Решение уравнений гравитации Эйнштейна, представляющее реальный интерес для космологии, впервые получил ленинградский математик и механик А. А. Фридман в 1923 году. Он первый обратил внимание на то, что свойства пространства, содержащего материю, никак не могут быть статическими, т. е. должны зависеть от времени. Физически это просто понять: ведь одни только силы тяготения не могут удержать массы в покое, а движущиеся массы производят нестатическое поле тяготения.
Решение Фридмана является простейшим из возможных. Оно основано на предположении, что массы совершенно равномерно распределены в пространстве. Тогда плотность их зависит от времени, так же как и геометрические свойства пространства. Оказывается, что есть типы решений, различные по следующим признакам:
1. Плотность возрастает или убывает со временем.
2. Общий объем пространства бесконечен или конечен. Последнее может быть установлено из одного простого соотношения между скоростью расширения материи (для расширяющихся типов) и плотностью материи.
Решение Фридмана применил к космологии Ж. Леметр. Исходным для него послужило то обстоятельство, что галактики, удаленные от нашей, убегают от нее тем быстрее, чем дальше они находятся. В настоящее время известны галактики, скорости которых относительно нашей Галактики составляют не менее половины от скорости света! Разбегание галактик Леметр сопоставил с недостаточностью фридмановского решения, которое тоже отвечает равномерному расширению материи.
Несомненно, что главнейшим достоинством фридмановского решения является простота исходных предположений и выводов. Поэтому его легче всего сравнивать с астрономическими наблюдениями. В течение 30 лет после появления работы Леметра данные астрономов много раз говорили и за и против его космологической модели. И до сего дня эта простая модель не имеет ни опровержения, ни решающего подтверждения, и неизвестно, насколько правильно она отражает, хотя бы с качественной стороны, историю и строение Вселенной. Тем не менее в настоящее время фридмановская модель считается общепринятой.
Одно из предположений, принятых в решении Фридмана, по-видимому, выполняется хорошо: расширение происходит равномерно. По крайней мере нет никаких указаний на то, что скорость разбегания галактик как-либо отклоняется от пропорциональности их расстоянию от нас. Это свидетельствует в пользу равномерного закона расширения.
Труднее проверить другое предположение — о равномерном распределении материи в пространстве: по этому вопросу имеются разноречивые данные.
Если принять, что плотность в среднем постоянна по всему пространству (усреднять ее надо по областям, содержащим еще очень много галактик), то наиболее достоверным в настоящее время является допущение, что в каждом кубическом сантиметре вещества Вселенной в среднем находится масса, равная одной стотысячной от массы протона. Это значение плотности является в некотором отношении критическим: при больших плотностях объем Вселенной оказывается конечным, при меньших — бесконечным. Разумеется, нынешняя величина плотности еще слишком мало подтверждена, чтобы просто считать ее равной критической.
Поэтому сейчас нельзя сделать окончательный выбор между конечной или бесконечной Вселенной. Любые другие соображения, кроме данных естественных наук, в этом вопросе по меньшей мере бесполезны.
Часто приходится слышать такое возражение: если Вселенная конечна, то что находится за ее пределами? Разумеется, никаких пределов конечная Вселенная не имеет и не может иметь.
В таком же смысле поверхность шара нигде не имеет границы в двух измерениях: человек, несомненно, обошел всю Землю, но никогда не попадал на край света. Между тем, наибольшее расстояние по земной поверхности составляет 20 000 км. Конечная модель Вселенной тоже означает, что в нашем мире есть некое наибольшее возможное физически расстояние. Большую цифру легко написать на бумаге, но более отдаленных от нас материальных объектов не будет (рис. 36). И не следует думать, что за этими объектами пойдет сплошная пустота: пустое пространство — математическая фикция. В пространстве, определенном физически, т. е. связанном с движущейся материей, кривизна может оказаться подобной кривизне шара. Это будет равносильно конечности всего объема пространства, но никакой границы, типа небесных сфер в представлениях древних, отсюда не последует.
Уважаемый посетитель!
Чтобы распечатать файл, скачайте его (в формате Word).
Ссылка на скачивание - внизу страницы.