Եվ տարիներ անց դա դարձավ տեսական ֆիզիկայի իմ ուսումնասիրությունների սկիզբը։ Ռոջեր Պենրոուզն ու ես ցույց տվեցինք, որ Էնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունից հետևում է, որ տիեզերքը պետք է սկիզբ և, հավանաբար, վերջ ունենա։
==3==
Ընդարձակվող տիեզերքը
Երբ անլուսին ու պարզկա գիշերը մեկը երկինք նայի, ապա երկնքում նրա տեսած ամենափայլուն երկնային մարմինները, հավանաբար, կլինեն Վեներա, Մարս, Յուպիտեր և Սատուռն մոլորակները։ Երկնակամարում կերևան նաև շատ մեծ թվով աստղեր, որոնք ճիշտ նման են մեր սեփական արևին, բայց մեզանից շատ հեռու են։ Այդ անշարժ աստղերի մի մասը թեև շատ աննշան, սակայն իրականում իրենց դիրքը փոխում են միմյանց նկատմամբ՝ արևի շուրջ երկրի պտույտի ընթացքում։ Հետևաբար, դրանք իրականում անշարժ չեն։ Դա այդպես է, որովհետև դրանք համեմատաբար մոտ են մեզ։ Քանի որ երկինքը պտտվում է արևի շուրջ, մենք մոտիկ գտնվող աստղերը տեսնում են տարբեր դիրքերից՝ ավելի հեռավոր աստղերի ֆոնի վրա։ Բարեբախտաբար դա հնարավորություն է տալիս անմիջականորեն չափել այդ աստղերի հեռավորությունը մեզանից․ որքան նրանք մոտ են մեզ, թվում է այնքան արագ են շարժվում։ Երկրին ամենամոտիկ աստղը, որը կոչվում է Կենտավրոսի Պրոկսիմա, երկրից հեռու է չորս լուսատարով (նրանից լույսը երկիր է հասնում չորս տարվա ընթացքում), կամ 23 միլիոն մղոնով։ Արդեն աչքով տեսանելի մյուս աստղերից շատերի հեռավորությունը մեզանից մինչև մի քանի հարյուր լուսատարի է։ Համեմատության համար ասենք, որ արևը երկրից հեռու է ութ լուսատարով։ Տեսանելի աստղերը գիշերային երկնակամարում ցրված են երևում, բայց իրականում կենտրոնացած են մի ծիրում, որը կոչվում է Ծիրկաթին։ Մի քանի աստղագետներ դեռևս 1750֊ին այն միտքն էին արտահայտել, թե Ծիրկաթինի տեսքը արդյունք է այն բանի, որ այն կազմող աստղերը սփռված են սկավառակաձև մի կոնֆիգուրացիայում, որի օրինակներից մեկն այսօր հայտնի պարուրաձև գալակտիկան է։ Աստղագետ սըր Ուիլյամ Հերշելը մի քանի տասնամյակ հետո միայն հաստատեց իր տեսակետի ճշտությունը՝ քրտնաջանորեն կազմելով մեծ թվով աստղերի հեռավորությունների և դիրքերի գրացուցակ։ Պետք է նշել սակայն, որ այդ պատկերացումը համընդհանուր ճանաչում գտավ լոկ մեր դարասկզբին։
Տիեզերքի ժամանակակից պատկերացման հիմքը դրվեց 1924֊ին, երբ ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը ցույց տվեց որ տիեզերքում մեր գալակտիական միակը չէ։ Փաստորեն գոյություն ունեն շատ ուրիշ գալակտիկաներ, որոնք միմյանցից բաժանված են լայնատարած դատարկության գոտիներով։ Այդ բանը ապացուցելու համար Հաբլին հարկավոր էր որոշել գալակտիկաների հեռավորությունը, որոնք շատ հեռու լինելով մոտիկ գտնվող աստղերից, անշարժ են թվում։ Հաբլը ստիպված էր աննուղակի մի եղանակ օգտագործել այդ հեռավորությունները չափելու համար։ Աստղի թվացող պայծառությունը կախված է երկու գործոնից․ թե որքան լույս է արձակում այն (լուսատվություն) և ինչքան հեռու է գտնվում մեզանից։ Մենք կարող ենք չափել մոտիկ գտնվող աստղերի թվացող պայծառությունն ու հեռավորությունը, և դրանով որոշել աստղի լուսատվությունը։ Եվ հակառակը, եթե իմանանք աստղերի լուսատվություն այլ գալակտիկաներում, ապա նրանց թվացող պայծառությունը չափելով, կկարողանանք հաշվարկել նրանց հեռավորությունը։ Հաբլը նկատել էր, որ մեզ մոտիկ գտնվող որոշ տեսակի աստղեր մշտապես ունեն միևնույն լուսատվությունը և ենթադրել էր, որ եթե մենք նման աստղեր գտնենք այլ գալակտիկայում, ապա կարող ենք ընդունել, որ նրանց լուսատվությունը նույնն է և, այդպիսով հաշվել տվյալ գալակտիկայի հեռավորությունը։ Եթե մենք դա կարողանանք կատարել նույն գալակտիկային պատկանող մի քանի այդպիսի աստղերի համար և մեր հաշվումներով ստացված հեռավորությունները միշտ նույնը լինեն, ապա կարող ենք վստահ լինել մեր գնահատականի ճշտության մեջ։
Այս եղանակով Էդվին Հաբլը որոշեց 9 տարբեր գալակտիկաների հեռավորությունները։ Այսօր մեզ հայտնի է, որ մեր գալակտիկան մի քանի հարյուր հազար միլիոն գալակտիկաներից մեկն է տիեզերքում, որոնք ժամանակակից աստղադիտակների օգնությամբ կարելի է տեսնել, իսկ գալակտիկաներից յուրաքանչյուրն իր հերթին պարունակում է մի քանի հարյուր հազար միլիոն աստղ։
3.1 նկարում պատկերված է մի պարուրաձև գալակտիակյի լուսանկար, ինչը, մեր կարծիքով, նման է այն պատկերին, որը կերևար մեկ այլ գալակտիկայից մերին նայելիս։ Մենք ապրում ենք մի գալակտիկայում, որն ունի մոտ հարյուր հազար լուսատարի ձգվածություն և դանդաղ պտտվում է։ Աստղերը նրա պարուրաձև բազուկներում պտտվում են կենտրոնի շուրջ մի քանի միլիոն տարին մեկ անգամ։ Մեր արևը հենց սովորական, միջին մեծության մի դեղին աստղ է, որը գտնվում է պարուրաձև բազուկներից մեկի ներքին եզրում։ Ինչպես տեսնում ենք, մենք Արիստոտելի և Պտղոմեոսի պատկերացումներից շատ հեռուն ենք գնացել, երբ մտածում էինք, որ երկիրը անշարժ է և գտնվում է տիեզերքի կենտրոնում։
Աստղերն այնքան հեռու են, որ երկնակամարում երևում են որպես լուսավոր փոքրիկ կետեր։ Նրանց ոչ չափը, ոչ էլ ձևը չենք կարողանում տեսնել։ Հարց է ծագում, թե այդ դեպքում ինչպե՞ս են միմյանցից զանազանվում առանձին աստղերի տարբեր խմբերը։ Աստղերի ճնշող մեծամասնության համար կա դիտելի միայն մեկ հատկանշանական առանձնահատկություն, դա նրանց լույսի գույնն է։ Դեռևս Նյուտոնը հայտնագործել էր, որ երբ արևի լույսն անցնում է եռանկյունաձև ապակու կտորի միջով, որը կոչվում է պրիզմա, տրոհվում է բաղադրիչ գույների (լույսի սպեկտր), ինչպես, օրինակ, ծիածանը։ Աստղադիտակն ուղղելով մի առանձին աստղի կամ գալակտիկայի վրա, նման ձևով կարելի է դիտարկել աստղի կամ գալակտիկայի սպեկտրը։ Տարբեր աստղեր ունեն տարբեր սպեկտրներ, սակայն տարբեր գույների հարաբերական պայծառությունը ստացվում է ճիշտ այնպիսին, ինչ սպասելի էր, եթե լույս արձակող առարկան գտնվեր շիկակարմիր փայլող վիճակում։ (Փաստորեն շիկակարմիր, փայլող, անթափանց առարկայի արձակած լույսն ունի հատկանշական մի սպեկտր՝ ջերմային սպեկտր, որը կախված է միայն ջերմաստիճանից։ Դա նշանակում է, որ կարելի է որոշել աստղի ջերմաստիճանը նրա լույսի սպեկտրով)։ Ավելին, հայտնաբերվել է, որ որոշակի առանձնահատուկ գույներ բացակայում են աստղի սպեկտրում և այդ բացակա գույները տարբեր աստղերի համար կարող են տարբեր լինել։ Քանի որ հայտնի է, յուրաքանչյուր քիմիական տարր կլանում է որոշակի գույների հատկանշական մի շարք, ապա զուգադրելով աստղերի սպեկտրներում բացակա գույները մենք կարող ենք ճշգրտորեն որոշել, թե աստղի մթնոլորտում ինչպիսի քիմիական տարրեր կան։
1920֊ական թվականներին, երբ աստղագետներն սկսեցին ուսումնասիրել այլ գալակտիկաների աստղերի սպեկտրները շատ տարօրինակ մի փաստ արձանագրեցին։ Պարզվեց, որ մեր սեփական գալակտիկայի աստղերի նման, այլ գալակտիկաներում գտնվող աստղերի սպեկտրներում էլ են առակա բացակա գույների նույն բնորոշ շարքերը, բայց միևնույն հարաբերական չափով տեղաշարժված դեպի սպեկտրի կարմիր ծայրը։ Այս երևույթի նշանակությունը ըմբռնելու համար պետք է իմանալ թե ի՞նչ բան է Դոպլերի էֆեկտը։ Ինչպես արդեն գիտենք, տեսանելի լույսն իրենից ներկայացնում է էլեկտրամագնիսական դաշտի ֆլուկտուացիա կամ ալիք։ Լուսնի հաճախականությունը (մեկ վայրկյանում տեղաշարժվող ալիքների թիվը) շատ մեծ է և հասնում է վայրկյանում չորսից մինչև յոթը հարյուր միլիոն միլիոն ալիքի։ Մարդու աչքը լուսնի տարբեր հաճախականությունները տեսնում է որպես տարբեր գույներ, ընդ որում՝ ցածր հաճախականությունները լինում են սպեկտրի կարմիր տիրույթում, իսկ բարձր հաճախականությունները՝ կապույտ տիրույթում։ Այժմ պատկերացնենք, թե երկրից հաստատուն հեռավորության վրա գտնվող մի լուսատու աղբյուր, ասենք մի աստղ, հաստատուն հաճախականությամբ լույսի ալիքներ է արձակում։ Մեզ հասած լույսի հաճախականությունը (գալակտիկայի ձգողական դաշտը բավարար չափով հզոր չէ լույսի ալիքի վրա էականորեն ազդելու համար) կլինի ճիշտ նույնը, ինչպիսին եղել է արձակման պահին։ Այժմ ենթադրենք, թե լույսի աղբյուրն սկսում է շարժվել դեպի մեզ։ Այս դեպքում հաջորդ ալիքի արձակման պահին լույսի աղբյուրը մեզ ավելի մոտ կլինի, և, հետևաբար ալիքը մեզ ավելի կարճ ժամանակում կհասնի անշարժ աստղից եկածի համեմատ։ Դա նշանակում է, որ մեզ հասնող ալիքի երկու հաջորդական գագաթների միջև եղած ժամանակը կփոքրանա, և, հետևաբար մեկ վայրկյանում երկիր հասած ալիքների թիվը (այսինքն՝ լույսի հաճախականությունը) ավելի մեծ կլինի անշարժ լուսաղբյուրից եկած լույսի համեմատ։ Նույն ձևով, եթե լույսի աղբյուրը մեզանից հեռանում է, ապա մեզ հասնող ալիքի հաճախականությունը կփոքրանա։ Այսպիսով, երբ աստղը մոտենում է երկրին, նրա լույսի սպեկտրում կկատարվի տեղաշարժ դեպի սպեկտրի կապույտ տիրույթը (կապույտ շեղում), իսկ երբ աստղը հեռանում է երկրից՝ տեղաշարժը կլինի դեպի սպեկտրի կարմիր տիրույթը (կարմիր շեղում)։ Ալիքի հաճախականության և առարկայի շարժման արագության միջև եղած այս կապը կոչվում է Դոպլերի էֆեկտ, որը դիտվում է առօրյա կյանքում։ Օրինակ, ուշադիր լսիր ճանապարհով շարժվող ավտոմեքենաների ձայնը․ երբ մեքենան մոտենում է, նրա շարժիչի ձայնի տոնը բարձրանում է (համապատասխանում է ձայնի ալիքների հաճախականության մեծացմանը), իսկ երբ այն անցնում և հեռանում է, ձայնի տոնն իջնում է։ Լույսի և ռադիոալիքների վարքը նույնն է։ Հետևաբար ավտոտեսուչը, օգտվելով Դոպլերի էֆեկտից, չափելով մեքենայից անդրադարձած ռադիոալիքների բաբախման հաճախականությունը, կարող է որոշել մեքենայի շարժման արագությունը։
Այլ գալակտիակների գոյությունն ապացուցելուց տարիներ հետո Հաբլը ձեռնամուխ եղավ նրանց հեռավորությունների գրացուցակ կազմելու և սպեկտրերն ուսումնասիրելու գործին։ Այն ժամանակ շատերը կարծում էին, թե գալակտիկաների շարժումը բացարձակապես անկանոն է, և, հետևաբար պետք է լինեին բազմաթիվ կարմիր և կապույտ շեղումներ։ Ուստի ուղղակի զարմանալի էր 1929 թվականին Հաբլի այն հրապարակումը, թե գալակտիկաների կարմիր շեղման մեծությունը նույնպես անկանոն չէ, այլ ուղիղ համեմատական է գալակտիակյի հեռավորությանը երկրից։ Կամ, այլ կերպ ասած, որքան գալակտիկան հեռու է, այն այնքան ավելի արագ է հեռանում։ Այդ ամենը վկայում էր, որ տիեզերքն անշարժ լինել չի կարող, ինչպես նախապես ենթադրվում էր, այլ, փաստորեն, ընդարձակվում է, և գալակտիկաների միջև եղած հեռավորությունը շարունակ մեծանում է։
Տիեզերքի ընդարձակման փաստի հայտնագործումը XX դարում մարդկային մտքի խոշոր հեղաշրջումներից մեկն է։ Հետադարձ հայացք գցելիս կարելի է զարմանալ, թե ինչո՞ւ անցյալում ոչ ոք չէր մտածել այդ մասին։ Նյուտոնի և մյուսների համար դժվար չէր ըմբռնել, որ անշարժ տիեզերքն ի վերջո գձողական ուժի ազդեցության տակ պիտի սկսեր սեղմվել։ Պատկերացնենք, սակայն, որ տիեզերքն ընդարձակվող է։ Եթե այն ընդարձակվում է բավականին դանդաղ, ապա ձգողության ուժը ի վերջո կստիպի, որ ընդարձակումը դադարի, և սկսվի սեղմումը։ Սակայն եթե ընդարձակումն ընթանում է որոշակի կրիտիկականից ավելի մեծ արագությամբ, ապա ձգողությունը երբեք չի կարող այնքան ուժեղ լինել՝ այն դադարեցնելու, և տիեզերքն ընդմիշտ կշարունակի ընդարձակվել։ Դա մասամբ նման է այն բանին, երբ մենք երկրից հրթիռ ենք արձակում։ Եթե հրթիռի արագությունը բավականաչափ մեծ չէ, ապա ի վերջո երկրի ձգողությունը կդադարեցնի նրա շարժումը, և հրթիռը վայր կընկնի։ Մյուս կողմից, սակայն, եթե հրթիռի արագությունը մեծ է համապատասխան կրիտիկական արժեքից (վայրկյանում մոտ 7 մղոն․ 112 կմ/վ), ապա ձգողության ուժը բավարար չէ նրան վայր գցելու համար, ուստի հրթիռը կշարունակի իր ընթացքը անընդհատ և կհեռանա երկրից։ Տիեզերքի նման վարքը կարելի էր կանխագուշակել տասնիններորդ, տասնութերորդ դարերում, նույնիսկ՝ XVII դարի վերջին, ելնելով հենց Նյուտոնի ձգողականության օրենքից։ Սակայն անշարժ տիեզերքի մասին հավատն այնքան ուժեղ էր, որ այդ պատկերացումը գոյատևեց մինչև քսաներորդ դարի սկզբը։ Նույնիսկ Էնշտեյնը, երբ 1915 թվականին ձևակերպում էր հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը, այն աստիճան վստահ էր տիեզերքի կայունության հարցում, որ այդ պատկերացումը պահպանելու համար իր տեսությունը վերափոխեց՝ իր հավասարումների մեջ ներմուծելով, այսպես կոչված «տիեզերաբանական» մի հաստատուն։ Էնշտեյնը ներմուծեց մի նոր ուժ՝ «հակաձգողություն», որն, ի տարբերություն այլ ուժերի չէր բխում որևէ առանձնահատուկ աղբյուրից, այլ շաղկապված էր հենց տարածություն֊ժամանակի կառուցվածքի հետ։ Նա պնդում էր, որ տարածություն֊ժամանակն ունի ընդարձակվելու ներքին մի մղում և հենց դրանով հավասարակշռում է տիեզերքում բոլոր մարմինների միջև առկա ձգողությունը, ինչի արդյունքը և լինում է կայուն տիեզերքը։ Միայն մի մարդ գտնվեց, որ ընդհանուր հարաբերականությունը հոժարակամ ընդունեց իր իսկական իմաստով, և մինչ Էյնշտեյնն ու ուրիշ ֆիզիկոսներ փորձում էին ամեն կերպ խուսափել անկայուն տիեզերքի մասին ընդհանուր հարաբերականության կանխագուշակումից, ռուս ֆիզիկոս և մաթեմատիկոս Ալեքսանդր Ֆրիդմանը ձեռնամուխ եղավ դա բացատրելուն։
Ֆրիդմանը երկու շատ պարզ ենթադրություններ արեց տիեզերքի մասին․ տիեզերքը նույնանման է երևում անկախ այն բանից, թե մենք ի՞նչ ուղղությամբ ենք դիտում, և տիեզերքը նույնանման կերևա, եթե մենք այն դիտարկենք որևէ այլ տեղից։ Այս երկու ենթադրության շնորհիվ միայն Ֆրիդմանին հաջողվեց ցույց տալ, որ տիեզերքը ստատիկ լինել չի կարող։ Փաստորեն 1922֊ին, Էդվին Հաբլի հայտնագործությունից մի քանի տարի առաջ, Ալեքսանդր Ֆրիդմանը կանխագուշակեց ճիշտ այն, ինչ հայտնաբերեց Հաբլը։
Ենթադրությունն այն մասին, թե տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնանման է երևում, իրականում ճիշտ չէ։ Օրինակ, ինչպես տեսանք, մեր գալակտիկայի մյուս աստղերը գիշերային երկնքում կազմում են որոշակի մի լուսավոր ծիր՝ Ծիրկաթինը։ Մյուս կողմից, երբ նայենք հեռավոր գալակտիկաներին, ապա նրանց թիվը մոտավորապես նույնն է թվում։ Հետևաբար, տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնանման կերևա, եթե այն դիտարկենք միայն միջգալակտիկական հեռավորությանը համաչափելի մասշտաբով և անտեսենք այն տարբերությունները, որոնք առկա են փոքր հեռավորությունների վրա։ Դա երկար ժամանակ բավարար համարվեց Ֆրիդմանի ենթադրությունների ճշտության համար, որպես իրական տիեզերքի պատկերի կոպիտ մոտավորություն։ Բայց բոլորովին վերջերս, մի երջանիկ պատահականություն բացահայտեց, որ Ֆրիդմանի ենթադրությունները, փաստորեն, արտակարգ ճշտությամբ նկարագրում էին մեր տիեզերքը։
1965֊ին երկու ամերիկացի ֆիզիկոսներ՝ Առնո Պենզիասն ու Ռոբերտ Վիլսոնը Նյու Ջերսիի Բել Տելեֆոն ընկերության լաբորատորիայում փորձարկում էին մի շատ զգայուն միկրոալիքային դետեկտոր։ (Միկրոալիքները ճիշտ նման են լույսի ալիքներին, բայց նրանց հաճախականությունը վայրկյանում միայն տասը հազար միլիոն ալիքի կարգի է)։ Պենզիասն ու Վիլսոնն անհանգստացան, երբ համոզվեցին, որ իրենց դետեկտորը շատ ավելի աղմուկ է որսում, քան սպասվում էր։ Աղմուկը որևէ որոշակի ուղղությունից չէր գալիս։ Սկզբում դետեկտորի մեջ թռչնածերտ հայտնաբերեցին, այնուհետև սկսեցին խանգարող այլ հավանական հանգամանքներ որոնել, սակայն շուտով հրաժարվեցին այդ փնտրտուքներից։ Նրանց հայտնի էր, որ մթնոլորտի միջով եկող աղմուկը ուժեղ է լինում, երբ դետեկտորը դեպի երկնակամար ուղղված չէ, որովհետև մոտ հորիզոնից եկող լույսը մթնոլորտի ավելի խիտ շերտի միջով է անցնում, քան ուղիղ գլխավերևից իջնողը։ Հավելյալ աղմուկը նույնն էր, անկախ այն բանից, թե ինչ ուղղությամբ էր դետեկտորն ուղղված, հետևաբար աղմուկը գալիս էր արտամթնոլորտային տարածությունից։ Աղմուկը նույնն էր նաև գիշեր ու ցերեկ և ամբողջ տարվա ընթացքում, հակառակ այն բանի, որը երկիրը պտտվում էր իր առանցքի ու նաև արևի շուրջը։ Դա ցույց էր տալիս, որ ճառագայթումը գալիս էր Արեգակնային համակարգից, նույնիսկ մեր գալակտիկայից դուրս գտնվող աղբյուրից, այլապես աղմուկի ուժգնությունը տարբեր կլիներ երկրագնդի շարժումով պայմանավորված ընդունիչի փոփոխվող դիրքից կախված։ Պարզ է, որ ճառագայթումը դեպի մեզ գալու ճանապարհին անցնում է տեսանելի տիեզերքի մեծ մասով, և քանի որ այն նույնն է բոլոր ուղղություններով, ապա տիեզերքը ևս նույնը պետք է լինի ցանկացած ուղղությամբ, գոնե լայն մասշտաբով վերցված։ Այժմ մենք գիտենք, որ այս աղմուկի ուժգնությունն ինչ ուղղությամբ էլ չափվի, չի փոխվում ավելի քան մեկ հազարերոդ մասով։ Այսպիսով, Պենզիասն ու Վիլսոնը ակամա և անսպասելի կերպով հաստատեցին Ֆրիդմանի առաջին ենթադրության ճշմարտությունը։
Համարյա նույն ժամանակ հարևան Պրինստոնի համալսարանում աշխատող երկու այլ ֆիզիկոսներ՝ Բոբ Դիքը և Ջիմ Փիբլզը ևս սկսեցին հետաքրքրվել միկրոալիքներով։ Նրանց աշխատանքի հիմքում ընկած էր Ալեքսանդր Ֆրիդմանի աշակերտներից մեկի՝ Գեորգի Գամովի այն միտքը, թե նախնական տիեզերքը պետք է որ շատ տաք և խիտ եղած լիներ, սպիտակ շիկացած և փայլուն։ Դիքը և Ֆիբլզը մտածում էին, որ մենք դեռևս տեսնում ենք փայլող նախնական տիեզերքը, որովհետև նրա շատ հեռավոր մասերի լույսը հազիվ մեր օրերում է մեզ հասնում։ Սակայն, քանի որ տիեզերքն ընդարձակվում է, ապա այդ լույսը պետք է այն աստիճան տեղաշարժված լիներ դեպի կարմիր ճառագայթման տիրույթը, որ մեզ հասներ որպես միկրոալիքային ճառագայթում։ Դիքը և Փիբլզը սկսեցին նախապատրաստվել այդ ճառագայթյումը դիտարկելու։ Երբ այդ մասին իմացան Պենզիասն ու Վիլսոնը, գլխի ընկան, որ իրենք արդեն որսացել են նախնական տիեզերքից եկող ճառագայթումը։ Այս հայտնագործության համար Պենզիասն ու Վիլսոնը 1978 թվականին արժանացան Նոբելյան մրցանակի (ինչն, իհարկե, ծանր էր Դիքի և Ֆիբլզի համար՝ մի կողմ թողնելով դեռ Գամովին։)
Այն փաստը, որ ինչ ուղղությամբ էլ նայես, տիեզերքը նույնն է երևում, առաջին հայացքից կարող է մեզ ստիպել մտածել, թե երկիրը տիեզերքում առանձնահատուկ դիրք ունի։ Մասնավորապես այն փաստը, որ մեզ թվում է, թե բոլոր գալակտիկաները հեռանում են մեզանից, կարող է այն տպավորությունը թողնել, թե մենք պետք է տիեզերքի կենտրոնում գտնվենք։ Չմոռանանք, սակայն, որ գոյություն ունի այլընտրական մի բացատրություն ևս, երբ տիեզերքը դիտարկվում է այլ գալակտիկաներից, այն դարձյալ ամեն ուղղությամբ նույնատեսակ կարող է երևալ։ Ինչպես ասվեց, սա Ֆրիդմանի երկրորդ ենթադրությունն էր։ Մենք այս ենթադրության կողմ կամ դեմ որևէ գիտական փաստարկ չունենք։ Սակայն համեստությունը պահանջում է ընդունել այն, այլապես շատ ուշագրավ կլիներ, որ տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնատեսակ լիներ լոկ մեր շրջապատում, բայց ոչ տիեզերքի այլ կետերի համար։ Ֆրիդմանի մոդելում բոլոր գալակտիկաները ուղղակի իրարից հեռանում են։ Վիճակը նման է օդապարիկի, որի վրա որոշ թվով կետեր են նկարված, իսկ օդապարիկը ընդարձակվում է։ Ընդարձակման հետ ցանկացած երկու կետերի միջև եղած հեռավորությունը մեծանում է, սակայն չի կարելի ասել, թե որևէ կետ ընդարձակման կենտրոնն է։ Ավելին, որքան կետերն իրարից հեռու են, նրանք այնքան արագ կհեռանան միմյանցից։ Նույն ձևով, Ֆրիդմանի մոդելում գալակտիկաների՝ միմյանցից հեռանալու արագությունը համեմատական է նրանց միջև եղած հեռավորությանը։ Այսպիսով, դա կանխագուշակում է, որ գալակտիկայի կարմիր շեղումը պետք է ուղիղ համեմատական լինի մեզանից նրա ունեցած հեռավորությանը, ճիշտ այնպես, ինչպես հաստատել էր Հաբլը։ Չնայած իր մոդելի հաջողությանն ու Հաբլի դիտարկումների կանխագուշակմանը, Ֆրիդմանի աշխատանքներն Արևմուտքին անհայտ մնացին, մինչև 1935 թվականին ամերիկացի ֆիզիկոս Հովարդ Ռոբերտսոնն ու անգլիացի մաթեմատիկոս Արթուր Ուոքերը նման մոդելներ առաջարկեցին՝ բացատրելու համար Հաբլի հայտնագործությունը՝ տիեզերքի համաչափ ընդարձակման մասին։
Այնուամենայնիվ, Ֆրիդմանն իր երկու հիմնական ենթադրությունների հիման վրա առաջարկել էր ընդարձակվող տիեզերքի միայն մեկ մոդել, թեև իրականում հնարավոր են երեքը։ Առաջին մոդելի դեպքում (որն առաջարկել էր Ֆրիդմանը) տիեզերքն ընդարձակվում է բավականին դանդաղ, ընդ որում տարբեր գալակտիկաների միջև գործող գրավիտացիոն ձգողությունն ստիպում է, որ ընդարձակումը դանդաղի և վերջապես կանգ առնի։ Այնուհետև գալակտիկաները սկսում են իրար մոտենալ, և տիեզերքը սեղմվում է։ Նկ․3.2֊ում ցույց է տրված, թե ինչպես է փոխվում երկու հարևան գալակտիկաների միջև եղած հեռավորությունը ժամանակի ընթացքում։ Այն սկսվում է զերոյից, աճում է մինչև առավելագույնը, ապա նվազում և նորից հասնում է զերոյի։ Երկրորդ մոդելը ցույց է տալիս, որ տիեզերքն այնքան արագ է ընդարձակվում, որ գրավիտացիոն ձգողականությունը երբեք չի կարողանում այն կասեցնել, թեև ինչ֊որ չափով դանդաղեցնում է։ Նկ․ 3.3֊ը ցույց է տալիս երկու հարևան գալակտիկաների միջհեռավորությունը այս մոդելում։ Այն սկսվում է զերոյից, աճում է արագ, իսկ ժամանակի ընթացքում երկու գալակտիկաները շարունակում են իրարից հեռանալ համաչափ արագությամբ։ Վերջապես, կա նաև լուծման 3-րդ մոդելը, որում տիեզերքը ընդարձակվում է հենց այնպիսի արագությամբ, որ նրա վերստին սեղմվելը (կոլապսվելը) հնարավոր չէ։ Նկ․ 3.4-ում ցույց է տրված, որ այդ դեպքում հեռավորությունը սկսում է զերոյից և աճում է մշտապես։ Սակայն այն արագությունը, որով գալակտիկաները հեռանում են իրարից, աստիճանաբար փոքրանում է, թեև զերոյի երբեք չի հասնում։
Ֆրիդմանի առաջին մոդելի ուշագրավ առանձնահատկությունն այն է, որ նրանում տիեզերքը տարածության մեջ անսահման չէ, բայց տարածությունն էլ որևէ սահմանագիծ չունի։ Ձգողության ուժն այնքան ուժեղ է, որ տարածությունն ինքն իր վրա կորացել է, ինչպես երկրի մակերևույթը։ Եթե մեկը ճամբորդի մի որոշակի ուղղությամբ երկրագնդի մակերևույթով, նա երբեք անանցանելի արգելքի չի հանդիպի և դուրս չի գլորվի այնտեղից, այլ ի վերջո կգա կհասնի այնտեղ, որտեղից դուրս էր եկել։ Ֆրիդմանի առաջին մոդելում տիեզերքը հենց այդպիսին է, սակայն եռաչափ է և ոչ թե երկչափ, ինչպես երկրագնդի մակերևույթը։ Չորրորդ չափը՝ ժամանակը, նույնպես վերջավոր է՝ նման երկու ծայր կամ սահմանագիծ՝ մի սկիզբ և մի վերջ ունեցող գծի։ Հետագայում կտեսնենք, որ երբ ընդհանուր հարաբերականույթունը միացվի քվանտային մեխանիկայի անորոշության սկզբունքի հետ, հնարավոր կդառնա, որ այդ երկուսն էլ՝ և՛ տարածությունը, և՛ ժամանակը, վերջավոր լինեն՝ առանց ծայրակետի սահմանագծի։
Այն միտքը, թե կարելի է տիեզերքի շուրջ պտտվել և վերադառնալ ելման կետ, լավ գիտական վիպագրության նյութ է, բայց դա գործնական մեծ նշանակություն ունենալ չի կարող, որովհետև կարելի է ցույց տալ, որ մինչև մարդ ավարտի իր ճամբորդությունը, տիեզերքը կսեղմվի (կկոլապսվի) իր զերոյական ծավալին։ Որպեսզի ճամփորդը վերադառնա ելման կետ տիեզերքի վախճանից առաջ, նա պետք լույսից ավելի արագ շարժվի, ինչը հնարավոր չէ։
Ֆրիդմանի առաջին մոդելի պարագյում, երբ տիեզերքն ընդարձակվում և սեղմվում է, տարածությունն ինքն իր վրա կորանում է երկրագնդի մակերևույթի նման։ Հետևաբար տիեզերքը չափերով վերջավոր է։ Երկրորդ մոդելի դեպքում, երբ տիեզերքն ընդարձակվում է ընդմիշտ, տարածությունը կորացած է այլ կերպ՝ ինչպես թամբի մակերևույթն է։ Հետևաբար այս դեպքում տարածությունն անսահման է։ Վերջապես, Ֆրիդմանի երրորդ մոդելի պարագայում, երբ ընդարձակումը տեղի է ունենում ճիշտ կրիտիկական արագությամբ, տարածությունը հարթ է (հետևաբար նույնպես անսահման է)։
Բայց Ֆրիդմանի ո՞ր մոդելն է նկարագրում մեր տիեզերքը։ Արդյո՞ք տիեզերքը պիտի դադարի ընդարձակվել ու սկսի սեղմվել, թե՞ առհավետ պիտի ընդարձակվի։ Այս հարցին պատասխանելու համար մենք պետք է իմանանք տիեզերքի ընդարձակման ներկայիս արագությունը և միջին խտությունը։ Եթե խտությունը փոքր է որոշակի կրիտիկական արժեքից, որը որոշվում է ընդարձակման արագությամբ, ապա գրավիտացիոն ձգողականությունը նույնպես թույլ կլինի ընդարձակումը կանգնեցնելու համար։ Եթե խտությունը մեծ է այդ կրիտիկական արժեքից, ապա ձգողությունը կդադարեցնի ընդարձակումը որոշ ժամանակ անց և կստիպի, որ տիեզերքը սեղմվի։
Տիեզերքի ընդարձակման ներկայիս արագությունը կարելի է որոշել Դոպլերի էֆեկտի օգնությամբ, չափելով մյուս գալակտիկաների՝ մեզանից հեռանալու արագությունը։ Սա կարելի է իրականացնել մեծ ճշտությամբ։ Սակայն գալակտիկաների հեռավորությունները ճշգրիտ հայտնի չեն, որովհետև մենք դրանք կարող ենք չափել միայն անուղղակի եղանակով։ Մեր ողջ իմացածն այն է, որ տիեզերքը յուրաքանչյուր հազար միլիոն տարում ընդարձակվում է 5֊ից 10 տոկոսով։ Դժբախտաբար, տիեզերքի այժմյան խտության մասին մեր գիտելիքներն ավելի անորոշ են։ Եթե գումարենք մեր և մյուս գալակտիկաների տեսանելի աստղերի զանգվածները, ապա ստացված ամբողջ քանակությունը չի անցնում այն զանգվածի մեկ հարյուրերորդական մասից, որը հարկավոր էր, որպեսզի տիեզերքի ընդարձակումը կանգ առներ՝ նույնիսկ ընդարձակման արագության նվազագույն արժեքի դեպքում։ Սակայն ինչպես մեր, այնպես էլ այլ գալակտիկաներ պիտի պարունակեն մեծ քանակությամբ «սև նյութ», որն ուղղակի տեսնել չենք կարող, բայց գիտենք, որ այն առկա է, որովհետև գրավիտացիոն ձգողությամբ ազդում է գալակտիկաներում գտնվող աստղերի շարժման հետագծերի վրա։ Դեռ ավելին, գալակտիկաներից շատերը հավաքված են կույտերով, և մենք նույն ձևով գալակտիկաների շարժման վրա թողած ազդեցությունից կարող ենք եզրակացնել, որ գալակտիկաների միջև այդ կույտերում «սև նյութ» կա։ Եթե ավելացնենք նաև այդ սև նյութի զանգվածը, ապա կունենանք ընդարձակումը կանգնեցնելու համար հարկավոր քանակության մեկ տասներորդի չափ զանգված։ Այնուամենայնիվ բացառված չէ նաև, որ կարող են լինել նյութի այլ ձևեր՝ տիեզերքում համաչափորեն տարածված, որոնք մենք դեռևս չենք կարողացել հայտնաբերել, և այսպիսով, տիեզերքի միջին խտությունն ավելի բարձր կլինի այն կրիտիկական արժեքից, որը հարկավոր է տիեզերքի ընդարձակումը կանգնեցնելու համար։ Հետևաբար այսօր դեռևս կարելի է ասել, որ տիեզերքն ընդմիշտ ընդարձակվելու է։ Բայց, վստահորեն կարելի է ասել նաև, որ եթե տիեզերքը կոլապսվելու է, ապա դա ավելի շուտ, քան տաս հազար միլիոն տարի հետո չի կարող լինել, քանի որ այն արդեն այդքան ժամանակ ի վեր ընդարձակվում է։ Բայց մտահոգվելու կարիք չկա, որովհետև, եթե մարդկությանը մինչ այդ չհաջողվի մեր Արեգակնային համակարգից դուրս գաղթօջախ ստեղծել, ապա մենք, շատ ավելի շուտ, մեր արևի հետ արդեն ոչնչացած կլինենք։
Ֆրիդմանի բոլոր լուծումներին առանձնահատուկ է այն, որ ինչ֊որ ժամանակ հեռավոր անցյալում (տասից քսան հազար միլիոն տարի առաջ) հարևան գալակտիկաների միջև հեռավորությունը եղել է զերո։ Այն ժամանակ, որը մենք անվանում ենք Մեծ պայթյուն, տիեզերքի խտությունը ևս տարածություն֊ժամանակի կորությունը անսահման մեծ են եղել։ Քանի որ մաթեմատիկան անզոր է անսահմանության դեպքում, ուստի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը (որի վրա հիմնված են Ֆրիդմանի լուծումները) կանխագուշակում է, որ տիեզերքում կա մի կետ, որտեղ տեսությունն ինքը իր ուժը կորցնում է։ Այսպիսի կետը մաթեմատիկորեն կոչվում է եզակիություն (սինգուլյարություն)։ Մեր բոլորի գիտական տեսությունները փաստորեն ձևակերպված են՝ ելնելով այն ենթադրությունից, թե տարածություն֊ժամանակը ողորկ է և համարյա հարթ։ Հենց այդ պատճառով էլ Մեծ պայթյունի եզակիության կետում, որտեղ տարածություն֊ժամանակի կորությունը անսահման է, տեսությունն իր ուժը կորցնում է։ Սա նշանակում է, որ եթե նույնիսկ Մեծ պայթյունից առաջ որոշ դեպքեր տեղի ունեցել են, ապա դրանք կարելի է օգտագործել հետագայում կատարվելիքը որոշելու համար, որովհետև Մեծ պայթյունի կետում տեսությունը զրկվում է կանխագուշակելու կարողությունից։ Նույն ձևով, եթե մեզ հայտնի է հետևանքը, ապա մենք կարող ենք իմանալ, թե ինչ է եղել միայն Մեծ պայթյունից հետո, իսկ դրանից առաջ՝ ոչ։
Այսպիսով, մեզ համար նշանակություն չունի, թե ինչ դեպքեր են տեղի ունեցել Մեծ պայթյունից առաջ, քանի որ դրանք չեն կարող տեղ գտնել տիեզերքի գիտական մոդելում, դուրս են մնում մոդելից, և այդ պատճառով ասում ենք, որ ժամանակը սկիզբ է առել Մեծ պայթյունից։
Շատերը չէին պաշտպանում այն տեսակետը, թե ժամանակը սկիզբ է ունեցել, հավանաբար այն պատճառով, որ դա հակասում էր աստվածային ազատ միջամտությանը։ (Կաթոլիկ եկեղեցին, սակայն, համակրանքով ընդունեց Մեծ պայթյունի մոդելը և 1951 թվականին պաշտոնապես հայտարարեց, որ դա համապատասխանում է Աստվածաշնչին)։ Շատ փորձեր են եղել խուսափելու Մեծ պայթյունի գաղափարից։ Լայն տարածություն գտավ, այսպես կոչված, կայուն վիճակի տեսությունը։ Այս առաջարկությունն արեցին1948֊ին ֆաշիստների գրաված Ավստրիայից փախած Հերման Բոնդին և Թոմաս Գոլդը, անգլիացի Ֆրեդ Հոլլի հետ միասին, որը պատերազմի ժամանակ նրանց հետ աշխատել էր ռադարի կատարելագործման վրա։ Այս տեսության էությունն այն էր, որ միմյանցից հեռացող գալակտիկաների միջև առաջացած ճեղքվածքում շարունակաբար նոր գալակտիկաներ են ծնվում՝ անընդհատ առաջացող նոր նյութից։ Հետևաբար տիեզերքը նույնանման պետք է երևա բոլոր ժամանակներում և բոլոր կետերից։ Կայուն վիճակի տեսությունը պահանջում էր փոփոխություն մտցնել ընդհանուր հարաբերականության մեջ՝ հաշվի առնելու համար նյութի շարունակական առաջացումը։ Պետք է ասել, սակայն, որ նյութի առաջացման այդ արագությունը շատ փոքր էր (տարեկան մեկ մասնիկ մեկ խորանարդ կիլոմետրում) և փորձին չէր հակասում։ Համաձայն առաջին գլխում տրված բացատության, լավ է այն գիտական տեսությունը, որը պարզ է և ի վիճակի է այնպիսի կանխագուշակումներ անել, որոնք կարելի է փորձնականորեն ստուգել։ Այս կանխագուշակումներից մեկն այն էր, որ գալակտիկաների կամ նման առարկաների թիվը տարածության որևէ որոշակի ծավալում պետք է նույնը լինի, անկախ տեղից և դիտարկման ժամանակից։ 1950֊ի վերջերին և 1960֊ի սկզբներին Քեմբրիջում մի խումբ աստղագետներ, Մարտին Ռայլի ղեկավարությամբ (որը Բոնդի, Գոլդի և Հոլլի հետ պատերազմի ժամանակ նույնպես աշխատել էր ռադարի վրա) սկսեցին ուսումնասիրել հեռավոր տարածությունից առաքված ռադիոալիքների աղբյուրները։ Քեմբրիջյան խումբը ցույց տվեց, որ այս ռադիոաղբյուրների մեծ մասը մեր գալակտիկայից դուրս է գտնվում (իրոք շատ աղբյուրներ կարելի էր նույնացնել այլ գալակտիկաների հետ) և թույլ աղբյուրների թիվը ուժեղների համեմատ շատ ավելի մեծ է։
Նրանք եզրակացրին, որ ուժեղ աղբյուրները մեզ մոտիկ են, իսկ թույլերը՝ հեռու։ Հետագայում պարզվեց, որ մոտիկ գտնվող աղբյուրների թիվը միավոր ծավալում ավելի փոքր է, քան հեռու գտնվող աղբյուրների թիվը։ Սա նշանակում էր, որ մենք գտնվում ենք տիեզերքի մի մեծ հատվածի կենտրոնում, որում ճառագայթող աղբյուրների թիվն ավելի փոքր է, քան այլուր։ Դա կարող էր նշանակել նաև, որ անցյալում, երբ ռադիոալիքները սկսել են շարժվել դեպի մեզ, ճառագայթող աղբյուրների թիվը տիեզերքում ավելի մեծ է եղել, քան այսօր։ Երկու բացատրություններն էլ հակասում էին կայուն վիճակի տեսությանը։ Դեռ ավելին, 1965֊ին Պենզիասի և Վիլսոնի մեկրոալիքային ճառագայթման հայտնագործությունը նշանակում էր, որ անցյալում տիեզերքն ավելի խիտ է եղել, քան այժմ։ Այսպիսով հարկ եղավ հրաժարվել կայուն վիճակի տեսությունից։
1963֊ին երկու ռուս գիտնականներ՝ Եվգենի Լիֆշիցը և Իսահակ Խալատնիկովը փորձեցին հրաժարվել Մեծ պայթյունից և, հետևաբար, այն մտքից, թե ժամանակը սկիզբ է ունեցել։ Նրանց կարծիքով՝ Մեծ պայթյունը ֆրիդմանյան մոդելների առանձնահատկությունն է, որոնք տալիս են տիեզերքի միայն մոտավոր պատկերացում։ Տիեզերքի բոլոր մոտավոր մոդելներից միայն Ֆրիդմանի մոդելներն են, որ ունեն Մեծ պայթյունի եզակիություն։ Ֆրիդմանի մոդելների համաձայն, բոլոր գալակտիկաները հեռանում են միմյանցից, հետևաբար բնավ զարմանալի չէ, որ անցյալում ինչ֊որ ժամանակ բոլորը նույն տեղում եղած լինեն։ Իրականում, սակայն, գալակտիկաները ոչ միայն միմյանցից հեռանում են, այլ ունեն նաև կողմնային շարժման փոքր արագություններ։ Այսպիսով իրականում հազիվ թե նրանք բոլորը նույն տեղում գտնվեին, այլ կգտնվեին իրար շատ մոտ մի տիրույթում։ Թերևս, ուրեմն, ներկայիս ընդարձակվող տիեզերքը առաջացել է ոչ այնքան Մեծ պայթյունի եզակիությունից, որքան նախօրոք սեղմված մի փուլից։ Երբ տիեզերքը կոլապսվում է, ոչ բոլոր մասնիկներն են մերձենում իրար, այլ մեկը մյուսի կողքով է անցնում, իսկ այնուհետև հեռանալով իրարից, առաջացնում են այժմյան ընդարձակվող տիեզերքը։ Այսպիսով, ինչպե՞ս կարելի է ասել, թե իրական տիեզերքը կարող էր սկիզբ առնել Մեծ պայթյունից։ Փաստորեն Լիֆշիցը և Խալատնիկովը շարունակեցին ուսումնասիրել մոտավորապես այնպիսի մոդելներ, ինչպիսիք առաջարկել էր Ֆրիդմանը, միայն այն տարբերությամբ, որ այստեղ հաշվի էին առնվում գալակտիկաների շարժման որոշ անհարթությունները և անկանոն կողմնային արագությունները։ Նրանք ցույց տվեցին, որ թեև գալակտիկաները այլևս ուղղակիորեն իրարից չէին հեռանում, սակայն հնարավոր է, որ սկիզբ առած լինեն Մեծ պայթյունից։ Համենայն դեպս այս բանը տեղի կունենար բացառիկ մի քանի մոդելների համար, երբ բոլոր գալակտիկաները շարժվեցին ճիշտ պահանջված ուղղությամբ։ Նրանք փաստարկում էին նաև այն, թե, քանի որ շատ ավելի մեծ թվով ֆրիդմանատիպ մոդելներ կարող են լինել առանց Մեծ պայթյունի եզակիության, ուստի կարելի է եզրակացնել, որ իրականում Մեծ պայթյուն չի եղել։ Հետագայում նրանք գտան, որ գոյություն ունի ֆրիդմանյան մոդելների մի լայն դաս, որը եզակիություն ունի, և պարտադիր չէ, որ գալակտիկաները շարժվեն հատուկ ձևով։ Այսպիսով 1970 թվականին նրանք հրաժարվեցին իրենց պահանջից։
Լիֆշիցի և Խալատնիկովի աշխատությունն արժեքավոր է այն իմաստով, որ ցույց տվեց, որ տիեզերքը կարող է միայն մեկ եզակիություն ունենալ, մի Մեծ պայթյուն, եթե ճիշտ է հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը։ Նրանց սակայն չհաջողվեց լուծել վճռական հարցը։ Արդյո՞ք ընդհանուր հարաբերականությունը կանխագուշակում է, որ մեր տիեզերքը պետք է ունեցած լինի Մեծ պայթյուն և ժամանակի կսիզբ։ Այս հարցի պատասխանը տրվեց 1965֊ին, երբ անգլիացի մաթեմատիկոս և ֆիզիկոս Ռոջեր Պենրոուզը ներմուծեց հարցի քննարկման բոլորովին այլ մի մոտեցում։ Օգտագործելով լուսակոների վարքագիծը ընդհանուր հարաբերականության մեջ և այն փաստը, որ ծանրության ուժը ձգողական բնույթ ունի, Պենրոուզը ցույց տվեց, որ իր ծանրության ուժի տակ կոլապսվող աստղը շրջափակվում է մի մարզում, որի մակերեսն ի վերջո նվազում է մինչև զերո։ Եվ որովհետև մակերեսը դառնում է զերո, ապա ծավալը նույնպես կդառնա զերո։ Աստղի ողջ զանգվածը կսեղմվի զերո ծավալով տիրույթում, որի հետևանքով նյութի խտությունը և տարածություն֊ժամանակի կորությունը կդառնան անսահման։ Այլ կերպ ասած, տարածություն֊ժամանակի որոշակի տիրույթում առաջանում է մի եզակիություն, ինչը հայտնի է որպես սև խոռոչ։
Առաջին հայացքից թվում էր, որ Պենրոուզի ստացած արդյունքը վերաբերում էր լոկ աստղերին։ Ոչինչ չէր ասված այն մասին, թե արդյո՞ք տիեզերքն ամբողջությամբ վերցրած անցյալում ունեցել է Մեծ պայթյունի եզակիություն։ Երբ Պենրոուզը ներկայացրեց իր թեորեմը, ես սովորում էի ասպիրանտուրայում և հուսահատորեն փնտրում էի այնպիսի մի հիմնահարց, որ հնարավոր դարձներ իմ դոկտորական ատենախոսության ավարտը։ Երկու տարի առաջ ախտորոշել էին, որ ես տառապում եմ ԱԿՍ֊ով, որը սովորաբար կոչվում է Լու Գեհրիգի, կամ շարժողական նեյրոնի հիվանդություն, և հասկացրել էին, որ ես ընդամենը մեկ կամ երկու տարվա կյանք ունեմ։ Իրերի այսպիսի վիճակում հազիվ թե իմաստ ունենար դոկտորական ատենախոսության վրա աշխատելը, քանի որ չէի մտածում, որ կապրեմ այդքան երկար։ Սակայն, երկու տարին արդեն անցել էր, և իմ վիճակը այնքան էլ վատ չէր։ Դեռ ավելին, առողջական վիճակս այնպիսին էր, որ նշանվել էի սքանչելի մի աղջկա՝ Ջեյն Ուայլդի հետ։ Բայց ամուսնանալու համար ինձ աշխատանք էր հարկավոր, իսկ աշխատանք գտնելու համար՝ դոկտորական աստիճան։
1965 թվականին ես ուշադիր կարդացի Պենրոուզի թեորեմը այն մասին, որ երբ որևէ մարմին ենթարկվում է գրավիտացիոն կոլապսի, վերջում պետք է մի եզակիություն առաջանա։ Անմիջապես գլխի ընկա, որ եթե Պենրոուզի թեորեմի մեջ ժամանակի ուղղությունը շրջենք, այսինքն մարմնի սեղմվելը փոխարինենք նրա ընդարձակումով, ապա թեորեմի պայմանները կմնան ուժի մեջ այն պայմանով, որ տիեզերքը մոտավորապես լինի այնպիսին, ինչպիսին լայն մասշտաբով վերցված Ֆրիդմանի մոդելն է։ Պենրոուզի թեորեմը ցույց տվեց, որ ցանկացած կոլապսվող աստղ պետք է վերջ գտնի եզակիության առաջացումով։ Միաժամանակ շրջված ժամանակի փաստարկը բացահայտեց, որ ցանկացած ֆրիդմանատիպ ընդարձակվող տիեզերք եզակիությամբ պիտի սկսվեր։ Զուտ տեխնիկական պատճառներով Պենրոուզի թեորեմը պահանջում էր, որ տիեզերքն անսահման լինի տարածության մեջ։ Այս բանը ես կարողացա փաստորեն օգտագործել ապացուցելու համար, որ եզակիություն կառաջանար լոկ այն դեպքում, երբ տիեզերքը ընդարձակվեր այնպիսի արագությամբ, որը բացառեր կոլապսի կրկնությունը։ (Քանի որ միայն այդպիսի ֆրիդմանյան մոդելներն են անսահման տարածության մեջ)։
Հաջորդ մի քանի տարիների ընթացքում ես մշակեցի մի նոր մաթեմատիկական ապարատ, որպեսզի այս և այլ տեխնիկական պայմաններից մաքրեմ եզակիությունների առաջացումն ապացուցող թեորեմները։
Վերջնական արդյունքն եղավ այն հաղորդագրությունը, որը Պենրոուզն ու ես հրատարակեցինք 1970֊ին, որտեղ վերջնականապես ապացուցվեց, որ մի Մեծ պայթյունի եզակիություն պետք է եղած լինի, պայմանով, որ ճիշտ է ընդհանուր հարաբերականությունը, և տիեզերքը պարունակում է այնքան նյութ, որքան մենք դիտարկել ենք։ Մեր աշխատանքը շատ մեծ ընդդիմության հանդիպեց, մասամբ խորհրդային գիտնականների կողմից, գիտական դետերմինիզմի նկատմամբ նրանց տածած մարքսիստական աշխարհայացքի պատճառով, մասամբ էլ նրանց կողմից, ում համար անհանդուրժելի էր հենց եզակիության միտքը և փչացնում էր Էնշտեյնի տեսության հմայքը։ Այնուամենայնիվ, ոչ ոք չէր կարող վիճարկել մաթեմատիկական թեորեմը։ Հետևաբար, մեր աշխատանքը վերջապես ընդհանուր ճանաչում գտավ և գրեթե ամեն ոք ընդունեց, որ տիեզերքն առաջացել է Մեծ պայթյունի եզակիությունից։ Թերևս գիտության հեգնանքն է այն, որ այսօր ես փոխել եմ իմ կարծիքը և աշխատում եմ համոզել ուրիշ ֆիզիկոսների, որ տիեզերքի սկզբնավորման ժամանակ փաստորեն ոչ մի եզակիություն չի եղել և, ինչպես հետագայում կտեսնեք, այդ եզակիությունը կանհետանա, հենց որ հաշվի առնվեն քվանտային ներգործությունները։
Այս գլխում տեսանք, թե ինչպես հազարամյակների ընթացքում տիեզերքի մասին մարդկային մտքի ստեղծած պատկերացումները մի հիսնամյակից ավելի կարճ ժամանակում հսկայական փոփոխության ենթարկվեցին։ Այս ամենի համար ելակետ եղան Հաբլի հայտնագործությունը ընդարձակվող տիեզերքի մասին և այն բանի գիտակցումը, որ անծայրածիր տիեզերքում մեր մոլորակը աննշմարելի է։ Մինչ կուտակվում էին փորձնական և տեսական փաստերը, գնալով պարզ դարձավ, որ տիեզերքը ժամանակի մեջ պետք է որ մի սկիզբ ունեցած լինի։ 1970֊ին Պենրոուզն ու ես վերջնականապես ապացուցեցինք այս բանը՝ Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսության հիման վրա։ Սակայն հենց մեր ապացույցը ցույց տվեց, որ Էյնշտեյնի ընդհանուր հարաբերականության տեսությունն անկատար է։ Այդ տեսությունը մեզ չի կարող ասել, թե ինչպես է սկիզբ առել տիեզերքը, քանի որ այն կանխագուշակում է, որ բոլոր ֆիզիկական տեսությունները, ներառյալ նաև ինքը, կորցնում են իրենց ուժը, երբ հարցը վերաբերում է տիեզերքի սկզբնավորմանը։
Հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը մասնակի մի տեսություն լինելով հանդերձ, այնուամենայնիվ, ակնարկում է այն մասին, որ եզակիության թեորեմները նշանակում են, որ վաղ շրջանում եղել է մի ժամանակ, երբ տիեզերքն այնքան փոքր էր, որ չենք կարող այլևս անտեսել փոքր մասշտաբի այն երևույթները, որոնցով զբաղվում է քսաներորդ դարի մեկ այլ մասնակի հզոր տեսություն՝ քվանտային մեխանիկան։
Այս պատճառով, 1970֊ականների սկզբին ստիպված եղանք մեր ուշադրությունը շեղել արտակարգ ծավալունի տեսությունից դեպի արտակարգ փոքրի տեսությունը, ըմբռնելու համար տիեզերքի բուն էությունը։ Հաջորդ գլխում մենք կնկարագրենք քվանտային մեխանիկայի էությունը, որպեսզի պատրաստ լինենք հետագայում փորձել միավորելու այս երկու մասնակի հզոր տեսությունները մեկում՝ գրավիտացիոն քվանտային տեսության մեջ։