Идея старения света целиком противоречит общим законам физики — это было строго доказано ещё в 1930-е гг. Как мы уже говорили, свет распространяется вдоль нулевых геодезических линий в пространстве-времени, а эффект Доплера (в приближении сравнительно малых скоростей) и красное смещение — прямые следствия этого фундаментального общего обстоятельства. Справедливость стандартной теории распространения света проверена и подтверждена всей совокупностью многочисленных экспериментов и астрономических наблюдений — в том числе и на космологических расстояниях. Как видно, например, из знаменитой «Теории поля» Ландау и Лифшица, картина распространения света в космологии проста и естественна; никаким сомнениям тут нет и не может быть места.
2.2. Наблюдая прошлое Вселенной. Общая картина распространения света позволяет выяснить, при каких условиях в расширяющемся мире можно измерять не только скорости, но и ускорения галактик: как мы уже сказали, тут нужны очень большие расстояния. Таким путем было найдено, что до расстояний примерно в 7 млрд световых лет эти ускорения положительны: скорость удаления галактик возрастает со временем. Но на ещё более далеких расстояниях ускорение, как оказалось, меняет знак — там оно отрицательно и, значит, на этих сверхбольших расстояниях космологическое расширение происходит с замедлением.
Примем теперь во внимание, что свет распространяется в пространстве не мгновенно, не бесконечно быстро, а с некоторой конечной скоростью. Это означает, что мы видим предметы такими, какими они были тогда, когда они испустили принимаемый нами сейчас свет. Солнце мы видим с задержкой в 8 минут; галактики же, находящиеся на расстоянии 7 млрд. световых лет, мы видим такими, какими они были 7 млрд. лет назад. Телескоп — это настоящая машина времени, позволяющая воочию видеть прошлое мира. Можно сказать, что, наблюдая далекие галактики, мы видим и исследуем четырехмерное пространство-время.
Современный возраст мира составляет 13,7 млрд. лет: таковы самые свежие космологические данные на этот счет, вытекающие из комбинации различных независимых наблюдений. Эта величина — самая большая длительность, эмпирически оцениваемая в природе. Сказанное только что о космологическом ускорении означает, что первую половину своей истории Вселенная расширялась с замедлением, а вторую — с ускорением. Таким путем стала известна важнейшая веха в динамической истории Вселенной — момент смены знака космологического ускорения.
В первую половину своей истории расширяющаяся Вселенная практически не чувствовала присутствия в ней темной энергии — тогда плотность вещества (темной материи и барионов)была значительно выше плотности темной энергии. Дело в том, что плотность темной энергии не зависит от времени, это величина постоянная. А плотность вещества убывает в ходе расширения, так что в прошлом она была выше, чем сейчас; по этой причине до определенного момента тяготение вещества было сильнее антитяготения темной энергии. Эти две силы как раз и сравнялись по величине примерно 7 млрд. лет тому назад: сначала преобладало вещество и его тяготение замедляло разлет галактик, а потом наступила эпоха преобладания темной энергии, и её антитяготение стало сильнее тяготения вещества. Эта эпоха антитяготения и ускоренного космологического расширения продолжается поныне и будет длится неограниченно долго в будущем.
Предельные расстояния, которые достижимы с помощью лучших современных астрономических инструментов, составляют примерно 10 млрд. световых лет — на таких расстояниях видят самые яркие галактики и квазары. Так что космическая эволюция на протяжении последних 10 млрд. лет жизни Вселенной доступна теперь прямому наблюдению и детальному изучению. Это добрые две трети всей истории Большого Взрыва, и они разворачиваются, можно сказать, прямо у нас перед глазами. Астрономы планируют создание сложных и дорогостоящих космических и наземных инструментов (в частности, гигантского оптического наземного телескопа с зеркалом диаметром 42 м), которые позволят наблюдать Вселенную в том состоянии, когда её возраст был меньше миллиарда лет, т. е. прямым наблюдениям будет доступно больше 90 % всей истории мира.
2.3. Горячее начало. Галактики существовали во Вселенной не всегда; они на 1–2 млрд. лет моложе её. В первые 1–2 млрд. лет космическое вещество было равномерно перемешано и однородно распределено в пространстве; никаких галактик в то время не было, они ещё не успели сформироваться. Плотность вещества была тогда гораздо выше, чем средняя плотность вещества в нынешней Вселенной и даже плотность внутри современных галактик. Можно ли увидеть Вселенную в том раннем её состоянии, когда в ней не было галактик? Да, это возможно: для этого нужно изучать реликтовое излучение.
Предположим (вслед за Гамовым), что вещество ранней Вселенной было не только плотным, но и горячим. Тогда в космическом веществе должно было существовать термодинамически равновесное электромагнитное излучение, которое сохраняется потом и до современной эпохи. Если же ранняя Вселенная была холодной и вещество имело в те времена нулевую температуру, то такого излучения быть не должно. Так возникает ясный тест типа «да-нет» для решения вопроса о температуре ранней Вселенной. Ответ «да — излучение существует», полученный в наблюдениях (см. выше), полностью решает вопрос: ранняя Вселенная была горячей.
При высокой температуре вещества в ранней Вселенной космическое вещество было ионизовано и среда представляла собой плазму. Излучение эффективно взаимодействовало с плазмой и было с ней в термодинамическом равновесии. Но среда охлаждалась из-за космологического расширения, и как только температура упала ниже значения примерно 3000 К, произошла рекомбинация плазмы: электроны соединились с ионами и плазма превратилась в газ нейтральных атомов. Это произошло при возрасте мира 330 тыс. лет. Тогда фотоны космического излучения перестали взаимодействовать с веществом и распространялись с тех пор свободно. Они сохранили и донесли до нас картину «стенки последнего рассеяния», как об этом говорят радиоастрономы.
Какова же эта картина? Результат наблюдений состоит в том, что реликтовые фотоны приходят к нам изотропно, равномерно из всех направлений в пространстве. Поэтому даваемая ими картина проста и однообразна: это сплошной фон, на котором почти ничего не нарисовано. Казалось бы, картина бедновата информацией. Однако из самого этого факта немедленно вытекает вывод большой важности: вещество ранней Вселенной действительно было распределено однородно (или почти строго однородно — с точностью до тысячных долей процента) в эпоху последнего рассеяния фотонов. Согласно общей теории относительности, пространство, однородно заполненное веществом, и само должно быть однородным. Таким путем мы узнаем о пространственной геометрии ранней Вселенной. Изотропия реликтового фона усиливает это заключение: пространство должно быть не только однородным, но и изотропным — все направления в нем равноправны. Такое пространство обладает максимальной симметрией: оно выглядит одним и тем же при любых сдвигах и поворотах системы отсчета.
Таким образом, с помощью реликтового излучения строго фиксируется физическое состояние мира и его геометрические симметрии в раннюю эпоху, когда в нем ещё не успели образоваться галактики. И это далеко не всё из того, что способно сообщить нам реликтовое излучение.
2.4. Пространство Большого Взрыва. Наблюдения реликтового фона позволили в самые последние годы приблизиться к решению одного из фундаментальных вопросов космологии — вопроса о геометрии трехмерного изотропного пространства, в котором происходит разбегание галактик. Со времен Эйнштейна и Фридмана известно, что изотропное пространство может быть в принципе как эвклидовым (плоским), так и искривленным, подобным поверхности сферы или гиперболоида (пространство Лобачевского). Какой из этих трех типов геометрии реализуется в природе?
Детальное изучение тонкой структуры реликтового излучения, начатое космическими аппаратами «Реликт» и COBE, а затем успешно продолженное в последние годы американским аппаратом WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), позволило установить, что на равномерном реликтовом фоне имеется в действительности определенный «пятнистый» рисунок: это слабые — на уровне тысячных долей процента — отклонения от идеальной однородности фона. Как мы уже упомянули выше, эти отклонения представляют собой «отпечаток» слабых неоднородностей — сжатий и разрежений космической среды, которые позднее дали начало галактикам и их системам. В сжатиях температура излучения слегка выше средней — это дает яркие (относительно среднего фона) пятна, а в разрежениях — слегка ниже, и здесь возникают относительно темные пятна. При этом степень отклонения от фона различна от пятна к пятну и среди ярких, и среди темных пятен. В этой сложной картине запечатлены (закодированы, можно сказать) важнейшие физические характеристики как самих протогалактических неоднородностей, так и всей Вселенной. Задача исследователей состоит в том, чтобы извлечь и осмыслить богатую космологическую информацию, которую несет нам реликтовое излучение. Для этой цели используются данные о всей совокупности пятен различной яркости и углового масштаба.
