Куда течет река времени - Новиков Игорь Дмитриевич Страница 31

Другим частным случаем является модель, предложенная голландским физиком В. де Ситтером, в которой нет совсем тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания вакуума.

Уравнения Фридмана описывают не только динамику движения масс во Вселенной, но и геометрические свойства пространства, как говорят, степень его искривленности, которая меняется при расширении Вселенной,

А. Эйнштейн сначала возражал против выводов советского математика, но после разъяснений, переданных ему физиком Ю. Крутковым, полностью с ними согласился.

Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи А. Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого А. Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.

В 1923 году немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в пустую Вселенную де Ситтера, где есть только силы гравитационного отталкивания, поместить галактики со сравнительно малой плотностью так, что их тяготением можно пренебречь по сравнению с силами отталкивания, описываемыми Λ-членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).

Другой теоретик X. Робертсон в 1928 году пришел к такому же заключению. Более того, сопоставляя расстояния, вычисленные по данным Э. Хаббла 1926 года со скоростями, полученными В. Слайфером, он нашел приблизительное подтверждение закона пропорциональности скорости и расстояния. Знал ли Э. Хаббл, когда проводил свои исследования, результаты X. Робертсона, неизвестно.

В 1927 году ученик знаменитого английского физика А. Эддингтона Дж. Леметр, в сущности, повторил работу А. Фридмана. Он также пришел к заключению о нестационарности Вселенной. Для небольших расстояний Дж. Леметр также получил линейную связь между скоростью и расстоянием, которая фактически отражает однородность Вселенной. Найденный им коэффициент пропорциональности оказывается близким к коэффициенту, вскоре полученному Э. Хабблом.

Однако в начале своей работы и сам Э. Хаббл, и другие непосредственные участники первых обсуждений его открытия не знали или не помнили всех теоретических исследований. Вероятно, только модель де Ситтера с предсказываемым ею разбеганием галактик в почти пустой Вселенной, а также статическая модель Эйнштейна были единственными схемами, которые принимались тогда во внимание.

Когда мы вместе с А. Шаровым описывали все эти перипетии открытия расширения Вселенной в нашей книге, когда, собирая материалы, изучали статьи, документы, расспрашивали наших зарубежных коллег, мы все пытались понять, почему работы А. Фридмана все же не были оценены по достоинству участниками событий.

Наверное, в какой-то степени сказалось то, что в этих работах А. Фридмана ничего не говорилось о наблюдательной проверке теории, в то время как в других перечисленных теоретических работах этот вопрос разбирался и был близок и понятен астрономам-наблюдателям. Поэтому они больше обращали внимание на работы, где говорилось о наблюдениях.

Итак, в 20-е годы нашего столетия теоретики и наблюдатели установили, что мы живем в расширяющейся Вселенной, взорвавшейся в некоторый момент в прошлом.

Это открытие перевернуло представление о Вселенной как о чем-то грандиозном и в среднем неизменном, содержащем в себе вечный круговорот материи.

Конечно, такое открытие должно было иметь решающее значение для понимания природы времени Вселенной.

После открытия Э. Хаббла прошло 60 лет. Но и сегодня интенсивно продолжаются исследования открытого им явления. «Воля, которая устремляется к познанию, никогда не удовлетворяется оконченным делом», — сказал знаменитый итальянец Дж. Бруно. Вооруженность наблюдателей телескопами и приборами в наше время неизмеримо возросла. Астрономы наблюдают сейчас галактики, находящиеся от нас на расстоянии в десять миллиардов световых лет и удаляющиеся от нас со скоростью, почти равной скорости света. Так, у рекордно далекого объекта — квазара (яркого ядра галактики) скорость удаления настолько большая, что все длины световых волн, им испускаемых, увеличены из-за эффекта Доплера в четыре с половиной раза.

В наше время теория расширяющейся Вселенной всесторонне обоснована наблюдениями. Она ведет к важнейшим принципиальным выводам. Один из этих выводов связан с искривлением трехмерного пространства.

Теория Фридмана утверждает, что если во Вселенной достаточно много материи, так что средняя плотность всех ее видов больше некоторого критического значения, то искривленность пространства, вызванная тяготением этой материи, подобна искривленности сферы. Разница заключается лишь в том, что у сферы два измерения, у пространства — три. Но сфера, изгибаясь, замыкается сама по себе. Площадь поверхности сферы конечна. Аналогично этому и искривленное трехмерное пространство замыкается само на себя. Мир оказывается замкнутым.

Конечно, представить себе такое замкнутое пространство непросто. Как сказал знаменитый французский физик и философ Б. Паскаль: «Воображение скорее устанет постигать, чем природа поставлять». Но наука уже давно приучила нас к существованию явлений, которые непредставимы наглядно. Если же средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической или равна ей, то пространство бесконечно. А какова наша Вселенная в действительности?

Мы не знаем окончательного ответа на этот вопрос. Критическое значение средней плотности вычисляется по скорости расширения Вселенной. Оно равно примерно пяти солнечным массам в кубическом ящике с длиной ребра в тысячу световых лет. Измерить истинное значение плотности, чтобы сравнить его с критическим значением, очень трудно. Все дело в том, что вокруг галактик и в пространстве между галактиками, по-видимому, много слабосветящейся и даже вовсе невидимой материи. Она получила название «скрытой массы». Ее обнаружить и учесть особенно трудно. Суммарная масса светящихся звезд, планет, газа дает среднюю плотность раз в тридцать меньше критической. Однако «скрытая масса» примерно в тридцать раз больше видимой. Поэтому больше ли плотность вещества во Вселенной, чем критическое значение, или нет, а следовательно, замкнут ли наш мир или бесконечен, сегодня неизвестно.

Ясно лишь следующее. Если Вселенная и замкнута, то ее размер огромен. Он намного больше расстояния до самых далеких наблюдаемых галактик, то есть больше, чем десять миллиардов световых лет.

Другой вывод из теории расширяющейся Вселенной особенно важен для проблемы истоков реки времени.

Раз Вселенная расширяется, значит, в прошлом галактики были ближе друг к другу.

А еще раньше вообще не могло быть ни изолированных галактик, ни каких-либо отдельных небесных тел. В ту далекую эпоху в прошлом было плотное расширяющееся вещество, лишь впоследствии распавшееся на фрагменты и образовавшее системы небесных тел.

Наконец, еще раньше, в очень далеком прошлом, был момент, когда согласно теории плотность вещества была равна формально бесконечности. Это момент начала расширения. Состояние Вселенной в этот момент получило название сингулярности.

Как давно началось расширение Вселенной? Расчет, основанный на наблюдаемой скорости разбегания галактик, показывает, что это случилось около 15 миллиардов лет назад. Что тогда произошло и что было до этого? Каковы были свойства пространства и времени вблизи сингулярности? Это загадки загадок нашей Вселенной.

Наука XX века сделала очень много для разрешения проблемы сингулярности. Теория Фридмана описывает, как под действием сил тяготения происходит это расширение. Галактики удаляются друг от друга, двигаясь по инерции, а силы взаимного тяготения постепенно тормозят их движения и замедляют расширение Вселенной. Сравнение выводов теории с результатами наблюдений показывает, что расширение началось около 15 миллиардов лет назад. Но теория не отвечает на вопрос, почему началось расширение. Откуда вещество, из которого потом образовались галактики, приобрело начальные скорости расширения?