|
|
|
"МИР ФРИДМАНА"
Созданные Эйнштейном специальная и общая теории относительности полностью изменили наши представления о природе пространства, времени и тяготения. Однако не будем забывать, что она появилась в то время, когда Вселенная считалась статичной. В такой Вселенной и объем, и число галактик по необходимости должны быть ограничены, и парадокс Ольберса не создает никаких трудностей. Отдельные составляющие ее части могут перемещаться, но общая плотность вещества, если распределить ее равномерно, остается одинаковой. Поскольку, согласно точке зрения Эйнштейна, кривизна Вселенной зависела от плотности вещества в ней, то луч света, не встречающий на своем пути помех, должен двигаться точно по окружности.
В 1917 году, через год после завершения общей теории относительности, Эйнштейн попытался построить модель статичной Вселенной, то есть записать и решить уравнения гравитационного поля, описывающие однородное распределение вещества в неизменяющемся пространстве; он искал решение, которое было бы однородным, изотропным и статичным. Однако такого решения ему найти не удалось. Тогда Эйнштейн решил, что применять уравнения общей теории относительности ко Вселенной можно будет только после их видоизменения и предложил ввести в эти уравнения так называемую космологическую постоянную, представляющую собой новый тип силы, которая удерживает Вселенную в постоянных размерах.
В том же, 1917-м году, голландский астроном Биллем де Ситтер (1872-1934) предложил иную модель Вселенной, которая также отвечала бы теории Эйнштейна, но в ее модифицированном виде. Вселенная де Ситтера была лишенной вещества (физически нереальная ситуация!) и постоянно расширяющейся. Вследствие этого кривизна пространства должны была постоянно уменьшаться, а луч света должен был двигаться не по окружности, как у Эйнштейна, а по непрерывно расширяющейся спирали.
Однако не исходные уравнения Эйнштейна и не модель де Ситтера обеспечили математический фундамент большинству современных космологических теорий. В их основе лежат открытия, сделанные нашим соотечественником, замечательным русским ученым Александром Александровичем Фридманом (1888-1925). Именно ему удалось найти общее однородное и изотропное решение первоначальных уравнений Эйнштейна, однако решение это оказалось нестационарным. Иными словами, Фридман показал, что уравнения общей теории относительности можно применить ко Вселенной и без космологической постоянной, из чего следовало, что если эти уравнения правильно описывают физическую реальность, то Вселенная должна меняться со временем - она должна либо расширяться, либо сжиматься, либо пульсировать.
Таким образом, Фридман был первым ученым, обосновавшим идею о расширении Вселенной. Поэтому математические модели пространственно-временной структуры расширяющейся Вселенной часто называют моделями Фридмана или даже миром Фридмана.
Существует два разных типа моделей Фридмана. Обе эти модели основываются на общей теории относительности (без космологической постоянной) и космологическом принципе.
Согласно одной модели, если средняя плотность материи во Вселенной меньше некоторой критической величины (близкой к 5-Ю-27 кг/м3, то есть примерно 3 атома водорода в 1 м3 - это очень немного!) или равна ей, то тогда Вселенная должна быть пространственно бесконечной. В этом случае расширение Вселенной будет продолжаться всегда.
Согласно другой модели, если средняя плотность материи во Вселенной больше, той же критической величины, то тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривляет Вселенную, замыкая ее на себя. Вселенная в этом случае конечна, хотя и неограниченна, а ее гравитационные поля достаточно сильны для того, чтобы в конце концов остановить расширение Вселенной, так что рано или поздно она начнет снова сжиматься к первоначальному состоянию. Правда, подобное "первоначальное состояние" Фридман предпочитал не обсуждать, справедливо полагая, что для этого нет данных.
Для того, чтобы читатель смог лучше представить себе модели Фридмана, прибегнем к их наглядному описанию, предложенному американским физиком-теоретиком, лауреатом Нобелевской премии Стивеном Вайнбергом в его книге "Первые три минуты":
"Движение любойтипичной галактики в моделях Фридмана в точности напоминает движение камня, подброшенного вверх с поверхности Земли. Если камень брошен с достаточно большой скоростью или, что приводит к тому же результату, если масса Земли достаточно мала, то камень будет постоянно замедляться, но, тем не менее, сможет улететь в бесконечность. Это соответствует случаю, когда космическая плотность меньше критической плотности. Напротив, если камень подброшен с недостаточно большой скоростью, то он достигнет некоторой максимальной высоты, а затем полетит обратно вниз. Это соответствует космической плотности больше критической".
И далее Вайнберг делает следующее заключение: "Из этой аналогии ясно, почему невозможно найти статические космологические решения уравнений Эйнштейна - ведь мы не удивляемся тому, что камень улетает от поверхности Земли или падает на нее, но вряд ли мы ожидаем увидеть этот камень неподвижно висящим в поднебесье..."
Первая космологическая работа Фридмана была напечатана в 1922 году в ведущем немецком журнале того времени "Цайтшрифт фюр физик". В ней содержалось решение уравнений общей теории относительности для замкнутого нестационарного расширяющегося мира. Незамеченной работа эта не осталась, хотя в научном мире ее и приняли весьма скептически. Спустя короткое время в том же журнале появился ответ на нее. Автором ответа был сам Эйнштейн. Он писал: "Результаты относительно нестационарного мира, содержащиеся в упомянутой работе, представляются мне подозрительными".
После этого Фридман вторично проверил свои расчеты. Они подтвердили его предыдущий вывод. Тогда ученый переслал их Эйнштейну. И уже в следующем, 1923-м, году в том же журнале появилось еще одно письмо Эйнштейна. "В предыдущей заметке, - говорилось в этом письме, - я подверг критике названную выше работу. Однако моя критика, как я убедился из письма Фридмана, ...основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты г. Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, что уравнения... допускают... также и переменные относительно времени... решения". Позднее Эйнштейн назвал космологическую постоянную своей "великой ошибкой".
А в 1924 году Фридман опубликовал решение и для пространства отрицательной кривизны, то есть для открытого мира. Эти два типа решений (или два типа моделей Фридмана) исчерпывают все возможности для однородной изотропной Вселенной. Но до смерти ученого оставался всего один год, и об астрономическом подтверждении своей теории узнать он не успел.
Александр Фридман умер 16 сентября 1925 года от брюшного тифа в возрасте 37 лет.
...И все-таки, если задаться вопросом, в соответствии с какой моделью Фридмана развивается Вселенная, то есть сменится ли когда-нибудь ее расширение сжатием, то можем ли мы на него ответить? Оказывается, ответа на этот вопрос у космологов до сих пор нет, поскольку как определения средней плотности вещества, так и астрономические наблюдения далеких галактик остаются слишком неопределенными для того, чтобы сделать окончательный вывод. Точно так же эти на блюдения пока не могут сказать нам, конечна или бесконечна Вселенная.
РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ
Правильность теории Фридмана была подтверждена в 1929 году американским астрономом Эдвином Пауэллом Хабблом (1889-1953).
Исследуя в обсерватории Маунт-Вильсон спектры света далеких галактик, Хаббл обратил внимание на одно загадочное явление. Все эти спектры почему-то были смещены в правую сторону от лабораторного стандарта, то есть в красную область. Явление, получившее наименование красного смещения, на протяжении многих лет истолковывалось самым различным образом и породило немало космологических гипотез и теорий. Но все эти гипотезы и теории исходят из первоначального предположения о том, что красное смещение обусловлено эффектом Доплера и служит доказательством расширения Вселенной в целом.
ЭФФЕКТ ДОПЛЕРА - ЗАКОН ХАББЛА
Тут необходимо сделать небольшое пояснение.
Эффект Доплера считается одним из важнейших физических принципов. Впервые он был отмечен еще в середине XIX века, но долгое время не привлекал внимания астрономов. Теоретическое обоснование ему дал австрийский физик Христиан Иоганн Доплер (1803-1853), в честь которого этот принцип и получил свое название.
Согласно эффекту Доплера, длина (или частота)
волны, например, звуковой или электромагнитной, приходящей от источника, движущегося относительно наблюдателя по лучу зрения, должна изменяться в зависимости от направления и величины скорости движения источника (удлиняться при его удалении и наоборот - укорачиваться при его приближении). Когда наблюдатель движется навстречу распространяющимся волнам, он воспринимает большее число колебаний за единицу времени, чем неподвижный наблюдатель. Частота колебаний для него возрастает, а длина волны, соответственно, уменьшается. Если же волны догоняют наблюдателя, то он фиксирует уменьшение частоты и увеличение длины волны. Подобным образом изменяется, например, высота звука сирены скорой помощи по мере удаления или приближения. (Кстати, для звуковых волн эффект Доплера был впервые проверен в 1845 году голландским метеорологом Христофором Генрихом Дитрихом Буа-Балло в забавном эксперименте: в качестве движущегося источника звука был использован оркестр трубачей, стоявших на открытой платформе железнодорожного вагона, мчавшегося по сельской местности.)
Эффект Доплера наблюдается для волн любой природы, в том числе, как указал сам Доплер, и для световых. Наиболее длинные из видимых световых волн - красные. По мере уменьшения длины волны цвет меняется на оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий и фиолетовый - в указанном порядке. Изменение длин волн световых колебаний приводит к тому, что все спектральные линии в спектре источника смещаются вправо, то есть в сторону более длинных волн, если лучевая скорость его направлена от наблюдателя (красное смещение), или влево, то есть в сторону более коротких волн, если направление лучевой скорости - к наблюдателю (фиолетовое смещение). (Лучевая скорость - это скорость, с которой тело приближается к наблюдателю или удаляется от него.) Таким образом, например, лучи от движущегося источника должны прийти либо "покрасневшими", либо "поголубевшими".
Поэтому, когда Хаббл, исследуя спектры далеких галактик, заявил, что все линии в них смещены к красному концу (по сравнению со спектрами соответствующих лабораторных источников), и это смещение тем больше, чем дальше от нас галактика, то астрономы и космологи, вспомнив в этой связи эффект Доплера, пришли к выводу, что галактики как бы "разбегаются от нас", то есть Вселенная расширяется.
Хаббл установил также определенную линейную зависимость скорости "разбегания" от расстояния до галактики: с увеличением расстояния скорость возрастает, причем эта скорость прямо пропорциональна расстоянию. То есть, если одна галактика вдвое дальше от нас, чем другая, то она и удаляется вдвое быстрее. Если она в три раза дальше, то и скорость ее удаления втрое больше. Это так называемый закон Хаббла. А отношение приращения скорости к приращению расстояния общеизвестно как постоянная Хаббла. (Ее значения, приводимые в современной литературе, колеблются в пределах от 40 км/с-Мпс почти до ПО км/с-Мпс, но наиболее сегодня "общепринята" величина 90 км/с-Мпс.) Следовательно, более слабые и, соответственно, более далекие галактики характеризуются большим красным смещением.
При этом следует учесть, что "разбегание" галактик "от нас" как от центра - эффект кажущийся. Если принять в качестве объяснения "красного смещения" эффект Доплера, то это означает, что каждый элемент объема окружающей нас части Вселенной равномерно расширяется. В таком случае из любой точки пространства будет наблюдаться вышеупомянутое "разбегание" как от центра.
Чтобы как-то вообразить такое расширение, в качестве наглядной, хотя и несовершенной, модели этого процесса представьте себе воздушный шарик (Вселенная), усеянный точками (скопления галактик). При этом мы должны вообразить, что свет распространяется только по его поверхности и что внутри шарика или вне его ничего нет. Когда мы надуваем шарик, то любая точка удаляется от всех других точек, а поверхность шарика увеличивается; относительная скорость удаления любых двух точек будет пропорциональна расстоянию между ними. Причем следует помнить, что поверхность шарика не имеет центра расширения и из каждой точки можно видеть все другие точки, которые удаляются друг от друга в соответствии с формулировкой закона Хаббла: большим расстояниям соответствуют большие скорости убегания.
Физическую картину можно сделать более реалистичной, если вообразить целую серию покрытых точками шариков, находящихся друг в друге, которые одновременно надуваются и, соответственно, расстояния между ними увеличиваются как указывалось выше. Если поселиться в одной из этих точек, то обитателю будет казаться, что все остальные точки от него удаляются.
Конечно, можно было бы сказать, что если Вселенная на самом деле расширяется, то каждая без исключения галактика должна была бы удаляться от любой другой галактики. Но такое утверждение не совсем верно, поскольку имеются скопления галактик, которые держатся вместе и движутся группами. Они связаны гравитационной силой. По-видимому, в пределах определенных расстояний (в десятки миллионов парсек) гравитационные силы преобладают над силами, вызывающими расширение. Но на значительно больших расстояниях (в миллиарды парсек) расширение становится преобладающим. Во всяком случае, такого мнения придерживается большинство астрономов.
|
|
|
|
|