Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 208

Вначале Эйнштейн с подозрением отнесся к результатам Фридмана и в том же Zeitschriftfür Physik, где была опубликована модель Фридмана, поместил ее критику из пяти предложений. Он утверждал, что Фридман, на самом деле, доказал, что единственно возможной моделью является статическая модель. Но весной 1923 года в том же журнале появились четыре предложения Эйнштейна, в которых он признал, что его критика была ошибочной: в его расчеты вкралась небольшая ошибка, и теперь он считает «результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет».

Закон Хаббла, который мы обсуждали выше, как раз служит необходимым наблюдательным тестом для подтверждения моделей Фридмана. Очевидно, что Вселенная расширяется. Если правильной моделью окажется замкнутая фридмановская модель Вселенной (хотя похоже, что это не так), то однажды расширение сменится сжатием. В этом случае галактики упадут друг на друга и в конце концов структура Вселенной будет разрушена. В открытой модели мира и в модели Эйнштейнаде Ситтера расширение происходит вечно, хотя и постепенно замедляется. В стандартной модели расширение происходит не только вечно, но и с ускорением (см. табл. 23.1).

Таблица 23.1. Фридмановские модели мира.

Если сейчас галактики разбегаются друг от друга, значит, в прошлом они должны были располагаться ближе, а в некоторую далекую эпоху все они находились рядом. Следовательно, расширяющаяся Вселенная имеет конечный возраст. Тогда должно было случиться начальное событие — Большой взрыв, — которое привело материю Вселенной в состояние расширения.

Рис. 23.6. Эволюция разных «вселенных» со временем. Можно считать, что по вертикальной оси отложено среднее расстояние между типичными галактиками как функция времени. Верхняя кривая — наиболее популярная сейчас модель с ненулевым лямбда-членом — в нашу эпоху демонстрирует ускоренное расширение. Под ней все кривые с нулевым лямбда-членом, без ускорения. Вторая линия сверху — «гиперболическая» модель, в которой гравитация вызывает замедление, не оказывающее сильного влияния на расширение. Третья линия сверху — модель с критической плотностью, в которой расширение постепенно тормозится замедлением. Нижняя кривая — модель с высокой плотностью, в которой гравитация останавливает расширение и вынуждает галактики вновь сближаться. Рисунок: NASA.

Ускоряющаяся Вселенная.

Причина, по которой расширение Вселенной может ускоряться, кроется в космологическом лямбда-члене в уравнениях Эйнштейна. Может ли на самом деле лямбда-член иметь ненулевое значение? Иными словами, существует ли всемирное гравитационное отталкивание (антигравитация, как это иногда называют)? Ответить на этот вопрос могут дать только наблюдения. Многие годы признаки отталкивания не обнаруживались или считались крайне ненадежными, поэтому возможностью ненулевого значения лямбда вообще пренебрегали.