спустя много десятилетий выяснилось, что с ее помощью можно описать самые ранние этапы развития Вселенной.
Задача об эволюции Вселенной в общем виде — без априорных предположений о ее стационарности или об отсутствии вещества — была решена советским математиком А. А. Фридманом в 1922 г. Единственное условие, которое Фридман положил в основу своей теории, это предположение об однородности и изотропии Вселенной. Однородность означает равномерное распределение вещества во Вселенной в больших масштабах. Как мы видели в предыдущем параграфе, это предположение подтверждается астрономическими наблюдениями. Изотропия утверждает равноценность всех направлений в пространстве. Оба предположения кажутся вполне естественными (самыми простыми) и в дальнейшем они полностью подтвердились. Основной вывод, который вытекает из полученного Фридманом решения космологических уравнений, состоит в следующем: материя во Вселенной в больших масштабах не может находиться в покое, Вселенная в целом является нестационарной, она может либо расширяться, либо сжиматься[126].
Работа Фридмана имела выдающееся значение. Эйнштейн не сразу согласился с Фридманом, но затем дал высокую оценку его работе, отметив фундаментальную важность теоретического вывода о нестационарности Вселенной[127]. А. А. Фридман умер в 1925 г., не дожив всего несколько лет до триумфа своей теории. Несмотря на признание и высокую оценку Эйнштейна, его работа на многие годы выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков.
В 1927 г. аббат Ж. Леметр, бельгийский астроном (ученик Эддингтона), независимо от Фридмана получил решение космологических уравнений и подтвердил вывод о нестационарности Вселенной. Таким образом, к концу 1920-х годов в космологии были получены очень важные результаты, касающиеся эволюции Вселенной. Тем не менее они не привлекли внимание астрономов. Анализируя это обстоятельство, А. С. Шаров и И. Д. Новиков отмечают, что одна из причин состояла в сложности теории и разобщенности между теоретиками и наблюдателями. Другая причина, по их мнению, — «психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше и дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне менявших их представление о Вселенной»[128]. Вот почему такое большое значение имеет работа Хаббла, экспериментально подтвердившая факт расширения Вселенной. Это открытие, несомненно, является крупнейшим достижением естествознания XX века.
Необходимо отметить, что расширение Вселенной никак не влияет на отдельные тела: расстояние между галактиками увеличивается, но размеры самих галактик (а тем более звезд и планет) остаются без изменения — подобно тому, как не меняются размеры пчел в разлетающемся рое или размеры молекул в расширяющемся облаке газа. То есть гравитационно связанные тела в расширяющейся Вселенной не подвержены космологическому расширению.
Каждая галактика участвует в общем космологическом расширении и имеет, кроме того, свое собственное движение. Полная относительная скорость двух галактик складывается из скорости их космологического удаления и относительной скорости собственного движения галактик. Для далеких галактик космологическая скорость намного превышает собственную скорость галактик (которой в этом случае можно пренебречь), поэтому из наблюдений далеких галактик мы получаем скорость их космологического расширения. Для близких галактик их собственная скорость сравнима со скоростью космологического расширения и может даже превышать ее. Поэтому полная скорость может сильно отличаться от космологической и может быть даже отрицательной. Так, например, Туманность Андромеды имеет отрицательную скорость, т. е. она не удаляется от нашей Галактики, а приближается к ней.
Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, расстояние между галактиками увеличивается, то ясно, что в прошлом они были расположены ближе друг к другу и размер наблюдаемой Вселенной (Метагалактики) был меньше. Следовательно, средняя плотность вещества была выше, т. е. условия во Вселенной в прошлом отличались от тех, которые имеют место в настоящее время. Но насколько велико это различие? Закон Хаббла сам по себе не дает ответа на этот вопрос. Здесь необходима помощь теории. Мы должны обратиться к космологическим моделям и выбрать ту из них, которая лучше соответствует наблюдениям.
Простейшей и, как казалось, наилучшим образом соответствующей наблюдениям является модель Фридмана однородной изотропной Вселенной с Λ-членом, равным нулю. В этой модели действуют только силы гравитации[129]. Если в некоторый момент остановить расширение Вселенной, то в следующий момент под действием гравитации она начнет сжиматься. Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, значит, когда-то в прошлом, в какой-то начальный момент времени, по причине, о которой мы пока ничего не знаем, частицы вещества приобрели скорость разлета, подобно облаку газа, образовавшемуся при взрыве. В дальнейшем Вселенная расширялась по инерции, а силы тяготения тормозили расширение. Динамика Вселенной зависит от соотношения между начальной скоростью и силами тяготения, которые определяются средней плотностью вещества во Вселенной. Если плотность не превышает некоторого критического значения (ρ ≤ ρкр), то силы тяготения не в состоянии остановить расширение, и Вселенная будет расширяться неограниченно. Если ρ > ρкр то силы тяготения останавливают расширение; в некоторый момент постоянно уменьшающаяся скорость расширения обращается в нуль, после чего Вселенная начинает сжиматься.
Рис. 2.2.3. Изменение масштабного фактора в модели Фридмана с Λ-членом, равным нулю. По горизонтальной осин отложено время, по вертикальной масштабный фактор a(t): l — ρ < ρкр ; 2 — ρ = ρкр ; 3 — ρ > ρкр . Угол наклона касательном к кривым в любой точке этого графика определяет скорость расширения Вселенной в соответствующий момент времени. t0 — современный момент времени. Отрезок Λt0 определяет хаббловское время 1/Н0 для открытой модели (при ρ < ρкр)
На рис. 2.2.3 показано, как изменяется с течением времени масштабный фактор a(t) в рассматриваемой модели. Поскольку расстояние между любыми точками в расширяющейся Вселенной пропорционально масштабному фактору (r(t) = r0а (t)), то аналогичным образом будет меняться расстояние между двумя любыми далекими галактиками, радиус Метагалактики и, вообще, радиус любой достаточно большой сферы, выделенной во Вселенной.
Такой характер изменения масштабного фактора можно попять, исходя из следующих соображений. Выделим мысленно в однородной Вселенной некую сферу произвольного, но достаточно большого радиуса, так, чтобы в пей содержалось большое число галактик. Рассмотрим «частицу» вещества (галактику), находящуюся на границе сферы[130]. Опа обладает определенной скоростью, с которой удаляется от центра сферы, и соответствующей кинетической энергией. Как будет двигаться такая галактика по отношению к центру сферы? В однородной Вселенной на галактику действует только тяготение вещества, расположенного внутри сферы; тяготение наружных слоев взаимно уравновешивается. Следовательно, задача аналогична задаче о движении
