Вселенная. Путешествие во времени и пространстве

Строго говоря, в раскаленном кипящем огненном хаосе Большого взрыва могло родиться, наверно, разное количество материи, обладающей разной энергией (а значит, и массой). Понятно, что вероятность того, что средняя плотность материи во Вселенной могла почему-то получиться точно равной критической — тому самому значению, которое разделяет открытые и закрытые варианты моделей Фридмана, — выглядит исчезающе малой. Тем не менее похоже, что она именно такова! Понятно, что точно определить, сколько всего энергии/массы содержится во Вселенной и какова плотность ее содержания на единицу объема, можно только приблизительно, но современные оценки оказываются подозрительно близкими к значению критической плотности (с точностью до одного процента).

Можно подойти к вопросу иначе: ведь при критическом значении плотности геометрия Вселенной в больших масштабах должна быть плоской. Это значит, что направление, по которому распространяется свет в пустом пространстве, должно представлять собой привычную нам прямую линию. В треугольнике (например, с вершинами в трех далеких галактиках) сумма углов должна быть равна точно 180 градусам — в нашем мире должна царить геометрия Евклида[58]. В такой Вселенной упомянутый выше звездолет, упорно летящий по прямой, никогда не попадет в точку, из которой он вылетел, с противоположной стороны: при плотности материи, равной критической, Вселенная становится неискривленной и бесконечной.

Вершины треугольника ABC находятся в различных галактиках. Звездолет, всегда летящий по прямой в плоском пространстве, не попадет в точку старта.

Остается непонятным: что же отрегулировало Вселенную с высочайшей точностью таким образом, чтобы средняя плотность материи в ней оказалась именно критической — не больше и не меньше? Плотность уменьшается со временем (Вселенная расширяется, в каждой единице ее объема постепенно становится все меньше и вещества, и излучения). Расчеты показывают, что если бы в самом начале развития Вселенной плотность материи оказалась бы слегка (например, на 1 %) больше критической, со временем это привело бы к катастрофе. Американский космолог русского происхождения Александр Виленкин показал, что буквально через минуту плотность оказалась бы вдвое больше критической, а уже через три с половиной минуты плотность материи оказалась бы столь высокой, что гравитация победила бы окончательно, и Вселенная сжалась бы в точку. Наоборот, если бы плотность материи изначально оказалась на 1 % ниже критической, то примерно через год это отношение выросло бы уже в триста тысяч раз(!). Это означало бы, что разреженный газ никогда не смог бы сгуститься в протогалактики, чтобы породить звезды, а затем планеты и жизнь хотя бы на одной из них.

Для того чтобы спустя почти 14 миллиардов лет после Большого взрыва средняя плотность материи была бы с очень высокой степенью точности близкой к критической (что мы сегодня наблюдаем), она должна была оказаться близкой к критической в самом начале, причем с фантастически высокой точностью — начальное отклонение от критической точности должно быть не больше одной статриллионной доли процента[59]. Явных причин, почему всё должно было случиться именно так, не видно — конечно, если не рассматривать гипотезу о том, что кто-то тщательным образом конструировал Вселенную, детально продумывая параметры Большого взрыва и подгоняя под свой грандиозный план значение плотности материи. Эту проблему называют проблемой тонкой настройки (fine tuning) или, по-другому, проблемой плоской геометрии Вселенной.

В моделях Фридмана (см. рис. на с. 179) самая высокая скорость разлета материи должна наблюдаться в «момент 0», — в самом начале, в момент Большого Взрыва. Дальше материя разлетается по инерции, теряя ­скорость, — гравитация вещества «притормаживает» разлет.

А что, если сначала было движение с ускорением? Тогда проблема горизонта решается: сначала вся материя Вселенной была сконцентрирована в одном ­месте, в пределах возможности обмена сигналами, и поэтому могла находиться примерно в одном состоянии, а уже потом стала ускоренно разлетаться, расходясь на такие расстояния, где обмен сигналами со скоростью света и меньше уже становится невозможным.

Но что могло бы обеспечить разлет с ускорением? Оказывается, уже сто лет назад такие соображения появились.

Во-первых, вспомним о космологической постоянной λ. Эйнштейн добавил в свои уравнения эту сущность для того, чтобы противостоять скучиванию всей материи в сверхплотный ком под влиянием гравитации. Это было сделано для того, чтобы космологическая постоянная уравновесила гравитацию и сделала бы Вселенную стационарной. Но это означало, что новая сущность должна работать как антигравитация. А что, если она окажется больше гравитации? Тогда Вселенная должна расширяться!