Стивен Хокинг - Теория всего. От сингулярности до бесконечности - происхождение и судьба Вселенной

Что происходит дальше — не совсем ясно, но, вероятно, центральные области звезды сжимаются до состояния очень высокой плотности, характерного для нейтронных звезд или черных дыр. Внешние оболочки звезды могут быть разрушены чудовищным взрывом — вспышкой сверхновой, яркость которой затмит сияние всех остальных звезд галактики. Некоторые из более тяжелых элементов, образовавшихся в конце жизни звезды, будут выброшены обратно в галактический газ. Они станут исходным материалом для следующего поколения звезд.

Внешние оболочки звезды могут быть разрушены чудовищным взрывом — вспышкой сверхновой, яркость которой затмит сияние всех остальных звезд галактики.

Наше Солнце содержит примерно 2 % таких более тяжелых элементов, поскольку это звезда второго или третьего поколения. Оно образовалось около 5 млрд лет назад из облака вращающегося газа, содержащего остатки более ранних сверхновых. Большая часть газа в этом облаке пошла на образование Солнца или была выброшена вовне. Однако небольшое количество более тяжелых элементов объединилось, и образовались небесные тела, которые теперь обращаются вокруг Солнца в виде планет, таких как наша Земля.

Картина Вселенной, которая сначала была очень горячей и остывала по мере расширения, согласуется со всеми наблюдениями, имеющимися к настоящему времени. Тем не менее она оставляет без ответа ряд важных вопросов. Во-первых, почему ранняя Вселенная была такой горячей? Во-вторых, почему Вселенная так однородна на больших масштабах — почему она выглядит одинаково из всех точек пространства и во всех направлениях?

В-третьих, почему скорость расширения на начальном этапе эволюции Вселенной была столь близка к критическому значению, что едва позволяла избежать обратного сжатия? Если бы скорость расширения через одну секунду после Большого взрыва была хотя бы на одну стомиллиардную от миллионной доли меньше, Вселенная снова сжалась бы и никогда не достигла бы своего текущего состояния. С другой стороны, если бы скорость расширения в ту секунду была на такую же мельчайшую долю больше, расширение привело бы к тому, что в настоящее время она была бы практически пустой.

В-четвертых, несмотря на тот факт, что Вселенная столь однородна и единообразна на больших масштабах, она содержит локальные скопления материи, такие как звезды и галактики. Полагают, что они развились из небольших отклонений плотности вещества в разных областях ранней Вселенной. Как возникли эти флуктуации плотности?

Если бы скорость расширения через одну секунду после Большого взрыва была хотя бы на одну стомиллиардную от миллионной доли меньше, Вселенная снова сжалась бы никогда не достигла бы своего текущего состояния.

Объяснить эти особенности или ответить на эти вопросы, опираясь только на общую теорию относительности, невозможно. Она предсказывает лишь то, что вначале Вселенная имела бесконечную плотность, это была сингулярность Большого взрыва. В этой сингулярности общая теория относительности и другие физические законы не действуют. Невозможно предсказать, что появится из сингулярности. Как я уже объяснял, это означает, что мы можем исключить из теории все события, происходившие до Большого взрыва, поскольку они не влияют на то, что мы наблюдаем. Пространство-время имеет границу — начало в момент Большого взрыва. Почему Вселенная должна была начаться с Большого взрыва именно таким образом, который привел ее к состоянию, наблюдаемому сегодня? Почему Вселенная столь однородна и расширяется именно с той критической скоростью, которая позволяет ей избежать обратного сжатия? Было бы неплохо, если бы удалось показать, что к современному состоянию Вселенной могли привести несколько различных начальных конфигураций.

Если дело обстоит именно так, то Вселенная, которая развивалась из случайных начальных условий, должна содержать ряд областей, похожих на те, что мы наблюдаем. Могли также существовать и иные области, сильно отличающиеся от наблюдаемых нами. Однако эти области, вероятно, не подойдут для формирования галактик и звезд. Это важные условия для возникновения разумной жизни, по крайней мере в той форме, которая нам известна. Таким образом, в этих областях не будет никаких существ, которые могли бы увидеть, что эти области отличаются.

Говоря о космологии, необходимо учитывать принцип отбора, который заключается в том, что мы живем в области Вселенной, пригодной для разумной жизни. Это достаточно простое и очевидное соображение иногда называют антропным принципом. Предположим, с другой стороны, что начальное состояние Вселенной должно выбираться крайне осмотрительно, чтобы достигнуть состояния, похожего на наблюдаемое нами сегодня. Тогда во Вселенной вряд ли найдется область, где может появиться жизнь.