Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно назы­вают первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические по­строения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да пото­му, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удаленного объекта, све­ту требуется некоторое время. Например, галактику, на­ходящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов свето­вых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда свето­вых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы ви­дим все более тусклые галактики, и наконец они ста­новятся вовсе не видны — за определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалак­тики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики — мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.

Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой. Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной систе­мы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту тему в последние годы много рассуждали, в основном при­менительно к черным дырам, но ответа пока нет. В со­ответствии с наиболее приемлемой моделью, квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся по­близости от черной дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты та­кими, какими они были давным-давно, когда Вселен­ной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся ра­диогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик? Получает­ся как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажут­ся вполне разумными, большинство астрономов с ни­ми не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти ту­манности затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов пред­почитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предпо­ложение, — зарегистрировано несколько галактик, на­ходящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фото­пластинке понадобилась экспозиция 40 ч.

Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее возможную дальнейшую судьбу.

Дальнейшая судьба Вселенной.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несо­мненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от сред­ней плотности вещества, будет либо расширяться веч­но, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые ка­жутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.

Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предла­гаемых теорией Фридмана. Чтобы их легче было по­нять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной скоро­сти, а также от силы тяжести. Если бросить его с до­статочно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания.

Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, ко­торая притягивала к себе шарик, но есть гравитацион­ное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удален­ные по расстоянию, а значит, и по времени, замедля­ются больше всего.

Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого за­медления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимно­го гравитационного при­тяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напря­женности гравитационного поля, которая, в свою оче­редь, зависит от средней плотности вещества во Все­ленной (количества вещества в единице объема). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: доста­точно ли велика средняя плотность вещества во Все­ленной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может по­казаться, что решить вопрос о замкнутости или от­крытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нуж­но лишь измерить среднюю плотность и сравнить ее с критической. К сожалению, здесь возникают труд­ности, и весьма серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Известно, однако, что есть довольно много «неви­димой материи» — небольших слабых звезд, пыли, об­ломков камней, черных дыр и излучения. Обеспе­чивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гун­ном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса.

Дополнительная масса, требующаяся для того, что­бы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются серьезные свидетельства того, что она суще­ствует, но в странном, непривычном виде. Давно изве­стно, что в галактиках есть много невидимого вещест­ва, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их скоплениям.