Альберт Эйнштейн во время посещения Маунт-Вилсона в 1931 году. На фото мы можем увидеть Хаббла (во втором ряду второй слева) и Уолтера Адамса (в центре в шляпе).
Современная космология признает существование темной материи и темной энергии. Сегодняшние представления о составе Вселенной отражены на диаграмме.
Можно посчитать, что эти названия появились недавно, но это не так. Космологическая постоянная, которую ввел Эйнштейн в 1915 году, объясняет возможность существования темной энергии. Темная материя была открыта болгарским астрономом Фрицем Цвикки в 1933 году. Он применил теорему о вириале к скоплению Кома и сделал вывод о том, что в этом скоплении должна присутствовать невидимая материя, потому что в противном случае высокие скорости галактик рассеяли бы это скопление или оно имело бы большие размеры. Представлены три возможных типа распределения темной материи в скоплении галактик: в виде большого гало, при этом в отдельных галактиках темной материи нет (рисунок 1); каждая галактика имеет собственное гало из темной материи (рисунок 2); смешанный вариант — галактика с темным гало внутри большого темного гало скопления (рисунок 3). Третий вариант сегодня считается наиболее вероятным, так что предлагаем новую скороговорку: не галактики с гало и не гало галактик, а галактики с гало внутри гало галактик.
Вселенная де Ситтера, в которой доминировала космологическая постоянная, — это Вселенная будущего, потому что космологическая постоянная предполагает расширение, а расширение влечет уменьшение плотности Вселенной и, соответственно, уменьшение самогравитации. Вселенная де Ситтера — это Вселенная большого разрыва (big rip), в которой расширение со временем все сильнее, — на языке математики это называется экспоненциальным расширением.
Любопытно, что модель Вселенной де Ситтера, хотя и появилась достаточно рано, применима не только к будущему, но и к настоящему, потому что сегодня темная энергия если не определяет структуру Вселенной, то по крайней мере играет в ней важную роль.
В первоначальной Вселенной, вероятно, сложилась похожая ситуация, так как установлен период инфляционного экспоненциального расширения. Но гипотеза инфляционного расширения не была связана с исследованиями Хаббла — ее начал развивать американский физик Алан Гут (1947), и его первая модель была представлена в 1980 году, то есть много лет спустя после смерти героя нашей книги.
Если Вселенная расширяется, нам нужно знать ее величину в каждый момент истории. Но так как мы не отвергаем и возможности того, что Вселенная бесконечна, функция для определения величины должна быть релятивистской. Представим, что галактика сегодня находится от нас на расстоянии 100 Мпк. Через какое-то время из-за расширения Вселенной она может оказаться на расстоянии 200 Мпк. В этом случае мы говорим, что масштабный фактор равен 2. Обозначим эту величину через а. Масштабный фактор — это функция времени, привязанная к функции Хаббла с помощью
1/a(t) da(t)/dt = H(t)
где a(t0) = 1 является частью определения. Сегодня масштабный фактор при t = t0 по определению равен единице. Одна из базовых задач космологии — узнать функцию a(t), и это позволит нам увидеть, как менялась a(t) согласно разработанным моделям. Историю космологии как науки можно представить как постепенное выявление функции a(t). Далее мы опишем, как был выяснен масштабный фактор и появились математические графики, описывающие «эволюцию эволюции» Вселенной.
Начнем с трех моделей, которые можно назвать классическими. Они соответствуют Вселенной с доминирующей материей (как сегодня) и без космологической постоянной. Начнем со Вселенной Эйнштейна — де Ситтера. В ней
a(t) α t⅔
Математическое описание открытой или закрытой Вселенной будет иметь более сложный вид. Но вместо того чтобы писать математическое выражение, представим Вселенную графически на рисунке 1 (следующая страница). На самом деле сейчас а равно 1, поэтому больше подойдет рисунок 2, где t = 0, а время, прошедшее с Большого взрыва, зависит от типа Вселенной. Во Вселенной Эйнштейна — де Ситтера от Большого взрыва до настоящего момента прошло ⅔ времени Хаббла.
Масштабный фактор в случае закрытой Вселенной — это циклоида, то есть кривая, описываемая точкой на окружности, которая, словно колесо, катится без скольжения, как показано на рисунке 3. Как мы можем увидеть, в этой функции ноль соответствует Большому взрыву, затем функция растет до максимального значения, после чего расширение превращается в сжатие и, наконец, в Большое сжатие. Колесо может сделать бесконечное число оборотов, и циклоида будет бесконечной. Но мы не знаем, является ли Вселенная бесконечной последовательностью больших взрывов и больших сжатий. Известно лишь, что во время отскока при Большом сжатии релятивистские формулы не выполняются. Мы никак не можем описать Вселенную подобной плотности и температуры.