Упродовж декількох століть після Ньютона астрономи мали найневиразніше уявлення про будову Всесвіту у великих масштабах. Дехто з них навіть на початку XX ст. був переконаний, що за межами нашої Галактики ніяких подібних зоряних систем взагалі не існує. І вже зовсім ніхто не сумнівався, що весь навколишній Всесвіт перебуває у статичному стані (тобто його розміри з часом не змінюються). У полоні таких уявлень перебував і А. Айнштайн, коли, завершивши свою теорію, узявся на її підставі творити загальну картину світу. Праця А. Айнштайна «Космологічні міркування до загальної теорії відносності» вийшла 1917 р. і стала першою ластівкою в зусиллях учених створити картину світу, виходячи з нових уявлень про зв’язок речовини з геометрією. Основоположною ідеєю загальної теорії відносності А.Айнштайна є те, що за умови рівності інертної і гравітаційної мас (перша фігурує у другому законі Ньютона, друга – в законі всесвітнього тяжіння) прояв сили тяжіння локально можна звести до розгляду прискореного руху вибраної системи координат і навпаки. Так, для пасажира космічного корабля можна зтворити "комфортні земні умови", якщо надати кораблеві стале прискорення g = 9,8 м/с2. 3 іншого боку, обертання планети навколо Сонця, обумовлене його притяганням, можна розглядати як її вільний рух у певним чином викривленому просторі. Погляньмо: кинутий горизонтально камінець падає, описуючи криву лінію – параболу. Тут – геометрія, але і фізика! Бо "розхил кривої" визначається числовими значеннями його швидкості і прискорення сили тяжіння. Або ж ще такий приклад. Уявімо горизонтально натягнуту гумову плівку. Легка кулька, маючи певну горизонтальну швидкість, рухатиметься на ній рівномірно і прямолінійно. Якщо ж на плівку покласти важке тіло, то мембрана прогнеться. І кулька відхилиться від початкового напряму та навіть опише навколо цього тягаря коло. Тож тут доцільно згадати слова А. Пуанкаре: "Досвід не визначає окремо фізику і геометрію. Він підтверджує сумарно фізику і геометрію у їх взаємозв’язку. Але якщо спостереженнями вимірюють лише суму, то кожна складова має певну довільність"! ЗТВ є узагальненням виведеного І.Ньютоном закону всесвітнього тяжіння і включає його як граничний випадок, зокрема, коли відносні рухи двох тіл описують швидкостями, значно меншими від швидкості світла. Дещо наблизитися до розуміння цієї теорії можна, пригадавши слова Галілея: "Природа розмовляє з людиною мовою математики". В його часи, щоправда, це була мова геометрії й алгебри. Ньютон для цього розробив основи диференціального й інтегрального числення. А ось А. Айнштайну, щоб пов’язати характеристики викривленого простору-часу з особливостями розподілу гравітуючої маси, довелося використати ідеї тензорного числення. Елементи цього підходу описані, зокрема, в "Релятивістській астрономії" автора, яку можна знайти в мережі Інтернету на сайті Наукової бібліотеки Прикарпатського національного університету (www.pu.if.ua ). (Див. також навчальні посібники І.О. Вакарчука і Ю.В. Александрова (точніші дані в сп.літ.)). Тут лише, як "картинку", проілюструємо основне рівняння ЗТВ, що поєднує "математичний вимір" – відхилення геометрії від евклідовості (ліва частина рівняння) з густиною, тиском та енергією речовини (права частина): (2.10) де gik (їх для 4-вимірного простору-часу 16, бо i, k = 4, насправді ж 10, оскільки gik = gki) так звані компоненти фундаментального метричного тензора: при запису виразу для інтервалу ds2 (аналог теореми Піфагора про квадрат гіпотенузи) компонент g11 стоїть при dx2 і т.д. Далі Rik – компоненти тензора Річчі, що є комбінаціями gik та їх першої і другої похідних, R – інваріант кривини – комбінація складових обох згаданих тут тензорів (їх добутків). Повторимось: усе це – засіб визначити міру викривлення простору-часу. Нарешті, Tik – тензор імпульсу-енергії, складений із компонентів швидкостей речовини у 4-просторі, тиску p і густини енергії E = ρc2. В застосуванні до задач космології, зазвичай (при р = 0) рівняння (2.10) зводять до двох незалежних диференціальних рівнянь другого порядку, що визначають зміну з часом густини ρ і масштабного фактора R(t), відображаючи закони збереження маси та енергії. Отже, Айнштайн, зтворивши загальну теорію відносності, зробив передусім спробу збудувати на її основі модель Всесвіту в припущенні (загальному тоді переконанні!), що відстані між галактиками з часом не змінюються. Однак він зразу ж виявив, що таку статичну модель із наявних рівнянь отримати неможливо. Так же, як і в ньютонівській теорії тяжіння, є неможливим однорідний статичний Всесвіт: для певної рівноваги стану крім сили тяжіння потрібна ще одна – відцентрова. Тому А. Айнштайн – доповнив рівняння (2.10) доданком Λgik причому параметр Λ отримав назву космологічної сталої. Рівняння ж (2.10) набуло вигляду (2.11) Конструкція рівняння (2.11) така, що означає: у Всесвіті крім гравітації діє певна сила відштовхування, при Λ < 0 – діє додаткова сила притягання.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Становлення сучасної космології» з дисципліни «Фрагменти космології»
