Хотя теория Эйнштейна успешно объясняла такие астрономические явления, как искривление звездного света вокруг Солнца и легкое смещение орбиты Меркурия, все же космологические прогнозы были не совсем ясны. Положение вещей в значительной степени про- яснил русский физик Александр Фридман, открывший самые общие и реалистичные решения уравнений Эйнштейна. И в наши дни эти решения изучаются в курсе общей теории относительности. (Он открыл их в 1922 году, умер через три года, и о его работе вспомнили лишь спустя много лет.) Теория Эйнштейна в общем случае описывается рядом чрезвы- чайно сложных уравнений, для решения которых зачастую необ- ходим компьютер. Однако Фридман предположил, что Вселенная динамична, а затем привел два упрощающих допущения (называемые
«космологическим принципом»): Вселенная изотропна (она вы- глядит одинаково вне зависимости от того, в каком направлении мы смотрим из данной точки) и гомогенна (она однородна, в какой бы точке Вселенной мы ни находились). Если применить эти упрощающие допущения, видно, что уравне- ния обретают решения. (По сути, и решение Эйнштейна, и решение де Ситтера представляли собой лишь частные случаи более общего решения Фридмана.) Примечательно, что его решения зависели лишь от трех параметров: 1. Н, определяющая скорость расширения Вселенной (сегодня ее называют постоянной Хаббла в честь астронома, который действительно измерил расширение Вселенной). 2. ω (омега), которая определяет среднюю плотность материи во Вселенной. 3. λ (лямбда), энергия пустого космоса, или темная энергия. Многие космологи всю свою профессиональную жизнь про- вели в попытках определить точное значение этих трех величин. Неуловимое взаимодействие между этими тремя постоянными определяет будущее развитие нашей Вселенной. Например, по- скольку гравитация выражается силами притяжения, то плотность Вселенной ω действует в качестве некоего тормоза, замедляющего расширение Вселенной. Представьте, что вы подбросили камень. В обычных условиях гравитация достаточно велика, чтобы изменить движение камня, который падает обратно на Землю. Однако если подбросить камень с достаточной силой, то он преодолеет действие гравитации и навсегда вырвется в открытый космос. Подобно кам- ню, Вселенная первоначально расширилась в результате Большого Взрыва, но материя, ω, действует на расширение Вселенной как тормоз, точно также, как земная гравитация воздействует в качестве тормоза на подброшенный камень. Теперь допустим, что λ, энергия пустого космоса, равна нулю. Пусть ω — плотность Вселенной, разделенная на критическую плот- ность. (Критическая плотность Вселенной равна приблизительно , 10 атомам водорода на кубический метр. Она в среднем соответству- ет одному атому водорода в объеме трех баскетбольных мячей — на- столько пустынна Вселенная.)
Ученые считают, что если величина ω меньше единицы, то во Вселенной недостаточно материи, чтобы обратить вспять перво- начальное расширение, вызванное Большим Взрывом. (Подобно примеру с подброшенным камнем: если масса Земли недостаточно велика, то камень преодолеет земную гравитацию и улетит прочь.) В результате Вселенная будетрасширяться вечно, погружаясь вледеня- щий холод — температуры ее приблизятся к абсолютному нулю. (Это принцип работы холодильника или кондиционера^. Расширяясь, газ охлаждается. Например, газ, циркулирующий в трубке вашего конди- ционера, расширяется, охлаждая трубку и вашу комнату.) Размер Вселенной Если величина ω больше 1, то во Вселенной достаточно материи и гравитации, чтобы в конце концов изменить направление космиче- ского расширения. В результате расширение Вселенной прекратится, а затем она начнет сжиматься. (Так же как в случае с подброшенным камнем: если масса Земли достаточно велика, то камень в конце концов достигнет наивысшей точки, а затем снова упадет на Землю.) Когда звезды и галактики устремятся навстречу друг другу, темпера- туры начнут расти. (Каждый, кто хоть раз накачивал велосипедную шину, знает, что при сжатии газ нагревается. Механическая работа
накачивания воздуха преобразует энергию гравитации в тепловую энергию.) В конце концов температуры станут настолько высо- кими, что всякая жизнь исчезнет, а во Вселенной начнется процесс «Большого Сжатия». (Астроном Кен Кросвелл называет этот про- цесс «от создания к сжиганию».) Третий вариант заключается в том, что ω равняется 1. Иными сло- вами, плотность Вселенной равна критической плотности. В таком случае Вселенная балансирует на грани между двумя крайностями, но при этом она будет продолжать расширяться вечно. (Как мы увидим, этот сценарий развития вписывается в инфляционную картину.)
Если ω меньше 1 (а λ равна 0), то Вселенная открыта, а ее кривизна отрицательна, как кривизна седла. Параллельные линии никогда не сходятся, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.
И наконец, существует возможность, что Вселенная после Большого Сжатия снова возникнет при очередном Большом Взрыве. Эту теорию называют теорией пульсирующей Вселенной. Фридман доказал, что каждый из описанных сценариев развития определяет кривизну пространства-времени. В случае, если ω мень- ше 1 и Вселенная расширяется вечно, то, по Фридману, бесконечно не только время, но и пространство. Такую Вселенную называют «от- крытой», то есть бесконечной во времени и в пространстве. Когда Фридман подсчитал кривизну такой Вселенной, он обнаружил, что она отрицательна. (Это похоже на поверхность седла или изогнутой трубы. Если бы жучок жил на этой поверхности, он бы обнаружил,
что параллельные линии никогда не пересекаются, а внутренние углы треугольника в сумме дают меньше 180 градусов.) Если ω больше 1, то Вселенная в конце концов придет к Большому Сжатию. Время и пространство конечны. Фридман открыл, что кривизна такой Вселенной положительна (она похожа на сферу). И, наконец, если ω равняется 1, то пространство плоское, а время и пространство границ не имеют.
Если ω больше 1, то Вселенная замкнута и ее кривизна положительна, как в сфере. Параллельные линии всегда сходятся, а внутренние углы треугольника в сумме дают больше 180 градусов.
Фридман не только первым применил комплексный подход к кос- мологическим уравнениям Эйнштейна, он также представил наибо- лее реалистичную версию Судного Дня, конца Вселенной: исчезнет ли она в леденящем холоде, сгорит ли в Большом Сжатии или же будет продолжать пульсировать вечно. Ответ определяется ключевыми па- раметрами: плотностью Вселенной и энергией вакуума. Но в картине, нарисованной Фридманом, зияет дыра. Если Вселенная расширяется, это означает, что у нее должно было быть на- чало. Теория Эйнштейна ничего не сообщает о моменте этого начала. Отсутствовал именно момент создания — Большой Взрыв. И вот в конце концов трое ученых представили нам убедительнейнгую кар- тину Большого Взрыва.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Будущее Вселенной» з дисципліни «Загальна астрономія»
