Краткая история прошлого и будущего Вселенной

– Меня зовут Итан Сигель, я теоретический астрофизик и популяризатор науки, автор книги о Космическом телескопе Джеймса Уэба «Бесконечный космос» и веду научный блог «Все начинается с взрыва». 

 

 

– Я люблю размышлять о том, как всё начиналось, когда я был маленьким ребёнком и впервые начал задаваться вопросами о мире. Возможно, самый глубокий вопрос, который я умел задавать, звучал так: «Что это всё такое?» То есть, планета и всё, что находится за её пределами. Что это всё такое и откуда это взялось? Если быть чуть более подробным, я бы спросил: «Почему всё устроено именно так?» В течение веков, тысячелетий, почти на протяжении всей истории человечества и даже раньше люди придумывали истории – рассказы, которые успокаивали, имели смысл и пытались навести порядок в том, что мы не понимали. Откуда взялась Вселенная? Откуда взялась наша планета? Откуда появились люди? Всё это было уделом поэзии, философии, теологии на протяжении тысячелетий, а возможно, и гораздо дольше. Но XX век всё изменил. Внезапно те огромные экзистенциальные вопросы, которые озадачивали, сбивали с толку и мистифицировали человечество с незапамятных времён, стали вопросами, на которые можно было получить ответы, задавая вопросы самой Вселенной. Именно поэтому вопрос «Откуда взялась вся Вселенная?» перестал быть вопросом исключительно для поэтов, теологов и философов. Это вопрос для учёных, и у нас теперь есть поразительные научные ответы, которые во многих отношениях превзошли даже самые смелые наши ожидания. 

 

Потребовались годы и десятилетия учёбы, упорного труда, решения уравнений и умения задавать правильные вопросы, чтобы я смог узнать эти ответы сам для себя. И теперь, когда я их знаю, я считаю, что эти знания не должны быть доступны только тем немногим тысячам людей, которые прошли весь путь, которым я прошёл. Я уверен, что ответы должны быть доступны каждому, кто интересуется ими. Поэтому, когда я прикладываю усилия, чтобы донести то, чему научился за свою жизнь, до широкой публики, я чувствую, что делаю не только важную услугу для всех, кто хочет узнать эти ответы, но и удовлетворяю ту потребность, которую испытывал я в молодости – иметь знания под рукой. И, надеюсь, найдутся люди, которые скажут: «У меня всё ещё есть эти вопросы, у меня всё ещё есть любопытство. Я хочу знать ответы». И даже если я не потратил всю жизнь, чтобы стать абсолютным экспертом в этой области теоретической астрофизики, когда я объясняю ответы без уравнений и специализированного жаргона, но на понятном, высоком уровне, люди смогут последовать за мной в этом путешествии, так, как я мечтал, чтобы кто-то взял меня с собой в путешествие ещё в детстве. Знаете, всегда возникают трудности, когда пытаешься что-то донести. Иногда ты делаешь ошибку, когда говоришь слишком глубоко и слишком быстро, не осознавая пробелов в понимании слушателей. И тогда ты усваиваешь урок: в следующий раз я начну с более понятного всем места, и буду постепенно вести аудиторию туда, куда мы стремимся в конечном итоге. В других случаях главной проблемой становится вопрос, как достучаться до той аудитории, которую я пытаюсь охватить? Как прорваться через шум, который окружает людей? Информации вокруг много – и, скажем так, частично правильной – но как заставить людей обратить внимание на то, что действительно истинно, и избавиться от заблуждений, которые они усвоили на протяжении жизни? Я понял, что если начать с того места, где все уже на одной волне, и делать шаг за шагом, чтобы люди могли следовать за мной от того, где я был, до того места, куда я стремлюсь, если ты ведёшь их за руку всё это время, ты сможешь увести их практически куда угодно. И вот поэтому моя сегодняшняя цель такова. 

 

 

– Мы привыкли думать о том, откуда взялась наша Вселенная, посредством идеи, которую большинство знает под названием «Большой взрыв». История этой идеи такова, что мы изначально не искали начало Вселенной. Мы наблюдали за объектами в небе – за этими слабенькими размытыми объектами, которые казались маленькими спиралями в телескопе. Некоторые из них были еще более размытыми, некоторые видны под углом, а некоторые даже не были спиралями вовсе, но имели размытый вид. И мы задавались вопросом: «Что это за объекты?» Потому что, скажем, в 1920 году мы даже не знали, что такое Млечный Путь и насколько он велик. Тогда часть, возможно даже большинство астрономов, считала, что сам Млечный Путь представляет всю Вселенную, и всё, что мы наблюдали, включая спиральные и эллиптические туманности, должно находиться внутри Млечного Пути. Были и другие, которые думали иначе и говорили: «Нет-нет-нет, Млечный Путь – это не всё...», а то, что сегодня мы называем галактикой – тогда этого слова ещё не было, и они называли её «островной вселенной». Они предполагали, что эти спирали и эллипсы – тоже островные вселенные. Может быть, эти слабые размытые пятна, что мы видим, являются целыми островными вселенными, находящимися далеко за пределами Млечного Пути. И это замечательно. Люди спорили об этом, обсуждали причины. Они говорили: «О, ну, Весто Слиффер заметил, что эти объекты движутся очень быстро относительно Млечного Пути, даже быстрее, чем все звёзды. И поскольку я знаю, как работает гравитация, эти объекты должны быть абсолютно вне Млечного Пути, иначе они бы не смогли избежать его гравитационного притяжения». Другие утверждали: «Нет-нет-нет, это просто нечто вроде протозвёзд – облака сжимающегося газа с образующимся в центре объектом, который нагревается и вот-вот станет звёздой, возможно, вокруг него сформируются планеты, как у нашего Солнца. Но это, безусловно, происходит внутри Млечного Пути».

И пока мы идентифицировали эти объекты, мы не знали, где они находятся. Затем появились критически важные наблюдения. Всё началось в 1923 году, когда астроном по имени Эдвин Хаббл, знаменитый благодаря постоянной Хаббла (а также Космическому телескопу Хаббла, названному в его честь), получил доступ к самому большому, новейшему и мощному телескопу того времени. Он направил взгляд на одну из самых больших спиралей на ночном небе, которую сегодня мы знаем как галактику Андромеды. То, что он увидел, было следующим: «Когда я наблюдаю туманность Андромеды через мой телескоп, я вижу нечто вроде размытой протяжённой структуры. Но внутри неё, благодаря моему новому телескопу, я замечаю яркие вспышки – что-то появляется, яркость увеличивается, а затем затухает». Мы и сто лет назад знали об объектах подобного рода – так называемых новах. Мы полагали, что нова – это то, что происходит, когда останки звезды, называемой белым карликом, начинают накапливать материю на своей поверхности. Это может быть водород, гелий – легкие газы, которые белый карлик может или «отбирать» у компаньона, или аккрецировать из окружающего пространства, но накапливать материю на своей поверхности. И когда её накапливается достаточно, происходит что-то на границе белого карлика, и возникает вспышка ядерного синтеза. Хотя мы ещё не знали о ядерном синтезе, эта вспышка приводит к яркости. 

 

Тогда предположили: «Возможно, эти вспышки, которые мы наблюдаем, – новы», или, если говорить во множественном числе, «новые», происходящие в Андромеде. Он увидел одну, записал её; увидел вторую – записал; и третью – тоже записал. А затем, придя на следующий вечер, он увидел четвёртую, но она оказалась в том же самом месте, что и первая. Он подумал: «Боже мой, нова не может повторяться через день или два. Новы требуют лет, десятилетий, веков или даже больше, чтобы «перезарядиться». Если это не нова, что же это может быть?» И он осознал: «О, это переменная звезда». Это звезда, которая внутри себя меняет яркость с определённой периодичностью. И классы звёзд, которые так меняют яркость, уже изучались десятилетиями женщиной по имени Генриетта Левитт, которая установила: «Это – так называемые цефеидные переменные звёзды, и существует связь между тем, как быстро они меняют яркость, и их внутренней светимостью». Это действительно гениально, как если бы у вас была лампочка накаливания мощностью 100 ватт: вы знаете её светимость. То есть, если у вас есть 100-ваттная лампочка, и вы видите её яркость, вы понимаете, сколько энергии ей подведено. Наблюдая за такой лампочкой, можно по её яркости понять, как далеко она находится. Именно это и сделал Хаббл: он сказал, «Если я вижу эту переменную звезду, наблюдаю, как она меняет свою яркость, то, опираясь на работу Генриетты Левитт, я знаю её внутреннюю светимость. А с помощью моего нового мощного телескопа, наблюдая её со временем, я могу определить её расстояние». И благодаря этому Эдвин Хаббл впервые заключил: «О, Боже мой, эта туманность в Андромеде не может быть внутри Млечного Пути, ведь её расстояние – не в световых годах, сотнях или тысячах световых лет, а примерно в миллионе световых лет. Сегодня мы знаем, что это примерно 2,5 миллиона световых лет. Но он понял: «О, Боже мой, она должна быть действительно, действительно далеко». 

 

Таким образом была разрешена загадка, над которой люди размышляли: находятся ли эти туманности внутри нашего Млечного Пути или это отдельные, то, что мы сегодня называем внегалактическими объектами? Мы это выяснили. И одно из моих любимых качеств науки заключается в том, что, сделав новое открытие, ты вынужден использовать полученные знания, чтобы узнать ещё больше о Вселенной. Так Хаббл, используя тот же телескоп и вместе с ассистентом Милтоном Хамейсоном, отправился наблюдать все эти слабые размытые туманности в небе, чтобы найти в них переменные звёзды, используя их период-светимость, их пульсации. И тогда он мог сказать: «Вот насколько внутренне яркие эти звёзды, а вот насколько они тускло выглядят через мой телескоп. Таким образом я могу определить расстояние до каждого из этих объектов». И то, что он обнаружил, заключалось в том, что галактика Андромеды оказалась одной из ближайших к нам, а также он обнаружил галактики, которые находились не в пределах примерно одного миллиона световых лет, а в нескольких миллионах, десятках миллионов, а вскоре – даже свыше 100 миллионов световых лет от нас. Кроме того, он добавил, «Теперь у меня есть наблюдения от человека постарше, Весто Слиффера», который измерял скорость удаления этих объектов. 

 

Когда объект излучает свет, я вспоминаю грузовик с мороженым. Был ли у вас в детстве опыт, когда вы слушали грузовик с мороженым, который проигрывал свою мелодию? Знаете… (Я напеваю мелодию) ♪ Надеюсь, это общественное достояние ♪ ♪ Вот грузовик с мороженым ♪ Верно? Итак, вы его слышите. Но если вы ребёнок и слушаете, вы понимаете: если мелодия становится выше по тону, «О, грузовик с мороженым приближается». Значит, для меня наступает время получить мороженое, и по тону я понимаю, что грузовик приближается. Точно так же, если тон ниже, вы слышите, как он удаляется. Когда вы взрослеете, чаще всего вы слышите сирены – полицейские автомобили, машины скорой помощи, пожарные машины. Но я всегда вспоминаю грузовик с мороженым, когда начинаю задумываться об этом. 

 

Свет, как и звук, является волной. Если источник света, скажем, галактика, движется к нам, то излучаемый свет имеет определённую длину волны. Если объект движется к вам, эта длина волны сжимается, или, как мы говорим в астрономии, испытывает «синее смещение»: волны становятся короче, и свет кажется более синим. Но и обратное тоже верно: если объект удаляется, длина волны удлиняется, и свет смещается в красную сторону или становится «красным смещённым». А поскольку во Вселенной присутствуют одни и те же атомы – водород, гелий и другие – мы можем измерить спектральные линии этих атомов и определить, с каким смещением (синим или красным) свет от далёкой галактики, и насколько это смещение велико. Это было великолепно, потому что у Хаббла были все эти наблюдения, дающие нам расстояния до галактик. А у Весто Слиффера были наблюдения, которые показывали, насколько быстро свет от каждого из этих объектов (которые мы теперь знаем как галактики) смещён – синим или красным – относительно нас. Так что, действительно, Хаббл собрал всё это воедино в конце 1920-х – начале 1930-х годов. Но и до него были люди, которые уже связывали эти два вида информации. Первым, кто это сделал, был в 1927 году бельгийский католический священник Жорж Леметр, который объединил данные и сказал: «Посмотрите, что происходит. Чем дальше находится галактика от нас, тем больше расстояние, на котором мы её видим.

А когда я измеряю её свет – он смещён либо к синему, либо к красному концу спектра. Я вижу, что чем дальше галактика от нас, тем больше её свет смещён в красную сторону, и чем дальше я смотрю, тем сильнее это смещение». И тогда Леметр сказал: «Что это значит? Что значит, что чем дальше галактика, тем больше её свет кажется смещённым в красную сторону?» Мне нравится сравнение с выпечкой. Представьте, что у вас есть шар теста – и не просто обычное тесто для хлеба, а тесто с изюмом для вкусного ржаного хлеба. Что происходит: я замешиваю тесто, в котором равномерно распределены изюмки. Я выкладываю его, накрываю пищевой плёнкой и позволяю тесту подниматься, реагируя с дрожжами и сахаром. По мере того как тесто поднимается, что происходит с изюминками? Изюмки двигаются вместе с тестом – они переносятся им. С точки зрения любой изюминки кажется, что остальные изюмки удаляются от неё. И чем дальше находится изюминка, тем быстрее кажется, что она отдаляется от той, за которой наблюдаешь. И я говорю «от тебя», потому что в этой аналогии, когда Вселенная расширяется, изюмки – это галактики, а тесто – это сама ткань пространства, о которой рассказывает общая теория относительности Эйнштейна. В этой теории пространство и время переплетены в единую ткань, но эта ткань не является неизменной.

 

Эта структура (ткань) может эволюционировать со временем. И на самом деле не Эйнштейн первым выяснил, как именно эта ткань меняется. Это сделал советский учёный 1922 года – Александр Фридман. Фридман сказал: «Смотрите, если начать с Вселенной, которая подчиняется законам общей теории относительности, но равномерно заполнить её чем-то вроде вещества, излучения или любой другой формы энергии, которую только можно представить, такая Вселенная не может быть статичной и стабильной. Вместо этого она либо будет расширяться, либо сжиматься; она обязана вести себя так, иначе не может быть стабильной. Это всё немного похоже на ситуацию, когда я говорю: ‘Эй, у меня есть число, и его квадрат равен четырём. Какое число я имею в виду?’ Правильно? Вы сразу скажете: ‘Понятно, два в квадрате равно четырём. Значит, если квадрат этого числа равен четырём, оно должно быть равно двум.’ Но не может ли оно быть и минус два? Что же происходит с Вселенной? Она расширяется или сжимается? Оба этих решения математически возможны. Способ выяснить, какое из них соответствует нашей Вселенной – вот в чём и заключается главное различие между математикой и физикой: нужно обратиться к самой Вселенной, провести критические наблюдения и спросить: ‘Что же она делает?’ Леметр был первым, кто соединил всё это вместе: уравнения Эйнштейна, решения Фридмана, наблюдения красного смещения Весто Слиффера и измерения расстояний, выполненные Хабблом и Хьюмейсоном. Он объединил все эти данные и сказал: «О, Боже мой, посмотрите, что это значит. Вселенная расширяется.» Затем он добавил: «Погодите, если сегодняшняя Вселенная расширяется, это значит, что она становится больше, а её плотность ниже, чем была вчера.

Плотность сегодня ниже, чем была вчера. Значит, давайте подумаем о прошлом. Давайте вернемся назад во времени. Если моя Вселенная расширяется, то в прошлом она была меньше, и всё было ближе друг к другу, и она была плотнее. И я могу вернуться ещё дальше, к тому времени, когда Вселенная была всё меньше и плотнее.» Он продолжил: «И нет никакого предела – я могу возвращаться назад, настолько далеко, насколько захочу, пока всё пространство и время не окажутся сжаты в одну крошечную точку.» Именно эту точку он назвал «космическим яйцом». И это стало нашим самым первым представлением о том, что мы сегодня называем Большим взрывом – о том, что всё пространство и время, вся материя и энергия во Вселенной когда-то были сжаты в эту маленькую неделимую точку, которую сегодня мы можем назвать сингулярностью. Именно оттуда возникла великая идея Большого взрыва.

 

 

– Итак, в идее Леметра было два аспекта, которые позже развили и другие. Один аспект — если рассматривать Вселенную как маленькую, горячую и плотную, то это состояние можно назвать Большим взрывом: горячее, плотное, расширяющееся состояние, которое эволюционирует в ту звёздно-галактическую Вселенную, которую мы видим сегодня. Но Большой взрыв также может означать возвращение к этой сингулярной точке, к тому моменту, к тому событию, когда само пространство и время, а также вся материя и энергия внутри него, появились из этого состояния сингулярности. Таким образом, у нас существует два значения Большого взрыва. С одной стороны – горячее, плотное, быстро расширяющееся состояние, которое я буду называть «горячим Большим взрывом», а с другой – сингулярное рождение пространства и времени вместе со всей содержащейся в нём материей и энергией, что я буду называть «сингулярностью Большого взрыва». На протяжении многих десятилетий эти два термина использовались взаимозаменяемо, так как оба они представляют собой части одной и той же концепции Большого взрыва. 
 

Важно понимать, что горячее, плотное, быстро расширяющееся состояние оставляет наблюдаемые следы. Оно порождает явления вроде: «Когда Вселенная имела определённую температуру, она была слишком горячей для образования нейтральных атомов, так что мы должны увидеть следы их формирования», или «в какой-то момент она была настолько горячей, что атомные ядра не могли сформироваться – и должны быть признаки того, что протоны и нейтроны впервые объединились». Кроме того, поскольку Вселенная, расширяясь, гравитирует, можно ожидать, что наступит момент, когда сформируются звёзды и галактики, начнут светиться, сливаться, накапливать массу с течением времени. Таким образом, мы должны увидеть, что галактики, находящиеся на больших расстояниях и тем самым наблюдаемые в прошлом, являются менее развитыми и меньшими, а, возможно, и с более высокой скоростью звездообразования, чем те, что мы наблюдаем сегодня. Все это — наблюдаемые последствия горячего, плотного раннего состояния. Но смогут ли существовать наблюдаемые следы от части, связанной с сингулярностью? От того момента рождения пространства и времени, когда вся материя и энергия были сжаты в одно состояние? Это гораздо сложнее. Таким образом, существует разница между рассмотрением горячего, плотного, быстро расширяющегося состояния, которое оставляет четкие следы, которые мы можем наблюдать во Вселенной, и сингулярностью, которая является своего рода экстраполяцией, к которой, возможно, стоит относиться с осторожностью до появления убедительных доказательств: «Да, можно проследить всё обратно, не только теоретически, но и наблюдательно». Поэтому, когда Леметр говорит о космическом яйце, или, как позже говорили, о первобытном атоме, речь идёт о сингулярности. Это предположение о том, что всё действительно возвращается к тому, что породило Вселенную. Но обязательно ли это так? Возможно, нет. Мы можем представить, что, если вернуться достаточно далеко, Вселенная окажется горячей, плотной и расширяющейся, но, возможно, там произошло нечто иное, нежели сингулярность.

 

 

– Итак, сегодня мы видим Вселенную, полную богатых, эволюционировавших галактик, которые всё удаляются друг от друга. Если наша Вселенная всё время расширялась из более горячего, плотного и однородного состояния (ведь с течением времени гравитация притягивает материю, заставляя её сгущаться и образовывать скопления), то, оглядываясь назад во времени, мы должны заметить следующее. Мы должны увидеть, что более ранние галактики, когда мы заглядываем всё дальше, фактически являются наблюдением прошлого, так как возвращаясь к начальному состоянию, Вселенная имела начало во времени и пространстве. Если смотреть на определённое расстояние, мы фактически заглядываем в прошлое, ведь свету требуется миллионы световых лет, чтобы преодолеть межгалактические расстояния и достичь нас. Таким образом, миллионы световых лет означают миллионы лет назад, а миллиарды — миллиарды лет. И чем дальше мы смотрим, тем больше замечаем, что галактики были меньше, менее развиты, имели иную звездную популяцию по сравнению с современными галактиками. И мы это действительно наблюдаем. Мы видим, что со временем меняются как группировка, так и эволюция галактик. Это подтверждает первую предсказанную особенность горячего Большого взрыва. 

 

Кроме того, если мы посмотрим ещё дальше назад, должно существовать время, когда Вселенная была настолько маленькой, что была настолько горячей, что длина волны света была настолько короткой, что образование нейтральных атомов было невозможно. Ведь каждый раз, когда электрон и протон объединялись для образования водорода — самого распространённого элемента во Вселенной — появлялся фотон с достаточной энергией, чтобы оторвать электрон. Но в какой-то момент Вселенная расширилась, длина волны света стала достаточной, и нейтральные атомы смогли образоваться. Таким образом, должен остаться фоновый сигнал этого излучения, который перестал быть способен ионизировать атомы. За миллиарды лет этот свет уже не является ультрафиолетовым, видимым или инфракрасным — он настолько растянулся, что сегодня соответствует микроволновой длине волны. И можно ещё вернуться назад и сказать: «Было настолько горячо, и длина волны была настолько короткой, что даже атомные ядра не могли образоваться – всё распадалось бы на протоны и нейтроны». Таким образом, в какой-то момент должны были образоваться первые элементы Вселенной. Возможно, это был водород, но не только водород: дейтерий, гелий-3, гелий-4, литий, возможно, немного бериллия, бора, углерода, азота, кислорода. Как высоко можно пойти до того момента, пока расширяющаяся Вселенная не помешает слиянию элементов? 

 

Итак, три больших предсказания таковы: во-первых, галактики должны группироваться и эволюционировать со временем; во-вторых, должен существовать остаточный след излучения, смещённого до очень низких температур, до микроволновых длин волн; в-третьих, мы должны наблюдать не только водород, но и обилие других элементов, которые присутствуют даже в первозданных областях, где никогда не формировались звёзды. Всё это — предсказания горячего Большого взрыва. Они не говорят ничего о сингулярности, если вам интересно, но предоставляют нам способы проверить, произошёл ли горячий Большой взрыв. Давайте пойдем ещё дальше. 

 

Вы можете спросить: «Что же мы видим?» Что касается галактик, дело обстоит достаточно просто. Если смотреть достаточно далеко, если заглянуть в область, измеряемую миллиардами световых лет, вы увидите, что галактики действительно эволюционируют со временем. Они были меньше, менее массивными, звёзды в них были синими, а скорость образования звёзд была выше, если смотреть в прошлое. Первые признаки этого мы начали обнаруживать в 1960-х и 1970-х годах. Лёгкие элементы, даже в первозданных газовых облаках, насколько это возможно, никогда не состояли только из водорода. В них присутствуют гелий и другие элементы, такие как гелий-3, дейтерий, литий — их мы видим повсюду. Мы понимаем, что некоторые ядерные реакции произошли даже вне звёзд, но это действительно было обнаружено лишь в 1970-х или 1980-х годах. 

 

«Роковой аргумент» — убедительное доказательство того, где произошёл горячий Большой взрыв, появилось в 1960-х годах. Два учёных, Арно Пензиас и Боб Уилсон, работавшие на флоте, использовали новую радарную антенну, известную как «рог Холмдела», расположенную в Нью-Джерси. Они её настраивали и пытались устранить шум, настроив её так, чтобы он отсутствовал. Но странность заключалась в том, что независимо от того, куда они направляли антенну — если, конечно, не в сторону Солнца (ведь при этом вы получите солнечные сигналы) или в плоскость Млечного Пути (где тоже есть сигналы) — везде, куда бы они ни смотрели, постоянный шум оставался. Единственным исключением было направление на землю, где шум отсутствовал. «Почему же мы получаем этот шум?» — задавались они вопросом. Даже после того как они убрали птичьи гнёзда из антенны, шум не исчез. Это оставалось загадкой несколько месяцев, пока кто-то не связал их с командой из Принстона, которая создавала прибор, известный как радиометр, предназначенный для запуска на самые высокие слои атмосферы Земли для обнаружения предсказанного остаточного микроволнового излучения от горячего Большого взрыва. В то время этому излучению ещё не дали название вроде «космического микроволнового фона». Его называли «первообразным огненным шаром», так как оно должно было остаться как след от этого первобытного состояния, которое расширилось от, возможно, первобытного атома или сингулярности. И как только оно остыло ниже определённого порога, начали формироваться нейтральные атомы, а само излучение продолжало распространяться, расширяться и удлиняться. Тогда они поняли, что нашли остаточное свечение Большого взрыва. Это стало решающим доказательством для науки, позволяющим сказать: «О, Боже мой, вот откуда произошла наша Вселенная». Горячий Большой взрыв — это горячее, плотное, однородное, быстро расширяющееся состояние, — был реальностью, и доказательства его существуют и по сей день.

 

 

Итак, у нас есть картина Вселенной: мы измеряем космический микроволновой фон на разных длинах волн, и мы знаем, что его свойства соответствуют предсказаниям. Мы видим лёгкие элементы повсюду и знаем, что фаза, которую мы называем нуклеосинтезом Большого взрыва, должна была произойти. Мы наблюдаем не только расширяющуюся Вселенную, но и эволюционирующие галактики внутри неё, которые растут, изменяют состав звёзд, сливаются и становятся массивнее. Все эти краеугольные камни теории Большого взрыва подтверждены, однако вопросы остаются. 
 

Так что начинаешь размышлять: «Хорошо, галактики эволюционируют, как мы видим, когда Вселенная расширяется. Мы видим доказательства космического микроволнового фона и того горячего, плотного состояния, когда нейтральные атомы не могли образовываться. Мы видим газовые облака с элементами, которые говорят: "Мы, должно быть, вернулись к тому времени, когда даже атомные ядра не могли образовываться, когда Вселенная была настолько горячей и плотной." Так почему же не вернуться полностью к сингулярности?» Те же учёные, что наблюдали это решающее доказательство космического микроволнового фона, начали задумываться: «Эй, у Вселенной есть свойства, которые могут указывать на то, что идея сингулярности не совсем точна. Если начать с сингулярности, и всё будет расширяться от неё, то появится область пространства с одной стороны Вселенной, которая никогда не имела возможности обменяться информацией или достигнуть термального равновесия. Так почему же, когда мы смотрим на остаточное свечение от Большого взрыва – космический микроволновой фон – оно имеет одинаковую температуру повсюду? Это всё равно, что иметь обогреватель на одной стороне комнаты, но в оставшейся части ещё не наступило равновесие, и задаваться вопросом: “Почему в моей комнате везде одинаковая температура, если обогреватель находится только с одной стороны, и не прошло достаточно времени для выравнивания температуры?” 

 

Мы также задаёмся вопросом: «Почему скорость расширения Вселенной и плотность материи и энергии так идеально сбалансированы?» Или, что ещё интереснее, почему Вселенная пространственно плоская? Гат отмечал: «Видите ли, Вселенная не обязательно должна была быть плоской, она могла иметь любую форму.» Но, как если взять шар и надуть его, так что если вы видите только маленькую его часть, она не покажется изогнутой – она будет казаться плоской. Так что Гат сказал: «Инфляция растянет Вселенную так, что она будет выглядеть плоской, независимо от того, как она начиналась, и этот эффект обеспечит столь идеальное соотношение между скоростью расширения и плотностью материи и энергии.» 

 

И почему же не наблюдаются остаточные высокоэнергетические реликты? Почему нет магнитных монополей или других экзотических объектов, которые мы могли бы ожидать при этих чрезвычайно высоких температурах? Потому что Вселенная не достигла бесконечно высоких температур – она достигла лишь энергетического уровня инфляции, каким бы он ни был. Таким образом, если Вселенная достигла только определённой температуры, возможно, она не была достаточно горячей, чтобы образовать эти остаточные реликты. Конечно, это был горячий Большой взрыв, но он не был самым горячим состоянием, которое можно было бы достичь. 

 

Когда Алан Гат выдвинул теорию инфляции, её огромная сила заключалась в том, что она могла решить три большие проблемы, возникающие при предположении, что горячий Большой взрыв можно экстраполировать до сингулярности. То есть теперь первая вещь, о которой можно сказать что-то разумное во Вселенной, — это не сингулярность. Идея не в том, что сначала была сингулярность, и оттуда всё появилось, а потом сформировалось горячее, плотное, однородное и быстро расширяющееся состояние. Идея в том, что вместо сингулярности существовало инфляционное состояние; пространство было наполнено энергией, intrinsic для самого пространства, которое во время инфляции резко расширилось, стало огромным, однородным, приобрело одинаковые свойства повсюду и стало пространственно плоским, а затем инфляция завершилась. 

 

Мне нравится представлять это так, как если бы я наблюдал шарик, расположенный на вершине плоскогорья, которое переходит в долину. Пока шарик находится на плоскогорье, происходит инфляция. Но когда шарик скатывается с плоскогорья в долину, он теряет энергию. И вся эта энергия, которую на плоскогорье можно назвать гравитационной потенциальной, превращается в кинетическую энергию, а затем колеблется внизу холма. Для Вселенной всё начиналось с той энергии, которая была присуща самому пространству, а затем, когда пространство «скатывалось в долину», эта энергия превращалась в материю и излучение.

 

Именно это создаёт и формирует горячий Большой взрыв – состояние, которое расширяется, однородно, горячее и плотное. Таким образом, мы переходим от инфляции, которая неумолима и стремительно расширяется, к горячему Большому взрыву, где энергия теперь находится в виде материи и излучения.

 

 

– Итак, у нас теперь есть две идеи, которые несовместимы друг с другом: либо был сингулярный горячий Большой взрыв, породивший горячее, плотное, стремительно расширяющееся состояние, либо была космическая инфляция, которая завершилась и привела к образованию этого горячего, плотного, быстро расширяющегося состояния. В науке мы часто думаем так: «А, ну, у нас была эта теория, а потом пришла новая и мы все перешли на неё». Но всё никогда не бывает так просто. Всегда есть три момента, которые мы должны рассмотреть вместе, чтобы сказать: «Может ли новая теория победить старую?» И первый момент заключается в том, может ли она воспроизвести все те успехи, которые демонстрировала старая теория. Если инфляция позволяет нам достичь того горячего, плотного, однородного, быстро расширяющегося состояния, то да – так же хорошо, как и сингулярный Большой взрыв.

 

Второй момент в том, что у старой теории были загадки, которые нам не удавалось решить – проблема горизонта, проблема плоскостности и проблема монополей. Инфляция прекрасно решает все три эти проблемы. Так что два из двух.

 

Но затем появляется третий критический тест. То есть: у меня есть новая теория и есть старая теория, и обе они делают предсказания относительно чего-то, что я ещё не измерил во Вселенной. Могу ли я сделать предсказание, где новая и старая теория расходятся, и затем выйти и проверить эти предсказания, чтобы выяснить, какая из них соответствует реальности? Поддерживает ли Вселенная новую теорию или старую? Именно это является критическим тестом для инфляции.

 

Итак, каким образом инфляция даёт предсказания, отличные от сингулярного Большого взрыва? Мы уже упоминали одно предсказание – инфляция даёт только определённое количество энергии, присущей пространству, а затем эта энергия распадается на материю и излучение. Это уже создаёт разницу в предсказаниях. Потому что, во-первых, это говорит о том, что для неинфляционной Вселенной, для Вселенной, начинающейся с сингулярности, не существует максимальной температуры или максимальной энергии, которую она могла бы достичь – она может достигать произвольных высот, теоретически даже бесконечно высоких значений. Всё, что мы можем создать при каких-то сверхвысоких энергиях, должно формироваться во Вселенной без инфляции, тогда как с инфляцией – нет, нет, нет: мы были на вершине плато, и мы скатились вниз. И существует предел тому, насколько горячей может стать Вселенная. Если это так, то должен существовать разрыв, который мы видим, запечатлённый во всём космическом микроволновом фоне – в остатке первобытного огненного шара от Большого взрыва. Если у нас достигается другая энергетическая шкала, то мы должны это увидеть, когда рассматриваем неидеальности температуры космического микроволнового фона.

 

Второе замечательное предсказание, вытекающее из инфляции, связано с тем, что мы до сих пор рассматриваем инфляцию как классическое поле – как шар, находящийся на вершине горы. Но на самом деле мы живём в квантовой Вселенной, и инфляция должна рассматриваться как квантовое поле. Одно из свойств квантовых полей – они флуктуируют. Они не удерживаются на постоянном значении, у них присущи флуктуации. Представьте, что возникает маленькая флуктуация в пространстве, а ваша Вселенная инфлируется. Вы получаете небольшую волнистость, которую затем растягивают на всё большие и большие масштабы. Эта флуктуация растягивается, а затем Вселенная продолжает расширяться, и она растягивается ещё сильнее, в то время как на самых малых квантовых масштабах появляются новые флуктуации. Таким образом, если моя Вселенная инфлируется, то квантовые флуктуации должны присутствовать повсеместно, и они должны наблюдаться на всех масштабах. Прелесть этого в том, что когда инфляция заканчивается – когда шар скатывается в долину и энергия, присущая пространству, превращается в материю и излучение – самые маленькие масштабы растягиваются чуть меньше, чем более крупные. То есть флуктуации на малых масштабах должны быть немного меньше по величине, чем на больших. Таким образом, инфляция даёт нам специфическое предсказание: когда мы наблюдаем флуктуации, запечатлённые во Вселенной, они должны быть почти идеально масштабно-инвариантны, за исключением того, что на меньших масштабах флуктуации будут немного ниже, чем на больших. Это мы называем почти идеально масштабно-инвариантным спектром, и именно его мы можем пойти и искать.

 

Таким образом, один тест – видим ли мы максимальную температуру, запечатлённую в космическом микроволновом фоне? Второй тест – наблюдаем ли мы почти идеально масштабно-инвариантный спектр, при котором флуктуации на малых масштабах немного меньше, чем на больших? Третье предсказание – инфляция не просто растягивает всё до максимального размера, равного размеру наблюдаемой Вселенной. Если инфляция длится достаточно долго, она не должна ограничиваться только растягиванием квантовых флуктуаций до масштаба наблюдаемой Вселенной; она должна растягивать их непрерывно на все масштабы, включая те, которые превосходят наблюдаемую Вселенную – так называемые супергоризонтальные флуктуации. Эти флуктуации также должны быть зафиксированы в остаточном свечении от Большого взрыва, тогда как во Вселенной без инфляции их не будет.

 

И, наконец, существует весьма эзотерический момент, связанный с природой этих флуктуаций. Какими по сути должны быть эти флуктуации? Должны ли они быть адиабатическими, то есть иметь постоянную энтропию внутри каждой флуктуации, или изокурватурными, когда каждая флуктуация имеет одинаковую кривизну? Это немного технический момент, но инфляция предсказывает, что 100% флуктуаций должны быть адиабатическими, и 0% – изокурватурными.

 

Таким образом, мы получили четыре наблюдаемых теста, которые удалось выделить в 1980-х и начале 1990-х годов, и начиная с конца 1990-х, в 2000-х, 2010-х и даже сегодня, мы можем проверять эти предсказания инфляции по сравнению с сингулярным Большим взрывом без инфляции. И что мы обнаруживаем? Мы видим, что существует максимум по температуре, который Вселенная достигла – и он очень высок, примерно до 10^16 гигаэлектронвольт, что является очень высокой энергией. Для сравнения, самая высокая энергия, созданная в Большом адронном коллайдере, составляет всего около 10 тысяч гигаэлектронвольт. Итак, мы говорим о чем-то вроде 10 квадриллионов гигаэлектронвольт. Вау, столько энергии! И угадайте что? Это не может быть произвольно высоким – это примерно в 1000 раз меньше планковской энергии. Это то, что мы можем наблюдать: существует предел тому, насколько горячей стала Вселенная, и она не оказалась произвольно горячей.

 

Мы можем изучить наблюдаемые флуктуации, и, как оказалось, они почти идеально масштабно-инвариантны, но флуктуации на самых больших космических масштабах примерно на 3% больше, чем на малых масштабах – что соответствует предсказаниям инфляции, тогда как Большой взрыв без инфляции не даёт таких предсказаний. Инфляция предсказывает, что на масштабах, меньших космического горизонта, будет множество флуктуаций, а также супергоризонтальные флуктуации на масштабах, превосходящих космический горизонт – и мы их наблюдаем. Горячий Большой взрыв без инфляции не предсказывает этого. Кроме того, инфляция утверждает, что все эти флуктуации должны быть адиабатическими, а не изокурватурными, и наблюдения полностью соответствуют этому.

 

Таким образом, инфляция выполнила все три условия, которые мы предъявляем к теории. Она воспроизвела все успехи горячего Большого взрыва, объяснила загадки, которые Большой взрыв без инфляции не способен был объяснить, и сделала новые предсказания, отличающиеся от предсказаний горячего Большого взрыва без инфляции. И на данный момент она прошла 100% этих тестов. Вы можете спросить: «Что ещё осталось? Что должно ещё сделать инфляция?» Основной вопрос, который нас интересует, заключается в следующем: я представил вам потенциальную энергию, где сказал: «Представьте себе плато, и мы падаем вниз по склону, и мы осциллируем в этой долине внизу склона». Мы хотим знать, является ли это правильной моделью инфляции. Существуют альтернативы. Какая именно форма имеет этот потенциал? Мы имеем общее представление, но не знаем деталей. Сегодня мы пытаемся расширить два больших фронта, чтобы найти ответы на эти вопросы. Один из них – изучение пространственной кривизны. Мы уже говорили о проблеме плоскостности и сказали: «О, Вселенная плоская». Но одна из областей, в которой возникают квантовые флуктуации, – это сама кривизна пространства. Они должны быть малы, и, согласно инфляции, если мы достигнем достаточной точности – где-то между одной частью на 10 000 и одной частью на миллион – мы должны заметить отклонения от идеальной пространственной плоскости. Пока что мы измеряли её только до уровня примерно 1% (одна часть из 100), и она оказывается плоской с такой точностью. Но если мы сможем повысить точность на несколько порядков, мы узнаем, насколько именно наша Вселенная плоская – соответствует ли это предсказаниям инфляции или нет.

 

И наконец, существует ещё один тип флуктуаций, который должен присутствовать – не те, что связаны с плотностью или температурой в ранней Вселенной, а гравитационные волны, оставленные инфляцией. И ведутся усилия по их поиску посредством измерений космического микроволнового фона с очень малым угловым разрешением, проводимых на Южном полюсе. Мы хотим сделать эти эксперименты более точными, потому что если даже слабый сигнал от инфляции сохранится, мы захотим его обнаружить. Чем точнее мы будем искать этот сигнал, тем выше шанс не только обнаружить его, но и точно определить свойства нашего космического начала – свойства инфляции в те критические первые моменты, которые привели к горячему Большому взрыву.

 

С незапамятных времён ни одно существо на Земле не понимало, где мы находимся во Вселенной, откуда мы пришли и как мы сюда попали. Всё это новое, почти за одну жизнь – мы теперь знаем, что Вселенная началась не с сингулярного Большого взрыва, а из состояния, в котором она быстро и неумолимо инфлировалась, где пространство было пустым, заполненным только энергией, присущей самому пространству. Эта инфляционная фаза растянула Вселенную до плоской формы, создала квантовые флуктуации, которые распространились по всей Вселенной, а затем инфляция завершилась. Это привело к горячему, плотному, почти однородному состоянию, с небольшими неидеальностями, различающимися на больших и малых космических масштабах, которые в свою очередь породили структуру, возникшую с тех пор: звёзды, галактики, планеты и человечество.

 

Вот мы здесь сегодня, спустя 13,8 миллиардов лет, и мы знаем наши космические начала вплоть до этого момента. Но большие вопросы о конкретных деталях инфляции, о том, как именно она началась, и что было до неё, всё ещё остаются загадками, ждущими своего решения. Когда я смотрю на то, как далеко мы продвинулись, я испытываю гордость за человеческую цивилизацию, которая достигла того момента, когда мы можем с уверенностью говорить о наших космических началах. Однако что касается вопроса нашего конечного происхождения – откуда взялась инфляция? Была ли она вечной в прошлом? Предшествовала ли ей или была инициирована каким-то дополнительным состоянием? И имело ли это состояние сингулярное начало или нет? На эти вопросы я сегодня не знаю ответа, но пока человек способен задавать их, я надеюсь, что мы продолжим вкладываться и исследовать их изо всех сил.

 

 

– Добро пожаловать в мультивселенную, или, точнее, в нашу единственную Вселенную, находящуюся в рамках множества возможных вариантов. Мы знаем, что по мере того как мы проживаем жизнь, принимаем множество решений. Не только мы сами, но и все окружающие нас объекты, даже неодушевлённые, которые имеют квантовые исходы, могли бы развиваться по-разному, но в итоге происходят только в одном конкретном варианте. Хотя существует мультивселенная возможностей, мы думаем, что нас – единственная Вселенная. Но действительно ли это так? Давайте разберёмся.

 

Наша идея о мультивселенной в целом возникает из понятия квантовой механики. Мы считаем, что каждый раз, вступая в ситуацию или устанавливая какое-либо условие, существует множество, возможно бесконечное, вариантов исхода. Но когда мы делаем ключевое измерение или наблюдение, мы получаем лишь один конкретный результат. Электроны в атоме водорода могут находиться практически в любом месте в пространстве, даже внутри атомного ядра. Но когда мы измеряем и задаём электрону с помощью высокоэнергетического фотона вопрос: «Где ты?», мы получаем именно один определённый ответ в этот момент. Затем мы говорим: «Ну всё, это особенность квантовой механики». Вместо того чтобы получить определённый исход, мы имеем дело с вероятностным распределением вариантов: квантовая механика может рассказать, насколько вероятен каждый исход, но в конечном итоге происходит только один из них. Надо провести измерение или испытать ситуацию, чтобы узнать, какой исход реализовался.

 

Мультивселенная часто появляется в научной фантастике, кино и медиа – там люди переживают жизнь в одном варианте, а затем переносятся в другую реальность, где произошёл иной исход. Они могут переходить из одной Вселенной в другую, путешествовать во времени и менять события в своей собственной Вселенной. От «Назад в будущее» до «Primer», от «Дня сурка» до «Всё везде и сразу» – мультивселенная стала неотъемлемой частью нашего воображения. Не судите нас строго, Marvel Cinematic Universe.

 

А что это значит в терминах физики? Долгое время идеи о мультивселенной были больше философскими. Можно сказать, что существует много способов интерпретации волновой функции в квантовой механике, и согласно интерпретации многих миров можно представить, что все эти Вселенные существуют одновременно, и когда происходит определённый исход, он говорит нам: «О, мы живём в этой ветке мультивселенной, а не в другой». Но что захватывающе в космической инфляции – некоторые предполагают, что если эти различные области мультивселенной, эти параллельные Вселенные, которые мы математически себе представляем, если мультивселенная, порожденная космической инфляцией, дала всем этим разным Вселенным место для существования, то это может быть по-настоящему интересно и заслуживает изучения.

 

Одна из основных идей как в физике, так и в математике – понятие бесконечности. Вы знаете, что если что-то продолжается вечно, оно может стремиться к бесконечности, и вы можете получить бесконечность, просто считая один, два, три, четыре, пять и так далее. Если бы вы считали вечно, вы приблизились бы к бесконечности. Это не число, а нечто, что продолжается вечно. Однако существует не одна, а несколько разновидностей бесконечностей. Например, если я скажу: «Считайте: один, два, три, четыре, пять, шесть – вот линейная или бесконечность первого порядка». Затем подумайте об экспоненциальном росте: два в первой степени, два во второй, два в третьей, или 10 в первой, 10 во второй, 10 в третьей степени – это экспоненциальная бесконечность, которую я назову бесконечностью второго типа. Но затем есть ещё и комбинаторные или факториальные бесконечности: факториал 10, факториал 100, факториал 1000, или различные перестановки, которые можно получить, комбинируя объекты последовательно – как, например, комната, заполненная молекулами газа, сталкивающимися друг с другом, и затем выбор выигрышной частицы в цепочке. Это и есть бесконечность третьего типа, комбинаторная бесконечность, которая превосходит даже экспоненциальную бесконечность второго типа.

 

Когда мы говорим о мультивселенной, мы спрашиваем: если мы хотим, чтобы эта концепция была физически реальной, если мы хотим, чтобы квантовая мультивселенная, содержащая все возможные варианты, происходящие где-то, была реальной, тогда наша физическая Вселенная должна быть достаточно большой, чтобы вместить все эти возможности. И чтобы понять, так ли это, нам необходимо сравнить различные типы бесконечности. Бесконечность, возникающая из квантовой мультивселенной, с бесконечностью, предсказанной инфляционной мультивселенной. Если мы хотим выяснить, какой тип бесконечности имеет наша квантово-механическая физическая Вселенная по сравнению с нашей инфляционной мультивселенной, нам нужно изучить процессы в обеих системах. Если дать спойлер, то инфляционная мультивселенная соответствует второму типу бесконечности – экспоненциальной бесконечности, тогда как квантовая мультивселенная соответствует бесконечности третьего типа – комбинаторной бесконечности.

 

Один из важных аспектов квантовой механики заключается в том, что системы существуют в суперпозиции всех возможных состояний до тех пор, пока не будет проведено измерение, которое «схлопывает» волновую функцию – то есть, когда вы делаете измерение, вы получаете один определённый результат. Таким образом, я могу сказать, что существуют два типа степеней свободы. Существует дискретная степень свободы: если у меня есть квантовая частица, и я измеряю её спин, я могу измерить, будет ли он направлен вверх или вниз. Если я измерю спин и получу значение «вверх» или «вниз», а затем измерю его в другом направлении, например, влево или вправо (ось X), то у меня будет равная вероятность получить спин влево или вправо. Каждый раз, когда я провожу измерение в новом измерении – X, Y, Z – информация о предыдущем измерении разрушается. Квантовый спин – это дискретная степень свободы, но она дискретна в каждом из трёх измерений.

 

Также есть непрерывные степени свободы. Если взять материальную частицу, например, электрон, и его античастицу – позитрон, и привести их вместе, мы точно знаем, что они аннигилируют, превращаясь в два фотона, каждый с очень определённой энергией, заданной законом E = mc². Энергия этих фотонов известна точно, но направление, в котором они разлетаются – будь то ось X, Y, Z или комбинация, образующая угол – определяется как непрерывная степень свободы. Она может принимать любое значение из множества вариантов. И в нашей Вселенной как дискретные, так и непрерывные степени свободы существуют почти во всех квантовых системах.

 

Нам нужно учитывать, сколько частиц находится в нашей наблюдаемой Вселенной. Наша наблюдаемая Вселенная довольно огромна: её радиус составляет около 46 миллиардов световых лет, и в ней содержится примерно 10^90 частиц, если учитывать фотоны, нейтрины, протоны, электроны и все другие квантовые частицы, из которых мы состоим. С начала горячего Большого взрыва прошло 13,8 миллиардов лет, за это время все эти частицы могли взаимодействовать друг с другом, порождая огромное множество квантовых исходов.

 

Обычно мы думаем о мультивселенной как о результате сознательного выбора, но на самом деле эффект квантового распада или формирования огромного набора вариантов для исхода физической системы происходит независимо от нас. То, что происходит в межзвёздном пространстве, внутри Солнца или когда солнечный свет падает на Землю – все эти процессы ведут к мультивселенной возможностей. Это самый масштабный тип бесконечности, который существует.

 

Теперь нам нужно подумать, сколько же на самом деле Вселенной и достаточно ли она велика, чтобы вместить все эти квантовые возможности. Если да, тогда мультивселенная, как её представляют в фантастике, может быть физически реальной, даже если она не наблюдается в нашей Вселенной. Но если инфляционная мультивселенная недостаточно велика, чтобы вместить все эти возможности, то такая мультивселенная существует только в наших мыслях или, скорее, в математическом, а не физическом пространстве.

 

Давайте подумаем об этом. Мне нравится представлять инфляцию как плато с краем. Если вы съезжаете с плато, вы скатываетесь в долину, и инфляция прекращается. Пока вы находитесь на вершине плато, инфляция продолжается, но как только вы съезжаете со склона в долину – инфляция заканчивается. Мы можем представить это как один шар, находящийся на вершине склона, который начинает двигаться – возможно, под действием какого-то импульса – и в итоге достигает конца плато и съезжает, причем этот процесс происходит за конечное время.

 

Однако, как и все настоящие физические теории, инфляция должна быть квантовой по своей природе. Мы живем в квантово-механической Вселенной, и мы должны считать, что и сама инфляция имеет квантовомеханическую природу. Что же происходит, если у меня квантовый шар находится на вершине плато, вместо обычного шара? Одно из свойств квантовых систем заключается в том, что их положение по своей природе неопределенно, и это неопределённое положение со временем распространяется, подобно волновой функции. Если мой шар быстро движется к концу плато, квантовое распространение будет медленным по сравнению с самим движением, и инфляция продлится лишь определённое время, прежде чем шар скатится в долину. Но если шар начинает двигаться медленно, то с его квантовым распространением существует вероятность, что он сдвинется ближе к центру плато – то есть, он может не только продолжать медленно двигаться, как в отсутствие квантового распространения, но и фактически отдаляться от долины по обе стороны. Как показывают математические расчёты инфляции, медленное движение шара – единственный вариант. Если шар движется слишком быстро, инфляции не хватит для воспроизведения наблюдаемой Вселенной. Если шар движется медленно, его квантовая функция распространяется, и, конечно, некоторые её участки достигают края плато и скатываются в долину, где инфляция прекращается, а оставшаяся часть остаётся инфлированной. Когда шар скатывается в долину и начинает осциллировать, энергия, присущая пространству, превращается в материю и излучение, и мы получаем горячий Большой взрыв. Именно это произошло у нас как минимум один раз, 13,8 миллиарда лет назад. Это и стало триггером для окончания инфляции и начала нашего горячего Большого взрыва.

 

У нас есть все основания полагать, что наблюдаемая нами Вселенная с радиусом около 46,1 миллиарда световых лет – это лишь малая часть от того, какой на самом деле объем имеет наша истинная, ненаблюдаемая Вселенная. А что же происходит за пределами нашей наблюдаемой Вселенной – что находится в остальных областях, за той нашей «пузырьковой» областью, где инфляция закончилась? Некоторые её части снова начинают двигаться к центральной области, где они продолжают медленно расширяться за счет квантового расползания, и в некоторых из них снова происходит окончание инфляции, приводя к новому горячему Большому взрыву, в то время как другие продолжают инфлироваться ещё дольше. Это создаёт увлекательную картину инфляционной мультивселенной: мы имеем огромные «пузырьки», где инфляция прекращается и начинается горячий Большой взрыв, порождая Вселенные, заполненные материей и излучением, каждая со своими квантово-механическими исходами и огромным разнообразием возможностей. Эти пузырьки разделены областями продолжающейся инфляции, которые непрестанно отталкивают их друг от друга. И хотя постоянно появляются новые области, где инфляция заканчивается, и начинается горячий Большой взрыв, эти области никогда не пересекаются, не соприкасаются, не сталкиваются друг с другом, потому что между ними всегда находится растущее инфлирующее пространство, которое постоянно их отдаляет.

 

Как быстро создаются эти новые Вселенные? Сколько новых Вселенных создаётся? Этот процесс происходит экспоненциально – это вторая разновидность бесконечности. Он происходит быстрее, чем линейная бесконечность (один, два, три, четыре, пять, шесть), но медленнее, чем факториальная или комбинаторная бесконечность, представляющая нашу квантовую Вселенную. Таким образом, если спросить: «Мы существуем уже 13,8 миллиарда лет, с наблюдаемой Вселенной, содержащей около 10^90 частиц, которые взаимодействуют между собой – сколько различных исходов может быть?» – вы получите огромное число, не бесконечное, но крайне большое. Оно не бесконечно, потому что Вселенная существует не вечно. Все эти частицы взаимодействуют на протяжении всего этого времени, и число исходов растёт, стремясь к бесконечности, но еще не достигает её. То же самое мы предполагаем и для инфляционной мультивселенной: сколько же различных возможных Вселенных существует в ней? Опять же, это число растёт, стремясь к бесконечности, но это более «медленная» бесконечность – экспоненциальная бесконечность меньше, чем комбинаторная бесконечность. Получается ли из этого, что мультивселенная – это всего лишь вымысел, и инфляционная мультивселенная не может вместить все возможности нашей квантовой мультивселенной, как мы её представляем в научной фантастике и в нашем воображении? Это будет так, если инфляция не длилась бесконечно в прошлом.

 

Эту картину, где я представляю шар на вершине плато, который со временем распространяется, и где шар достигает края плато – инфляция прекращается, а там, где шар остаётся на вершине, инфляция продолжается, можно интерпретировать как большое число Вселенных, стремящихся к бесконечности, но при этом оно не будет расти достаточно быстро, чтобы вместить все квантовые возможности. Единственный способ сказать, что мультивселенная физически реальна и все эти возможности действительно существуют где-то, – это если выполнено одно из двух условий: либо инфляция продолжится в областях между различными Большими взрывами вечно в будущее, и при этом инфляция длилась бесконечно в прошлом, либо инфлирующая Вселенная родилась бесконечной по пространству. Если это так, то она с самого начала была бесконечной, и уже тогда существовало достаточно объёма, чтобы вместить все возможные квантовые исходы. Мы не знаем, верно ли то или иное. Всё, что нам доступно для наблюдения в нашей Вселенной – это наблюдаемая часть, соответствующая последней крошечной доле секунды перед окончанием инфляции и возникновением горячего Большого взрыва. Мы не знаем, существует ли на самом деле бесконечное множество миров, но для этого Вселенная должна быть по-настоящему бесконечной – либо во времени, либо по пространству, чтобы квантовая мультивселенная, о которой мы говорим в научной фантастике, была физически реальной.

 

 

– В нашей Вселенной есть два процесса, которые действуют в противовес друг другу. С одной стороны, у нас есть космическое расширение – наша Вселенная, по нашим представлениям, началась с горячего Большого взрыва и расширялась. С другой стороны, есть сила гравитации, которая стремится всё притянуть обратно. Долгое время мы думали, что именно эти два процесса – расширение и гравитация – будут определять судьбу Вселенной, как в великой космической гонке, где победит либо расширение, либо гравитация. И мы полагали, что исход этой гонки определит судьбу Вселенной.

 

Вернёмся к 1922 году, когда Александр Фридман вывел, как Вселенная, подчиняющаяся законам общей теории относительности, эволюционирует в зависимости от её содержимого. Представьте, что, как и Фридман предполагал, у нас во Вселенной есть материя, и существует три возможных исхода для такой расширяющейся материей Вселенной. Либо Вселенная расширяется и наполнена веществом; расширение стремится разорвать её, а гравитация пытается сжать и объединить. В современной терминологии можно сказать, что Вселенная – это гонка, и Большой взрыв (как стартовый выстрел) – это сигнал к началу. 

 

Что же происходит? Один из вариантов – в Вселенной достаточно материи и гравитации, чтобы притянуть её обратно. Вселенная будет расширяться, но гравитация замедлит расширение до такой степени, что она достигнет своего максимального размера, а затем, поскольку материя всё ещё присутствует, гравитация снова соберёт её, и она сожмётся, схлопнувшись в «Большой сжатие» – обратную картину Большого взрыва. 

 

Второй вариант – расширение и гравитация действуют, но гравитации недостаточно, чтобы преодолеть расширение. Тогда Вселенная будет расширяться вечно, продолжая увеличиваться без конца. 

 

Или же можно провести аналогию с сказкой о Златовласке: вместо того чтобы каша была слишком горячей или слишком холодной, она может быть «в самый раз». То есть вместо того чтобы Вселенная расширялась слишком быстро или гравитация оказывалась слишком сильной, они могли быть идеально сбалансированы. В этом случае Вселенная расширяется всё время, постепенно замедляясь, приближаясь к нулевой скорости расширения, но никогда не останавливаясь и не схлопываясь обратно. Именно эти три варианта мы рассматривали на протяжении большей части XX века.

 

Но в 1990-х нас ждал большой сюрприз. Мы начали измерять не только скорость расширения Вселенной, но и её изменение со временем. И оказалось, что ни один из этих трёх вариантов не соответствует действительности – Вселенная ведёт себя по-новому. Казалось, что она долгое время находилась на границе между вечным расширением и схлопыванием, а затем, примерно шесть миллиардов лет назад, скорость её расширения перестала уменьшаться.

 

Он становился всё больше и больше. Далекая галактика, как мы её видим, удалялась от нас, и её скорость всё медленнее и медленнее снижалась. А затем, шесть миллиардов лет назад, скорость её удаления перестала замедляться, и она начала двигаться от нас всё быстрее и быстрее. Сегодня, наблюдая за галактиками, мы видим объекты на расстоянии до 46 миллиардов световых лет, и каждая галактика, находящаяся дальше примерно 16–18 миллиардов световых лет, уже удаляется от нас быстрее скорости света. Если мы отправим сигнал сегодня, даже со скоростью света, он никогда не достигнет её. Вселенная расширяется настолько быстро, что световой сигнал не успевает её догнать. 94% того, что мы можем наблюдать во Вселенной, уже недоступно для общения и достижения, даже если пользоваться скоростью света.

 

Что же это означает для судьбы Вселенной? Мы можем подумать: «Если она расширяется всё быстрее и быстрее, то всё будет продолжать удаляться, и мы останемся в холодной, пустой Вселенной, где только объекты внутри нашей локальной группы, которая гравитационно связана вместе — такие как Андромеда, Облака Магеллана, возможно, сотня или более малых галактик, находящихся всего в нескольких миллионах световых лет друг от друга — останутся связанными, а все остальные галактики, группы и скопления галактик будут удаляться и ускоряться всё быстрее, пока полностью не исчезнут». Мы думаем, что такова судьба Вселенной.

 

Но правильно ли мы всё понимаем? Возможно, нет. Когда мы впервые размышляли о возможных исходах для Вселенной, мы предполагали, что наша Вселенная состоит только из материи и излучения. Будет ли она расширяться вечно, схлопываться или окажется в «золотой середине»? В 1990-х годах, изучая удалённые сверхновые, мы обнаружили, что если смотреть дальше определённого расстояния, то кажется, что энергетическое содержание Вселенной меняется: это уже не только материя и излучение, но появляется новый вид энергии, названный тёмной энергией. Эта тёмная энергия вела себя как форма энергии, которая не является ни материей, ни излучением, а присуща самому пространству. По мере расширения Вселенной тёмная энергия, казалось, сохраняла постоянную или неизменную плотность энергии. И вот, когда материя и излучение с течением времени становятся всё менее важными из-за увеличения объёма и снижения их плотности, тёмная энергия становится доминирующей формой энергии, определяя будущее космического расширения.

 

Однако недавние данные указывают, или, по крайней мере, предполагают, что, возможно, сила тёмной энергии меняется со временем. Некоторые данные свидетельствуют о том, что тёмная энергия сегодня фактически ослабевает, количество энергии, присущей пространству, снижается, и если это так, то судьба нашей Вселенной в виде холодной, пустой Вселенной с сохранением лишь локальной группы может оказаться неверной. Может случиться так, что тёмная энергия будет продолжать ослабевать и в конечном итоге полностью распадётся. Если это произойдет, то не только удаление далеких галактик замедлится, но они могут вовсе прекратить удаляться от нас, а Вселенная может даже начать схлопываться. Мы можем окончить путь в «Большом сжатии», если тёмная энергия ослабнет настолько, что поменяет знак и начнет тянуть всё обратно.

 

Мы также можем представить другой вариант: что если сила тёмной энергии будет расти со временем? Что если тёмная энергия станет всё сильнее, возможно, даже после периода снижения резко усилится? Это тоже изменит нашу судьбу радикальным образом: тогда структуры, связанные гравитационно сегодня — наша локальная группа, наша галактика, или даже солнечная система — могут со временем развязаться. Если тёмная энергия станет настолько сильной, она разорвет даже гравитационно связные структуры. В последние моменты существования Вселенной звезды, планеты и даже атомы и субатомные частицы будут разорваны на части, когда тёмная энергия станет доминировать, и Вселенная закончит своё существование «Большим разрывом».

 

Долгое двадцатилетие физики XX века было посвящено поиску ответа на вопрос о судьбе Вселенной. В конце века мы думали, что всё понятно: Вселенная будет расширяться вечно в сторону небытия, а связанные гравитацией структуры будут всё дальше отдаляться друг от друга. Но теперь эта судьба становится неопределённой: неясно, будем ли мы видеть финал, в котором всё навсегда разойдется, или тёмная энергия ослабеет и приведет к Большому сжатию, или, наоборот, усилится и разорвёт всё на куски. Это остаётся одним из величайших вопросов нашего времени.

 

Когда горячее, плотное, расширяющееся состояние Большого взрыва присутствует, в нём образуются скопления материи из атомов и, возможно, тёмной материи, пытающиеся собраться под действием гравитации. Но в ранней Вселенной всё было очень горячим, и излучение, преимущественно состоящее из фотонов, играло значительную роль. Поэтому если что-то пытается схлопнуться под действием гравитации, оно нагревается, и содержащиеся в нём фотоны оказывают давление наружу. Фотоны очень хорошо давят на обычную материю, такую как протоны, нейтроны и электроны, но не так эффективно действуют на тёмную материю. Это приводит к тому, что происходит своего рода отскок, при котором нормальная материя выбрасывается наружу. Такой эффект создаёт характерную особенность в флуктуациях космического микроволнового фона, который показывает так называемый акустический масштаб — расстояние, соответствующее этому отскоку материи. По мере расширения Вселенной этот масштаб также растёт. Таким образом, если сегодня я возьму галактику, то вероятность найти другую галактику на расстоянии 500 миллионов световых лет выше, чем на расстоянии 400 или 600 миллионов световых лет. А если взглянуть в прошлое, когда Вселенная была меньше, то и акустический масштаб был меньше. Измеряя большие объемы пространства и большое количество галактик, мы можем отследить, как изменялся этот масштаб, и что это говорит нам о темпах расширения Вселенной и, в конечном итоге, о тёмной энергии. Если тёмная энергия постоянна, мы ожидаем определённое гладкое изменение масштаба, а наблюдения показывают, что в последние времена рост масштаба происходит медленнее, чем предсказывает модель с постоянной тёмной энергией, что может означать, что тёмная энергия ослабевает или изменяет своё влияние. Это может изменить нашу судьбу по сравнению с ожидаемой, когда всё разъезжается навсегда.

 

 

– Теперь я хочу коснуться того, о чем ещё не говорили, но что, на мой взгляд, является одной из самых увлекательных страниц истории Вселенной. Один из великих вопросов нашей Вселенной состоит в том, какими были первые звезды и когда они образовались. Если мы произошли из горячего, плотного, стремительно расширяющегося состояния, то в ранней Вселенной был период, когда не хватало времени, чтобы материя собилась в достаточно большие скопления для формирования звезд. Сколько времени понадобилось, прежде чем появились первые звезды? Звезды, которые мы видим сегодня, не состоят из первозданного материала. Они не изготовлены из того же вещества, которое осталось после Большого взрыва. Каждая звезда, которую мы наблюдаем, образовалась из вещества, которое уже прошло цикл жизни – звёзды, которые раньше зажглись и погибли. Теоретически мы ожидаем, что первые звезды были значительно массивнее современных и имели гораздо более короткий жизненный цикл. Если самая массивная звезда, обнаруженная нами сегодня, примерно в 260 раз массивнее Солнца, то первые звезды могли быть в тысячи раз массивнее нашего Солнца. Причина проста: в начале не было тяжелых элементов, их не синтезировали во время Большого взрыва. Большой взрыв дал нам Вселенную, состоящую примерно на 99,999999% из водорода и гелия, с лишь крошечным количеством тяжелых элементов. Без этих тяжелых элементов огромные газовые облака не могли эффективно охлаждаться, и чтобы образовать звезды, необходимы были очень массивные облака. Как только первые звезды сформировались, они быстро сгорели своё топливо и погибли. Даже с космическим телескопом Джеймса Уэба мы видим звезды, которые кажутся результатом предыдущей звёздной эволюции. Поиски самых первых звезд продолжаются, и, возможно, нам придётся заглянуть дальше, чем когда-либо, например, всего через 50–100 миллионов лет после Большого взрыва, чтобы действительно их обнаружить. Но мы знаем, что в какой-то момент Вселенная была без звезд, а затем наступило время, когда звёзды начали появляться. Когда сформировались первые звезды и как они выглядели – это один из самых больших открытых вопросов и одна из величайших задач современной астрономии.

 

 

– Здесь, на Земле, мы воспринимаем как должное, что необходимые для жизни ингредиенты встречаются повсюду, но так было не всегда во Вселенной. Чтобы возникла жизнь, необходимы определенные компоненты – по крайней мере, для жизни, как мы её знаем. Вам нужна звезда, обеспечивающая источник энергии, каменистая планета, а также интерфейс между поверхностью мира с атмосферой и космосом. Необходимо наличие жидкой воды, образованной из водорода и кислорода, на поверхности планеты с достаточно плотной атмосферой и правильными температурами, чтобы поддерживать её. В ранней Вселенной таких исходных компонентов не было. Без тяжелых элементов – таких как углерод, кислород, азот, фосфор и других – невозможно было создавать каменистые планеты вокруг первых звезд. Требуется миллионы, а возможно, сотни миллионов лет космической эволюции, чтобы появились первые поколения звезд, прожили свой жизненный цикл и создали достаточно тяжелых элементов, чтобы при последующих формированиях звезд появлялись второе или третье поколения, способные образовывать планеты с тяжелыми элементами. Затем необходимо, чтобы прошло достаточно времени, чтобы планета остыла и стабилизировалась, чтобы любые химические связи, образующиеся на её поверхности, не разрушались мгновенно из-за избытка энергии. Возможно, первые устойчивые формы жизни могли появиться лишь через более чем миллиард лет после начала Вселенной. Мы знаем, что Земля, вероятно, не является первым случаем возникновения жизни во Вселенной – жизнь, возможно, возникла за много миллиардов лет до этого, но не раньше чем через несколько сотен миллионов или даже миллиардов лет после начала.

 

 

– В центре почти каждой массивной галактики, которую мы знаем сегодня, находится чёрная дыра. Но не скромная чёрная дыра звездной массы, возникшая после гибели звезды и немного массивнее Солнца, а сверхмассивная чёрная дыра. В Млечном Пути, например, находится чёрная дыра, масса которой в четыре миллиона раз превышает массу Солнца. Во многих галактиках чёрные дыры имеют массу в миллиарды или десятки миллиардов раз большую, чем масса нашего Солнца. Как же во Вселенной возникли такие чёрные дыры? Образовывались ли они вместе с галактиками, или же сначала появились чёрные дыры, вокруг которых затем формировались галактики? Современные данные, полученные ведущими обсерваториями, в том числе телескопом Джеймса Уэба, дают нам подсказки, что сверхмассивные чёрные дыры могли существовать задолго до того, как сформировались сами галактики, с которыми мы их ассоциируем. Мы уже наблюдали сверхмассивные чёрные дыры в ранней Вселенной, когда ей было всего несколько сотен миллионов лет, и их массы достигали миллионов или даже миллиарда солнечных масс. Сегодня самые массивные чёрные дыры могут составлять примерно 0,1% массы всех звёзд в галактике, но в ранние времена мы находили чёрные дыры, масса которых могла составлять 1%, 10% или даже 100% от общей массы звёзд в галактике. Мы сейчас считаем, что эти чёрные дыры не могли образоваться из звёздных остатков, уже существовавших и погибших, а возникли напрямую в результате так называемого прямого коллапса, когда огромные облака или потоки газа сталкивались и схлопывались, порождая зародышевые чёрные дыры, масса которых могла быть во много раз больше, чем масса звезды подобной Солнцу. Затем они росли быстрее, чем любая звезда в галактике. Эти «перемасштабные» чёрные дыры — новое открытие в эпоху JWST — меняют наше понимание происхождения самых массивных объектов во Вселенной.

 

 

– Сейчас наша Вселенная полна звёзд разных масс и типов. Интересно, что звёзды, которые живут дольше, на самом деле имеют меньшую массу, то есть содержат меньше топлива. Почему? Потому что чем меньше масса звезды, тем медленнее она расходует своё ядерное топливо. Наше Солнце будет светить примерно 10–12 миллиардов лет. Очень массивная звезда может жить лишь несколько миллионов лет, а самые маломассивные звёзды, о которых нам известно, могут светить десятки или даже более 100 триллионов лет. Но звёзды будут существовать во Вселенной дольше. Запасы водородного газа в ней ещё есть, и когда молекулярные облака газа схлопываются, они формируют новые звёзды — как массивные, живущие недолго, так и маломассивные, способные гореть до более чем 100 триллионов лет. Мы будем продолжать формировать звёзды не просто в течение миллиардов или триллионов, а даже квадриллионов лет. Однако даже когда обычные звёзды перестанут образовываться, остаётся шанс создать новые звёзды. По всей Вселенной существуют карликовые звёзды (коричневые карлики), также называемые «неудачными» звёздами, масса которых составляет менее 8% массы Солнца. Они часто образуются как одиночные объекты, но нередко встречаются в двойных системах. Если объединить две такие звезды, их общая масса может оказаться достаточной для начала ядерного синтеза в их ядрах. Со временем они будут излучать гравитационные волны и сближаться, а при столкновении объединятся, инициируя ядерный синтез и создавая последние звёзды, которые когда-либо засияют в нашей Вселенной. Может пройти примерно квинтильон лет (около 10^18 лет или даже дольше, более миллиона раз дольше текущего возраста Вселенной), прежде чем эти звёзды засияют в последний раз, освещая ночное небо.

 

Когда все звёзды погаснут, когда иссякнут последние источники энергии, какое же будет состояние Вселенной? Это мы называем тепловой смертью Вселенной. Тогда вся оставшаяся энергия будет исчерпана. Откуда же она возьмется? Существуют два кандидата среди систем, которые будут испускать последние искры энергии во Вселенной. Один из вариантов – это остывшие звёздные системы, останки звёзд, вокруг которых вращаются остатки других звёзд или планет. По мере их взаимного обращения они будут излучать гравитационные волны, сближаться и сливаться, в процессе чего выделят энергию. Это будут одни из последних источников энергии, из которых можно будет извлечь энергию, совершить работу и, возможно, противостоять неумолимому подъему термодинамики. Другой вариант – чёрные дыры. Самые массивные чёрные дыры во Вселенной со временем полностью распадутся. Процесс распада происходит чрезвычайно медленно – самым массивным чёрным дырам потребуется более гугол лет (примерно 10^(100+) лет), чтобы полностью испустить всю энергию через так называемое излучение Хокинга. Но когда они окончательно исчезнут, последняя вспышка энергии, распространяющаяся со скоростью света, ознаменует этот момент, после чего во Вселенной наступит состояние термодинамического равновесия, когда извлечь дальнейшую энергию уже невозможно – и это и будет тепловой смертью Вселенной.

 

 

– Самая новая флагманская обсерватория НАСА – телескоп Джеймса Уэба – пришёл на смену телескопу Хаббла, который многие знают как наше «окно во Вселенную», открывающее нам её облик с 1990-х годов до настоящего времени. Телескоп Джеймса Уэба – это наша новейшая флагманская обсерватория. Он больше Хаббла, холоднее его, находится дальше от Земли, и оптимизирован не для наблюдений в видимом свете, который мы воспринимаем глазами, а для инфракрасных наблюдений – длинноволновых видов света, к которым чувствителен Уэб. Это радикально изменило наше представление о Вселенной. Причина, по которой телескоп Джеймса Уэба намного мощнее Хаббла, заключается не только в его размерах, но и в его оптимизации для работы при холодных температурах и в инфракрасном диапазоне. Он оснащен ультрасовременной технологией – солнечным щитом, представляющим собой пятислойную пассивную систему охлаждения, всегда обращенную к Солнцу и защищающую все приборы и оптику обсерватории. Сторона щита, обращенная к Солнцу, всегда чрезвычайно горячая – вы могли бы получить самый сильный солнечный ожог на этой стороне, но холодная сторона настолько холодна, что способна заморозить жидкий азот. Она всего примерно на 40 градусов выше абсолютного нуля. Кроме того, телескоп оснащён специальным крио-охладителем, который ещё больше понижает температуру его срединного инфракрасного прибора. Эти длинные волны света позволяют учёным, наблюдающим с помощью телескопа Джеймса Уэба, видеть объекты, которые холоднее, чем те, что видны Хабблом, и которые излучают свет, не чувствительный для Хаббла. В то время как Хаббл сталкивается с тепловым шумом, Джеймс Уэб работает в условиях практически полной чистоты и способен наблюдать объекты, находящиеся дальше, чем Хаббл. По мере того как свет проходит через расширяющуюся Вселенную, его волновая длина удлиняется, и Хаббл достигает своих пределов, не способного увидеть самые удалённые объекты. 

 

Однако Джеймс Уэб показывает нам самые отдалённые объекты, которые когда-либо были обнаружены в истории науки. Так, например, одна из ультраудалённых галактик, обнаруженная Хабблом, под названием GN-z11, раньше считалась самой удалённой галактикой во Вселенной. Сегодня GN-z11 даже не входит в топ-10 самых удалённых галактик. Все самые удалённые галактики были обнаружены и измерены с помощью телескопа Джеймса Уэба, который занимает все первые десять мест по удаленности. Он нашёл самый удалённый кластер протогалактик, и открыл для нас Вселенную за пределами того, что мог наблюдать Хаббл. Самый удалённый кластер галактик, согласно ожиданиям, должен был сформироваться лишь через несколько миллиардов лет после Большого взрыва, но JWST обнаружил протокластер – молодую, ещё формирующуюся группу галактик – всего через 650 миллионов лет после Большого взрыва. Это одно из самых ранних открытий, которое произошло раньше, чем мы могли и представить. Он также обнаружил не только сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик, но и так называемые «перемасштабные» чёрные дыры – объекты, намного более массивные, чем можно было бы ожидать по скромным массам галактик, в которых они находятся. Мы даже нашли галактику, чья чёрная дыра может быть более массивной, чем все звёзды в ней вместе взятые. Это меняет наше представление о том, как галактики и чёрные дыры эволюционируют вместе, и предполагает, что, возможно, чёрные дыры могут образовываться ещё до того, как в галактике появятся звёзды.

 

Телескоп Джеймса Уэба также оптимизирован для изучения процесса формирования планет вокруг ближайших звёзд. Раньше мы не знали, являются ли все звездные системы подобными нашей – с внутренними планетами и поясом астероидов, промежуточными планетами и поясом Койпера – или они могут иметь и иную структуру. При наблюдении звезды Фомальгаут JWST обнаружил, что наша система не обязательно является типичной, ведь, помимо внутреннего диска с поясом астероидов и внешнего пояса Койпера с промежутками, соответствующими планетам, он обнаружил неожиданный промежуточный пояс – то, чего никто не ожидал. Это открывает возможность того, что планетарные системы могут быть богаче и разнообразнее, чем мы когда-либо могли представить. Возможно, существует гораздо больше вариантов формирования поясов, планет и промежутков в дисках, чем мы знали ранее.

 

Когда мы впервые начали наблюдать галактики с JWST, возникла серьёзная проблема: они казались ярче и многочисленнее, чем мы ожидали. Вопрос был: является ли это проблемой для наших теорий о формировании и развитии Вселенной или это возможность узнать что-то новое о том, как она развивалась, что согласуется с нашими лучшими космологическими теориями? Оказалось, что существует три совокупные причины, по которым JWST обнаруживает эти галактики. Первая причина – JWST оказался чище, чем любая обсерватория, созданная до него, что приводит к тому, что объекты кажутся ярче из-за меньшего загрязнения оптических приборов. Вторая причина связана с моделированием: оказалось, что для обнаружения самых редких и плотных областей, где формируются первые звёзды и галактики, требуются высокоразрешающие симуляции. Третья причина заключается в том, что звездообразование происходит не непрерывно, а импульсами. Когда происходит всплеск звездообразования, излучение становится ярче, чем при медленном и постоянном образовании звёзд в галактиках. Эти три фактора вместе приводят к тому, что мы начинаем понимать Вселенную правильно, и причина, по которой объекты кажутся такими яркими и многочисленными, заключается именно в их совокупном влиянии. Многие задавались вопросом: если наблюдения JWST не соответствуют нашим ожиданиям, означает ли это, что наше понимание Вселенной неполное или ошибочное? Или это просто мелкие нюансы, которые следует лучше изучить? Когда мы впервые увидели огромное количество ярких ранних галактик, многие удивлялись: «О, Боже мой, разве JWST не разрушил Вселенную?» Сейчас же ответ, похоже, – нет, наша стандартная космологическая модель оказалась чрезвычайно прочной и трудно поддающейся опровержению. Оказалось, что существуют лишь несколько небольших нюансов, которые, будучи учтёнными, приводят совокупность наблюдений JWST в соответствие с нашими ожиданиями. Ещё многое предстоит изучить. Будет ли JWST продолжать радовать нас сюрпризами? Мы надеемся на это, и я почти уверен в этом. Но разрушить ли Вселенную он её не сможет – наше понимание оказалось более устойчивым и приспосабливаемым к наблюдениям, чем ожидали многие.

 

 

– Телескоп Хаббла по-прежнему работает спустя все эти годы. Телескоп Джеймса Уэба, запущенный в 2021 году, рассчитан на более чем два десятилетия работы. Это всё? Будут ли эти флагманские обсерватории последними для астрономии и астрофизики? Не должно быть так. Каждый раз, когда мы наблюдаем Вселенную с беспрецедентной мощью и в новых диапазонах длин волн или с новой степенью точности, открываются совершенно новые возможности для открытий. Что же мы можем обнаружить? Если мы будем смотреть во Вселенную в рентгеновском, ультрафиолетовом, видимом, инфракрасном, дальнем инфракрасном, микроволновом и радиодиапазонах, многие из этих длин волн можно наблюдать только из космоса, поскольку атмосфера Земли непрозрачна для них. Что же я порекомендую? Что вы хотите узнать? Я бы сказал, что два самых недооцененных окна – да, конечно, мы всегда можем строить более крупные и лучшие телескопы для видимого и инфракрасного диапазонов. Я с воодушевлением жду космических миссий NASA по исследованию обитаемых миров, которые, возможно, станут первыми, способными непосредственно обнаруживать планеты, подобные Земле, вокруг звезд, похожих на наше Солнце. Если где-то существует близкий аналог Земли, эта обсерватория его обнаружит. Однако нас также ждут два увлекательных диапазона длин волн – рентгеновский и ультрафиолетовый, а также на длинном конце спектра – дальний инфракрасный, для которых в этом веке НАСА ещё не создавало и не запускало космических телескопов. При использовании нынешних технологий мы могли бы значительно расширить наши знания о сверхмассивных чёрных дырах, формировании звёзд и планет не на порядок, а на тысячи раз. Если мы действительно всерьёз настроены разгадать тайны Вселенной, именно это нам и следует исследовать для осуществления наших научных мечтаний.