Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Когда он рассказал о своей новой идее на собрании Амери­канского астрономического общества, то, по словам одного из участников собрания, это выглядело так, как если бы сэр Ньютон заявил: «Кстати, о том яблоке, джентльмены. В действительно­сти ведь оно, знаете ли, не падает...»

В дальнейшем Хаббл то снова возвращался к «космологиче­ской» трактовке красного смещения, то опять начинал говорить о «старении» света. И такая нетвердая позиция, скорее всего, и стоила ему вполне заслуженной Нобелевской премии.

320

Однако с главным открытием Хаббла — постоянной, носящей его имя, — были проблемы и помимо нерешительной позиции первооткрывателя. Из большой неточности в измерениях меж­галактических расстояний, существовавших в то время (впро­чем, проблема шкалы расстояний и поныне является одной из актуальнейших проблем современной космологии), значение постоянной Хаббла оказалось завышено почти в ю раз по срав­нению с современным значением.

Сам Хаббл дал для нее оценку в 500 (км/с)/Мпк — т. е. расстоя­ние до галактики, удаляющейся от нас со скоростью 500 км/с, составляет 1 Мпк. Впрочем, из-за наличия уже упомянутых пе­кулярных скоростей у галактик лучше сформулировать немного иначе: обусловленная космологическим расширением компо­нента скорости галактики на расстоянии 1 Мпк будет составлять 500 км/с.

Как было сказано, величина, обратная постоянной Хаббла, приблизительно равна возрасту Вселенной. Таким образом, возраст Вселенной должен был бы составлять всего-навсего 1-2 млрд лет! И это при том, что время жизни даже нашей Земли к тому времени оценивалось в несколько раз большим.

Такое противоречие вызвало к жизни определенное коли­чество экзотических космологических моделей, среди которых можно выделить модель Леметра. В ней, как и в стационарной модели Эйнштейна, предполагалось наличие лямбда-члена, но его величина была немного большей, чем требуется для статич­ности мира.

В этой модели поведение Вселенной было очень любопыт­ным — после первоначального периода расширения с постепен­но замедляющимся темпом наступал период, когда Вселенная «застывала», ее размеры практически не изменялись. И дли­тельность такого периода могла быть достаточно долгой — ва­рьируя параметры модели, можно было получать практически ^любой потребный срок. Потом силы отталкивания, обеспечивае­мое лямбда-членом, брали вверх — и Вселенная снова начинала Расширяться, причем с ускорением.

¹¹ Вселенная

321

Любопытной особенностью такой модели являлось то обстоя­тельство, что луч света в период «задержки» мог несколько раз обогнуть Вселенную. И одно время в качестве подтверждения этой модели рассматривался поиск галактик-близнецов, являв­шихся, исходя из этой идеи, просто «отражениями» одной, «ис­тинной» галактики.

Но уточнение значения постоянной Хаббла сняло нужду в та­кой космологической модели, да и лямбда-член на некоторое время совершенно вышел из моды¹. Тем интереснее, что отголо­сок идеи Леметра вполне явственно виден в модели Вселенной, актуальной сегодня.

И еще одно. В той самой, первой своей космологической ра­боте, написанной в 1922 году, Александр Фридман в том числе дал оценку возраста Вселенной, исходя из общетеоретических соображений и немногих известных к тому времени наблюда­тельных данных (смело их экстраполируя). Возраст мира он оценил в ю млрд лет. Современные же оценки, основанные на самых последних наблюдательных данных, полученных с по­мощью инструментов, которые Фридман и представить себе не мог (хотя, кто знает...), для возраста Вселенной дают значение в 13 с лишним млрд лет.

Что ж, нам остается только снять шляпу...

¹ По свидетельству последнего нашего Нобелевского лауреата в области физики, Виталия Гинзбурга, другой наш гениальный физик (и тоже нобелевский лауреат) Лев Ландау даже слышать не хотел о лямбда* члене. — Примеч. авт.

Итак, Вселенная расширяется. Таким образом, если мы ста­нем прослеживать ее эволюцию дальше и дальше в прошлое, размеры Вселенной будут становиться все меньше и меньше, пока... А что — пока? Что же будет в самом начале?

Строго говоря, полного ответа на данный вопрос мы не зна­ем и ныне, хотя о популярных гипотезах расскажем. Но, несо­мненно, при уменьшении размеров будет возрастать плотность Вселенной — и, следовательно, вблизи начала она будет огром­ной. А формально рассматривая в начальный момент времени решения уравнений, описывающих космологических модели, о которых было рассказано выше, мы получим бесконечные зна­чения плотности — так называемую космологическую сингуляр­ность.