Вернемся в 1990 г. Предварительные результаты «COBE», анонсированные в том году, позволили уточнить значение температуры фонового космического излучения: 2,735 К вместо 3,5 ± 1 К, полученного ранее Пензиасом и Уилсоном. (В промежуточный период было проведено еще несколько измерений. График зависимости плотности излучения от длины волны, полученный «COBE», изображен на ил. 247.) Для измерения температурной флуктуации (легкой ряби в целом спокойного и сглаженного мира) используется параметр Q. Он задает энергию флуктуаций в долях от полной энергии Вселенной. Предполагалось, что с его помощью можно определить время, когда образовались такие структуры, как скопления и сверхскопления галактик. Должно быть очевидно, что чем шире угол, в пределах которого проводятся измерения, тем более сглаженным окажется излучение. «COBE» производил обзор неоднородностей в лучшем случае в пределах семи градусов и получил значение Q около 10^-5. Столь малое число говорит не только о технических достижениях «COBE», но и об очень большой однородности измеряемого излучения. В точности такая же величина уже была получена на основе вычислений масс обширных структур, представляющих собой некие пики на территории в целом однородной, «равнинной» Вселенной, – Великих стен, сверхскоплений и т. д. Количество темной материи оставалось неизвестным, и вплоть до проведения последних измерений было непонятно, как изменение масштаба будет влиять на Q.

Результаты, полученные «COBE» и другими экспериментами, были еще более неожиданны в следующем аспекте. Как оказалось, обнаруженные флуктуации образовались в первые 300 000 лет истории Вселенной, а это, в свою очередь, привело к предположению, что Вселенная обладает гораздо большей плотностью, чем думали ранее. (Чем больше масса, тем быстрее образуются неоднородности. Относительное количество внеземного дейтерия, обнаруженное в 1973 г. на Юпитере, в Туманности Ориона, межзвездных облаках и вообще повсюду, считалось признаком низкой плотности Вселенной.) Это были в точности те данные, в которых нуждались специалисты, выступавшие за сценарий «Большого хлопкá» для будущего Вселенной, в противоположность моделям «тепловой смерти», предполагавшим расширение и бесконечное уменьшение плотности, итогом чего стал бы мир, заполненный редеющей дымкой пепла отгоревших звезд. Сложилось впечатление, что расширяющаяся Вселенная находится в процессе гравитационного торможения, вызываемого ее общей массой. В связи с этим другим важным параметром является ее плотность. Расширение, как было рассчитано, прекратится и сменится сжатием, если космическая плотность составит около пяти атомов на кубический метр – значение невероятно малое, но не сильно отличающееся от общераспространенных оценок. Обычно используют параметр плотности, который всегда обозначают омегой (Ω), и вычисляют как отношение действительной плотности к критической. Предполагалось, что критическая плотность рассчитана правильно. Оценки Ω варьировались и продолжали оспариваться, но в начале 1990‐х гг. теоретики решительно склонялись к значению Ω = 1, несмотря на то что им удалось наскрести только 0,1 от этого числа для обычных атомов и в лучшем случае 0,2 для темной материи. (Первое значение может быть подкреплено аргументацией, упомянутой в конце главы 17, где говорится о превращении первичной материи в гелий и дейтерий в первые минуты существования Вселенной.)

Параметр Ω очевидным образом связан с замедлением скорости расширения, и мы уже упоминали о попытках Сэндиджа и других специалистов оценить значение «параметра замедления». Графически это проявляется в виде кривизны графика «скорость-расстояние» для галактик, построенного, например, по зависимости (абсолютной) звездной величины галактик от их красного смещения. В течение более двадцати лет определяемые значения противоречили друг другу и колебались то в большую, то в меньшую сторону, пока Беатрис М. Тинсли (новозеландка, защитившая докторскую диссертацию в 1967 г. в Техасском университете) не убедила наконец профессиональное сообщество в том, что эволюция галактических источников делает практически невозможным прямое измерение скорости замедления, по крайней мере на настоящий момент. Галактики, как она указала, не могут рассматриваться в качестве стандартных источников света, поскольку изменяются по мере старения. Она проанализировала спектры уже изученных близкорасположенных галактик, установив их звездный состав, и применила знания из области звездной эволюции, чтобы при помощи вычислений определить – какими они были в более молодом возрасте (когда далекие галактики становятся видимыми, они предстают более молодыми, чем те, что расположены вблизи). Это было важным начинанием, хотя в понимании эволюции галактик оставалось (и остается) много проблем, а без их решения невозможно правильно оценить параметр замедления способом, который пытались применить Сэндидж и другие. Его можно было найти альтернативным способом, например с помощью квазаров, однако вскоре выяснилось, что квазары создают еще больше проблем, чем галактики.

Более высокое по сравнению с предыдущими оценками значение Ω (то есть более массивная Вселенная) хорошо согласовывалось с рядом космологических моделей, приобретших популярность в 1980‐е гг. Они вытекали из так называемой инфляционной модели, предложенной в 1980 г. Аланом Гутом из Массачусетского технологического института. Как мы увидим, сторонники подобных моделей надеялись, что значение указанного параметра равняется либо близко́ к единице. Таким образом, по большому счету они были готовы к наиболее суровой проверке из тех, с которыми когда-либо сталкивались научные теории. К сожалению, на их пути встала неопределенность природы темной материи.