Хотя теория Эйнштейна успешно объясняла такие астрономические явления, как искривление звездного света вокруг Солнца и легкое смещение орбиты Меркурия, все же космологические прогнозы были не совсем ясны. Положение вещей в значительной степени прояснил русский физик Александр Фридман, открывший самые общие и реалистичные решения уравнений Эйнштейна. И в наши дни эти решения изучаются в курсе общей теории относительности. (Он открыл их в 1922 году, умер через три года, и о его работе вспомнили лишь спустя много лет.)

Теория Эйнштейна в общем случае описывается рядом чрезвычайно сложных уравнений, для решения которых зачастую необходим компьютер. Однако Фридман предположил, что Вселенная динамична, а затем привел два упрощающих допущения (называемые «космологическим принципом»): Вселенная изотропна (она выглядит одинаково вне зависимости от того, в каком направлении мы смотрим из данной точки) и гомогенна (она однородна, в какой бы точке Вселенной мы ни находились).

Если применить эти упрощающие допущения, видно, что уравнения обретают решения. (По сути, и решение Эйнштейна, и решение де Ситтера представляли собой лишь частные случаи более общего решения Фридмана.) Примечательно, что его решения зависели лишь от трех параметров:

1. Н, определяющая скорость расширения Вселенной (сегодня ее называют постоянной Хаббла в честь астронома, который действительно измерил расширение Вселенной).

2. (омега), которая определяет среднюю плотность материи во Вселенной.

3. (лямбда), энергия пустого космоса, или темная энергия.

Многие космологи всю свою профессиональную жизнь провели в попытках определить точное значение этих трех величин. Неуловимое взаимодействие между этими тремя постоянными определяет будущее развитие нашей Вселенной. Например, поскольку гравитация выражается силами притяжения, то плотность Вселенной О) действует в качестве некоего тормоза, замедляющего расширение Вселенной. Представьте, что вы подбросили камень. В обычных условиях гравитация достаточно велика, чтобы изменить движение камня, который падает обратно на Землю. Однако если подбросить камень с достаточной силой, то он преодолеет действие гравитации и навсегда вырвется в открытый космос. Подобно камню, Вселенная первоначально расширилась в результате Большого Взрыва, но материя, V), действует на расширение Вселенной как тормоз, точно также, как земная гравитация воздействует в качестве тормоза на подброшенный камень.

Теперь допустим, что X, энергия пустого космоса, равна нулю. Пусть — плотность Вселенной, разделенная на критическую плотность. (Критическая плотность Вселенной равна приблизительно, 10 атомам водорода на кубический метр. Она в среднем соответствует одному атому водорода в объеме трех баскетбольных мячей — настолько пустынна Вселенная.)

Ученые считают, что если величина СО меньше единицы, то во Вселенной недостаточно материи, чтобы обратить вспять первоначальное расширение, вызванное Большим Взрывом. (Подобно примеру с подброшенным камнем: если масса Земли недостаточно велика, то камень преодолеет земную гравитацию и улетит прочь.) В результате Вселенная будетрасширяться вечно, погружаясь вледеня-щий холод — температуры ее приблизятся к абсолютному нулю. (Это принцип работы холодильника или кондиционера. Расширяясь, газ охлаждается. Например, газ, циркулирующий в трубке вашего кондиционера, расширяется, охлаждая трубку и вашу комнату.)

Если величина СО больше 1, то во Вселенной достаточно материи и гравитации, чтобы в конце концов изменить направление космического расширения. В результате расширение Вселенной прекратится, а затем она начнет сжиматься. (Так же как в случае с подброшенным камнем: если масса Земли достаточно велика, то камень в конце концов достигнет наивысшей точки, а затем снова упадет на Землю.) Когда звезды и галактики устремятся навстречу друг другу, температуры начнут расти. (Каждый, кто хоть раз накачивал велосипедную шину, знает, что при сжатии газ нагревается.

Существует три варианта возможного развития Вселенной. Если СО меньше 1 (а У. равна 0), то Вселенная будет продолжать расширяться вечно вплоть до Большого Охлаждения. Если СО больше 1, то Вселенная придет к Большому Сжатию. Если СО равна 1, то Вселенная — плоская и будет продолжать расширяться вечно. (Данные со спутника WMAP показывают, что О) и %. в сумме дают единицу, а это означает, что Вселенная плоская.

Механическая работа накачивания воздуха преобразует энергию гравитации в тепловую энергию.) В конце концов температуры станут настолько высокими, что всякая жизнь исчезнет, а во Вселенной начнется процесс «Большого Сжатия». (Астроном Кен Кросвелл называет этот процесс «от создания к сжиганию».)

Третий вариант заключается в том, что О) равняется 1. Иными словами, плотность Вселенной равна критической плотности. В таком случае Вселенная балансирует на грани между двумя крайностями, но при этом она будет продолжать расширяться вечно. (Как мы увидим, этот сценарий развития вписывается в инфляционную картину.)

Если меньше 1 (а %. равна 0), то Вселенная открыта, а ее кривизна отрицательна, как кривизна седла. Параллельные линии никогда не сходятся, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.

И наконец, существует возможность, что Вселенная после Большого Сжатия снова возникнет при очередном Большом Взрыве. Эту теорию называют теорией пульсирующей Вселенной.

Фридман доказал, что каждый из описанных сценариев развития определяет кривизну пространства-времени. В случае, если О) меньше 1 и Вселенная расширяется вечно, то, по Фридману, бесконечно не только время, но и пространство. Такую Вселенную называют «открытой», то есть бесконечной во времени и в пространстве. Когда Фридман подсчитал кривизну такой Вселенной, он обнаружил, что она отрицательна. (Это похоже на поверхность седла или изогнутой трубы. Если бы жучок жил на этой поверхности, он бы обнаружил, что параллельные линии никогда не пересекаются, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.)