Если Q будет меньше 10–5, но при этом другие космические числа не изменятся, то скоплениям темной материи потребуется больше времени, чтобы развиться, и они будут меньше и более разреженными. Получившиеся в результате галактики будут «анемичными», формирование звезд в них пойдет медленно и неэффективно, а «отработанная» материя улетит из галактики и не будет перерабатываться в новые звезды, которые могли бы образовать вокруг себя планетные системы. Если Q будет меньше 10–6, газ вообще никогда не сконденсируется в связанные тяготением структуры, и такая вселенная навсегда останется темной, не имеющей ярко выраженных особенностей, даже если изначальная «смесь» атомов, темной материи и излучения была той же самой, что в нашей Вселенной.
С другой стороны, вселенная, где число Q будет значительно больше 10–5 – где первоначальные неоднородности возникают с бо́льшим разбросом, – будет беспокойным и жестоким местом. Районы, по размеру превышающие галактики, сконденсируются гораздо раньше. Они не станут раздробляться на звезды, а вместо этого сожмутся в огромные черные дыры, каждая из которых будет гораздо тяжелее целого скопления галактик в нашей Вселенной. Весь сохранившийся газ будет таким горячим, что станет испускать интенсивные рентгеновские и гамма-лучи. Галактики (если и сумеют сформироваться) будут связаны гораздо сильнее, чем галактики в нашей Вселенной. Звезды будут находиться ближе друг к другу и сталкиваться слишком часто, чтобы вокруг них могли существовать стабильные планетные системы. (По тем же причинам планетные системы не могут существовать очень близко к центру нашей собственной Галактики, где звезды находятся в куда более плотных скоплениях по сравнению с нашим отдаленным районом.)
Тот факт, что число Q составляет 1/100 000, к слову сказать, значительно облегчает жизнь специалистов по космологии: нам гораздо легче понимать сущность явлений, чем в том случае, если бы Q было больше. Маленькое число Q гарантирует, что структуры малы по сравнению с горизонтом и что наше поле зрения достаточно велико, чтобы вместить множество независимых друг от друга участков, каждый из которых достаточно велик. Если Q будет намного больше, то сверхскопления сами объединятся в такие структуры, которые уйдут за горизонт (а не ограничатся, как в нашей Вселенной, размером примерно 1 % этой шкалы). Тогда нет никакого смысла говорить о средних, «сглаженных» свойствах нашей наблюдаемой Вселенной и невозможно будет определить такие числа, как Ω.
Малость Q, без которой специалисты по космологии не смогли бы добиться никаких успехов, до недавнего времени казалась приятной случайностью. Только сейчас мы начинаем понимать, что это не просто удобство для космологов; жизнь не могла бы развиться, если бы у Вселенной не было такой все упрощающей особенности.
ГЛАВА 9
НАША КОСМИЧЕСКАЯ СРЕДА ОБИТАНИЯ III: ЧТО ЛЕЖИТ ЗА ГОРИЗОНТОМ?
…Нет никакого сомнения, что мир сотворен не во времени, но вместе с временем. Ибо что происходит во времени, то происходит после одного и прежде другого времени, – после того, которое прошло, и прежде того, которое должно наступить; но никакого прошедшего времени быть не могло, потому что не было никакой твари, движение и изменение которой определяло бы время. Но несомненно, что мир сотворен вместе с временем…
[34]
Бл. Августин
НАСКОЛЬКО ДОСТОВЕРНА ИСТОРИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА?
Теорию Большого взрыва пытаются опровергнуть вот уже более 30 лет
[35]. Различные данные могли доказать ее несостоятельность, если бы были иными. Вот пять из них.
● Астрономы могли обнаружить объект, содержание гелия в котором равняется 0 или имеет уровень ниже 23 % от содержания водорода. Это было бы фатальным для теории, поскольку термоядерная реакция с водородом может легко произвести гелий сверх того количества, которое было до появления галактик, но нет никакого способа превратить весь гелий обратно в водород.
● Фоновое излучение, так точно измеренное аппаратом COBE, могло иметь спектр, отличающийся от ожидаемого спектра «абсолютно черного тела» (или теплового равновесия)
{18}.
● Изучая нейтрино, физики могли обнаружить что-нибудь, несовместимое с Большим взрывом. В «огненном шаре» нейтрино должны были по численности превосходить атомы во много раз – примерно в миллиард, как и фотоны. Если бы каждый нейтрино весил хотя бы миллионную долю от веса атома, то они в целом составили бы слишком большую массу для ныне существующей Вселенной – даже бо́льшую, чем скрыта в темной материи. Как мы уже говорили в главе 6, реальная масса нейтрино (если она не равна нулю), по всей видимости, слишком низка, чтобы опровергнуть теорию. Но может выясниться, что она выше.
● Количество дейтерия могло пойти вразрез с той величиной, которая, как ожидалось, сохранилась от Большого взрыва.
● Температурные флуктуации на небесной сфере могли бы дать значение числа Q, которое было бы несовместимо с тем, что логически выводится из нынешней структуры Вселенной, если бы оно не равнялось 1/100 000, как уже говорилось в главе 8.
Теория Большого взрыва прошла все испытания. Обоснования, позволяющие экстраполировать величины на события, происходившие, когда наша Вселенная расширялась всего одну секунду (когда начал формироваться гелий), достойны того, чтобы приниматься так же серьезно, как, например, выводы о ранней истории Земли, которые делаются на основании исследования камней и окаменелых остатков организмов. Они точно так же являются непрямыми и имеют меньше количественных характеристик.
Возможно, мы могли бы углубить наше понимание ключевых космических чисел и даже «объяснить» их, продолжив экстраполяцию дальше – не только на первую секунду, но и на первую крохотную долю секунды.
Мы определенно можем вернуться ближе к Большому взрыву, но не намного. В течение первой миллисекунды мы менее уверены в физической сущности происходящего, потому что плотность материи превышала плотность нейтронной звезды. Очень высокую температуру и степень сжатия можно имитировать в микроскопическом масштабе с помощью экспериментов, где частицы с высокой энергией сталкиваются друг с другом. Но у этой методики имеются определенные пределы. Даже гигантский Большой адронный коллайдер, построенный Европейским центром ядерных исследований (CERN) в Женеве, не достигнет тех энергий, которые имели частицы в первые 10–14 секунд Большого взрыва. Многие характерные черты нашей Вселенной могли сформироваться, когда космические часы показывали 10–35 секунд или даже меньше. В таких условиях каждая степень десяти на космических часах, отсчитывающих возраст Вселенной, – каждый лишний ноль после запятой – была наполнена событиями и должна в равной мере приниматься в расчет. Таким образом, переход от отметки 10–14 к 10–35 секунд больше (по той причине, что между ними больше степеней десяти), чем временно́й интервал между трехминутным пределом, когда сформировался гелий (примерно 200 секунд от начала Большого взрыва) и настоящим временем (3×1017 секунд или 10 млрд лет). С такой точки зрения даже на более ранних этапах произошло множество событий.
