Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что 
имеется небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 
км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик. 
Эпоха галактик 
   После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже 
содержалось вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение оставалось в основном равномерным. 
Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к 
появлению галактик? 
   Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, 
может быть, никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они 
были довольно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи 
излучения эти флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на отдельные части. Эти гигантские клубы вещества 
расширялись вместе с Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного притяжения частиц начало происходить их 
уплотнение. Большинство этих образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их вращения возрастала. 
   Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области 
размером со звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали 
загораться звезды и галактики приобрели свой нынешний вид. 
   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, потому и 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. 
   Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с отдельных галактик. Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не 
нужно рассчитывать средние массы звезд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется 
другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры 
которых подчиняются трем законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость 
планеты, если известна масса всего вещества, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в 
Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сторону — зная скорость планеты, можно определить полную массу объектов, находящихся внутри 
ее орбиты. Такой подход полностью применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии примерно 3/5 от центра Галактики. 
Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчет, конечно, не позволит 
вычислить полную массу Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии. 
   На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков 
водорода в соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке 
массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в 
форме гало. К удивлению ученых выяснилось, что масса таких гало превышает массу звезд. 
   Из чего же они состоят? Ясно, что не из звезд, иначе они были бы видны. Возможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, газ. Если гало 
есть у всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастет, а, следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого 
достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но история на этом не кончается. 
   Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления входят только две – три галактики, но обычно гораздо больше. В 
наше скопление, например, их входит около 30. Научившись определять массу отдельных галактик, астрономы обратились к их скоплениям. 
Просуммировав массы отдельных галактик, они обнаружили, что их недостаточно для того, чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как 
единое целое. Тем не менее, они явно не собирались распадаться — ничто не указывало на разлет отдельных галактик. Некоторым скоплениям не 
хватало сотен собственных масс, чтобы удержать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление дополнительной массы, 
заключенной в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе. 
   Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой, которую нелегко обнаружить. Это может быть, например, 
газообразный водород — либо нейтральный атомарный, либо ионизованный (т. е. получивший заряд в результате потери электронов). Однако при 
ближайшем рассмотрении оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответствующие 
наблюдения показали, что как между ближними, так и между дальними галактиками водорода совсем немного. 
   Одно время считалось, что подойдет ионизованный водород, поскольку фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с 
ним. Однако позже выяснилось, что это излучение, скорее всего, вызывается квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звезд, белых карликов и 
черных дыр, но и они, в конце концов, отпали. Черные дыры должны были бы быть сверхмассивными (иметь массу порядка галактической) или же 
встречаться очень часто, что маловероятно. Исследования показали, что хотя в центре многих, если не всех, галактик могут быть массивные 
черные дыры, нет свидетельств существования таких изолированных дыр в скоплениях, иначе была бы вероятность заметить их и в нашей 
Галактике. 
   В качестве возможных кандидатов рассматривались и фотоны, ведь энергия есть одна из форм существования материи. Однако и в этом 
случае расчеты показали, что их вклад явно недостаточен. 
   Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и потому она незамкнута. Тем не менее, некоторые ученые были 
убеждены, что, в конце концов, недостающая масса найдется. И вот наступила кульминация... В предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во 
Вселенной образовался через несколько минут после Большого взрыва. Хотя основная его часть быстро превратилась в гелий, некоторое 
количество все же осталось, и если его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы понять почему, посмотрим, что 
происходило в то время. Известно, что при соударении ядер дейтерия образуется гелий. Если плотность Вселенной была высока, то соударений 
было много и образовалось значительное количество гелия; если же плотность была низка, то осталось много дейтерия. Поскольку количество 
дейтерия во Вселенной со временем изменилось незначительно, измерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно 
же, были проделаны, и вот их результат — Вселенная не замкнута. В 70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные 
оценки были проделаны для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос, казалось, был решен окончательно — Вселенная открыта. 
   Однако через несколько лет ученые нашли изъян в этой аргументации. Из нее следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой 
частицами, называемыми барионами. К барионам относятся и протоны, и нейтроны, из которых состоит большинство известных нам объектов — 
звезды, космическая пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звезд черные дыры. Может возникнуть вопрос: а есть ли что-
нибудь кроме барионов? Да, это лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки, чтобы заметно увеличить массу, а вот 
экзотические частицы в последнее время привлекают к себе большое внимание. Первыми в поле зрения попали нейтрино, и в течение какого-то 
времени астрономы были убеждены, что эта частица поможет «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, 
примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось, что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они все-таки обладают, 
ведь любая форма энергии имеет массу, но ее явно не хватит, чтобы остановить расширение Вселенной. 
   Но вот в конце 70-х годов было высказано предположение, что нейтрино имеют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теории следовало, что 
в целом она может внести существенный вклад в массу Вселенной. Эксперимент по проверке этого предположения был выполнен группой ученых, в 
которую входили Ф. Рейнес, X. Собел и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что 
фактически существует три типа нейтрино — один, связанный с электроном, другой — с более тяжелой, хотя и подобной электрону частицей, 
называемый мюоном, а третий — с еще более тяжелой частицей, «тау», обнаруженной в 1977 году. Согласно теории, все три разновидности 
нейтрино могут превращаться друг в друга. Иными словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше нуля. Рейнес, Собел 
и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли к выводу, что им удалось зарегистрировать переход от одного типа нейтрино к другому. 
   Однако другие ученые, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с 
коллегами допустили ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских ученых удалось измерить массу нейтрино непосредственно. Но и 
здесь не все так просто. Многие пробовали проверить полученный в СССР результат, но пока безуспешно. Вопрос о массе покоя нейтрино до сих 
пор остается открытым. 
   Конечно, даже если у нейтрино не окажется массы покоя, есть другие экзотические частицы, и некоторые из них заслуживают пристального 
внимания. Так, предполагается, что гравитационное поле переносится гипотетическими частицами — гравитонами. Пока они не обнаружены, но 
некоторые ученые убеждены в их существовании. Из теории супергравитации следует, что гравитону должно сопутствовать гравитино; более того, из 
нее вытекает, что партнеры должны быть у всех частиц: у фотона — фотино, а у W — вино. Все такие частицы-партнеры имеют общее название 
«ино». Некоторые ученые полагают, что благодаря своей массе они могут внести существенный вклад в среднюю плотность вещества во Вселенной. 
Но даже если эти частицы не подойдут для уготованной им роли (или вообще не будут найдены), то есть еще один кандидат, который пока, правда, 
существует только на бумаге. Его называют аксионом, и он сильно отличается от «ино», в частности он гораздо легче. Пока все эти частицы — лишь 
плод воображения ученых, но все же они привлекают серьезное внимание. Другая частица, о которой в последнее время много разговоров, — 
магнитный монополь. Это очень массивная частица с одним магнитным полюсом. Каждый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это невозможно. 
Известно, что при разрезании полосового магнита на две части получаются два магнита, каждый из которых имеет северный и южный полюсы. 
Разрезая такой магнит, мы будем получать тот же результат, сколько бы раз мы это не повторяли. Получить, таким образом, изолированный 
северный или южный магнитный полюс нельзя. Но еще в 30-е годы Дирак предсказал, что такая частица должна существовать. Многие 
экспериментаторы бросились проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и постепенно интерес к ним угас. Но вот в 1974 году 
сотрудник Государственного университета Утрехта в Нидерландах Дж. Хофт и независимо от него советский ученый А. Поляков показали, что 
существование монополей следует из некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес к монополям, и многие возобновили их поиск. Среди них 
был сотрудник Станфордского университета Блас Кабрера, который, проведя детальные расчеты, пришел к выводу, что можно регистрировать 
примерно по одному монополю в год. Он построил установку и стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 года 
установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а так как 
второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось. Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали. 
   Заслуживает упоминания еще один, последний кандидат. Это особые другие черные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими 
кандидатами считаются все черные дыры, которые образовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но все-таки 
на их массу можно рассчитывать. Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он показал, что все черные дыры, масса которых в момент 
образования была меньше 10(15) г, к настоящему времени уже должны были испариться. Отсюда следует, что внимания заслуживают только те из 
них, масса которых составляет от 10(15) до 10(32) г. Поскольку примерно таков диапазон масс планет, их называют планетарными черными дырами. 
   Если учесть вклад всех перечисленных выше видов масс, то может показаться, что суммарной массы вполне достаточно для обеспечения 
замкнутости Вселенной. Однако сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчетов его группы следует, что средняя 
плотность вещества очень близка к пограничной — той, которая лежит на границе между замкнутой и открытой Вселенной. 
Другие методы решения замкнутости Вселенной 
   Видимо, наиболее надежным способом ответа на вопрос, замкнута или открыта Вселенная, является точное измерение ее средней плотности, и 
в последнее время именно он привлекает наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственный способ; можно, например, использовать диаграмму 
Хаббла. Если ускорение галактик одинаково до самых дальних окраин Вселенной, то на диаграмме получится прямая; если же галактики 
замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, достаточно ли замедление для прекращения расширения 
Вселенной. 
   Метод кажется довольно простым — достаточно построить график, охватывающий самые дальние, «приграничные» районы Вселенной, и 
определить степень искривления получившейся линии. Но как и при определении средней плотности, здесь тоже не обходится без трудностей. Уже 
отмечалось, что для удаленных районов Вселенной провести точные измерения очень трудно; кроме того, возникают и другие проблемы. 
Вглядываясь в космические дали, мы заглядываем в прошлое, а значит, видим галактики такими, какими они были давным-давно. При этом, 
естественно, возникают вопросы, связанные с эволюцией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько они изменились? Из многих 
теорий следует, что галактики (в особенности эллиптические) раньше были гораздо ярче, т. е. нам представляется, что они находятся ближе, чем на 
самом деле. Из других же теорий вытекает, что некоторые галактики могут расти, поглощая соседние, а потому сейчас они гораздо ярче, чем в 
прошлом, и значит, кажутся нам расположенными дальше. 
   Исследование дальних границ Вселенной дает много свидетельств процесса эволюции. За некоторым пределом наблюдаются уже только 
радиогалактики, а на самых окраинах видны только квазары. Попытка использовать эти объекты для нанесения точек на диаграмму Хаббла 
совершенно бессмысленна; такие точки оказываются далеко в стороне от прямой, соответствующей обычным галактикам. Более того, раз точно не 
известно, что такое квазары, вряд ли можно ожидать от них помощи. Поскольку они так далеки (и имеют небольшой возраст), то, вероятно, могут 
являться первичными формами галактик, хотя с таким представлением согласны очень немногие астрономы. 
   Еще один метод решения нашей проблемы основан на так называемом подсчете чисел. Как и в предыдущих случаях, основная идея проста, но, 
к сожалению, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лишь подсчитать в заданном направлении, насколько хватит глаз, количество галактик 
или объектов других типов, а затем построить график зависимости числа зарегистрированных объектов от расстояния. Таким образом, можно 
определить глобальную кривизну; если она положительна, Вселенная замкнута, а если отрицательна — открыта. В плоской Вселенной точки на 
построенном графике были бы распределены равномерно по всем направлениям и для всех расстояний. При положительной кривизне следует 
ожидать избытка точек в близких районах, а при отрицательной — напротив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, проведенные в 70-х 
годах в Университете штата Огайо, казалось бы, продемонстрировали избыток точек, а значит, и замкнутость Вселенной, однако недавние проверки 
не подтверждают этого вывода. 
   Заслуживает упоминания и метод определения угловых размеров. Суть его состоит в тщательном измерении диаметра галактик конкретного 
вида; затем аналогичное измерение производится для другой галактики того же типа, расположенной гораздо дальше, но на известном расстоянии. 
Если пространство искривлено, то в измерение диаметра как бы вносится ошибка — его величина будет казаться больше при положительной 
кривизне и меньше при отрицательной. 
Судьба замкнутой Вселенной 
   Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая ее дальнейшую судьбу, приходится рассматривать как открытый, так и 
замкнутый варианты. 
   Для начала, предположим, что Вселенная замкнута. В таком случае в течение 40 – 50 миллиардов лет ничего существенного не произойдет. По 
мере увеличения размеров Вселенной галактики будут все дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не 
остановятся и Вселенная не начнет сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придет синее. К моменту максимального 
расширения большинство звезд в галактиках погаснет, и останутся в основном небольшие звезды, белые карлики и нейтронные звезды, а также 
черные дыры, окруженные роем частиц — в большинстве своем фотонов и нейтронов. Наконец, примерно через 100 миллиардов лет начнут 
сливаться воедино галактические скопления; отдельные объекты сначала будут сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратится 
в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и, в конце концов, Вселенная будет представлять собой однородное 
распределение звезд и других подобных объектов. 
   В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры. Будет повышаться температура 
фонового излучения; в конце концов, она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнется процесс испарения звезд. Перемещаясь на 
фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре все заполнит рассеянный туман 
и свет звезд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. 
   По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, что и при создании Вселенной, но в обратном порядке. Температура 
будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть все большую роль. Наконец галактики тоже испарятся и превратятся в первичный 
«суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. Вселенная быстро проскочит через лептонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся 
на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей только из излучения, кварков и черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс 
дойдет почти до сингулярности, а затем произойдет «большой пшик». 
Отскок 
   Что случится во время «большого пшика» — неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, 
возникающих до появления сингулярности; можно лишь строить предположения. Большинство из них основано на идее «отскока» — внезапного 
прекращения сжатия, нового Большого взрыва и нового расширения. Одной из причин первоначального введения идеи отскока была возможность 
обойти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения Вселенной. Если отскок произошел один раз, то он мог случаться 
неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времен. 
   К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звезды 
излучают значительное количество энергии, которая затем концентрируется при достижении состояния, близкого к сингулярности. Эта энергия должна 
постепенно накапливаться, из-за чего промежуток времени между последовательными отскоками будет возрастать. Значит, в прошлом эти 
промежутки были короче, а когда-то, в пределе, промежутка не было вовсе, т. е. мы приходим к тому, чего старались избежать, — проблеме начала 
Вселенной. Согласно расчетам, от начала нас должно отделять не более 100 циклов расширений и сжатий. 
   Многие предпринимали попытки обойти эту проблему. Томми Голд, например, разработал теорию, согласно которой в момент наибольшего 
расширения время начинает течь вспять. Излучение устремится обратно к звездам и Вселенная «омолодится». В таком случае она будет 
равномерно осциллировать между коллапсом и максимальным расширением. 
   Весьма интересную, но очень спорную теорию предложил Джон Уилер. Воспользовавшись идеей Хокинга, согласно которой фундаментальные 
константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен 
удлиняться. Из-за принципа неопределенности значения констант утрачиваются, когда Вселенная сжимается до почти бесконечной плотности. После 
возможного отскока и нового расширения эти константы могут получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов в таких 
обстоятельствах также будет меняться, но случайным образом; одни циклы станут очень длинными, а другие короткими. 
Судьба открытой Вселенной 
   В противоположность замкнутой, открытая Вселенная продолжает расширяться вечно. Основным отличием от процессов, описанных в 
предыдущем разделе, является разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас придется рассматривать 
столь большие промежутки времени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10(100) 
лет. Если трудно представить себе 100 миллиардов лет, то о таком числе и говорить нечего. 
   Первые события будут, конечно, аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенной. Звезды постепенно постареют, превратившись с 
течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с 
другими звездами. Такие столкновения очень редки, и с момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в ее внешних областях, где мы 
обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет таких столкновений произойдет множество. Часть из них лишь 
сбросит в пространство планеты, а в результате других звезды окажутся на совершенно иных орбитах, некоторые даже вне пределов нашей 
Галактики. Если подождать достаточно долго, то нам покажется, что внешние области галактик испаряются. 
   Не выброшенные из галактик звезды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который, в конце концов, 
превратится в гигантскую черную дыру. Примерно через 10(18) лет большинство галактик будет состоять из массивных черных дыр, окруженных 
роем белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр, планет и различных частиц. 
   Дальнейшие события вытекают из современной единой теории поля, называемой теорией великого объединения, о ней речь пойдет позже. Из 
этой теории следует, что протон распадается примерно за 10(31) лет. Сейчас ведется несколько экспериментов по обнаружению такого распада, а 
значит, и по проверке теории, Согласно ей, протоны должны распадаться на электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда следует, что, в конце 
концов, все, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только черные дыры), распадется на эти частицы. Вселенная 
превратится в смесь из них и черных дыр, и будет находиться в таком состоянии очень, очень долго. Когда-нибудь испарятся маленькие черные 
дыры, а вот с большими — возникнут трудности. Фоновое излучение к тому времени будет очень холодным, но все же его температура останется 
чуть выше, чем у черных дыр. Однако по мере расширения Вселенной ситуация изменится — температура излучения станет ниже, чем на 
поверхности черных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах; на это потребуется примерно 10(100) лет. Затем Вселенную 
заполнят электроны и позитроны, которые, вращаясь друг вокруг друга, образуют огромные «атомы». Но постепенно позитроны и электроны, 
двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во Вселенной не будет ничего, кроме излучения. 
   Мы рассмотрели судьбу как открытой, так и закрытой Вселенной. Что ее ждет, пока неизвестно. Если даже Вселенная когда-нибудь 
сколлапсирует, неизвестно, произойдет ли потом «отскок». 
Заключение 
   В данной работе мы постарались рассмотреть современные взгляды на возникновение, дальнейшее существование и конец Вселенной. 
Теперь обобщим выше изложенный материал. 
   Когда-то наша Вселенная была по своим размерам меньше атома. Она начала своё существование как особая точка, не имеющая ни 
размеров, ни массы. Теория "Большого Взрыва" — самая распространённая в наши дни теория, объясняющая происхождение Вселенной — 
предполагает, что Вселенная начала своё существование примерно пятнадцать миллиардов лет назад. Сначала она представляла собой 
невообразимо малый, яркий, горячий и плотный объект. 
   Затем произошёл Большой Взрыв, в результате которого выделилось огромное количество энергии. В первые минуты взрыва образовались 
водород и гелий — самые лёгкие частицы в таблице Менделеева. Вероятно, они сконцентрировались в виде облачных образований, которые 
примерно четырнадцать миллиардов лет назад начали сгущаться благодаря собственной массе. 
   В течение следующих двух миллиардов лет из этих облаков образовались первые галактики. Наша галактика — Млечный Путь образовалась 
примерно десять миллиардов лет назад. Внутри неё образовались все звёзды и планеты, включая и нашу Землю, которая образовалась из 
окружающих её газовых облаков. 
   Сейчас радиус Вселенной составляет около 15 миллиардов световых лет. В процессе расширения некоторая часть массы Вселенной 
сконденсировалась и образовала бесчисленные миллиарды звёзд, которые сосредоточены в галактиках. Известная Вселенная включает 10 
миллиардов галактик, объединённых в скопления, а те, в свою очередь, в сверхскопления, отделённые друг от друга огромными расстояниями 
космического пространства. 
   Кроме теории Большого Взрыва большой популярностью пользуется теория стабильного состояния. Правда, открытие в 1965 году КМФИ 
(космическое микроволновое фоновое излучение) сильно поколебало её позиции. Согласно этой теории у Вселенной не было начала и не будет 
конца. Она также утверждает, что плотность её остаётся неизменной благодаря постоянному созданию нового вещества (водорода — каждые 20 
лет по атому на 1 литр пространства), которое компенсирует её расширение. 
   Значит, согласно теории стабильного состояния Вселенная будет расширяться бесконечно. Но есть ещё две теории. Согласно одной из них 
Вселенная прекратит расширение и стабилизируется, когда достигнет определённых размеров. Последняя же теория утверждает, что, в конце 
концов, Вселенная перестанет расширяться, а затем под действием гравитационных сил начнёт сжиматься в одну точку. В результате произойдёт 
так называемый “Большой Треск”. Но теория Большого взрыва вызывает больше доверия и для этого есть причины. 
   Некоторые явления во Вселенной являются прямым следствием событий далекого прошлого. Их называют реликтовыми. Основные из них 
следующие: 
·                    фоновое излучение (температура около 3 К); 
·                    избыток гелия (около 25% общей массы); 
·                    однородность и изотропность пространства; 
·                    наличие флуктуации, следующее из существования галактик; 
·                    соотношение между веществом и излучением. 
   В идеале теория, предложенная учеными (в нашем случае теория Большого взрыва), должна предсказывать определенные события, скажем, 
наличие излучения с температурой 3000 К. Применяя нашу теорию, можно проследить изменение этой температуры до наших дней. Теория 
предсказывает, что сейчас она должна составлять около 3 К. Мы начинаем поиски излучения и, как уже говорилось, находим его. То же относится и к 
гелию: теория предсказывает, что гелий должен составлять около 25% всего вещества во Вселенной, и мы видим, что это число очень близко к 
реальному. С другими реликтами, впрочем, возникают сложности: например, мы до сих пор не знаем точно, в результате каких флуктуации появились 
галактики. Кроме того, теория Большого взрыва предсказывает существование большого числа магнитных монополей (магнитные монополи — это 
частицы с единственным магнитным полюсом, тогда как у обычного магнита полюсов всегда два — северный и южный). Однако до сих пор ни одного 
монополя не обнаружено. Теория раздувания помогает решить некоторые из этих проблем, но она же рождает новые трудности. 
   Изучение далёких галактик предоставляет ещё одно доказательство истинности теории "Большого Взрыва". Некоторые из данных галактик 
удалены от нас на расстояние 13 миллиардов световых лет. Эти галактики мы видим так, как они выглядели через 2 миллиарда лет после Большого 
Взрыва. Тот факт, что они имеют вид более уплотнённый, чем ближние галактики, доказывает, что Вселенная со временем увеличивается в объёме, 
а когда-то была гораздо меньше и плотнее. 
   В надежде определить происхождение Вселенной учёные пытаются воссоздать условия, возникшие непосредственно сразу после взрыва. В 
специальном ускорителе частиц разгоняются два пучка субатомных частиц. Постепенно их скорости приближаются к скорости света, пучки 
направляются навстречу друг другу и сталкиваются. Благодаря энергии столкновения возникают новые частицы, оставляющие следы, различимые 
детектором, в пузырьковой камере. 
   По результатам исследований учёные могут судить о ранней Вселенной, поскольку энергия сталкивающихся частиц подобна энергии частиц, 
существовавших в первые секунды после Большого Взрыва. 
   Итак, Вселенная произошла посредством Большого Взрыва и этому есть множество доказательств. Теория же "Стабильного Состояния" уже 
почти полностью опровергнута и с каждым годом теряет свои позиции. Но всё же космос до сих пор остаётся тайной. Мы ещё очень мало знаем о 
нашей Вселенной, а ведь неизвестно: может быть наша Вселенная является лишь малой точкой в огромной бездне космоса. Возможно, что 
существует множество Вселенных, а возможно и нет. 
   В недалеком будущем с развитием новых технологий будут выдвинуты новые теории, доказаны или опровергнуты старые — это путь 
человечества к будущему, к прогрессу, к истине. Вот совсем недавно для еще одного доказательства Большого взрыва 30 июня 2001 года на мысе 
Канаверал стартовала ракета Delta-2, которая вывела на орбиту американский исследовательский спутник MAP (Microwave Anisotropy Probe). Он 
будет заниматься измерениями послесвечения Большого Взрыва, в результате которого образовалась наша Вселенная. MAP должен составить 
объемную картину того взрыва и заглянуть в то время, когда не было никаких звезд и галактик. Он также должен ответить на вопросы: как после 
Большого Взрыва образовались такие сложные структуры как современные галактики? Будет ли Вселенная расширяться и дальше или через 
некоторое время произойдет ее коллапс? 
Библиографический список
Белостоцкий Ю. Г. ''Единая основа Мироздания'' СПб, 2001 — 304 с. 
Паркер Б., ''Мечта Эйнштейна, в поисках единой теории Вселенной'' СПб: Амфора, 2001 — 333 с. 
Пригожин И. Н. ''Прошлое и будущее Вселенной'' М: Знание, 1986 
Рузавин Г. Н., ''Концепция современного естествознания'' М: ЮНИТИ, 1997 — 214 с. 
Фейман Р., Лейтон Р., Сэндс М. ''Фейманские лекции по физике'' М: Мир, 1977 — 439 с. 
Хокинг С., ''Кратка история времени, от большого взрыва до черных дыр'' СПб: Амфора, 2001 — 268 с. 
Шкловский И. С. ''Вселенная, жизнь, разум'' М: Наука ,1980 — 325 с. 
http://www.rol.ru/news/misc/spacenews/00/12/25_002.htm 
http://tomsk.fio.ru/works/84/Aparowa/ 
http://www.astronomy.ru:8101/news/2001/05/08.htm 
http://www.nature.ru/db/msg.html?mid=1168532&s= 
http://www.newscientist.com/ 
http://klein.zen.ru/old/Large_bursh_new.htm 
 
Словарь терминов 
   Абсолютный нуль температуры — самое низкое из всех возможных значений температуры. При абсолютном нуле вещество не обладает 
тепловой энергией. 
   Аннигиляция — процесс, при котором частица и ее античастица, сталкиваясь, взаимно уничтожают друг друга. 
   Античастица — у каждой частицы материи есть соответствующая античастица. При соударении частицы и античастицы происходит их 
аннигиляция, в результате которой выделяется энергия и рождаются другие частицы. 
   Антропный принцип — мы видим Вселенную такой, какая она есть, потому что, будь она другой, нас бы здесь не было, и мы бы не могли ее 
наблюдать. 
   Атом — наименьшая частица обычного вещества. Атом состоит из крошечного ядра (составленного из протонов и ней тронов) и обращающихся 
вокруг него электронов. 
   Большой взрыв — сингулярность в момент возникновения Вселенной. 
   Большой хлопок — сингулярность в конечной точке существования Вселенной. 
   Гамма- (у-)излучение — электромагнитное излучение с очень малой длиной волны, испускаемое при радиоактивном распаде или при 
соударениях элементарных частиц. 
   Голая сингулярность — сингулярность в пространстве-времени, не находящаяся внутри черной дыры. 
   Гравитационное взаимодействие — самое слабое из четырех фундаментальных взаимодействий, обладающее большим радиусом 
действия. В гравитационном взаимодействии участвуют все частицы материи. 
   Длина волны — расстояние между двумя соседними гребнями волны или между двумя ее соседними впади нами. 
   Закон сохранения энергии — закон науки, согласно которому энергия (или ее массовый эквивалент) не может ни создаваться, ни 
уничтожаться. 
   Квант — минимальная порция, которой измеряется испускание или поглощение волн. 
   Квантовая механика — теория, разработанная на основе квантово-механического принципа Планка и принципа неопределенности 
Гейзенберга. 
   Квантово-механический принцип Планка (закон излучения Планка) — состоит в том, что свет (или любые другие классические волны) 
может испускаться или поглощаться только дискретными порциями — квантами — с энергией, пропорциональной их частоте. 
   Кварк — элементарная (заряженная) частица, участвующая в сильном взаимодействии. Протоны и нейтроны состоят каждый из трех кварков. 
   Конфайнмент — невылетание, удержание цветных кварков и глюонов внутри адронов. 
   Координаты — числа, определяющие положение точки в пространстве и во времени. 
   Космология — наука, занимающаяся изучением Вселенной как целого. 
   Красное смещение — вызванное эффектом Доплера покраснение света, испускаемого удаляющейся от нас звездой. 
   Масса — количество вещества, содержащееся в теле. Мера инерции тела или степень его сопротивления ускорению. 
   Нейтрино — легчайшая (возможно, безмассовая) элементарная частица вещества, участвующая только в слабых и гравитационных 
взаимодействиях. 
   Нейтрон — незаряженная частица, очень близкая по свойствам к протону. Нейтроны составляют более половины частиц, входящих в состав 
большинства атомных ядер. 
   Нейтронная звезда — холодная звезда, существующая вследствие отталкивания нейтронов, обусловленного принципом Паули. 
   Общая теория относительности — созданная Эйнштейном теория, в основе которой лежит предположение о том, что законы науки должны 
быть одинаковы для всех наблюдателей независимо от того, как движутся эти наблюдатели. В ОТО существование гравитационного взаимодействия 
объясняется искривлением четырехмерного пространства – времени. 
   Позитрон — античастица (положительно заряженная) электрона. 
   Поле — нечто, существующее во всех точках пространства и времени, в отличие от частицы, которая существует только в одной точке в 
каждый момент времени. 
   Протон — положительно заряженная частица. Протоны образуют примерно половину всех частиц, входящих в состав ядер большинства 
атомов. 
   Радиоактивность — самопроизвольное превращение одного атомного ядра в другое. 
   Световая секунда (световой год) — расстояние, проходимое светом за одну секунду (за один год). 
   Сильное взаимодействие — самое сильное и самое короткодействующее из четырех фундаментальных взаимодействий. Благодаря 
сильному взаимодействию кварки удерживаются внутри протонов и нейтронов, а протоны и нейтроны, собравшись вместе, образуют атомные ядра. 
   Сингулярность — точка пространства – времени, в которой кривизна его становится бесконечной. 
   Слабое взаимодействие — второе по слабости из четырех известных взаимодействий. Обладает очень коротким радиусом действия. В 
слабом взаимодействии принимают участие все частицы материи, но в нем не участвуют частицы — переносчики взаимодействия. 
   Спектр — расщепление волны (например, электромагнитной) на частотные компоненты. 
   Теорема о сингулярности — теорема, в которой доказывается, что при определенных условиях сингулярность должна существовать и что, в 
частности, началом Вселенной должна быть сингулярность. 
   Ускорение — скорость изменения скорости какого-либо объекта. 
   Ускоритель частиц — устройство, которое с помощью электромагнитов дает возможность ускорять движущиеся заряженные частицы, 
постоянно увеличивая их энергию. 
   Фаза — для волны — положение точки в цикле в определенный момент времени: мера того, находится ли точка на гребне, во впадине или где-
нибудь в промежутке. 
   Фон микроволнового излучения — излучение, возникшее при свечении горячей ранней Вселенной (называется реликтовым). Оно сейчас 
испытывает такое сильное красное смещение, что регистрируется не в виде света, а в виде волн микроволнового диапазона (радиоволны с 
сантиметровыми длинами волн). 
   Фотон — квант света. 
   Частично-волновой дуализм — лежащее в основе квантовой механики представление о том, что не существует различия между частицами и 
волнами, частицы могут иногда вести себя как волны, а волны — как частицы. 
   Частота — для волны это число полных циклов в секунду.