Годы 1963–1967-й были для меня плодотворными в научном отношении. Одной из причин было уменьшение интенсивности работы по спецтематике, которая стала гораздо меньше занимать мои мысли. Дома, т. е. на объекте, в коттедже, где я большую часть года жил один, и в Москве во время командировок, и во время отпуска в Крыму я думал теперь в основном о «большой науке». Но, самое главное, видимо просто подошло время и для меня самого (папа когда-то говорил, что период после 40 лет часто бывает самым плодотворным), и для тем, которые были мне по силам, соответствовали моему научному стилю, способностям и знаниям.

Как я уже писал, очень большую роль в моей научной судьбе в этот период сыграло общение с Я. Б. Зельдовичем. В начале 60-х годов Зельдович начал работать над проблемами космологии и астрофизики – они с этого времени стали для него главными. Вслед за ним о «большой космологии» стал думать и я.

Моя первая космологическая работа была выполнена в 1963–1964 гг., ее название – «Начальная стадия расширения Вселенной и возникновение неоднородности распределения вещества»1.

Прежде чем говорить об этой и последующих моих работах, я должен разъяснить некоторые используемые в них представления и идеи. (Эта глава будет сильно отличаться по стилю и направленности от большей части книги; те из читателей, которым это не интересно, пусть ее либо пропустят, либо – лучше – прочтут ее сначала бегло, а в случае, если заинтересуются, прочтут еще раз – более внимательно и с использованием других книг.)

В настоящее время общепринятой является космологическая теория расширяющейся Вселенной. Эта теория основывается на найденном Александром Фридманом нестационарном (зависящем от времени) решении уравнения общей теории относительности и на открытом Хабблом и Хьюмансоном явлении разбегания галактик.

Как известно, звезды не распределены в пространстве равномерно, а образуют скопления, называемые галактиками. В каждое такое скопление входят десятки и даже сотни миллиардов звезд. Скопления-галактики отделены друг от друга гигантскими расстояниями, измеряемыми миллионами световых лет. (Для справки: световой год – это единица длины, путь, проходимый светом за 1 год. Свет распространяется со скоростью, в один миллион двести тысяч раз большей, чем скорость пассажирского реактивного самолета, и почти в сорок тысяч раз большей, чем скорость искусственного спутника Земли.) Все те звезды, которые мы видим на небе, принадлежат одной из галактик – «нашей». Другие галактики видны на небе в виде маленьких туманных пятнышек, раньше их так и называли – туманности. Ближайшая к нам (большая) галактика – знаменитая туманность Андромеды (есть еще «совсем рядом» маленькая галактика-спутник Магелланово облако, до нее 150 тысяч световых лет). Хаббл и Хьюмансон открыли, что все галактики удаляются от нашей, скорость их удаления пропорциональна расстоянию до них.

Вселенная – это все, что существует; она не имеет границ и нет ничего вне ее. Поэтому нелегко представить себе, что значит «расширение Вселенной». Быть может, полезен такой образ-аналогия. (Заимствовано с минимальными изменениями из прекрасной книги Мизнера, Торна и Уилера «Гравитация».) Представим себе двухмерных существ, живущих на поверхности резинового воздушного шарика и не подозревающих, что существует что-либо кроме этой поверхности; это – их Вселенная (популяризаторы ХIХ века использовали образ двухмерных существ на кривой поверхности, чтобы пояснить понятия неевклидовой геометрии; Чернышевский издевался над этим – и зря!). На поверхности шарика наклеены лепешечки теста, соответствующие галактикам нашей Вселенной. Пусть теперь в шарик вдувается воздух, и он «надувается». Лепешки на поверхности шарика при этом удаляются друг от друга. Двухмерный житель, ползающий по одной из лепешек, вправе сказать, что все остальные лепешки-галактики разлетаются от его родной лепешки; причем чем дальше от него лепешка, тем с большей скоростью она удаляется. Это именно та картина, которую наблюдают астрономы с настоящими трехмерными галактиками в нашем трехмерном мире!

Возникновение представления о нестационарной Вселенной, геометрические свойства которой зависят от времени, – одно из самых грандиозных изменений в научном мировоззрении, принесенных нашим веком. Наука прошлых веков, постигнув изменчивость жизни на Земле, изменчивость земной поверхности и даже самой Солнечной системы, неявно предполагала, что Вселенная в целом обладает некоей высокой степенью постоянства. Отказаться от этого постулата было очень нелегко.

Создав теорию относительности, Эйнштейн пытался применить свои уравнения к миру в целом. При этом он упорно искал стационарные, не изменяющиеся во времени решения. Для этого он даже модифицировал свои первоначальные уравнения, приписав вакууму свойство «самоотталкивания» (так называемая космологическая постоянная Эйнштейна – о ней я еще буду говорить). Но это изобретение тоже не спасло от больших теоретических трудностей, казавшихся непреодолимыми.

Простой и гениальный выход был найден Фридманом в 1922–1924 годах. Он впервые рассмотрел нестационарные решения, в частности расширяющуюся Вселенную, открыв таким образом «на кончике пера» самое грандиозное явление из всех известных сейчас людям.

Первоначально Эйнштейн счел работу Фридмана ошибочной. Лишь несколько месяцев спустя он понял, что ошибался он сам, и опубликовал об этом специальную заметку – еще одно свидетельство человеческой незаурядности и научной честности гения.

Фридман за полтора года до смерти прочитал заметку Эйнштейна, но, к сожалению, не дожил до наблюдательного открытия «разбегания» галактик. Он умер в 1925 году в возрасте 37 лет от брюшного тифа. Во время первой мировой войны Фридман был летчиком-испытателем, Георгиевский кавалер, награжден золотым оружием. П. Л. Капица уверял меня однажды, что Фридман – незаконнорожденный сын одного из великих князей. Так ли это – я не знаю.

Наряду с работами Александра Фридмана в формировании представлений о расширяющейся Вселенной, в выяснении их космологического, астрофизического и общефилософского значения большую роль играли работы Джорджа Леметра (первая работа которого относится к 1927 году и увязана с наблюдательными данными Хаббла и Хьюмансона).

Продолжая мысленно процесс расширения Вселенной в прошлое, мы неизбежно приходим к начальному состоянию очень большой плотности с физическими условиями, отличающимися кардинально от того, что мы наблюдаем в повседневной жизни, или можем сейчас осуществить в лаборатории, или предполагаем, например, в недрах звезд. Сколько времени прошло с этого момента? Наиболее вероятная оценка – от 13 до 20 миллиардов лет. Приведенное число неоднократно уточнялось после первых оценок Хаббла и Хьюмансона, но и сейчас известно еще, по ряду причин, не очень точно. Но качественная картина расширения Вселенной может считаться установленной. Это факт огромного, принципиального значения!

Наблюдаемая картина мира характеризуется двумя особенностями: крайне неоднородным распределением вещества в относительно малых масштабах, сложной иерархической структурой, ступенями которой являются планеты, звезды, галактики, скопления галактик, – и практически однородным распределением вещества в масштабах, превосходящих размеры скопления галактик (в последнее время появились теории, согласно которым Вселенная в еще больших масштабах, чем доступные наблюдению, разбита на области с существенно различными свойствами). «Большая космология» ставит себе задачей объяснить эти особенности, объяснить, почему галактики, звезды и планеты именно такие, какими мы их наблюдаем, а не иные, как конкретно они образовались. Последние десятилетия в «большой космологии» все активней используются достижения теории элементарных частиц; с другой стороны, грандиозные космологические процессы (особенно начальной стадии расширения Вселенной) могут дать нам такие сведения о физике элементарных частиц, которые пока нельзя получить иными методами; уже сейчас космология – это испытательный полигон для новых теорий в области элементарных частиц. Об одном из вопросов этого круга – о барионной асимметрии Вселенной и нестабильности бариона – я буду рассказывать подробно.