Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 207
Пекка Теерикор
Эта «подходящая» плотность во вселенной Эйнштейна — де Ситтера называется критической плотностью. Если материя равномерно распределена по пространству, то при критической плотности куб со стороной в миллион километров должен содержать всего лишь 9 кг вещества. Реальная плотность вещества всех массивных небесных тел, вероятно, равна одной трети критической плотности, и это дает хорошее представление о пустоте Вселенной. Если бы этот куб со стороной в миллион километров был заполнен воздухом, которым мы дышим, он весил бы 1027 кг!
Галерея возможных миров.
Существует четыре основных типа вселенных Фридмана. У первых трех типов космологический лямбда-член равен нулю, поэтому в них нет всемирного отталкивания. Это следующие типы: вселенные со сферической геометрией, с гиперболической геометрией и между ними — плоская вселенная Эйнштейна-де Ситтера. Кроме того, четвертую обширную группу образуют вселенные, у которых лямбда-член не равен нулю. При чтении дальнейшего описания рекомендуем читателю обращаться к рис. 23.6 и табл. 23.1, где все это суммировано.
При нулевой лямбде, если средняя плотность вселенной больше критической, ее геометрия сферическая, или замкнутая. А если количество вещества меньше критического уровня, то пространство гиперболическое. Фактически, общая теория относительности говорит нам, что статическое пространство, в котором галактики неподвижны друг относительно друга, невозможно в принципе. Вся система галактик находится либо в состоянии сжатия, когда галактики приближаются друг к другу, либо же в состоянии расширения, когда они удаляются друг от друга (рис. 23.5). Это похоже на ситуацию с камнем, брошенным вверх: он либо летит вверх, либо падает вниз, но не может остановиться и плавать на постоянной высоте.
Ненулевая лямбда может компенсировать, хотя бы частично, тяготение вещества. Особый случай — это модель, где лямбда-член так точно дополняет плотность вещества, что полная плотность приближается к критической. В этом случае общая геометрия плоская. Именно к этому типу относится стандартная модель, которая в соответствии с нашими сегодняшними знаниями оказывается ближе всего к реальности. В стандартной и гиперболической моделях, а также в модели Эйнштейна-де Ситтера, пространство Вселенной простирается на бесконечное расстояние, поэтому такие модели Вселенной называют открытыми. Они содержат бесконечное число галактик. А замкнутая фридмановская модель имеет конечный (хотя и изменяющийся) объем, как и статическая модель Эйнштейна 1917 года, и содержит конечное число галактик.