Мир многих миров

Другая проблема, имеющая более длинную предысторию, возникает, если предположить, что Вселенная бесконечна, а звезды более или менее однородно распределены по всему ее пространству. В этом случае, в каком бы направлении мы ни взглянули на небо, луч зрения в конце концов неизбежно должен упираться в звезду. А значит, все небо должно постоянно и ослепительно светиться. Встает простой вопрос: почему ночью темно? Иоганн Кеплер в 1610 году первым обратил внимание на эту проблему и пришел к заключению, что Вселенная не может быть бесконечной.

Как проблема энтропии, так и парадокс ночного неба естественным образом разрешаются, если возраст Вселенной конечен. Если она возникла лишь определенное время назад и изначально пребывала в высокоупорядоченном состоянии (с низкой энтропией), тогда сегодня мы наблюдаем деградацию от этого состояния к хаосу и не должны удивляться, что состояние максимальной энтропии еще не достигнуто. Парадокс ночного неба разрешается, поскольку во Вселенной конечного возраста свету очень далеких звезд еще не хватило времени, чтобы дойти до нас. Мы можем наблюдать лишь звезды, находящиеся в пределах радиуса горизонта, равного рас стоянию, пройденному светом за время, равное возрасту Вселенной. Ясно, что число звезд в пределах этого радиуса конечно, даже если вся Вселенная бесконечна.

После таких аргументов как может хоть кто-то верить, что Вселенная существовала вечно? Но дело, конечно, в том, что идея возникновения космоса конечное время назад тоже порождает проблемы, способные поставить в тупик. Если Вселенная появилась в некоторый момент в прошлом, то чем определялись начальные условия Большого взрыва? Почему Вселенная началась с однородного и изотропного состояния? Ведь она могла возникнуть в любом другом. Должны ли мы приписать этот выбор Творцу? Неудивительно, что физики не торопились бросаться в объятия космологии Большого взрыва и предприняли множество попыток увильнуть от разрешения "проблемы начала".

Принимая неизбежное

Поначалу некоторые специалисты считали сингулярность Большого взрыва чисто формальным следствием предположений о строгой однородности и изотропности, которые Фридман использовал для решения уравнений Эйнштейна. Если в коллапсирующей Вселенной все галактики приближаются к нам по радиальным траекториям, то неудивительно, что они столкнутся в одном большом схлопывании. Но если движение галактик будет хоть немного отличаться от радиального, можно предположить, что они пронесутся друг мимо друга и начнут снова разлетаться. В таком случае сингулярности удастся избежать, а вслед за сжатием последует новое расширение. Была надежда, что таким способом удастся построить осциллирующую модель Вселенной без начала с чередующимися периодами расширения и сжатия.

Оказалось, однако, что притягивающая природа гравитации делает такой сценарий невозможным. Британские физики Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг, тогда еще аспиранты, доказали серию теорем, показывающих, что в очень широком диапазоне условий космологической сингулярности избежать нельзя. Основные предположения, использованные в этих доказательствах, состоят в том, что общая теория относительности Эйнштейна верна и что материя во всей Вселенной обладает положительными плотностью энергии и давлением. (Более строго: давление не должно столь существенно уходить в отрицательные значения, чтобы гравитация становилась отталкивающей.) Таким образом, пока мы держимся в рамках общей теории относительности и не предполагаем существования экзотической гравитационно отталкивающей материи, сингулярность будет при нас, а вопрос о начальных условиях останется неразрешенным.