Вот почему при расширении Вселенной свет претерпевает красное смещение: само пространство растягивается. Такое красное смещение означает, что жаркое тепловое излучение юной Вселенной будет остывать (длина волны станет увеличиваться) по мере расширения Вселенной. Ученики Гамова Роберт Херман и Ральф Альфер рассчитали, каковы были ядерные реакции, протекавшие в первые три минуты, и сопоставили их с содержанием дейтерия в современной Вселенной. Таким образом они смогли вычислить, какую температуру первичное излучение должно иметь сегодня, если Вселенная равномерно расширялась с самого зарождения. У них получилась величина 5 К. В главе 15 мы рассказали, как Роберт Дикке из Принстона пришел к такой же аргументации, сделал схожие выводы и решил поискать такое излучение. Но группу Дикке опередили Пензиас и Уилсон.
Когда в 1989 году был запущен спутник COBE (Исследователь космического фонового излучения), при помощи которого планировалось подробно измерить реликтовое излучение (РИ), аппарат показал, что спектр этого излучения практически неотличим от спектра абсолютно черного тела (как и прогнозировал Гамов), а температура самого излучения составляет 2,725 К. В 2006 году Джордж Смут и Джон Мазер были удостоены Нобелевской премии по физике за свои исследования, выполненные при помощи COBE.
Прогноз Гамова и Альфера о существовании РИ, а также сделанная Альфером и Херманом оценка, по которой температура этого излучения должна была составлять 5 K, – это одно из наиболее замечательных предсказаний в истории науки, которое впоследствии подтвердилось. Все равно как если бы мы сказали: «На лужайке перед Белым домом приземлится пятнадцатиметровая летающая тарелка», а там раз – и садится девятиметровая! Так было получено важное подтверждение коперниковского принципа заурядности, согласно которому наше местоположение должно быть ничем не примечательно. Учитывая хаббловские наблюдения изотропии, коперниковский принцип прямо подводит нас к однородным, изотропным фридмановским решениям эйнштейновских уравнений поля, предполагающим, что Вселенная началась с Большого взрыва. Именно на основе таких решений Гамов с коллегами и предположили о существовании реликтового излучения.
Получившаяся в результате фридмановская модель, начинавшаяся с Большого взрыва, оказалась исключительно успешной, но так и не давала ответов на некоторые вопросы. Наша Вселенная началась с Большого взрыва, но что было до Большого взрыва? Дежурный ответ (который мы дали в главе 22) таков: и время, и пространство возникли при Большом взрыве, поэтому никакого времени до Большого взрыва не было. Кроме того, возникал вопрос: почему Большой взрыв получился столь однородным? Рассматривая космический микроволновый фон в разных направлениях, обнаруживаем, что РИ везде одинаково с точностью 1: 100 000. Откуда все эти различные области «догадались», какая температура у них должна быть? Та картина, которую мы наблюдаем, отдалена от нас в пространстве на 13,8 миллиарда световых лет. При этом рассматриваемая эпоха наступила всего через 380 тысяч лет. Согласно стандартной модели Большого взрыва, на эту область могла влиять лишь материя, которая удалена от нее не более чем на 380 тысяч лет. Но если взглянуть на 13,8 миллиарда световых лет в противоположном направлении, на 180° от первого, то увидим совсем другую область, имеющую практически такую же температуру, что и первая. В стандартной модели Большого взрыва эти две области, расположенные в противоположных уголках неба, на рассматриваемый момент (то есть через 380 тысяч лет после Большого взрыва) отстояли друг от друга на 86 миллионов световых лет и не могли обменяться никакой информацией за те ничтожные 380 тысяч лет, что успели просуществовать. Обычно, если вы видите две области с одинаковой температурой, это означает, что они сообщаются друг с другом и в результате достигают термодинамического равновесия. Но в стандартной модели Большого взрыва сильно удаленные области космического микроволнового фона просто не успели бы сконтачиться друг с другом. Согласно фридмановской модели, в различных регионах Вселенной должно было чудесным образом начаться однородное расширение, причем всюду при одинаковой температуре. Как могла возникнуть такая однородность?
Однако COBE также обнаружил небольшие флуктуации микроволнового фона, в соотношении примерно 1: 100 000. Если бы Вселенная была совершенно однородной, в ней не возникло бы никаких сгустков, из которых впоследствии могли бы сформироваться галактики и их скопления. Мы обязаны своим существованием именно тому, что в новорожденной Вселенной сразу были небольшие флуктуации, которые под действием гравитации разрослись в наблюдаемые сегодня галактики. Вселенная должна была оказаться почти идеально однородной, но все же лишь почти. Это казалось тайной. Мне она напоминает старую присказку времен Великой депрессии: «Эх, был бы у нас бекон – мы тогда могли бы позавтракать яичницей с беконом, конечно, если бы у нас были яйца!» Сначала требуется объяснить общую однородность, а затем – небольшие флуктуации.
В 1981 году Алан Гут предложил решение данной проблемы. Он построил модель, в которой развитие Вселенной началось с краткого периода ускоренного расширения; этот период он назвал инфляцией. На пространственно-временной диаграмме инфляция напоминает маленькую воронку, направленную вверх подобно подставке для подачи в гольфе, и на этой подставке стоит мяч фридмановского пространства-времени. Конструкция начинается с конечного размера окружности у основания, а затем резко расширяется и переходит в чашевидный раструб. Там, где мы раньше рисовали нижний кончик фридмановского мяча, теперь будет раструб и внизу – окружность конечного размера. Возможно, ее величина всего 3 × 10–27 см (рис. 23.1). Период, соответствующий этому раструбу, продолжается чуть за пределы самого Большого взрыва, но за это дополнительное время различные области, которые мы сегодня наблюдаем, успевают провзаимодействовать друг с другом. На первом этапе окружность настолько мала, что между различными областями устанавливается причинно-следственная связь, а затем, в период, соответствующий раструбу, они ускоренно разлетаются; и это только кажется, будто времени на взаимодействие у них было недостаточно.
Рис. 23.1. Инфляционное зарождение (раструб) фридмановской Вселенной Большого взрыва (мячик). Снимок предоставлен Дж. Ричардом Готтом
На основании чего Гут предложил такую модель? Он думал, что в ранней Вселенной могло существовать состояние вакуума с высокой плотностью энергии – и, следовательно, с высоким отрицательным давлением, которое напоминало бы по свойствам то пустое пространство, в котором, по мысли Эйнштейна, действовала космологическая постоянная. Мы привыкли думать, что плотность вакуума должна быть нулевой. Да, она и будет нулевой, если убрать из пространства все частицы и все излучение. Но вакуум может обладать плотностью энергии, обусловленной присутствием полей, например поля Хиггса, которое пронизывает Вселенную. Реально количество энергии вакуума зависит от законов физики. Гут считал, что в юной Вселенной сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия были слиты в одну суперсилу и энергия вакуума в те времена (при других законах физики) могла быть гораздо выше нынешней. Следовательно, на практике космологическая постоянная не была константой (как предполагал Эйнштейн), а могла меняться со временем. На самом раннем этапе существования Вселенной плотность энергии вакуума могла быть весьма высокой. Вдобавок к этой высокой плотности энергии действовало сильное отрицательное давление, обеспечивая, чтобы в соответствии со специальной теории относительности, энергия вакуума казалась одинаковой разным наблюдателям, движущимся через пространство с разными скоростями. Как уже говорилось, энергия вакуума порождает притяжение, но отрицательное давление, действующее в трех измерениях, дает в 3 раза более сильное гравитационное отталкивание. Именно оно, согласно уравнениям Эйнштейна, должно было запустить ускоренное расширение Вселенной, которое пытался объяснить Гут. Именно гравитационное отталкивание послужило причиной первичного расширения, которое мы именуем «Большой взрыв».
