Итак, нами установлено, что время может течь по-разному. У реки времени бывают стоки, устья. А есть ли истоки?

После того, как стало ясно, что свойства времени зависят от физических процессов, протекающих в материи, такой вопрос уже не кажется абсурдным. Философы задумывались над этой проблемой давно. Однако поразительные успехи ньютоновской механики и, как следствие, утвердившееся в науке ньютоновское представление о вечном и неизменном времени приучили их считать, что исток реки времени находился в бесконечном прошлом.

Время представлялось однородной рекой или неизменной дорогой, тянущейся от прошлого к будущему.

Если идти по этой дороге

Любым путем из любого места,

То в любой час дня, в любое время года

Она будет одной и той же…

Т. Элиот

Но проблема начала времени во всей своей остроте вновь встала перед наукой XX века.

Это произошло после открытия факта расширения Вселенной. Об этом открытии подробно говорится в книге «Человек, открывший взрыв Вселенной», написанной А. Шаровым и мной в 1989 году. Здесь мы наметим только важнейшие вехи на пути этого открытия.

Все началось еще в конце XIX века. Богатый американец П. Ловелл построил в Аризонской пустыне частную обсерваторию. Решился он на это потому, что был увлечен наблюдениями итальянского астронома Дж. Скиапарелли за таинственными линиями на Марсе, которые тот считал каналами — искусственными сооружениями. Интересовала П. Ловелла также проблема происхождения Солнечной системы. Он был уверен, что некоторые туманности, наблюдавшиеся на небе, являются планетными системами в процессе зарождения. К ним он относил и туманность в созвездии Андромеды. Теперь-то мы знаем, что туманность Андромеды, которая имеет вид спирали, закручивающейся к центру, является одной из ближайших к нам звездных систем, подобных нашему Млечному Пути. Но во времена П. Ловелла ничего не было известно об огромных расстояниях, отделяющих туманности от нас.

П. Ловелл предложил молодому астроному В. Слайферу, незадолго до того пришедшему работать к нему в обсерваторию, заняться спектральными исследованиями туманности Андромеды. Это была трудная задача. Яркость туманности мала — она едва видна невооруженным глазом. Чувствительность фотопластинок, на которых запечатлевался спектр, была тогда невелика, да и телескоп был с современной точки зрения более чем скромным. Это был рефрактор (линзовый телескоп) с диаметром объектива 60 сантиметров. Вспомним, что наш крупнейший в мире телескоп на Северном Кавказе имеет диаметр 6 метров и собирает света в сто раз больше.

В ночь на 17 сентября 1912 года В. Слайфер после семичасовой экспозиции получил спектр туманности Андромеды, по которому впервые измерил ее скорость движения, используя эффект Доплера. Астроном не поверил сам себе. Скорость оказалась огромной — туманность приближалась к нам на 300 километров каждую секунду. Он получил еще несколько фотографий спектров, подтвердивших результат, и только после этого опубликовал статью. Скорость туманности Андромеды раз в десять превышала обычную скорость звезд. В. Слайфер понял, что натолкнулся на нечто удивительное. Он писал в своей статье: «Расширение работы на другие объекты может дать результат фундаментальной важности».

И В. Слайфер приступил к выполнению намеченной программы.

Это была работа исключительной сложности. Другие туманности столь слабы, что для получения их спектров требовались экспозиции в десятки часов. В. Слайфер повторял фотографирование из ночи в ночь. Через пару лет он измерил скорости 15 туманностей и продолжал накапливать наблюдательный материал. Скорости получались огромными. Почти все туманности, за исключением туманности Андромеды и еще нескольких, видных примерно в том же секторе неба, удалялись от нас. Причем наибольшая скорость удаления составляла 1100 километров в секунду.

В 1917 году В. Слайфер на заседании Американского философского общества подвел итог своего кропотливого труда. Он заключил, что, во-первых, туманности не являются зародышами планетных систем. Во-вторых, измерив к этому времени скорости 25 туманностей, пришел к главному выводу, что «Средняя скорость с учетом знака положительна; она указывает, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с. Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, но их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют склонность к образованию скоплений».

Так осторожно и с оговорками было впервые высказано подозрение о расширении мира туманностей. Тогда еще не было твердой уверенности, что туманности — это звездные системы — галактики, подобные нашей Галактике — Млечному Пути.

Прошло еще несколько лет, и другой американский астрофизик Э. Хаббл доказал, что туманности состоят из звезд, и измерил расстояния до них. Оказалось, что эти расстояния огромны, а туманности — это огромные звездные галактики.

Следующее величайшее открытие, которое сделал Э. Хаббл, — это закон, по которому разлетаются галактики. Сопоставляя скорости их разбегания с их расстоянием от нас, Э. Хаббл нашел в 1929 году, что они — эти скорости удаления — прямо пропорциональны расстоянию. Это и был великий закон, носящий его имя. Конечно, галактики удаляются не только от нас, от нашей Галактики, но и друг от друга — происходит всеобщее расширение Вселенной.

Открытию Хаббла предшествовали теоретические работы, описывающие строение Вселенной на основе новых физических теорий.

К концу 20-х годов космологические модели, основанные на общей теории относительности, были полностью разработаны. Однако они оставались либо вовсе неизвестны астрономам, либо не вызывали у них сколь-нибудь заметного интереса. Вероятно, было несколько причин такого странного положения, когда теоретическое предсказание важнейшего явления природы долго не вызывало интереса тех, кто мог проверить предсказание.

Первая причина, по-видимому, состояла в том, что новые космологические модели строились на основе общей теории относительности, которая очень сложна как математически, так и, самое главное, новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже физики-теоретики не сразу усваивали новые идеи, не сразу понимали их и не стремились применять в конкретных исследованиях.

Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности теоретиков и наблюдателей. Вторая — психологическая. Она, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне меняющих их общее представление о Вселенной.

В 1922–1924 годах советским математиком А. Фридманом были выведены и полностью решены космологические уравнения, следовавшие из теории Эйнштейна и описывавшие общее строение и эволюцию Вселенной в предположении однородности распределения материи в больших масштабах и равноценности всех направлений в пространстве.

Основной вывод из этих решений состоял в том, что в общем случае материя в больших масштабах во Вселенной не может находиться (в среднем) в покое — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Это заключение было получено А. Фридманом строго математическим путем. Суть его довольно проста, хотя интерпретация основных выводов А. Фридмана, приводимая ниже, была понята далеко не сразу.

Единственными силами, которые действуют в однородной Вселенной, являются силы тяготения. Поэтому если представить, что в какой-то момент огромные массы во Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. Галактики с этой точки зрения тоже можно рассматривать как «частички» такого вещества.

Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале массам задать скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение тормозить разлет. Будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс.

Правда, А. Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый Λ-член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Он ввел эти силы специально для того, чтобы построить статическую модель Вселенной без расширения и сжатия. В этом решении силы тяготения вещества уравновешены силами отталкивания.

В уравнениях Фридмана Λ-член также учтен. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества. Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Значит, модель Эйнштейна, предложенная в 1917 году, есть частный случай модели Фридмана.

Другим частным случаем является модель, предложенная голландским физиком В. де Ситтером, в которой нет совсем тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания вакуума.

Уравнения Фридмана описывают не только динамику движения масс во Вселенной, но и геометрические свойства пространства, как говорят, степень его искривленности, которая меняется при расширении Вселенной,

А. Эйнштейн сначала возражал против выводов советского математика, но после разъяснений, переданных ему физиком Ю. Крутковым, полностью с ними согласился.

Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи А. Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого А. Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.

В 1923 году немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в пустую Вселенную де Ситтера, где есть только силы гравитационного отталкивания, поместить галактики со сравнительно малой плотностью так, что их тяготением можно пренебречь по сравнению с силами отталкивания, описываемыми Λ-членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).

Другой теоретик X. Робертсон в 1928 году пришел к такому же заключению. Более того, сопоставляя расстояния, вычисленные по данным Э. Хаббла 1926 года со скоростями, полученными В. Слайфером, он нашел приблизительное подтверждение закона пропорциональности скорости и расстояния. Знал ли Э. Хаббл, когда проводил свои исследования, результаты X. Робертсона, неизвестно.

В 1927 году ученик знаменитого английского физика А. Эддингтона Дж. Леметр, в сущности, повторил работу А. Фридмана. Он также пришел к заключению о нестационарности Вселенной. Для небольших расстояний Дж. Леметр также получил линейную связь между скоростью и расстоянием, которая фактически отражает однородность Вселенной. Найденный им коэффициент пропорциональности оказывается близким к коэффициенту, вскоре полученному Э. Хабблом.

Однако в начале своей работы и сам Э. Хаббл, и другие непосредственные участники первых обсуждений его открытия не знали или не помнили всех теоретических исследований. Вероятно, только модель де Ситтера с предсказываемым ею разбеганием галактик в почти пустой Вселенной, а также статическая модель Эйнштейна были единственными схемами, которые принимались тогда во внимание.

Когда мы вместе с А. Шаровым описывали все эти перипетии открытия расширения Вселенной в нашей книге, когда, собирая материалы, изучали статьи, документы, расспрашивали наших зарубежных коллег, мы все пытались понять, почему работы А. Фридмана все же не были оценены по достоинству участниками событий.

Наверное, в какой-то степени сказалось то, что в этих работах А. Фридмана ничего не говорилось о наблюдательной проверке теории, в то время как в других перечисленных теоретических работах этот вопрос разбирался и был близок и понятен астрономам-наблюдателям. Поэтому они больше обращали внимание на работы, где говорилось о наблюдениях.

Итак, в 20-е годы нашего столетия теоретики и наблюдатели установили, что мы живем в расширяющейся Вселенной, взорвавшейся в некоторый момент в прошлом.

Это открытие перевернуло представление о Вселенной как о чем-то грандиозном и в среднем неизменном, содержащем в себе вечный круговорот материи.

Конечно, такое открытие должно было иметь решающее значение для понимания природы времени Вселенной.

После открытия Э. Хаббла прошло 60 лет. Но и сегодня интенсивно продолжаются исследования открытого им явления. «Воля, которая устремляется к познанию, никогда не удовлетворяется оконченным делом», — сказал знаменитый итальянец Дж. Бруно. Вооруженность наблюдателей телескопами и приборами в наше время неизмеримо возросла. Астрономы наблюдают сейчас галактики, находящиеся от нас на расстоянии в десять миллиардов световых лет и удаляющиеся от нас со скоростью, почти равной скорости света. Так, у рекордно далекого объекта — квазара (яркого ядра галактики) скорость удаления настолько большая, что все длины световых волн, им испускаемых, увеличены из-за эффекта Доплера в четыре с половиной раза.

В наше время теория расширяющейся Вселенной всесторонне обоснована наблюдениями. Она ведет к важнейшим принципиальным выводам. Один из этих выводов связан с искривлением трехмерного пространства.

Теория Фридмана утверждает, что если во Вселенной достаточно много материи, так что средняя плотность всех ее видов больше некоторого критического значения, то искривленность пространства, вызванная тяготением этой материи, подобна искривленности сферы. Разница заключается лишь в том, что у сферы два измерения, у пространства — три. Но сфера, изгибаясь, замыкается сама по себе. Площадь поверхности сферы конечна. Аналогично этому и искривленное трехмерное пространство замыкается само на себя. Мир оказывается замкнутым.

Конечно, представить себе такое замкнутое пространство непросто. Как сказал знаменитый французский физик и философ Б. Паскаль: «Воображение скорее устанет постигать, чем природа поставлять». Но наука уже давно приучила нас к существованию явлений, которые непредставимы наглядно. Если же средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической или равна ей, то пространство бесконечно. А какова наша Вселенная в действительности?

Мы не знаем окончательного ответа на этот вопрос. Критическое значение средней плотности вычисляется по скорости расширения Вселенной. Оно равно примерно пяти солнечным массам в кубическом ящике с длиной ребра в тысячу световых лет. Измерить истинное значение плотности, чтобы сравнить его с критическим значением, очень трудно. Все дело в том, что вокруг галактик и в пространстве между галактиками, по-видимому, много слабосветящейся и даже вовсе невидимой материи. Она получила название «скрытой массы». Ее обнаружить и учесть особенно трудно. Суммарная масса светящихся звезд, планет, газа дает среднюю плотность раз в тридцать меньше критической. Однако «скрытая масса» примерно в тридцать раз больше видимой. Поэтому больше ли плотность вещества во Вселенной, чем критическое значение, или нет, а следовательно, замкнут ли наш мир или бесконечен, сегодня неизвестно.

Ясно лишь следующее. Если Вселенная и замкнута, то ее размер огромен. Он намного больше расстояния до самых далеких наблюдаемых галактик, то есть больше, чем десять миллиардов световых лет.

Другой вывод из теории расширяющейся Вселенной особенно важен для проблемы истоков реки времени.

Раз Вселенная расширяется, значит, в прошлом галактики были ближе друг к другу.

А еще раньше вообще не могло быть ни изолированных галактик, ни каких-либо отдельных небесных тел. В ту далекую эпоху в прошлом было плотное расширяющееся вещество, лишь впоследствии распавшееся на фрагменты и образовавшее системы небесных тел.

Наконец, еще раньше, в очень далеком прошлом, был момент, когда согласно теории плотность вещества была равна формально бесконечности. Это момент начала расширения. Состояние Вселенной в этот момент получило название сингулярности.

Как давно началось расширение Вселенной? Расчет, основанный на наблюдаемой скорости разбегания галактик, показывает, что это случилось около 15 миллиардов лет назад. Что тогда произошло и что было до этого? Каковы были свойства пространства и времени вблизи сингулярности? Это загадки загадок нашей Вселенной.

Наука XX века сделала очень много для разрешения проблемы сингулярности. Теория Фридмана описывает, как под действием сил тяготения происходит это расширение. Галактики удаляются друг от друга, двигаясь по инерции, а силы взаимного тяготения постепенно тормозят их движения и замедляют расширение Вселенной. Сравнение выводов теории с результатами наблюдений показывает, что расширение началось около 15 миллиардов лет назад. Но теория не отвечает на вопрос, почему началось расширение. Откуда вещество, из которого потом образовались галактики, приобрело начальные скорости расширения?

В 1965 году было сделано открытие, которое, казалось бы, должно ответить на все эти вопросы. Было обнаружено слабое электромагнитное излучение с температурой около трех градусов шкалы Кельвина, которое равномерно заполняет всю Вселенную. Оно присутствовало во Вселенной с самого начала расширения и было названо И. Шкловским, как мы уже знаем, реликтовым. Остыло оно в ходе расширения. А раньше, очевидно, его температура, а значит, и температура всего вещества, достигала очень высоких значений. Вселенная была горячей, давление вещества, которое тогда распределялось в пространстве почти равномерно, было огромным.

Большое давление на первый взгляд кажется крайне важным для объяснения взрыва Вселенной. Вспомним картину взрыва какого-либо заряда в малом объеме, например, химического (порох) или ядерного. Вещество заряда сильно нагревается, испаряется. И давление нагретых газов стремительно расширяет само вещество. Кажется, так же начала расширяться и Вселенная. Можно посчитать, что и здесь высокая температура и колоссальное давление стали причиной начала расширения Вселенной. Однако такое заключение оказалось бы неправильным. Между двумя этими явлениями имеется существенное различие.

При взрыве обычного заряда возникает перепад давлений — огромное давление внутри горячих газов и сравнительно малое атмосферное снаружи (если взрыв происходит в воздухе). Этот перепад и создает силу, расшвыривающую вещество, то есть силу создает перепад давлений, а не само высокое давление. Если бы снаружи давление было такое же, как и внутри, то, очевидно, никакого разлета вещества не было бы. Кроме того, и плотность расширяющегося газа при взрыве неоднородна: максимальна она в центре и уменьшается к краям. В ходе разлета перепад давлений, связанный с перепадом плотности и температуры, создает силу, подталкивающую разлетающийся газ.

Ничего подобного не было в начале расширения Вселенной. Ее вещество до образования небесных тел однородно, никаких перепадов плотности и давления не имелось, не возникало, значит, и силы, которая могла бы служить причиной начала расширения. Следовательно, большое давление горячего газа не являлось причиной начала расширения Вселенной. А что же послужило «первотолчком», давшим начальные скорости веществу?

Чтобы понять это, нам предстоит мысленно отправиться к самому «началу». А для этого познакомимся со свойствами материи при очень больших плотностях и температурах.