В одних вариантах теорий остальные вселенные существуют параллельно во времени с нашей, в других – нет. В одной из популярных версий новые вселенные ответвляются от существующих, рождая себе подобные. Интересно, что идея о многих вселенных не ограничивается космологией, а находит отражение и в квантовой механике. Недавно большое внимание привлекла квантовомеханическая модель, предложенная ещё в 1957 году Хью Эвереттом, работавшим тогда в Принстонском университете. Эверетт выдвинул её, пытаясь обойти некоторые трудности, связанные с причинностью. В этой модели новые вселенные отпочковываются от существующей каждый раз, когда на атомном уровне происходит случайное событие, так что в итоге появляется бесконечное множество вселенных.

Возникает логичный вопрос: а есть ли какая-либо связь между квантомеханическими и космологическими моделями? Они действительно похожи, что само по себе важно, так как указывает на возможную взаимосвязь микро- и макромира. Однако между ними существуют фундаментальные различия, и чтобы идея оказалась жизнеспособной, прежде всего нужно преодолеть их.

Следует подчеркнуть, что хотя идея о других вселенных привлекла внимание многих учёных, она ни в коей мере не является догмой; это всего лишь интересное предположение. Может ли случиться, что оно когда-нибудь получит широкое распространение? На этот вопрос ответить, конечно, нельзя. В науке иногда бывают очень странные повороты, когда идеи, казавшиеся дикими одному поколению, становятся общепринятыми в следующем. Ряд учёных считает, что нам никуда не деться от концепции многих вселенных и в конце концов её придётся принять. Но это, конечно, решать будущим поколениям.

Мы видели, что у теории единственной Вселенной есть соперница – теория многих вселенных. Мы также видели, что, вообще говоря, космологии ещё далеко до точной науки; многие аспекты наиболее распространённой теории – Большого взрыва – по-прежнему вызывает споры, и не на все вопросы она может дать ответ. Но серьёзно ей пока ничто не угрожает. Большие надежды подаёт инфляционная теория, которая, похоже, поможет в перспективе ответить на часть остающихся открытыми вопросов и преодолеть ряд трудностей.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной – несомненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана – просто одна из её 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 начнёт 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, начнём 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 начнёт падать вниз. Высота его подъёма 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; о ней уже шла речь раньше.

Примерно так же обстоит дело и со Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошёл 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 удалённые 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 напряжённости гравитационного поля, которая, в свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной (количества вещества в единице объёма). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во Вселенной, чтобы остановить её расширение? Пока дать определённый ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько её плотность отличается от критической, равной примерно 0,5·10– 30 г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмётся 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 её с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма серьёзные. 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.