего от самих свидетелей Взрыва. Это высокоэнергичные фотоны. С тех пор как они вырвались из плена фотонной плазмы, они вечно в пути. Но за счет эффекта Доплера энергия этих фотонов постепенно тает. В описываемый нами выше период они еще имели значительную энергию и были видимым светом. В наше время они стали радиоволнами. Так вот, именно эти фотоны являются первыми свидетелями того, что было в начале. Впервые они были зарегистрированы в 1965 году радиоинженерами Р. Вильсоном и А. Пензиасом с помощью 20-футового отражателя. Это была самая современная антенна, и с самым чувствительным радиоприемником она составляла радиотелескоп. Инженеры занимались своими задачами, но оказалось, что при любых ситуациях система принимала какое-то излучение на длине волны 7,35 сантиметра. Излучение, принимаемое антеннами, принято характеризовать величиной температуры. Оказалось, что температура этого излучения была около 3 градусов Кельвина. Это излучение имеется и на других длинах волн, спектр его описывается формулой Планка для излучения тела с определенной температурой. Авторам этого открытия в 1978 году была присуждена Нобелевская премия по физике. Добавим, что советский астрофизик Шкловский назвал это излучение реликтовым. Реликтовое излучение не задерживается веществом Вселенной и может быть зарегистрировано в любом месте. Так, в каждом кубическом сантиметре пространства имеется около 500 фотонов реликтового излучения. Если все вещество Вселенной равномерно распределить по пространству, как распределено реликтовое излучение, то окажется, что в одном кубическом метре будет только один атом водорода. Вот какое численное преимущество имеет реликтовое излучение: миллиард фотонов на один атом вещества! Но если посчитать энергию, то перевес будет на стороне частиц. Соответствующая энергии масса в кубическом сантиметре (плотность) составляет для частиц около 10–30 граммов, а для реликтовых фотонов только 510–34 граммов. О чем нам говорит реликтовое излучение? Прежде всего о том, что в больших масштабах Вселенная очень однородна. На первый взгляд это очень странно. О какой однородности может идти речь, если множество звезд составляют галактики, множество галактик — скопления галактик. Но дело в том, что однородность Вселенной проявляется на более крупных масштабах. Приводят такой пример. Следы на морском песке и другие неровности с большого расстояния не видны, он представляется однородным (в больших масштабах). Таким образом, Вселенная имеет определенную иерархию в структуре только до определенного масштаба. Для больших масштабов, то есть в размерах больше сотен миллионов световых лет, она однородна.
Реликтовое излучение свидетельствует об однородности Вселенной потому, что оно приходит к нам одинаковое со всех направлений. Если бы оно встретило в каком-то направлении значительную неоднородность, имеющую размеры в миллиард световых лет и более, то из этого направления оно приходило бы более покрасневшим, чем из других, ведь в этом направлении излучение преодолевает большее тяготение и на это теряет большую энергию, то есть больше уменьшает свою интенсивность, чем с других направлений, где неоднородностей нет. Самая крупная структурная единица Вселенной — это сверхскопления галактик. Но об этом будет сказано позднее, когда мы узнаем, как образовались галактики и сверхскопления галактик.
Откуда мы знаем о том, какие реакции проходили после Большого Взрыва и в какие периоды? Здесь ключевым является вопрос температуры первоначального вещества. Как постоянно подчеркивалось при описании реакций (процессов), основным их дирижером была температура: при определенном значении температуры одни процессы (реакции) прекращались (для них не хватало энергии частиц) и доминировали другие процессы. Кроме того, мы знаем, что же получилось в результате Большого Взрыва, то есть знаем свойства (химический состав и т. д.) сегодняшней Вселенной. Исходя из этих сведений и решалась задача теоретически, хотя и не сразу.