Ответ — нет, конечно, не расширяемся, так же как и Земля, и Солнечная система, и Галактика. Ведь связывающие нас силы (силы гравитации для космических объектов, химические связи в наших телах) гораздо мощнее сил отталкивания, обеспечиваемых космологической постоянной, действующих на любых расстояниях, но на таких масштабах слишком слабых.
Во Вселенной же без космологической постоянной ни
о каком «нашем» расширении, а также расширении любых гравитационно-связанных тел и систем речи быть в принципе не могло. Ведь решение Фридмана описывает поведение точек, не связанных между собой, — чего, конечно, не наблюдается во всех перечисленных случаях.
И очень к месту, думаем, будет процитировать замечательный диалог из фильма Вуди Алена «Энни Холл»: «Почему вы Не делаете вашу домашнюю работу? — Какой смысл? Вселенная Расширяется. Все развалится, и мы все умрем. — Мы живем в Бруклине. Бруклин не расширяется! Идите делать вашу домашнюю работу».
349
Существует еще один аспект наличия космологической постоянной. Решение проблемы «плоскостности», предложенное теорией инфляции, определенно сняло остроту вопроса о кривизне нашей Вселенной. Открытие же космологической постоянной и ускоренного расширения сделало его и вовсе имеющим узкотеоретический интерес. Ведь с наличием космологической постоянной уже нет четкой связи между геометрией мира и его дальнейшей судьбой. Мир может быть «замкнутым», «открытым», «плоским» — но ждет его лишь вечное расширение, о Большом Крахе можно забыть навсегда.
Причем, так как относительная доля космологической постоянной будет все расти и расти за счет падения плотности материи и так как «островки» материи будет разносить космологическим расширением все дальше и дальше друг от друга — чем дальше, тем сильнее и сильнее наш мир будет приближаться к миру, описываемому решением де Ситтера.
Вот так, спустя почти век после своего создания, решение это уже второй раз становится актуальным в современной космологии. А так как первый раз оно «пригодилось» в теории инфляции, то снова начавшийся период ускоренного расширения Вселенной иногда называется «новым инфляционным периодом». Ведь свойства его действительно во многом похожи на тот — исходный.
Ну, а теперь, после рассказа о важнейших космологических открытиях, попробуем кратко, но последовательно описать ключевые этапы эволюции Вселенной. Думаем, это должно помочь любознательному читателю яснее представить себе общую картину нашего мира.
Итак, как уже было сказано, начальным моментом времени, до которого мы можем хоть с какой-то степенью уверенности проследить историю Вселенной, является планковское время — Ю"43 с. До этого момента действуют законы квантовой гравитации — еще неизвестные нам законы.
Поэтому вопрос о том, что же было в «самом-самом» начале, с современных позиций представляется несколько некорректным. При таких масштабах пространства и времени, а также, судя по всему, масштабах плотностей энергий (тоже превышающих планковскую) пространство и время уже не существуют по отдельности.
Собственно, строго говоря, по отдельности они не существуют на любых масштабах, включая «земные» — ведь концепция «абсолютного» времени и «абсолютного» пространства осталась в прошлом, в эпоху царствования классической механики. В теории относительности мы имеем дело не с пространством и временем, а с единым четырехмерным пространственно-временным континуумом.
Однако мы почти всегда можем сделать «срез» этого четырехмерного континуума и получить привычное трехмерное пространство. Также мы можем выделить «стрелу времени», вдоль которой мы будет совершать эти «пространственные» срезы. Для которых, таким образом, становится возможным сказать, какой Из них был «раньше», какой — «позже».
Разумеется, в общем случае все это справедливо только для Одного наблюдателя — в одной точке пространства-времени.
351
Другой наблюдатель (в иной точке) тоже, конечно, имеет право совершать подобные «срезы», но они вполне могут быть совсем другими. Так, событие А, которое для первого наблюдателя произошло раньше события В, для второго наблюдателя может поменяться местами с событием В, и произойти позже него (конечно, только в том случае, если эти события не находятся в причиннозависимой связи).
Но, несмотря на эти оговорки, «расщепить» пространственно- временной континуум на пространство и время можно почти всегда — даже в исключительно сложной ситуации «закрученного» пространства-времени вблизи вращающейся черной дыры1.