Однако идея Бруно о том, что Вселенная безгранична не только в пространстве, но и во времени, не верна – у времени было начало. Простейшее доказательство этого – темнота ночного неба. Если бы мы жили в безгранично древней и безгранично обширной Вселенной, каждый клочок ночного неба был бы занят звездами, свет этого беспредельного количества звезд успел бы достичь нашей планеты и все ночное небо было бы освещено этим светом. Еще современники Джордано Бруно немецкий математик Иоганн Кеплер и английский астроном Томас Диггес упоминали этот фотометрический парадокс, однако назван он был в честь немецкого астронома конца XVIII–XIX вв. Генриха Вильгельма Ольберса. Решение парадокса предложил Уильям Томпсон (лорд Кельвин), английский физик XIX–XX вв., а до него верную догадку высказал американский писатель и поэт Эдгар Аллан По: Вселенная должна быть ограничена либо во времени существования (и, таким образом, свет самых далеких звезд до нас еще не долетел), либо в размерах (потому звезды не занимают собой каждый клочок неба), либо в том и другом. Эта важная догадка впоследствии привела к гипотезе Большого взрыва, поскольку из нее следовало, что Вселенная появилась в некий момент прошлого и/или не везде одновременно.
В 1920‑х гг. американский астроном Эдвин Хаббл на основании наблюдений в телескоп установил, что за пределами Млечного Пути, который прежде считали единственной галактикой в неподвижной и конечной Вселенной, имеются другие галактики. Расстояние до них Хаббл вычислил по цефеидам – пульсирующим переменным звездам, чей период (время между пульсациями) и светимость (полная излучаемая энергия в виде света) пропорциональны. Благодаря этому можно определять расстояния: у цефеид с одинаковым периодом пульсации светимость одинаковая, если же одна из этих звезд кажется более тусклой, значит, она находится дальше от нас, и наоборот. (Видимая яркость объекта убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до него.) Таким образом, наблюдая цефеиды, можно вычислить расстояние до галактик, в которых они расположены. Хаббл также обнаружил, что чем дальше отстоят галактики, тем больше их красное смещение. Красный свет имеет наибольшие периоды колебаний и длину волны в видимой части спектра. Красное смещение света можно сравнить с понижением звука сирены проезжающей мимо нас машины скорой помощи (звук понижается вследствие снижения частоты звуковых волн или увеличения их длины и периода колебаний). Красное смещение галактик показывает: чем больше расстояние между двумя галактиками, тем выше скорость их взаимного удаления, т. е. галактики удаляются друг от друга, разлетаясь в разные стороны.
До того как Эдвин Хаббл обнаружил, что галактики удаляются друг от друга, бельгийский астроном Жорж Леметр и русский физик Александр Фридман независимо друг от друга пришли к выводу, что Вселенная расширяется. Оба ученых использовали общую теорию относительности Эйнштейна, хотя сам Эйнштейн вначале отвергал их расчеты (правда, принял их позднее). Наблюдения Хаббла подтвердили идеи Леметра и Фридмана о расширяющейся Вселенной.
Если Вселенная конечна во времени и пространстве и при этом она расширяется, то, «отмотав назад» ее расширение, мы увидим, что вся ее масса и энергия некогда была сосредоточена в невероятно малой и горячей точке, которую Леметр назвал «космическим яйцом». Начальное расширение этой массы в первые моменты возникновения Вселенной астроном из Кембриджского университета Фред Хойл в насмешку (потому что ему очень не нравилась эта идея) назвал Большим взрывом. Название прижилось, хотя, вопреки фразе, которой я начал главу, слово «взрыв» не совсем подходит для описания этого явления. Взрыв представляет собой ударную волну, вызванную резким разделением газа с высоким давлением и газа с низким давлением, в то время как Вселенная со всей своей массой и энергией была сжата в одной крошечной точке, т. е. Вселенной некуда было распространяться. Расширяясь, Вселенная несет с собой границу нашего мира, за пределами которого нет ни света, ни энергии, ни пространства, ни времени. Представить это весьма трудно, не правда ли?
Наконец, в 1960‑е гг. американцы Арно Пензиас и Роберт Уилсон открыли космическое микроволновое фоновое излучение, или реликтовое излучение, – радиационный шум, равномерно заполняющий Вселенную. Это показало, что космическое пространство не является абсолютно мертвым и холодным, с нулевыми показателями температуры и энергии, оно наполнено реликтовым излучением, которое «разогревает» температуру космоса до −270 °C. Это остаточное тепло является доказательством более горячего состояния Вселенной после Большого взрыва.
Теория Большого взрыва, как и позднейшие наблюдения расширяющейся Вселенной, позволяют вычислить возраст Вселенной. Если мы подсчитаем время, необходимое, чтобы Вселенная выросла с определенной скоростью расширения (названной постоянной Хаббла) из точки до своего сегодняшнего размера, а также учтем ее температуру, то можно предположить, что возраст Вселенной равен примерно 14 млрд лет (плюс/минус 1 млрд). Этот вывод подтверждается астрономическими наблюдениями старейших объектов Вселенной: главным образом это маленькие звезды с низкой скоростью горения (мы еще вернемся к ним в следующей главе). Однако они не могли возникнуть раньше чем через 500 млн лет после Большого взрыва, поэтому по ним нельзя точно определить возраст Вселенной. Сейчас он приблизительно оценивается в 13,8 млрд лет.
Теория Большого взрыва – нечто большее, чем просто описание разрастания Вселенной из крохотной точки до сегодняшнего громадного размера. Череда событий, изменивших ее начальное состояние, определила строение материи и структуру Вселенной. И все это произошло в интервале между первыми ничтожными долями миллисекунды до одной минуты после Большого взрыва. Не углубляясь в дебри, мы можем допустить, что на начальной стадии Вселенная была невероятно плотной и горячей и представляла собой крошечный шарик чистой колоссальной энергии. По мере его расширения и охлаждения появлялись различные состояния вещества, энергии и даже силы природы. Этот процесс отдаленно напоминает остывание пара и превращение его в воду, а затем в лед. Каждый этап ведет к изменению состояния вещества (газообразное, жидкое или твердое) – это называется фазовым переходом. Но в первые моменты Вселенной переходы были куда более странными, а о начальном этапе, из которого они вышли, мы пока ничего не знаем.
Предполагается, что в самый первый момент Большого взрыва температура и давление были столь высоки, что Вселенная, какой бы она ни была, содержала только одну форму энергии, сжатой в невообразимо малую точку, значительно меньшую, чем атом и даже субатомные частицы. В этом состоянии Вселенная пребывала 10–43 секунд (для справки: например, 10–2 – это то же самое, что и 0,01, таким образом, 10–43 равняется единице, отделенной от десятичного знака 42 нулями). Этот отрезок времени называется Планковской эпохой – в честь Макса Планка, немецкого физика XX в., который известен как основоположник квантовой механики. В течение этой эпохи (не могу не заметить, что космологи весьма странно используют такие понятия, как «эпоха» и «эра», что может довести до сумасшествия большинство геологов) все фундаментальные взаимодействия были представлены одной силой. Силы вызывают обмен частицами; например, магниты прицепляются к вашему холодильнику благодаря обмену фотонами – одновременно являющимися так называемыми «частицами‑переносчиками» и частицами света. У других сил имеются свои частицы‑переносчики. Если в Планковскую эпоху все эти частицы были одинаковы, значит, одинаковы были и сами силы. Концепция начальной объединенной силы, которую давно ищут физики‑теоретики, иначе называется единой теорией поля, или теорией всего. Однако теория, которая объединила бы гравитацию, удерживающую нас на планете, с тремя другими фундаментальными взаимодействиями – электромагнитным (контролирующим взаимодействие между электрическими зарядами и силы магнитного поля), сильным и слабым (контролирующими связь и притяжение субатомных частиц внутри атомного ядра) – пока не сформулирована. Возможно, решить эту сложную задачу помогут такие разделы физики, как теория струн или петлевая квантовая гравитация. Объединение трех фундаментальных взаимодействий, кроме гравитации, лежит в основе теорий Великого объединения и того, что мы называем Стандартной моделью «почти для всего». Обнаружение частицы (бозона) Хиггса, названного в честь британского физика Питера Хиггса, стало огромным шагом вперед в рамках Стандартной модели. Это открытие объясняет, чем обусловлено наличие массы у материи (конкретно «инертной массы», она делает одни объекты при перемещении более тяжелыми, чем другие, и зависит это от степени их взаимодействия с повсеместно распространенным полем Хиггса).
Но я отвлекся от сути. На самом деле мы все еще не знаем, что представляла собой Вселенная в Планковскую эпоху и что было до нее. Так или иначе в конце Планковской эпохи сильно связанная крошечная Вселенная стала нестабильной и произошел Большой взрыв.
Следующие 10–35 секунд Вселенной можно уже и вправду назвать взрывом Большого взрыва, вызвавшим невероятно быстрое расширение. Этот неуловимо короткий период времени называют Космической инфляцией. Она расширила объем Вселенной на много (как полагают, на 1070) порядков, и хотя сам объем был сравнительно мал (возможно, несколько кубических метров), расширение происходило со скоростью, во много раз превышающей скорость света. Предполагают, что оно началось благодаря высвобождению некой формы энергии, заключенной в едином силовом поле. Она стала источником материи и энергии образовавшейся Вселенной.
Идея быстрого расширения Вселенной стала неотъемлемой частью теории Большого взрыва, без нее трудно объяснить наличие в космосе повсеместно распространенного электромагнитного излучения, называемого реликтовым. Если за прошедшие 14 млрд лет пустое космическое пространство Вселенной стало примерно одинаковой температуры, значит, разные ее части сообщались друг с другом до того момента, пока Вселенная н