Современные космологические модели Вселенной

Такие модели основываются на ОТО А. Эйнштейна, согласно которой метрика пространства и времени определяется распределением гравитационных масс во Вселенной. Основное уравнение тяготения, введенное А. Эйнштейном в ОТО, имеет не одно, а несколько решений, что обусловило формирование различных космологических моделей Вселенной.

Первая такая модель была создана самим А. Эйнштейном в 1917 г. В ней Вселенная была представлена в виде четырехмерной сферы, объем которой конечен, но поверхность безгранична. (Аналогия: муха, ползущая по поверхности глобуса, нигде не найдет его границ.) Вселенная А. Эйнштейна содержала хотя и большое, но ограниченное число звезд, поэтому космологические парадоксы к ней неприложимы в принципе. Вместе с тем он сохранил принцип стационарности Вселенной и ее неизменности во времени.

История физики полна парадоксов. Десятью годами раньше А. Эйнштейн сумел сделать чрезвычайно смелые выводы из открытия М. Планка (сам Планк в 1911 г. стремился опровергнуть собственное открытие). Однако в данном случае Эйнштейн не поверил собственным математическим выкладкам. Из его уравнений вытекало, что Вселенная расширяется, но астрономия того времени была уверена в стабильности и неизменности Вселенной. Поэтому А. Эйнштейн искусственно ввел в уравнения ОТО так называемый лямбда-член, характеризующий, по его мнению, дополнительную силу отталкивания на больших расстояниях, которая могла бы обеспечить стационарность Вселенной.

Вторая модель принадлежит голландскому астроному В. де Ситтеру и также является решением уравнений тяготения. Найденное им в 1917 г. решение существовало бы даже в случае Вселенной, свободной от любой материи. Но если же в такой Вселенной появлялись массы, то возникало космическое отталкивание между этими массами, которое стремилось удалить их друг от друга и растворить всю систему.

Третью модель разработал в 1922 г. русский исследователь А. А. Фридман (1888—1925), он получил решения уравнений Эйнштейна, описывающих Вселенную с изменяющимся пространством. Его модель характеризовала Вселенную как однородную и изотропную, однако предложенные им решения допускали три варианта кривизны вещества во Вселенной: она могла быть либо нулевой, либо положительной, либо отрицательной.

• • Если во Вселенной средняя плотность вещества и излучения равна некоторой критической величине (р = 10 ²⁹ г/см³), то мировое пространство является евклидовым, а сама Вселенная находится в состоянии неограниченного расширения от первоначального точечного состояния.
• • Если плотность меньше критической, пространство имеет характеристики геометрии Лобачевского (оно искривлено подобно поверхности седла), а Вселенная неограниченно расширяется.
• • Если же плотность больше критической, то пространство становится римановым, расширившись до некоторого предела, начинает сжиматься вплоть до первоначального точечного состояния. Пространство этой Вселенной искривляется, замыкаясь на себя и образуя сферу.

Решение Фридмана для случая Вселенной с отрицательной кривизной было опубликовано в авторитетном журнале Zeitschrift fur Physik в 1922 и 1924 гг. Это решение было вначале отрицательно воспринято Эйнштейном, но затем он признал правоту Фридмана.

Какое из трех решений Фридмана является истинным? Казалось бы, установить это просто: для вычисления средней плотности Вселенной надо ее массу разделить на ее объем. Однако ни объем, ни масса Вселенной не известны, неизвестна поэтому и средняя плотность вещества во Вселенной. Поэтому практически невозможно установить, какая модель Фридмана является наиболее близкой к характеристикам реальной Вселенной.

В 1929 г. американский астроном Э. П. Хаббл (1889—1953) установил, что свет, идущий от далеких галактик, смещается в сторону красного конца спектра («красное смещение»). Объяснить его космологический смысл помогает эффект Доплера (по имени австрийского ученого К. А. Доплера, 1803—1853) — изменение частоты и длины волн, регистрируемых приемником, вызванное движением их источника и (или) приемника (рис. 9.3).

Рис. 93. К эффекту Доплера: увеличение частоты колебаний при приближении источника колебаний к наблюдателю.

Если машина с включенной сиреной будет приближаться к наблюдателю, то частота звуковых волн увеличится (длина волны сократится), и наблюдатель услышит более высокий той, а когда машина будет отдаляться, то наблюдатель услышит более низкий тон (длина волны увеличится).

Поскольку красный цвет соответствует наибольшей длине волны светового спектра, то красное смещение свидетельствовало об удалении галактик от наблюдателя.

Хаббл установил эмпирический закон Хаббла: скорость удаления галактики V прямо пропорциональна расстоянию до нее, г. е. V = Hr, где Н — постоянная Хаббла.

Обратной величиной постоянной Хаббла выступает возраст Вселенной. В зависимости от принятой ныне величины постоянной Хаббла этот возраст составляет около 15 млрд лет (чаще всего в литературе указывают 13,7 млрд лет). Таким образом, расширение Вселенной считается ныне научно установленным фактом.

Общая черта рассмотренных космологических моделей — представление о нестационарном, изотропном и однородном характере Вселенной.

Нестационарность: Вселенная не может находиться в статическом, неизменном состоянии, а должна либо расширяться, либо сжиматься.

Изотропность', во Вселенной не существует каких-либо выделенных точек и направлений, а ее свойства не зависят от направления.

Однородность', вещество во Вселенной в среднем распределено равномерно.

Эти утверждения нередко называют космологическими постулатами. Сюда добавляют также суждение об отсутствии во Вселенной сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположениях космологические модели оказываются наиболее простыми.