Космологические коаны. Путешествие в самое сердце физической реальности

Мы видим мир не таким, каков он сейчас. И неважно, космическое это «сейчас» или обычное. Нет, мир вокруг нас — это тот мир, каким он был в прошлом. Глядя на лист, что падает с дерева, находящегося на расстоянии 50 метров от нас, мы видим дерево таким, каким оно было 167 наносекунд назад.

Но будем осмотрительны! Зная теорию относительности, мы должны спросить: «В какой системе координат 167 наносекунд назад?» Лучше даже сформулировать это по-другому. Пусть заданное «время t» — индекс, отвечающий набору событий, которые образуют «пространство в этот момент времени». Некоторые из этих событий совпадают со световым конусом прошлого с вершиной в точке «вы, сейчас». Это события, «произошедшие в момент времени t», которые вы видите сейчас. Они образуют вокруг вас своего рода сферу[94] с радиусом, равным расстоянию, которое проходит свет между временем t и настоящим. Когда вы думаете о мире, который видите вокруг, это на самом деле набор вставленных друг в друга сфер событий, причем каждая сфера включает в себя все, что, как вы полагаете, происходит на некотором расстоянии от вас, равном радиусу этой сферы.

Вглядываясь во вселенную, мы видим последовательно все более удаленные сферы. Сфера, соответствующая событиям, произошедшим 8 минут назад, проходит через Солнце, а на сферу, отстоящую от нас на 8 световых лет, попадет еще несколько близлежащих звезд. Чем сфера дальше, тем больше на ней звезд. Можно представить себе сферу, которая, как сфера мастера Али, усыпана звездами. Отойдя на миллион лет назад, вы увидите сферу со множеством галактик; постепенно, удаляясь все дальше в прошлое на сотни миллионов и миллиарды лет, на каждой из сфер мы будем видеть замысловатые узоры, состоящие из сечений галактик.

Если мы рассмотрим все такие вложенные одна в другую сферы, двигаясь назад в прошлое до какого-то заданного момента времени t, мы увидим, что вместе они образуют шар: что-то вроде сферической глыбы, ограниченной самой большой сферой, соответствующей времени t. Можно сказать, что именно этот «доступный для наблюдения шар» мастерил Али в своем подвале (рис. ниже).

Но он столкнулся с серьезной проблемой. Если мы смотрим назад в прошлое, радиус каждой следующей, более старой небесной сферы, больше, а значит, больше ее площадь и объем внутри нее. С этим мы уже согласились: если окружающие нас оболочки находятся на все больших и больших расстояниях, они становятся все большего и большего размера. Хотя космология сообщает нам нечто интригующее: в какой-то момент времени, порядка 9,6 миллиарда лет назад, это прекращается! Следующая внешняя сфера, чуть раньше по времени, оказывается меньше. Меньше ее радиус, ее площадь и ограниченный ею объем — во всех отношениях она меньше той сферы, которая находится внутри нее. Этот необычный факт, приведший в отчаяние нашего мастера, — следствие конкуренции двух эффектов. С одной стороны, свет от более ранних сфер шел к нам дольше и (казалось бы) прошел больший путь, так что сфера, от которой он исходит, должна быть больше. И это близко к истине. Хотя не все так просто. Дело в том, что вселенная (и само пространство) с течением космического времени расширяется, а значит, если смотреть в прошлое, она стягивается. 9,6 миллиарда лет назад эти компенсирующие эффекты сравнялись, так что, если чуть отступить назад по шкале времени, стягивание пространства начинает превосходить увеличение размера сферы.

Эти вставленные друг в друга сферы, которые мы видим, глядя через космос назад в прошлое, — шар доступной для наблюдения вселенной.

И это — шар доступной для наблюдения вселенной.

Итак, мы поняли, что доступная для наблюдения область — это наблюдаемая вселенная, какой мы ее видим: вблизи она сравнительно старая, развившаяся и разреженная, а дальше — моложе, плотнее, новее. Важно, что это не та вселенная, какой она является в данный момент. Согласно модели большого взрыва, при любом заданном космическом возрасте вселенной ее свойства статистически однородны. Например, в среднем одинаков возраст галактик, их распределение по размерам, яркость, относительная численность и так далее. Это то, что мы бы увидели, если бы каким-то образом могли мгновенно пронестись по всей вселенной и одновременно увидеть ее всю. Но сделать это нам не под силу. Поэтому нам остается делать выводы о структуре вселенной, исходя из наблюдений, которые наиболее непосредственно относятся к наблюдаемой вселенной.