5. Вселенная — физический объект?!
Данный подзаголовок в XIX веке прозвучал бы как ужасное кощунство. Статус вместилища всего сущего предполагал, что Вселенная — это то, в чем разворачивается история, внутри нее работают законы мироздания, а вопрос «Есть ли какие-либо законы, управляющие Вселенной как таковой?» не имеет смысла. Но уже в 1920-х годах Вселенная была необратимо разжалована из высших философских категорий в объект, описываемый уравнениями. В простейшем случае однородной изотропной Вселенной это уравнение Фридмана.
Решения уравнений говорили следующее: вселенная типа нашей (пишем «вселенная» с маленькой буквы, имея в виду вселенную вообще, любую) может либо расширяться из бесконечно плотного состояния, либо сжиматься в бесконечно плотное состояние. Наша Вселенная расширяется. Она может быть либо «замкнутой» — конечной, либо «открытой» — бесконечной, либо — в промежуточном случае — «плоской». «Замкнутую» вселенную в принципе можно обогнуть, вернувшись с противоположной стороны, если снять ограничение на скорость передвижения. «Открытую» и «плоскую» — нельзя. Определить, в какой Вселенной мы находимся, просто — надо измерить сумму углов очень большого треугольника (миллиарды световых лет): если она больше 180° — Вселенная «замкнута» и описывается геометрией Римана, если меньше 180° — «открытая» и описывается геометрией Лобачевского, если равна — «плоская» и описывается геометрией Евклида. Если Вселенная заполнена обычной материей (с неотрицательным давлением), то в первом случае расширение когда-нибудь сменится сжатием, во втором — вселенная будет расширяться вечно. В третьем — будет тормозиться до нулевой скорости расширения в бесконечном будущем. Первый случай (вероятно, достаточно близкий к «плоскому») с точки зрения физики кажется более естественным. То, какой из этих сценариев реализован, определяется средней плотностью энергии во вселенной (или массы, поскольку для обычной материи E = mc2). Если она в точности совпадает с критической плотностью, которая в настоящее время близка к 10-29 г/см3, то реализован «плоский» вариант. Если плотность выше — вселенная «замкнута», если ниже — «открыта». По современным данным сумма вкладов всех типов материи (включая так называемую темную энергию) в пределах ошибок совпадает с критической.
Как представить замкнутую конечную вселенную? С самым простым способом автор познакомился на первом курсе Физтеха на лекции Сергея Петровича Капицы. Тот брал воздушный шарик, на котором нарисованы завитки-галактики, подсоединял его к трубке компрессора и открывал вентиль. Шар медленно надувался, а Сергей Петрович, разводя руками, показывал, как галактики разбегаются — чем дальше друг от друга, тем быстрей, как и наблюдал Хаббл. Потом шарик громко лопался, и лектор обводил аудиторию победным взглядом.
Победный взгляд оправдан: демонстрация снимает глупые вопросы: «Где произошел Большой взрыв?», «Откуда разбегаются галактики?» и «Где у Вселенной край?». Многие воспринимают Большой взрыв по аналогии с обычным взрывом: разлет вещества из некоего эпицентра в пустоту. Смотрите на надуваемый шарик, на его поверхность! Там нет и не было центра разлета. Вообразите, что шарик стал раздуваться от микроскопических размеров — сначала быстро, потом медленней. Большой взрыв и есть начало расширения «шарика» — «замкнутой» Вселенной. Надо лишь добавить, что в этой демонстрации есть третье измерение, откуда мы можем рассматривать шарик. Пример будет точнее, если допустить, что все движения возможны только вдоль поверхности шарика, а третьего, перпендикулярного измерения (в случае реальной Вселенной — четвертого пространственного) нет вообще.
Коль скоро мы признали, что Вселенная — физический объект, имеет смысл, не откладывая, перечислить основные геометрические и физические характеристики этого объекта.
Определить размер «шарика», в «поверхности» которого мы живем, мы не можем — он слишком велик и весь не доступен наблюдениям (см. ниже про горизонт). Впрочем, были попытки найти объекты, видимые с противоположных направлений, в предположении, что лучи от них обогнули замкнутую Вселенную с противоположных сторон, как взрывная волна от падения Тунгусского метеорита обогнула земной шар. В таком случае можно было бы примерно оценить размер, но сейчас мы точно знаем, что подобное невозможно — Вселенная слишком велика. Зато мы в принципе можем измерить пространственную кривизну Вселенной. Например, зная настоящий размер очень далекого объекта и расстояние до него, можно оценить кривизну пространства по углу, под которым мы видим этот объект. Другой способ измерения кривизны — определить среднюю плотность всех видов энергии во Вселенной и постоянную Хаббла (эти величины связаны через уравнения Фридмана). Сейчас мы знаем, что кривизна в пределах ошибки неотличима от нуля.