Коротка історія часу

Розділ 3 РОЗШИРНИЙ ВСЕСВІТ

Якщо в ясну, безмісячну ніч поглянути на небо, то найяскравішими об’єктами, певно, будуть планети Венера, Юпітер, Марс та Сатурн. Також буде видно велику кількість зір, подібних до нашого Сонця, але набагато віддаленіших. Насправді деякі з цих зафіксованих зір, як виявляється, через рух Землі навколо Сонця трохи змінюють своє положення відносно одна одної, тож фактично вони зовсім не зафіксовані! Це тому, що вони відносно близько до нас. Земля обертається навколо Сонця, і ми бачимо їх з різних положень на тлі віддаленіших зір. Тому ми в змозі безпосередньо виміряти відстані до цих зір; і що вони ближчі, то більше видається, що вони рухаються. Найближча від Землі зоря, Проксима Кентавра, розташована на відстані близько чотирьох світлових років (її світлу знадобиться приблизно 4 роки, щоб досягти Землі), або близько 23 мільйонів мільйонів миль. Більшість інших зір, яких видно простим оком, перебувають у межах кількох сотень світлових років від нас. Наше Сонце, наприклад, на відстані лише 8 світлових хвилин! Видимі зірки розкидані по всьому нічному небу, але особливо зосереджені в одній смузі, яку ми називаємо Чумацьким Шляхом. Далекого 1750 року деякі астрономи припускали, що виникнення Чумацького Шляху можна пояснити тим, що більшість видимих зір утворює одну дископодібну конфігурацію, приклад того, що ми тепер називаємо спіральною галактикою. Лише через декілька десятиліть астроном сер Вільям Гершел підтвердив цю ідею, прискіпливо каталогізуючи положення та відстані до величезної кількості зір. Проте повне визнання ідея здобула тільки на початку XX століття.

Наша сучасна картина Всесвіту бере початок лише від 1924 року, коли американський астроном Едвін Габл продемонстрував, що наша Галактика не єдина. В дійсності існує велика кількість інших, розділених величезними ділянками порожнього простору. Щоб довести це, йому потрібно було визначити відстані до цих інших галактик, розташованих так далеко від нас, що справді видаються зафіксованими, на відміну від близьких зір. Тож Габл мусив використовувати непрямі методи для вимірювання відстаней. Позірна яскравість зорі залежить від двох факторів: скільки світла вона випромінює (світність) і як далеко вона від нас. Що стосується близьких зір, ми можемо виміряти їхню позірну яскравість і відстань до них, і так розрахувати їхню світність. І навпаки, якщо нам відома світність зір в іншій галактиці, ми можемо визначити відстань до неї, вимірюючи їхню позірну яскравість. Габл помітив, що певні типи зір, достатньо близьких, щоб провести вимірювання, завжди мають однакову світність; тому, аргументував він, якби ми знайшли подібні зорі в іншій галактиці, то могли б припустити, що вони мають таку ж саму світність, і так розрахувати відстань до цієї галактики. Якщо б ми могли це проробити для численних зір тої самої галактики, і наші розрахунки завжди давали б ту саму відстань, то могли б бути достатньо впевнені у своїй оцінці.

Так Габл розрахував відстані до дев’яти різних галактик. Тепер ми знаємо, що наша Галактика лише одна з сотень мільйонів, які можна побачити в сучасні телескопи, а кожна галактика, своєю чергою, містить декілька сотень мільярдів зір. Рис. 3.1 зображує одну зі спіральних галактик. І наша, як ми вважаємо, має подібний вигляд для когось з іншої галактики. Ми живемо в Галактиці, яка обертається, і становить приблизно сто тисяч світлових років у поперечнику; зорі в її спіральних рукавах обертаються навколо центра приблизно раз за декілька сотень мільйонів років. Наше Сонце — просто звичайна, середньорозмірна жовта зоря, розташована біля внутрішнього краю одного зі спіральних рукавів. Ми-таки далеко відійшли від часів Аристотеля та Птолемея, коли вважали, що Земля — центр Всесвіту!

Рис. 3.1.

Зорі так далеко, що здаються нам лише цятками світла. Ми не можемо розгледіти їхній розмір чи форму, тож як нам розрізнити на віддалі різні типи зір? Для величезної більшості зір є тільки одна примітна властивість, яку можна спостерігати — колір їхнього світла. Ньютон виявив, що коли сонцеве світло проходить крізь шматок скла трикутної форми, так звану призму, то воно розкладається на складові кольори (спектр), наче у веселці. Налаштувавши телескоп на певну зорю чи галактику, так само можна спостерігати спектр світла від зорі чи галактики. Різні зорі мають різні спектри, але відносна яскравість різних кольорів завжди така, яку слід очікувати від світла, що випромінює об’єкт, розпечений до червоного. (Насправді, світло, випромінюване будь-яким непрозорим об’єктом, що світиться червоногарячим, має характерний спектр — тепловий — який залежить тільки від його температури. Це означає, що ми в змозі визначити температуру зорі за спектром її світла). До того ж, виявляється, певних дуже специфічних кольорів узагалі нема в спектрі зір, і вони можуть різнитися від зорі до зорі. Позаяк нам відомо, що кожен хемічний елемент поглинає характерний набір дуже специфічних кольорів, то, порівнюючи їх з тими, яких не вистачає у спектрі зорі, можна достеменно визначити, які елементи наявні в зоревій атмосфері.

У 1920-х роках, коли астрономи почали досліджувати спектри зір в інших галактиках, то виявили дещо дуже своєрідне: ті ж самі характерні набори забраклих кольорів, як і для зір нашої Галактики, але всі вони однаковою мірою були зміщені до червоного краю спектру. Щоб зрозуміти, що це означає, спершу слід розібратися з ефектом Доплера. Як ми бачили, видиме світло складається з коливань, або хвиль, у електромагнетному полі. Довжина хвилі світла (або відстань між сусідніми гребенями хвилі) надзвичайно мала — від 4 до 7 десятимільйонних часток метра[11]. Хвилі світла різної довжини людське око сприймає як різні кольори: найдовші хвилі належать до червоного краю спектру, а найкоротші — до синього. Тепер уявімо джерело світла, що перебуває на незмінній відстані від нас, таке як зоря, що випромінює хвилі світла сталої довжини. Очевидно, що довжина хвиль, які ми приймаємо, буде така ж, як у випромінених (гравітаційне поле галактики не буде достатньо сильне, щоб мати значний вплив). Припустімо тепер, що джерело починає рухатися в наш бік, і коли випускає наступний гребінь хвилі, то він буде до нас ближчий, а відстань між гребенями хвилі буде менша, ніж коли зірка була нерухома. Це означає, що довжина хвилі, яку ми приймаємо, коротша, ніж коли зоря була нерухома. Відповідно, якщо джерело рухається від нас, довжини хвиль, які ми приймаємо, будуть більші. У разі світла, отже, це означає, що зорі, які віддаляються від нас, матимуть спектри, кольори яких зміщені до червоного краю спектру (червоний зсув), а ті, які наближаються до нас матимуть спектр із синім зсувом. Це співвідношення між довжиною хвилі та швидкістю, яке і називають ефектом Доплера, можна спостерігати у повсякденному житті. Прислухайтесь до машини, яка проїжджає по дорозі: з її наближенням, мотор звучить на вищому тоні (що відповідає коротшій довжині хвилі та вищій частоті звукових хвиль), а коли авто минає нас і їде далі — мотор звучить нижче. Світлові та радіохвилі поводяться так само. Справді, поліція використовує ефект Доплера для вимірювання швидкості автівок, вимірюючи довжину радіохвиль, які від них відбиваються.

Довівши, що інші галактики існують, усі наступні роки Габл присвятив каталогізації відстаней до них і спостереженню їхніх спектрів. У ті часи більшість людей вважали, що довколишні галактики рухаються зовсім випадково, тому спектрів, зміщених до синього краю сподівалися виявити стільки ж, скільки і зміщених до червоного. Яким же було здивування, коли виявилось, що спектри більшості галактик зміщенні до червоного краю, тобто майже всі вони віддалялися від нас. Ще дивовижнішим було відкриття Габла, опубліковане 1929 року: навіть величина червоного зміщення не випадкова, а прямо пропорційна відстані до галактики. Або, іншими словами, що далі галактика від нас, то швидше вона віддаляється! І це означало, що Всесвіт не може бути статичний, як раніше вважали, а насправді розширюється і відстані між різними галактиками весь час зростають.

Відкриття того, що Всесвіт розширюється, було однією з великих інтелектуальних революцій XX століття. Оглядаючись назад, ми навіть дивуємося, чому ніхто не додумався до цього раніше. Ньютон та інші мали б зрозуміти, що статичний Всесвіт раніше чи пізніше почне стискатись під впливом гравітації. А тепер, навпаки, вважаємо, що Всесвіт розширюється. Якщо б розширення відбувалось достатньо повільно, сила тяжіння зрештою б його зупинила, і потім почалося б стиснення. Однак, якщо б Всесвіт розширювався зі швидкістю, більшою за певну критичну, сила тяжіння завжди була б замала, щоб це зупинити, і Всесвіт продовжував би розширюватися вічно. Це трохи схоже на запуск ракети вгору з поверхні Землі. Якщо швидкість досить низька, зрештою сила тяжіння зупинить ракету і вона почне падати вниз. Однак, якщо ракета запущена зі швидкістю, більшою за певну критичну (близько 7 миль за секунду), гравітація не буде достатньо сильна, щоб її повернути, і ракета продовжуватиме повік віддалятись від Землі. Розширення Всесвіту могли передбачити на основі Ньютонової теорії тяжіння у XIX, XVIII і навіть наприкінці XVII століть. Однак віра у статичний Всесвіт була така сильна, що вона збереглась до початку XX століття. Навіть Айнштайн, коли сформулював загальну теорію відносності у 1915 році, був такий впевнений у статичності Всесвіту, що змодифікував свою теорію, щоб це уможливити, ввівши так звану «космологічну константу» у свої рівняння. Айнштайн ввів нову «антигравітаційну» силу, що, на відміну від інших сил, не походила від якогось окремого джерела, а була вбудована в саму тканину простору-часу. Він заявив, що простір-час має питому тенденцію до розширення, що могло б точно урівноважити притягання всієї матерії речовини Всесвіту, так що наслідком буде статичний Всесвіт. Здається, лише одна людина готова була сприйняти загальну теорію відносності буквально: тоді як Айнштайн та інші фізики шукали способи обійти її передбачення про нестатичний Всесвіт, російський фізик і математик Александр Фрідман, навпаки, взявся його пояснити.

Фрідман зробив два дуже прості припущення про Всесвіт: що він виглядає однаково, хоч би в якому напрямку ми дивилися, і що це було б також справедливо, якщо б ми спостерігали з будь-якого іншого місця. Виходячи лише з цих двох ідей, Фрідман показав, що нам не слід сподіватися, що Всесвіт статичний. Справді, 1922 року, за декілька років до відкриття Габла, Фрідман передбачив саме те, що Габл відкрив!

Припущення, що Всесвіт виглядає однаково в будь-якому напрямку, явно не відповідає дійсності. Наприклад, як ми бачили, інші зорі нашої Галактики утворюють чітку смугу світла через нічне небо — Чумацький Шлях. Однак, якщо розглядати віддалені галактики, здається, що їх кількість більш-менш однакова. Отже, Всесвіт таки здається приблизно однаковим у кожному напрямку, за умови, якщо розглядати у великому, проти відстаней між галактиками, масштабі, та нехтувати відмінностями в малих масштабах. Тривалий час це була достатня підстава для припущення Фрідмана, як «грубого» наближення до реального Всесвіту. Але згодом, завдяки щасливій випадковості, виявилось, що припущення Фрідмана насправді напрочуд точне.

1965 року двоє американських фізиків з «Бел телефон лабреторіс» (Bell Telephone Laborotories) у штаті Нью-Джерсі, Арно Пенціяс та Роберт Вілсон тестували надчутливого мікрохвильового детектора. (Мікрохвилі точно такі ж, як світлові, але з довжиною хвилі близько 1 сантиметра.) Пенціяса та Вілсона занепокоїло, що їхній детектор сприймав більше шумів, ніж мало бути. Ці шуми, видавалося, не надходили з якогось певного напрямку. Спершу вони виявили пташиний послід у своєму детекторі, а потім перевірили на інші можливі несправності, згодом не підтверджені. Вони знали, що коли детектор не направлений прямо вгору, будь-який шум з атмосфери буде сильніший, адже промені світла, що поширюються близько до горизонту, проходять через значно більше газове середовище, ніж ті, що падають прямо згори. Додатковий же шум був однаковий, незалежно від того, куди направляли детектора, тож він мав надходити з-поза меж атмосфери. Він також не змінювався вдень чи вночі та впродовж року, хоч Земля оберталася навколо своєї осі та навколо Сонця. Це означало, що проміння мало надходити з-поза меж Сонцевої системи, і навіть з-за меж Галактики, бо інакше воно б змінювалось, враховуючи, що з рухом Землі детектор направлявся б у різних напрямках.

По суті, ми знаємо, що на шляху до нас, проміння має проходити через більшу частину спостережуваного Всесвіту, а що воно виявляється однакове в різних напрямках, то й сам Всесвіт має бути однаковий у всіх напрямках, принаймні у великому масштабі. Тепер нам відомо, що хоч би який напрямок ми розглядали, цей шум ніколи не змінюється більш ніж на крихітну частку: так Пенціяс та Вілсон мимоволі натрапили на разюче точне підтвердження першого припущення Фрідмана. А що Всесвіт не точнісінько такий самий у кожному напрямку, а лише в середньому у великих масштабах, то мікрохвилі також не можуть бути цілком однакові в усіх напрямках. Мають бути невеликі варіяції між різними напрямками. Їх уперше виявив 1992 року супутник КОБІ, десь на рівні приблизно однієї стотисячної. І хоча ці відмінності невеликі, вони дуже важливі, й це пояснено у восьмому розділі.

Приблизно в той же час, як Пенціяс і Вілсон досліджувати шуми в своєму детекторі, інші два американські фізики з сусіднього Принстонського університету, Боб Діке та Джим Піблс також проявляли інтерес до мікрохвиль. Вони перевіряли припущення колишнього учня Фрідмана Георгія Гамова про те, що ранній Всесвіт мав би бути дуже гарячий, густий та розпечений до білого. Діке та Піблс навели аргументи, що ми все ще спроможні бачити світіння раннього Всесвіту, бо світло від дуже віддалених його частин мало б нас досягати тільки тепер. Однак через розширення Всесвіту це світло має бути так сильно зміщене до червоного краю, що ми виявлятимемо його як мікрохвильове проміння. Діке та Піблс ще готувались до його пошуків, коли Пенціяс та Вілсон дізналися про їхню роботу і зрозуміли, що вже його знайшли. За це Пенціяс та Вілсон у 1978 році отримали Нобелівську премію, що, здається, не зовсім справедливо щодо Діке та Піблса, не кажучи вже про Гамова!

Отже, на перший погляд, усі свідчення того, що Всесвіт виглядає однаково, хоч би в якому напрямку ми дивилися, ніби вказують — є щось особливе в нашому положенні у Всесвіті. Зокрема, може здатись, що раз ми спостерігаємо, що всі інші галактики віддаляються від нас, то Земля має бути центром Всесвіту. Однак існує інше пояснення: Всесвіт може виглядати однаково в усіх напрямках і якщо спостерігати його з будь-якої іншої галактики. Це, як ми вже знаємо, було друге припущення Фрідмана. В нас немає наукових доказів ні за, ні проти цього припущення. Ми віримо в нього тільки через скромність, адже було б украй дивно, якби Всесвіт виглядав однаково в усіх напрямках навколо нас, але не навколо інших місць у Всесвіті! У моделі Фрідмана всі галактики природно віддаляються одна від одної. Це схоже на повітряну кулю, з намальованими на ній цятками, яку постійно надувають. У міру того, як куля розширюється, відстань між будь-якими цятками збільшується, але нема цятки, яку можна було б назвати центром розширення. Крім того, що далі цятки одна від одної, то швидше віддалятимуться одна від одної. Аналогічно в моделі Фрідмана: швидкість, з якою будь-які дві галактики віддаляються одна від одної, пропорційна до відстані між ними. Отже, він передбачив, що червоне зміщення галактики має бути прямо пропорційне до її відстані від нас — точнісінько так, як виявив Габл. Попри успіх його моделі та передбачення спостережень Габла, Фрідманова праця залишалася значною мірою невідомою на Заході, аж поки у відповідь на відкриття рівномірного розширення Всесвіту схожі моделі не відкрили 1935 року американський фізик Гавард Робертс і британський математик Артур Вокер.

Хоча Фрідман відкрив лише одну, та насправді існує три види моделей, що підлягають його двом фундаментальним припущенням. У першій моделі (яку Фрідман і запропонував) Всесвіт розширюється досить повільно, так що гравітаційне притягання між різними галактиками спричинює сповільнення і зрештою припинення розширення. Потім галактики почнуть рухатись назустріч одна одній і Всесвіт стискатиметься. На рис. 3.2 показано, як з часом змінюється відстань між сусідніми галактиками. Вона зростає від нуля до певного максимуму, а потім знову зменшується до нуля. У другому виді розв’язку Всесвіт розширюється так швидко, що гравітаційне притягання не може його зупинити, хіба трохи сповільнить. На рис. 3.3 зображено, як віддаляються галактики в цій моделі. Відстань починається з нуля і врешті галактики віддаляються одна від одної з постійною швидкістю. Існує, зрештою, і третій вид розв’язку, коли Всесвіт розширюється тільки ледь швидше, ніж треба, щоб уникнути повторного колапсу. В цьому разі віддалення, показане на рис. 3.4, також починається з нуля, а продовжується вічно. Однак швидкість, з якою галактики віддаляються одна від одної стає все меншою, хоча ніколи не сягає нуля.

Рис. 3.2.

Рис. 3.3.

Рис. 3.4.

Модель Фрідмана першого виду примітна тим, що в ній Всесвіт не безкрайній у просторі, хоча простір не має ніякої межі. Гравітація така сильна, що простір вигнутий довкола самого себе, що робить його певною мірою схожим на земну поверхню. Якщо хтось подорожує у певному напрямку по земній поверхні, то ніколи не наштовхнеться на непрохідну перепону і не вивалиться через край, а зрештою прийде туди, звідки вийшов. У першому виді моделі Фрідмана простір такий же, однак з трьома вимірами замість двох як у разі земної поверхні. Четвертий вимір, час, теж має обмежену протяжність, але він подібний до лінії з двома кінцями, або межами, початком і кінцем. Пізніше ми побачимо, що коли поєднати загальну теорію відносності з квантовомеханічним принципом невизначеності, то, можливо, що і простір, і час скінчені, при цьому не мають ні країв, ні меж.

Ідея, що можна було б обійти колом Всесвіт і опинитись у вихідній точці, має успіх у науковій фантастиці, але не має якогось практичного значення, бо, як можна показати, Всесвіт реколапсує до нульового розміру раніше, ніж хтось зможе обійти його довкола. Вам треба було б рухатися швидше за світло, щоб попасти туди, звідки ви вийшли, перш ніж Всесвіт припинить своє існування — а це неможливо!

У першому виді моделі Фрідмана, коли Всесвіт розширюється і реколапсує, простір вигинається всередину себе, подібно до земної поверхні. З цього випливає, що він скінчений за розміром. На відміну від другого виду моделі, де Всесвіт розширюється вічно, і простір вигинається в інший бік, подібно до поверхні сідла. В цьому разі простір нескінченний. Нарешті, у третьому виді моделі Фрідмана, з критичною швидкістю розширення, простір плоский, а отже теж нескінченний.

Але яка з моделей Фрідмана описує наш Всесвіт? Чи він врешті перестане розширюватись і почне стискатися, чи буде розширюватися вічно? Щоб відповісти на це питання, ми повинні знати нинішню швидкість розширення Всесвіту та середню густину. Якщо густина менша за певне критичне значення, визначене швидкістю розширення, то гравітаційне притягання буде занадто слабке, щоб зупинити розширення. Якщо ж густина більша за критичне значення, гравітація в якийсь момент у майбутньому зупинить розширення і спричинить реколапс Всесвіту.

Нинішню швидкість розширення ми можемо визначити, і до того ж дуже точно, вимірявши швидкості, з якими інші галактики віддаляються від нас, використовуючи ефект Доплера. Проте відстані до галактик нам не дуже відомі, бо їх ми можемо виміряти тільки опосередковано. Тож усе, що нам відомо — Всесвіт розширюється на 5–10% кожен мільярд років. Однак наша невпевненість щодо теперішньої густини Всесвіту ще більша. Якщо додати маси всіх зір, що ми бачимо в нашій та інших галактиках, навіть для найнижчої оцінки швидкості розширення сума буде менша, ніж одна сота густини, необхідної, щоб зупинити розширення. Однак і наша, й інші галактики мають містити велику кількість «темної матерії», яку неможливо безпосередньо побачити, але ми знаємо, що вона має там бути, спостерігаючи вплив її гравітаційного притягання на орбіти зір у галактиках. Крім того, більшість галактик розташовані у скупченнях, і аналогічно ми можемо зробити висновок про наявність ще більшої кількості міжгалактичної «темної матерії» у цих скупченнях за впливом на рух галактик. Коли додати масу всієї цієї темної матерії, навіть тоді ми отримаємо лише близько однієї десятої від кількості, необхідної, щоб зупинити розширення. Проте ми допускаємо, що там може бути якась інша форма матерії, розподілена майже рівномірно по всьому Всесвіту, якої ми ще не виявили і яка ще може підвищити середню густину Всесвіту до критичного значення, необхідного, щоб зупинити розширення. Отже, наявні докази свідчать, що Всесвіт, певно, буде розширюватись вічно, але в одному ми можемо бути цілком впевнені: навіть якщо Всесвіт зазнає реколапсу, цього не станеться щонайменше в найближчі десять мільярдів років, бо принаймні приблизно стільки часу він розширюється. Але це не повинно нас надто хвилювати: на той час, якщо ми не переселимося за межі Сонцевої системи, людства вже давно не буде — воно згасне разом з нашим Сонцем!

Всі Фрідманові розв’язки мають ту особливість, що в якийсь момент у минулому (від десяти до двадцяти мільярдів років тому) відстань між сусідніми галактиками мала дорівнювати нулеві. В той момент, який ми називаємо Великим вибухом, густина Всесвіту та кривина простору-часу мали б бути нескінченні. Позаяк математика фактично не може мати справу з нескінченними числами, це означає, що загальна теорія відносності, на якій базуються розв’язки Фрідмана, передбачає існування точки у Всесвіті, в якій сама теорія не виконується. Така точка — приклад того, що математики називають сингулярністю. По суті, всі наші наукові теорії сформульовані на припущенні, що простір-час гладкі та майже плоскі, а тому вони не виконуються в сингулярності Великого вибуху, в якій кривина простору-часу нескінченна. Це означає, що навіть якби до Великого вибуху і відбувались якісь події, ніхто їх не зможе використати, щоб визначити, що станеться згодом, бо передбачуваність втратиться в момент Великого вибуху.

Відповідно, якщо ми знаємо лише те, що відбулося після Великого вибуху, то що трапилось до нього, ми визначити не зможемо. Що стосується нас, події до Великого вибуху не можуть мати жодного наслідку, тому вони не повинні бути частиною наукової моделі Всесвіту. Тож нам слід вилучити їх з цієї моделі і сказати, що відлік часу починається в момент Великого вибуху.

Багатьом людям не подобається ідея, що час має початок, певно, через те що вона наводить на думку про божественне втручання. (Католицька церква, з іншого боку, вхопилася за модель Великого вибуху й 1951 року офіційно проголосила її відповідною до Біб­лії.) Тому були спроби уникнути висновку, що Великий вибух відбувся. Пропозицію, що дістала найбільшу підтримку, названо теорією стаціонарного стану. Її запропонували 1948 року два біженці з окупованої нацистами Австрії, Герман Бонді та Томас Ґольд, та англієць Фред Гойл, який під час вій­ни разом з ними працював над радарами. Ідея полягала в тому, що тоді як галактики віддалялись одна від одної, нові галактики постійно формувались у проміжках між ними з нової матерії, що постійно створювалась. Отже, Всесвіт виглядатиме приблизно однаково в усі часи і з усіх точок простору. Теорія стаціонарного стану потребувала модифікацій загальної теорії відносності, щоб уможливити постійне створення матерії, але необхідна швидкість була така низька (приблизно одна частинка на кубічний кілометр за рік), що вона не суперечила експериментові. Це була добра наукова теорія, в сенсі, описаному в розділі 1: проста та давала певні передбачення, які можна було перевірити через спостереження. Одним з цих передбачень було те, що кількість галактик або подібних об’єктів у будь-якому заданому об’ємі простору має бути однакова, хоч коли б і звідки у Всесвіті ми спостерігали. Наприкінці 1950-х — на початку 1960-х у Кембриджі група астрономів під керівництвом Мартина Райла (який також працював із Бонді, Ґольдом та Гойлом над радарами протягом війни) провела спостереження джерел радіохвиль з космосу. Ця кембридзька група показала, що більшість з цих радіоджерел має міститися за межами нашої Галактики (насправді багато з них можуть бути зідентифіковані як належні іншим галактикам), а також, що слабких джерел було набагато більше, ніж сильних. Вони пояснили це тим, що слабкі джерела віддаленіші, а сильні — ближчі до нас. Потім виявилося, що звичайних джерел в одиниці об’єму простору більше у віддалених областях, ніж у близьких. Це могло означати, що ми перебуваємо в центрі великої області Всесвіту, де джерел менше, ніж деінде. Або ж це може означати, що джерела були численніші у минулому, коли радіохвилі вирушили до нас, ніж тепер. Обидва пояснення суперечать передбаченням теорії стаціонарного стану. Крім того, відкриття мікрохвильового проміння Пенціясом та Вілсоном у 1965 році також показало, що Всесвіт мав бути набагато густіший у минулому. Тож від теорії стаціонарного стану довелося відмовитись.

Двоє російських науковців, Євґеній Ліфшиц та Ісаак Халатніков, у 1963-му зробили ще одну спробу уникнути висновку, що Великий вибух таки був, а разом з тим і початок часу. Вони припустили, що Великий вибух, певно, лише особливість моделей Фрідмана, які, зрештою, тільки наближення до реального Всесвіту. Можливо, з усіх моделей, які приблизно відповідали реальному Всесвітові, тільки у Фрідманових виникає сингулярність Великого вибуху. В його моделях галактики прямо віддаляються одна від одної, тож не дивно, що в певний момент часу всі вони були в тому ж самому місці. У реальному Всесвіті, однак, галактики не віддаляються одна від одної точно по прямій, а мають також невеликі бічні швидкості. Тому насправді вони зовсім не мають бути в тому ж самому місці, а лише дуже близько одна до одної. Можливо, що нинішній розширний Всесвіт виник не в сингулярній точці Великого вибуху, а в ранішу фазу стиснення. Коли Всесвіт колапсував, можливо, не всі частинки в ньому зіткнулися, а пролетіли і потім розійшлися в різні сторони, творячи нинішнє розширення Всесвіту, приблизно як у моделях Фрідмана, лише з урахуванням неоднорідностей і випадкових швидкостей галактик у реальному Всесвіті. Вони показали, що такі моделі можуть брати початок з Великого вибуху, навіть якщо вже галактики не завжди рухатимуться прямо одна від одної, але стверджували, що це можливо лише для певних виняткових моделей, де всі галактики рухалися точно належним чином. Вони доводили, що позаяк нескінченно більше, як видавалося, моделей Фрідманового типу без сингулярності Великого вибуху, ніж з нею, то слід зробити висновок, що в дійсності Великого вибуху не було. Пізніше вони, однак, усвідомили, що був набагато ширший клас моделей Фрідманового типу, які мали сингулярності, й у яких галактикам нема необхідності рухатись якось по-особливому. Тому 1970 року вони відмовились від свого твердження.

Праця Лівшица і Халатнікова цінна, бо показала, що Всесвіт міг мати сингулярність, Великий вибух, якщо загальна теорія відносності правильна. Однак вона не розв’язала головного питання: чи передбачає загальна теорія відносності те, що наш Всесвіт повинен був мати Великий вибух і початок часу? Відповідь на це питання 1965 року була отримана завдяки зовсім іншому підходові британського математика і фізика Роджера Пенроуза. Виходячи з поведінки світлових конусів у загальній теорії відносності й того, що гравітація завжди притягальна, він показав, що зоря, колапсуючи під дією свого власного тяжіння, обмежена областю, поверхня якої зрештою стискається до нульового розміру. А що поверхня області стискається до нуля, то те ж саме має відбутися і з об’ємом. Вся речовина зорі буде стиснута до області з нульовим об’ємом, так що густина речовини та кривина простору-часу стануть нескінченні. Іншими словами, виникає сингулярність у певній області простору-часу, відома як чорна діра.

На перший погляд, результат Пенроуза застосовний лише до зір, і не дає ніякої відповіді на питання, чи мав у своєму минулому цілий Всесвіт сингулярність Великого вибуху. Однак на той час, коли Пенроуз запропонував свою теорему, я був аспірантом і відчайдушно шукав якусь проблему, щоб завершити свою дисертацію. Двома роками раніше, лікарі мені поставили діягноз «бічний аміотрофічний склероз», широко відомий як «хвороба Лю Ґеріґа» чи «захворювання рухового нейрона», і дали зрозуміти, що жити мені лишилося рік-два. За цих обставин мені не здавалося, що робота над дисертацією мала великий сенс — я не сподівався прожити так довго. Та два роки проминули, а мій стан не так уже й погіршився. Насправді мої справи йшли доволі добре: я заручився з дуже гарною дівчиною, Джейн Вайлд. Але щоб одружитись, потрібна була робота, а щоб знайти роботу — ступінь доктора з філософії.

У 1965 році я прочитав про теорему Пенроуза, що будь-яке тіло, зазнаючи гравітаційного колапсу, має врешті сформувати сингулярність. Згодом я зрозумів, що якщо в його теоремі змінити напрямок часу на зворотний, так щоб колапс обернувся на розширення, то умови його теореми все ще будуть справедливі, якщо тепер у великих масштабах Всесвіт був би приблизно подібний до Фрідманової моделі. Згідно з теоремою Пенроуза, кінцевим станом будь-якої зорі, що колапсує, повинна бути сингулярність; зміна часу на зворотний вказує на те, що будь-який розширний Всесвіт Фрідманового типу має виникати з сингулярності. З технічних причин теорема Пенроуза потребувала, щоб Всесвіт був нескінченний у просторі. Тож, по суті, я міг використовувати її, щоб довести тільки, що сингулярність повин­на існувати, якщо розширення Всесвіту відбувається достатньо швидко, щоб уникнути колапсу знов (адже тільки такі моделі Фрідмана були нескінченні у просторі).

Протягом кількох подальших років я розробив нові математичні методи, щоб вилучити цю та інші технічні умови з теорем, які підтвердили, що сингулярності мають виникати. 1970 року кінцевим результатом стала спільна, моя з Пенроузом, стаття, в якій нарешті доведено, що сингулярність Великого вибуху повинна була існувати, при умові тільки, що загальна теорія відносності правильна і що Всесвіт містить стільки матерії, скільки ми спостерігаємо. Було багато заперечень щодо нашої роботи, почасти з боку росіян через їхню марксистську віру в науковий детермінізм, і частково з боку людей, які сприйняли її так, що загалом ідея сингулярності відворотна і псує красу Айнштайнової теорії. Але насправді ніхто не може сперечатися з математичною теоремою. Так врешті наша робота стала загальновизнаною, і тепер майже всі вважають, що Всесвіт виник з сингулярності Великого вибуху. Може, це дещо іронічно, бо мій погляд змінився і тепер я намагаюся переконати інших фізиків у тому, що насправді не було ніякої сингулярності на початку Всесвіту — як ми побачимо далі, вона може зникнути, після того як врахувати квантові ефекти.

В цьому розділі ми побачили, як усього лише за пів століття змінилося людське уявлення про Всесвіт, сформоване протягом тисячоліть. Габлове відкриття, що Всесвіт розширюється, і усвідомлення незначності нашої власної планети у безмежності простору, були лише початком. З новими експериментальними та теоретичними доказами ставало дедалі очевидніше, що Всесвіт повинен був мати початок у часі, поки 1970-го року Пенроуз і я остаточно цього не довели, базуючись на Айнштайновій загальній теорії відносності. Це доведення показало, що загальна теорія відносності не повна: вона не може сказати нам, як виник Всесвіт, адже передбачає, що всі фізичні теорії, зокрема й вона сама, не виконуються на початку Всесвіту. Однак загальна теорія відносності не претендує бути більш ніж частковою теорією, так що теореми про сингулярність насправді стверджують, що мав бути час у дуже ранньому Всесвіті, коли той був такий малий, що більше не можна було б нехтувати дрібномасштабними ефектами іншої великої теорії XX століття, квантової механіки. Тому на початку 70-х нам довелося в своїх пошуках розуміння Всесвіту перейти від нашої теорії надзвичайно великого до нашої теорії надзвичайно крихітного. Ця теорія, квантова механіка, буде описана далі, перш ніж ми повернемося до зусиль об’єднати дві часткові теорії в єдину квантову теорію гравітації.