Стивън Хокинг
Кратка история на времето (5) (от големия взрив до черните дупки)

3. Разширяващата се вселена

Ако погледнем небето в ясна безлунна нощ, най-ярките обекти, които ще видим, ще бъдат вероятно планетите Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Ще видим и твърде много звезди, които са също като нашето Слънце, но са много по-отдалечени от нас. Някои от тези неподвижни звезди в действителност много слабо променят относителните си положения с обикаля-нето на Земята около Слънцето: те изобщо не са неподвижни! Това е така, защото са сравнително близко до нас. При завъртането на Земята около Слънцето ние ги виждаме от различни положения по отношение на фона от по-далечни звезди. И добре, че е така, защото това ни позволява да измерим директно разстоянието на тези звезди от нас: колкото по-близо са, струва ни се, че толкова повече се придвижват. Най-близката, наречена Проксима от Центавър, е на около четири светлинни години от нас (на нейната светлина са необходими около четири години, за да достигне до Земята) или на около 2,13×10¹³ мили. Повечето от останалите звезди, видими с просто око, са разположени до неколкостотин светлинни години от нас. За сравнение нашето Слънце е само на осем светлинни минути! Видимите звезди изглеждат разпръснати по цялото нощно небе, но са особено концентрирани в една ивица, наречена Млечния път. Още през 1750 г. някои астрономи са предполагали, че видът на Млечния път може да се обясни, ако повечето от видимите звезди лежат в една подобна на диск конфигурация — пример за това, което сега наричаме спирална галактика. Само няколко десетилетия по-късно астрономът сър Уилям Хершел потвърдил идеята си чрез усърдно каталогизиране на положенията и разстоянията на огромен брой звезди. Въпреки това, за да бъде напълно приета, тази идея трябвало да изчака началото на нашия век.

Сегашната картина на Вселената датира едва от 1924 г., когато американският астроном Едуин Хъбъл показа, че нашата Галактика не е единствена, че съществуват и много други галактики с необятна шир от празно пространство между тях. За да докаже това, той трябвало да определи разстоянията до другите галактики, които са толкова далеч, че за разлика от съседните звезди те наистина изглеждат неподвижни. Поради това Хъбъл бил принуден да използва косвени методи за измерване на разстоянията. И така видимият блясък на една звезда зависи от два фактора: колко светлина излъчва (нейната светимост) и колко далеч е от нас. Ние сме в състояние да измерим видимия блясък и разстоянието за близките звезди, така че можем да определим светимостта им. Или обратно, ако знаем светимостта на звездите в другите галактики, можем да определим тяхното разстояние, като измерим видимия им блясък. Хъбъл забелязал, че някои видове звезди винаги имат една и съща светимост и когато са достатъчно близо до нас, ние я измерваме; ето защо, твърди той, ако намерим такива звезди в друга галактика, можем да приемем, че и те имат същата светимост, и така да пресметнем разстоянието до тази галактика. Ако можем да направим това за няколко звезди от една и съща галактика и нашите пресмятания сочат винаги едно и също разстояние, можем да се доверим на нашата оценка.

По този начин Хъбъл определил разстоянията до девет различни галактики. Вече знаем, че нашата Галактика е само една от около 100 млрд. галактики, които могат да се видят със съвременните телескопи, като всяка от тези галактики съдържа стотици милиарди звезди. На фиг. 3.1 е показана фотография на една спирална галактика, подобна на нашата, както предполагаме, че трябва да изглежда за някой, живеещ в друга галактика. Ние живеем в галактика с размер около сто хиляди светлинни години, бавно въртяща се; звездите в нейните спирални ръкави обикалят около центъра й за няколко стотици милиони години. Нашето Слънце е просто една обикновена, средна по размени жълта звезда близо до вътрешния край на един от спиралните ръкави. Очевидно вече сме изминали дълъг път от Аристотел и Птолемей насам, когато сме мислели, че Земята е център на Вселената!

Звездите са толкова далеч, че ни се струват като светли точици. Ние не можем да видим нито размера, нито формата им. Тогава как да разграничим различните звезди? За огромната част от звездите има само едно характерно свойство, което можем да наблюдаваме — цветът на светлината им. Нютон открил, че когато слънчевата светлина премине през триъгълно парче стъкло, наречено призма, тя се разлага на съставните си цветове (нейния спектър) също както при дъгата. Фокусирайки телескопа върху една отделна звезда или галактика, можем по същия начин да наблюдаваме спектъра на светлината от тази звезда или галактика. Различните звезди имат различни спектри, но относителната яркост на различните цветове е винаги точно такава, каквато очакваме за светлината, излъчена от обект, нагорещен до червено. (Фактически светлината, излъчена от непрозрачен обект, нагорещен до червено, има характеристичен спектър, който зависи само от температурата му — топлинен спектър. Това значи, че по спектъра на светлината можем да определим каква е температурата на тази звезда.) Освен това ние установяваме, че в спектрите на звездите липсват някои много характерни цветове и тези липсващи цветове Могат да се различават от звезда към звезда. Тъй като знаем, че всеки химически елемент поглъща характерна част от определени цветове, като съпоставим тези цветове с липсващите от звездния спектър, можем да определим точно кои елементи присъстват в звездната атмосфера.

През двадесетте години, когато астрономите започнаха да разглеждат спектрите на звезди от други галактики, те установиха нещо много странно: забелязваха се същите характеристични липсващи цветове, както при звездите от нашата Галактика, но всички те бяха отместени в една и съща относителна степен към червения край на спектъра. За да разберем следствията от това, трябва първо да си изясним Доплеровия ефект. Както вече знаем, видимата светлина се състои от флуктуации или вълни в електромагнитното поле. Честотата (или броят на вълни за секунда) на светлината е изключително висока — от 400×10¹² до 700×10¹² вълни за секунда. Човешкото око вижда като различни цветове именно различните честоти на светлината, като най-ниските честоти са в червения край на спектъра, а най-високите — в синия. Сега да си представим един източник на светлина на постоянно разстояние от нас, например звезда, излъчваща светлинни вълни с постоянна честота. Очевидно честотата на вълните, която ние възприемаме, ще бъде същата като честотата, с която са излъчени (гравитационното поле на галактиката няма да е достатъчно силно, за да оказва значително влияние). Да предположим сега, че източникът започва да се движи към нас. Когато излъчи следващия гребен на вълна, той ще бъде по-близо до нас, така че времето, необходимо на гребена на вълната да стигне до нас, ще бъде по-малко, отколкото ако звездата беше неподвижна. Това значи, че времето между два достигащи до нас гребена на вълни ще е по-малко, а оттам броят вълни, които получаваме всяка секунда (т.е. честотата), ще е по-голям, отколкото при неподвижна звезда. Съответно ако източникът на светлина се отдалечава от нас, честотата на вълните, която получаваме, ще бъде} по-ниска. Когато става дума за светлина, това ще означава, че: спектрите на звезди, отдалечаващи се от нас, ще бъдат отместени към червения край (червено отместване), а на тези, приближаващи се към нас — синьо отместени. Тази зависимост между честота и скорост, наречена Доплеров ефект, е нещо, с което се сблъскваме всекидневно. Вслушайте се в колата на пътя: когато приближава, двигателят й звучи по-високо (което отговаря на по-висока честота на звуковите вълни), а когато минава и се отдалечава, звукът е по-нисък. Поведението на светлинните или радиовълните е същото. На практика полицията използва Доплеровия ефект за определяне на скоростта на колите, като измерва честотата на радиовълните, отразени от тях.

В годините след като доказал съществуването на други галактики, Хъбъл прекарвал времето си, като съставял каталог на техните разстояния и наблюдавал спектрите им. По това време повечето очаквали галактиките да се движат съвсем случайно и предполагали да намерят толкова синьо отместени спектри, колкото и червено отместени. Поради това били твърде изненадани да установят, че повечето галактики са червено отместени: почти всички се отдалечавали от нас! Още по-изненадващо било откритието, което Хъбъл публикувал през 1929 г.: дори големината на червеното отместване на галактиките не било случайно, а правопропорционално на разстоянието до нас. Или с други думи, колкото по-отдалечена е една галактика, толкова по-бързо тя се отдалечава! А това означава, че Вселената не би могла да е статична, както всички мислели дотогава, а в действителност се разширява; разстоянието между различните галактики нараства с времето.

Откритието, че Вселената се разширява, е една от големите интелектуални революции на XX в. Като се обърнем назад, ни е лесно да се чудим защо никой не е помислил за това по-рано. Нютон и други вероятно са разбирали, че една статична Вселена скоро би започнала да се свива под действие на гравитацията. Но да предположим, че Вселената се разширява. Ако се е разширявала сравнително бавно, гравитационната сила би я накарала в крайна сметка да спре разширяването и да започне свиване. Ако обаче тя се разширява със скорост над определена критична стойност, гравитацията никога не би била достатъчно мощна, че да я спре, и Вселената би продължила вечно да се разширява. Това е нещо подобно на изстрелването на ракета от Земята. Ако тя се движи сравнително бавно, гравитацията ще я спре и тя ще започне да пада обратно към Земята. Но ако ракетата се движи със скорост над критичната (около седем мили в секунда), гравитацията няма да е достатъчно мощна да я притегли към Земята и ракетата ще продължи вечно да се отдалечава. Това поведение на Вселената се е предсказвало от Нютоновата теория през целия XIX, XVIII, а дори и в края на XVII в. Също толкова упорита била и вярата в статичната Вселена, която се запазила и в началото на XX в. Когато през 1915 г. формулирал общата теория на относителността, самият Айнщайн бил толкова сигурен, че Вселената трябва да е статична, щото видоизменил теорията си, за да стане това възможно, като въвел в своите уравнения т.нар. космологична константа. Айнщайн въвел една нова „антигравитационна“ сила, която за разлика от другите нямала конкретен източник, а била встроена в самата тъкан на пространство-времето. Той твърдял, че пространство-времето има свойствената тенденция да се разширява, а това точно би уравновесило привличането от цялата материя на Вселената и би довело до статична Вселена. Изглежда, само един човек пожелал да приеме общата теория на относителността за истина и докато Айнщайн и останалите физици търсели начин да избегнат предсказването на нестатична Вселена според общата теория, руският физик и математик Александър Фридман се опитал да го обясни.

Фридман направил две много прости предположения: че Вселената изглежда еднаква накъдето и да гледаме и че това ще е вярно, ако я наблюдаваме от което и да било друго място. Само с тези две идеи Фридман показал, че не можем да очакваме Вселената да е статична. Фактически през 1922 г., няколко години преди откритието на Едуин Хъбъл, Фридман предсказал точно това, което Хъбъл установил!

Предположението, че Вселената изглежда еднаква във всички посоки, разбира се, в действителност не е вярно. Както вече видяхме, останалите звезди в нашата Галактика образуват една отчетлива светла ивица по нощното небе, наречена Млечен път. Но ако погледнем далечните галактики, изглежда, че броят им е почти един и същ. Така че Вселената изглежда приблизително една и съща във всички посоки, при условие че я разглеждаме в едър мащаб в сравнение с разстоянията между галактиките и че пренебрегваме различията в малък мащаб. Дълго време това беше достатъчно оправдание за предположението на Фридман — като грубо приближение към реалната Вселена. Но една щастлива случайност от по-ново време разкри факта, че предположението на Фридман е наистина забележително точно описание на нашата Вселена.

През 1965 г. двама американски физици от лабораториите „Бел телефон“ в Ню Джърси — Арно Пензиас и Робърт Уилсън — изпробвали един много чувствителен микровълнов приемник. (Микровълните са като светлинните вълни, но честотата им е от порядъка само на 10×10¹⁰ вълни в секунда.) Пензиас и Уилсън се смутили, когато установили, че техният приемник улавя повече шум от очакваното. Шумът сякаш не идвал от някоя определена посока. Първоначално открили птичи тор в приемника си и проверили за евентуални други неизправности, но скоро ги изключили. Знаели, че всеки атмосферен шум се усилва, когато приемникът не е насочен право нагоре, тъй като светлинните лъчи преминават през много по-дебел атмосферен слой, когато се приемат от около хоризонта, отколкото когато се приемат точно отгоре. Но допълнителният шум бил един и същ независимо накъде е насочен приемникът, така че би трябвало да идва извън атмосферата. Той бил еднакъв ден и нощ и през цялата година, макар Земята да се върти около оста си и да обикаля около Слънцето. Това показвало, че излъчването трябва да идва извън Слънчевата система, даже извън Галактиката, защото в против случай би се изменяло, когато при движението на Земята приемникът е насочен в различни посоки. Фактически ние знаем, че излъчването трябва да е минало през по-голямата част от наблюдаемата Вселена, а след като изглежда едно и също в различните посоки, Вселената би трябвало също да е една и съща във всички посоки, ако я разглеждаме в големи мащаби. Вече знаем, че в която и посока да гледаме, този шум никога не се изменя с повече от 1/10 000. Така Пензиас и Уилсън неволно попаднали на забележително точно потвърждение на Фридмановото предположение.

Почти по същото време двама американски физици от съседния университет в Принстън — Боб Дике и Джим Пийбълс — също се интересували от микровълните. Те работели по едно предположение на Джордж Гамов (бивш студент на Александър Фридман), според което ранната Вселена трябва да е била много гореща и плътна, нажежена до бяло. Според Дике и Пийбълс ние и сега би трябвало да виждаме светенето на ранната Вселена, защото светлината от твърде отдалечените й участъци едва сега стига до нас. Но разширението на Вселената означава тази светлина да е с такова голямо червено отместване, че сега да я възприемаме като микровълново излъчване. Дике и Пийбълс се готвели да потърсят такова излъчване, когато Пензиас и Уилсън чули за тяхната работа и разбрали, че вече са го открили. За откритието си Пензиас и Уилсън получиха Нобелова награда за 1978 г. (което беше малко тежичък удар за Дике и Пийбълс, да не говорим за Гамов!).

На пръв поглед доказателството, че Вселената изглежда еднаква накъдето и да погледнем, като че предполага мястото ни в нея да е малко по-специално. По-конкретно, ако наблюдаваме всички останали галактики да се разбягват от нас, би трябвало ние да сме в центъра на Вселената. Има обаче и друго обяснение: Вселената също изглежда една и съща във всички посоки и ако се гледа от друга галактика. Това, както видяхме, е второто предположение на Фридман. Доказателство в полза или против това предположение все още няма. Ние вярваме в него само от съображения за скромност: би било изключително странно Вселената да изглежда една и съща във всички посоки около нас, а да не е така и за други места от нея! В модела на Фридман всички галактики се отдалечават една от друга. Ситуацията напомня балон с множество нарисувани върху него петънца, който постоянно се надува. При разширението на балона разстоянието между всеки две петънца се увеличава, но не можем да кажем, че някое от петънцата е център на разширението. Нещо повече, колкото по-отдалечени са петънцата помежду си, толкова по-бързо ще се раздалечават. По същия начин в модела на Фридман скоростта, с която две галактики се раздалечават, е пропорционална на разстоянието между тях. Ето защо той предсказва червеното отместване на една галактика да е пропорционално на разстоянието й от нас — точно това, което установи Хъбъл. Независимо от успеха на модела си и от предсказването на наблюденията на Хъбъл трудът на Фридман остана в голяма степен неизвестен на Запад до откриването на подобни модели от американския физик Хауърд Робъртсън и английския математик Артър Уокър през 1935 г. в отговор на откритото от Хъбъл еднородно разширение на Вселената.

Макар че Фридман установи само един модел, съществуват три различни модела, които удовлетворяват двете фундаментални предположения на Фридман. В първия модел (установен от Фридман) Вселената се разширява достатъчно бавно, което позволява на гравитационното привличане между различните галактики да забави разширението и накрая да го спре. След това галактиките започват да се приближават една към друга и Вселената се свива. На фиг. 3.2 е показано как разстоянието между две съседни галактики се променя с времето. Започва от нула, увеличава се до един максимум и отново намалява до нула. При втория вид решение разширяването на Вселената е толкова бързо, че гравитационното привличане никога не може да го спре, макар че малко го забавя. На фиг. 3.3 е показано разстоянието между съседни галактики по този модел. То започва от нула и накрая галактиките се раздалечават с постоянна скорост. Има и трети вид решение, при което Вселената се разширява точно с такава скорост, която позволява да се избегне повторно свиване. При това раздалечаването, показано на фиг. 3.4, започва от нула и непрестанно расте. Скоростта на раздалечаване на галактиките обаче става все по-малка и по-малка, макар че никога не достига нула.

Едно забележително свойство на първия Фридманов модел е това, че Вселената не е безкрайна в пространството, но самото пространство няма граници. Гравитацията е толкова силна, че пространството е огънато около себе си и става нещо като земната повърхност. Ако тръгнем в дадена посока по земната повърхност, никога не достигаме някаква непреодолима бариера, нито падаме от ръба, а пак се връщаме там, откъдето сме тръгнали. В първия Фридманов модел пространството е точно такова, но за разлика от земната повърхност е тримерно. Четвъртото измерение, времето, е също крайно, но е като права с две гранични точки — начало и край. По-късно ще видим, че когато обединим общата теория на относителността с принципа за неопределеността от квантовата механика, това ще ни позволи пространството и времето да са крайни, но без граници.

Идеята, че можем да обиколим Вселената и да достигнем там, откъдето сме тръгнали, е добра тема за научна фантастика, но няма кой знае каква практическа стойност, защото можем да докажем, че преди да сме я обиколили, Вселената ще се е свила отново до нулев размер. За да стигнем там, откъдето сме тръгнали, преди Вселената да е загинала, ще трябва да се движим по-бързо от светлината, а това не е позволено!

В първия, Фридманов модел, при който Вселената се разширява и отново се свива, пространството е огънато около себе си подобно на земната повърхност. Поради това то е с крайни размери. При втория модел, който вечно се разширява, пространството е огънато по друг начин — като повърхност на седло. Така в този случай пространството е безкрайно. И накрая в третия Фридманов модел, с точно критична скорост на разширяване, пространството е плоско (и следователно също безкрайно).

Но кой Фридманов модел описва нашата Вселена? Ще спре ли някога Вселената да се разширява и ще започне ли да се свива, или ще продължи вечно да се разширява? За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем сегашната скорост на разширение на Вселената и сегашната й средна плътност. Ако плътността е по-малка от определена критична стойност, зависеща от скоростта на разширение, гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре разширението. Ако плътността е над критичната стойност, гравитацията ще спре разширението в някой бъдещ момент и ще накара Вселената да се свие отново.

Сегашната скорост на разширение можем да определим, като измерим скоростите, с които другите галактики се разбягват от нас, използвайки Доплеровия ефект. Това може много точно да се направи. Разстоянията до галактиките обаче не са много добре известни, защото можем да ги измерим само косвено. Всичко, което знаем, е, че за всеки милиард години Вселената се разширява от 5 до 10%. Неувереността ни по отношение сегашната средна плътност на Вселената е още по-голяма. Ако сумираме масите на всички звезди, които можем да видим в нашата Галактика и в другите галактики, сумата е по-малка от една стотна от величината, необходима да спре разширението на Вселената даже за най-ниската оценка на скоростта на разширение. В нашата, а и в другите галактики обаче се съдържа голямо количество „тъмна материя“, която непосредствено не можем да видим, но знаем, че трябва да съществува, от влиянието на нейното гравитационно привличане върху орбитите на звездите в галактиките. Освен това повечето галактики са в купове и по същия начин можем да заключим за наличието на още тъмна материя в пространството между галактиките в тези купове чрез нейното влияние върху движението на галактиките. Когато съберем цялата тази тъмна материя, все още стигаме едва до една десета от количеството, изискващо спиране на разширението. Не можем да изключим обаче вероятността да съществува някаква друга форма на материята, разпределена приблизително равномерно във Вселената, която още не сме открили и която да увеличи средната плътност на Вселената до критичната стойност, нужна да спре разширението. Следователно сегашните данни предполагат, че Вселената вероятно ще се разширява вечно, но единственото, в което можем да сме сигурни, е, че дори и да предстои повторно свиване на Вселената, това няма да стане по-рано от 10 млрд. години, след като тя вече се е разширявала поне толкова време. Не бива обаче излишно да се тревожим: по това време, ако пространството извън Слънчевата система не е колонизирано, човечеството отдавна ще е измряло, загинало заедно с нашето Слънце!

Всички Фридманови решения имат свойството, че в някакъв момент от миналото (преди 10–20 млрд. години) разстоянието между съседните галактики трябва да е било нула. В този момент, който ние наричаме Големия взрив, плътността на Вселената и кривината на пространство-времето би трябвало да са безкрайни. Понеже математиката не може да борави с безкрайни числа, това значи, че общата теория на относителността (на която се базират решенията на Фридман) предвижда съществуването на една точка във Вселената, където самата теория не важи. Тази точка е пример за това, което математиците наричат сингулярност. В действителност всички наши теории са формулирани при предположението, че пространство-времето е гладко и почти плоско, така че те не важат при сингулярността на Големия взрив, където кривината на пространство-времето е безкрайна. Това значи, че дори да е имало някакви събития преди Големия взрив, не можем да ги използваме, за да определим какво ще стане по-нататък, защото предсказуемостта ще изчезне в момента на Големия взрив. Съответно, ако както в този случай знаем само какво е станало след момента на Големия взрив, не можем да определим какво се е случило преди него. Колкото до самите нас, събитията преди Големия взрив не могат да имат последици, така че не биха представлявали част от научен модел за Вселената. Поради това можем да кажем, че времето започва от Големия взрив. На мнозина не им харесва идеята времето да има начало, вероятно защото напомня за божествена намеса. (От друга страна, Католическата църква възприе модела за Големия взрив и през 1951 г. официално обяви, че той е в съгласие с Библията.) Поради това бяха направени опити да се избегне изводът, че е имало Голям взрив. Най-широка подкрепа получи т.нар. теория за стационарната Вселена. Тя е предложена през 1948 г. от двамата бежанци от окупираната от нацистите Австрия — Херман Бонди и Томас Голд, заедно с англичанина Фред Хойл, работил с тях по развитието на радара по време на войната. Идеята й е, че с разбягването на галактиките една от друга в пространството между тях непрестанно се образуват нови галактики от материя, която непрекъснато се създава. Поради това Вселената трябва да изглежда приблизително една и съща по всяко време и от всички точки от пространството. Теорията за стационарната Вселена изисква видоизменяне на общата теория на относителността, за да позволи непрекъснато създаване на материя, но с много малка скорост (приблизително по една частица на кубичен километър за една година), така че да не противоречи на експеримента. Това е една добра научна теория в смисъла на описаното в глава 1: проста е и прави конкретни предсказания, които могат да се проверят чрез наблюдения. Едно от тези предсказания е, че броят на галактиките или на подобните на тях обекти в който и да е пространствен обем трябва да е един и същ накъдето и когато и да погледнем във Вселената. В края на петдесетте години и началото на шестдесетте група астрономи от Кеймбридж под ръководството на Мартин Райл (който също бе работил с Бонди, Голд и Хойл върху радара по време на войната) проведе изследване на източниците на радиовълни. Групата от Кеймбридж показа, че повечето от тези радиоизточници трябва да са извън нашата Галактика (наистина много от тях могат да се отъждествяват с други галактики), както и че слабите източници са много повече от мощните. Астрономите интерпретираха слабите източници като по-далечни, а мощните — като по-близки. Освен това се оказа, че за единица обем от пространството близките източници са по-малко от далечните. Това би могло да значи, че се намираме в центъра на голяма област от Вселената, където източниците са по-малко от другаде. Но би могло и да значи, че източниците са били по-малобройни в миналото, по времето, когато радиовълните са тръгнали към нас, отколкото сега. И двете обяснения противоречат на предсказанията на теорията за стационарната Вселена. Нещо повече, откриването на микровълновото излъчване от Пензиас и Уилсън през 1965 г. също показа, че Вселената трябва да е била много по-плътна в миналото. Ето защо теорията за стационарната Вселена трябваше да бъде изоставена.

Друг опит да се избегне изводът, че трябва да е имало Голям взрив, а оттам и начало във времето, бе предприет от двама руски учени — Евгени Лифшиц и Исак Халатников през 1963 г. Те предположиха, че Големият взрив може би е особеност само за моделите на Фридман, които в крайна сметка представляват само едно приближение към реалната Вселена. Може би сред всички модели, грубо приближени към действителната Вселена, само тези на Фридман могат да съдържат сингулярността на Големия взрив. В моделите на Фридман всички галактики се раздалечават една от друга, така че не е чудно по някое време в миналото всички те да са били на едно и също място. В действителната Вселена обаче галактиките не само се раздалечават директно една от друга, а те имат и малки странични скорости. Така че в действителност не се налага изобщо в миналото да са заемали точно едно и също място, а да са били много близо една до друга. Може би в такъв случай сегашната разширяваща се Вселена е резултат не от сингулярността на Големия взрив, а от една по-ранна фаза на свиване; когато Вселената е колапсирала, не всички нейни частици са се сблъскали, а са минали една край друга и след това са се раздалечили помежду си, водейки до сегашното разширение на Вселената. Как да кажем тогава дали реалната Вселена е започнала от Големия взрив? Лифшиц и Халатников просто изследваха моделите на Вселената, които са приблизително като моделите на Фридман, но взеха предвид неправилните и случайни скорости на галактиките в реалната Вселена. Те показаха, че такива модели могат да започнат с Голям взрив, макар галактиките вече да не се раздалечават директно една от друга, но те твърдят, че това е възможно само в някои изключителни модели, в които галактиките се движат подредено. Според тях, след като, изглежда, съществуват безкрайно повече Фридманови модели без сингулярност в Големия взрив, отколкото със сингулярност, би трябвало да заключим, че в действителност не е имало Голям взрив. Впоследствие те осъзнаха, че съществува един много по-общ клас Фридманови модели, които имат сингулярност и в които галактиките не е задължително да се движат по някакъв особен начин. Поради това през 1970 г. те оттеглиха изискването си.

Трудът на Лифшиц и Халатников беше ценен, защото показа, че Вселената би могла да има сингулярност, Голям взрив, ако общата теория на относителността е коректна. Това обаче не реши ключовия въпрос: предсказва ли общата теория на относителността, че нашата Вселена би трябвало да има Голям взрив, начало във времето? Отговорът дойде от съвсем различен подход, въведен от английския математик и физик Роджър Пенроуз през 1965 г. Като използва поведението на светлинните конуси в общата теория на относителността, заедно с факта, че гравитацията е винаги привличаща, той показа, че когато една звезда колапсира под действие на собствената си гравитация, тя попада в област, чиято повърхнина в крайна сметка се свива до нулев размер. А понеже повърхнината на областта се свива до нула, това трябва да се отнася и за обема й. Цялата материя на звездата ще бъде пресована в област с нулев обем, така че плътността на материята и кривината на пространство-времето ще станат безкрайни. С други думи, ще се получи сингулярност, съдържаща се в една област от пространство-времето, известна като черна дупка.

На пръв поглед резултатът на Пенроуз е приложим само за звезди; той не казва нищо по въпроса, дали цялата Вселена е имала сингулярност в Големия взрив от своето минало.

По времето, когато Пенроуз изведе своята теорема, аз бях аспирант, който безнадеждно търси проблем за дисертацията си. Две години по-рано ми бяха поставили диагноза на болен от болестта на Лу Гериг — заболяване на двигателния нерв, и ми беше дадено да разбера, че ми остават още една-две години. При тези обстоятелства едва ли беше особено смислено да работя по дисертацията си — не очаквах да оцелея толкова дълго. И въпреки това вече бяха минали две години, а аз не бях много по-зле. Всъщност нещата се развиха твърде добре за мен и се бях сгодил за едно много симпатично момиче, Джейн Уайлд. Но за да се оженя, се нуждаех от работа, а за да получа работа, се нуждаех от дисертация.

През 1965 г. прочетох за теоремата на Пенроуз, че всяко тяло, което претърпява гравитационен колапс, трябва накрая да образува сингулярност. Скоро ми стана ясно, че ако обърнем посоката на времето в теоремата на Пенроуз, така че колапсът да стане разширение, условията на тази теорема ще останат в сила, в случай че Вселената сега грубо наподобява Фридманов модел в едри мащаби. Теоремата на Пенроуз показа, че всяка колапсираща звезда трябва да завърши в сингулярност; аргументът с обърнатото време показа, че всяка фридманоподобна разширяваща се Вселена трябва да е започнала от сингулярност. По технически причини теоремата на Пенроуз изискваше Вселената да е безкрайна в пространството. Така че фактически аз можех да използвам теоремата, за да докажа, че би трябвало да има сингулярност само ако Вселената се разширява достатъчно бързо, за да избегне отново колапс (защото само тези Фридманови модели бяха безкрайни в пространството).

През следващите няколко години развих нова математическа техника, за да избегна това и други технически условия в теоремите, доказващи, че трябва да настъпят сингулярности. Окончателният резултат беше един труд, съвместен с Пенроуз през 1970 г., който накрая доказа, че трябва да е имало сингулярност в Големия взрив, но при условие че общата теория на относителността е коректна и Вселената съдържа толкова материя, колкото наблюдаваме. Нашият труд срещна доста опоненти, отчасти сред руснаците поради тяхното марксистко схващане за научния детерминизъм, отчасти сред хора, според които цялата идея за сингулярностите е отблъскваща и опорочава красотата на Айнщайновата теория. И все пак никой не може да спори с една математическа теорема. Накрая нашият труд бе всеобщо приет и днес почти всички приемат, че Вселената е започнала със сингулярност в Големия взрив. Може би е комично, че след като промених мнението си, сега се опитвам да убедя другите физици, че фактически не е имало сингулярност в началото на Вселената, но, както ще видим по-късно, тя може да изчезне, ако вземем предвид квантовите ефекти.

В тази глава видяхме как за по-малко от половин век представата ни за Вселената, формирана в продължение на хилядолетия, се е променяла. Изходна точка за това бяха откритието на Хъбъл, че Вселената се разширява, и осъзнаването на незначителността на нашата собствена планета в безкрая на Вселената. С натрупването на експериментални и теоретични доказателства ставаше все по-ясно, че Вселената трябва да е имала начало във времето, докато най-сетне през 1970 г. двамата с Пенроуз го доказахме на базата на общата теория на относителността на Айнщайн. Това доказателство показа, че общата теория на относителността е просто една непълна теория: тя не може да ни каже какво е началото на Вселената, защото предвижда, че всички физични теории, включително и самата тя, са неприложими за началото на Вселената. Но общата теория на относителността твърди да е само една частна теория, така че това, което теоремите за сингулярност наистина показват, е, че в твърде ранната Вселена е имало период, когато Вселената е била толкова малка, че повече не бихме могли да пренебрегнем дребномащабните ефекти от друга важна частна теория на двадесетото столетие — квантовата механика. В началото на осемдесетте години бяхме принудени да се насочим към разбирането на Вселената, преминавайки от теорията за изключително голямото към теорията за нищожно малкото. Тази теория, квантовата механика, ще опишем по-нататък, преди да се обърнем към усилията за обединяване на двете частни теории в една-единствена квантова теория за гравитацията.