Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 206

Наряду с конечным объемом, другая важная особенность модели Эйнштейна — ее статичность: звезды в среднем неподвижны друг относительно друга, и геометрия неизменна. В то время астрономические наблюдения не противоречили предположению о статичности. Хотя уже были измерены скорости удаления некоторых туманностей, но дискуссия об их значимости еще только начиналась. Эйнштейн интуитивно предпочитал неизменную Вселенную.

Эйнштейн дорого заплатил за свою неподвижную Вселенную. Как до него фон Зелигер вынужден был модифицировать теорию гравитации Ньютона, чтобы сделать возможной бесконечную статическую Вселенную, так же и Эйнштейн был вынужден добавить так называемый лямбда-член (или космологическую постоянную) в свои уравнения. Физическое явление, которое описывается этой величиной, можно рассматривать как всемирное отталкивание, которое незаметно на малых расстояниях, масштаба Солнечной системы, но становится значимым в масштабах Вселенной.

Эйнштейн не был удовлетворен таким обобщением своей теории и позже называл лямбда-член «самой большой ошибкой в своей жизни». Действительно, без этой постоянной он мог бы предсказать расширение Вселенной еще до того, как это явление открыл Хаббл. Более того, эта модель не обеспечивала сохранение стационарности Вселенной. Артур Эддингтон позже показал, что в модели Эйнштейна Вселенная неустойчива и должна начать катастрофически сжиматься или расширяться. Как Ньютон, так и Эйнштейн вынуждены были признать, что не так-то просто создать вселенную, которая будет оставаться неподвижной. В наши дни идея космического отталкивания вновь стала частью нашей космологической картины мира, но мы обсудим это ниже.

Фридмановские модели мира.

Модели Вселенной, используемые в настоящее время, разработал российский ученый Александр Александрович Фридман (1888–1925). Он был профессором математики Санкт-Петербургского университета и специалистом по только что созданной в те дни общей теории относительности. Свое исследование под названием «О кривизне пространства» он опубликовал в 1922 году в ведущем научном журнале Zeitschrift fiir Physik. Через два года появилась его вторая статья на ту же тему «О возможности Вселенной с постоянной отрицательной кривизной пространства». Эти работы стали поворотной точкой в космологии, но на них почти никто не обратил внимания. Через год после публикации своей второй статьи Фридман заболел и умер. В 1927 году Жорж Леметр переоткрыл такие модели мира, которые теперь известны как вселенные Фридмана (рис. 23.4).

Фридман показал, что уравнения Эйнштейна имеют нестационарные решения, которые могут описывать реальный мир. Как и Эйнштейн, он предполагал, что материя равномерно распределена по пространству, но не требовал, чтобы плотность материи оставалась постоянной. Следовательно, даже если кривизна пространства-времени всюду одинакова в данное универсальное время, со временем она меняется: Вселенная либо сжимается, либо расширяется. Одна из моделей Фридмана имеет собственное название — вселенная Эйнштейна — де Ситтера в честь Эйнштейна и голландского астронома Виллема де Ситтера, который обсуждал эту модель в своей публикации 1932 года. Плотность материи в этой модели такова, что пространство такой вселенной всегда остается плоским (евклидовым).