13.8

Она, безусловно, имеет нужный порядок величины, и мы должны заключить, что в настоящее время можно представить факты, не оценивая кривизну трехмерного пространства. Эта кривизна, впрочем, в принципе определяема, и увеличение точности данных, извлекаемых из наблюдений, поможет нам в будущем уточнить порядок и определить значение.

Чтобы добиться значения Ω = 1, достаточно обнаружить необходимое количество невидимой материи (сейчас мы называем ее темной), дополняющей материю ярких звезд. Хотя в тот момент идея темной материи, обеспечивающей Вселенной плоскую модель, не была принята всерьез, существует и другой способ примирить наблюдения с концепцией плоской Вселенной – уточнить постоянную Хаббла в надежде, что тот ее переоценил. Если ее значение окажется достаточно малым, то Вселенная сможет быть признана плоской даже без сокращения ее плотности (это также повысит оценку времени, прошедшего с момента Большого взрыва, и, возможно, согласует между собой оценки возраста Вселенной и звезд). В итоге модель Эйнштейна – де Ситтера (плоская, гомогенная и изотропная) стала краеугольным камнем космологии (отчасти из-за ее максимальной простоты). Ее преподавали многим поколениям студентов (в том числе и мне), несмотря на неясность значения Ω и постоянной Хаббла[162]. В течение нескольких десятилетий усилия космологов ограничивались поисками постоянной Хаббла, поскольку более ничего предпринять было нельзя. Затем, как мы увидим, стало возможным оценить количество темной материи во Вселенной и точно выяснить значение Ω.

Сквозь Вселенную

Вдвое дальше

Космология Эйнштейна – де Ситтера привлекательна еще и потому, что предлагает простой способ рассчитать возраст Вселенной с опорой на постоянную Хаббла (Н). Если Вселенная расширяется с постоянной скоростью начиная со времени Большого взрыва, то ее возраст (время, прошедшее после взрыва) равен единице, деленной на Н: и километры, и мегапарсеки – единицы расстояния, и при делении мы получаем секунды, а из них годы. Получившийся «возраст» известен как время Хаббла. Но расширение Вселенной с момента Большого взрыва замедлилось, поэтому значение Н за это время уменьшилось. Постоянная Хаббла постоянна в том смысле, что она одна и та же для любой точки Вселенной в определенный момент (одну и ту же космическую эпоху), но не во времени вообще. Поэтому иногда астрономы называют ее не постоянной, а параметром Хаббла или говорят, что постоянная Хаббла есть значение параметра Хаббла для конкретной эпохи. Поскольку в прошлом Вселенная расширялась быстрее, то для достижения ею нынешнего состояния понадобился меньший период, чем время Хаббла. Но насколько он был меньше? Здесь нам как раз пригодится простота модели Эйнштейна – де Ситтера.

В космологической модели Эйнштейна – де Ситтера возраст Вселенной составляет всего две трети от времени Хаббла. Это дает нам период немногим более чем миллиард лет при значении Н в 500 км в секунду на Мпк, что находится в явном противоречии с уже известным в 1930-е годы возрастом Земли (и в несколько менее явном противоречии с возрастом звезд).

В большом значении постоянной есть и еще одна странность, помимо конфликта между предполагаемым возрастом Вселенной и возрастом звезд, но в 1930-е годы ее мало кто заметил. Значение постоянной Хаббла определялось путем точного измерения расстояний до галактик и сопоставления этих данных с их красным смещением. Получив значение этой постоянной, с ее помощью можно определять расстояния; именно поэтому Хаббл изначально и заинтересовался измерением красных смещений. Постоянную Хаббла можно использовать для оценки масштабов Вселенной. Чем меньше расстояния до других галактик, тем больше значение постоянной Хаббла, поскольку расширение пространства быстрее разнесло галактики на их нынешние расстояния. И наоборот, чем больше эта постоянная, тем меньше расстояния между галактиками. Измерения Хаббла, начавшиеся с цефеид и продолженные в других частях Вселенной, явно доказывают, что спиральные туманности – не звездные облака внутри Млечного Пути, а галактики вне его пределов. Согласно тем же измерениям, эти галактики все же расположены довольно близко к нам и друг к другу, что означает: если сопоставить их видимые размеры с расстоянием до них, то они должны быть значительно меньше Млечного Пути. Может быть, мы все-таки живем в самой большой Галактике во Вселенной?

Такое предположение в начале 1930-х годов не казалось совсем уж невероятным, но нашелся человек, подвергший его сомнению, – Артур Эддингтон. В своей книге «Расширяющаяся Вселенная», опубликованной в 1933 году и содержавшей чуть ли не первое популярное изложение новейших астрономических открытий, он поясняет: