Геометрия, динамика, вселенная - Розенталь Иосиф Леонидович - Страница 24

Очередной зигзаг космология совершила в 30-х годах, когда выяснилось, что наблюдательные данные количественно не согласуются с предсказаниями модели Фридмана при использовании данных Хаббла. В соответствии с ними время существования Вселенной было (2–3)*10**9 лет, в то время как наблюдения старых звезд свидетельствовали, что их время жизни ~10*10**9 лет. Простое сопоставление приведенных цифр приводило к явной нелепости: звезды существовали дольше, чем Вселенная.

К этому физическому нонсенсу добавились случайные обстоятельства: пара неудачных фраз в основополагающих работах Фридмана, принадлежность одного из основоположников теории нестационарной Вселенной — аббата Ж.Леметра к Ватиканской академии, президентом которой он стал впоследствии, и т. д. В результате теория Фридмана частью ученых была объявлена ересью, занятие которой было не только бесперспективно, но и могло иметь некоторые последствия, поскольку на ней лежала печать фидеизма.

Модель Фридмана недолго подвергалась остракизму. Вскоре после войны данные Хаббла уточнились и основное противоречие было устранено. Оказалось, что по новым данным в рамках модели Фридмана Вселенная существует ~10*10**9 лет. Блестяще подтвердились и другие выводы, которые следовали из модели Фридмана. [15]

К таковым следует отнести существование реликтового излучения, предсказанного в рамках фридмановской модели Г.Гамовым в 1948 г. В соответствии с этим предсказанием во Вселенной должно было существовать микроволновое изотропное излучение с температурой 1-10 K. В 1965 г. американские инженеры-радиоастрономы А.Пензиас и Р.Вильсон обнаружили изотропное излучение с температурой 2.7 K, которое и было названо реликтовым.

Большим успехом Фридмановской космологии явилась количественная интерпретация доли гелия во Вселенной (~25 % по массе).

В середине 60-х годов в Советском союзе на базе фридмановской космологии были выдвинуты идеи объяснения барионной асимметрии Вселенной: существования протонов при отсутствии антипротонов. Эти идеи разрабатывались впоследствии в рамках объединенной теории поля и количественно подтвердились наблюдаемыми данными барионной асимметрии.

Успехи фридмановской космологии привели к очередному крену в научном общественном мнении, когда эта модель была «канонизирована» и многими объявлена истиной в конечной инстанции. Но как раз в этот период (конец 70-х годов) начали подробно выяснять самосогласованность фридмановской теории, и оказалось, что наиболее интересная часть эволюции Вселенной, и в частности первые мгновения, прошедшие после начала ее расширения, очень плохо согласуются с духом и буквой фридмановской модели. Возникла, и вполне закономерно, необходимость в ревизии фридмановской концепции описания «возникновения» Вселенной. К этому же выводу с неизбежностью подводит также и прогресс в теории элементарных частиц и особенно в той ее части, которая касается объединения взаимодействий. Описанию синтеза физики элементарных частиц и космологии будут посвящены разд.6–9 этой главы.

Итак, подводя итоги, можно сказать, что фридмановская модель хорошо описывает эволюцию Вселенной на всем ее протяжении, кроме, пожалуй, первых самых интересных мгновений.

В заключение следует сделать еще одно поучительное замечание. Фридман свои основополагающие работы сделал на основе ОТО. Однако в 1934 г. английские астрофизики Е.Милн и В.Маккри продемонстрировали, что основные методы фридмановской космологии можно получить и в рамках ньютоновской теории тяготения.

Нам вообще кажется, что фактором, определяющим закон эволюции Вселенной, является не динамический закон, а ее геометрия. Динамика расширения следует из геометрических особенностей Вселенной. Изложению этой точки зрения будет посвящен разд.3.

Едва ли в какой-либо еще науке существует бо'льшая путаница в терминологии, чем в космологии. Вероятно, это не случайно. Определение понятия — операция подведения его под более широкое понятие. А что может быть шире понятия «Вселенная»? Именно поэтому авторы серьезных монографий и популярных статей вкладывают в это понятие свое содержание, как правило, не давая себе труда пояснить его. Для дальнейшего попытка определения (или по крайней мере пояснения) основных понятий необходима.

Обычно под понятием «Вселенная» подразумевается все сущее, но часто вкладывают и другое содержание: Вселенная это область, наблюдаемая нашими приборами. Размеры этой области приблизительно равны 10**28 см. Но здесь неизбежен вопрос. Почем то, что мы наблюдаем, и есть все сущее? Не является ли подобное отождествление отражением атавистического инстинкта, который был свойственен человеку, впервые задавшему себе вопрос о природе его «мира»? Для первобытного человека этот мир отождествляется с областью его проживания. Затем, уже после возникновения зачатков цивилизации, под Вселенной понималась Солнечная система, окруженная хрустальной сферой с находящимися на ней звездами.

Лишь после создания Галилеем телескопа удалось показать, что сфера — лишь красивая фантазия и расстояния до звезд вовсе не одинаковы.

Только в начале этого столетия астрономы пришли к заключению о существовании гигантских островов звезд галактик.

И наконец, сравнительно недавно поняли, что галактики не самые большие объекты. Существуют скопления галактик (радиус 10**24 — 10**26 см), которые располагаются в области с размерами ~10**28 см. Соответствующий объем иногда (а астрономы обычно) называют Метагалактикой.

Из этого краткого исторического экскурса следует, что «все сущее» для человека обычно отражает уровень его знаний (или заблуждений), и поэтому тождество: Вселенная ≡ всему сущему ≡ наблюдаемому миру абсолютно необосновано. Поэтому необходимо далее условиться о терминологии. Мы будем называть наблюдаемую приборами область Метагалактикой. Под Вселенной мы будем понимать «все сущее» или, более конкретно, все, что можно представить себе на основе современных теоретических воззрений. Очевидно, что такая «теоретическая Вселенная» отнюдь не должна совпадать с наблюдаемым объемом. «Все сущее» отражает уровень знаний о природе; мы будем включать в это понятие не только наблюдаемую область пространства, но и все, что можно окинуть мысленным взором.

В дальнейшем мы приведем аргументы в пользу того, что такая Вселенная существенно превышает размеры Метагалактики, но, вероятно, и она — лишь отражение уровня наших знаний.

Отметим также, что модель Фридмана описывает не Вселенную в целом, а эволюцию Метагалактики. Мы будем использовать ее только для этой цели.

Как известно, любая математическая формулировка физической задачи содержит, кроме уравнений, описывающих эволюцию состояния во времени, также постулирование начальных и граничных условий. Физическая космология — наука об эволюции Метагалактики — не является исключением. Кроме использования уравнений ОТО, следует сформулировать начальные и граничные условия.

В наиболее четкой форме впервые подобная операция была сделана Фридманом, который предположил, что Метагалактика всегда была изотропной и однородной. иначе говоря, в любой момент своей эволюции в Метагалактике все направления равноправны (изотропия), а плотность материи одинакова. Прообразом такой Метагалактики является двумерная сфера, плотность вещества которой постоянна для любого момента времени. Здесь полезно отметить, что условия Фридмана неравноправны для пространства и времени.

В приведенном выше примере плотность вещества постоянна в пространстве (вдоль поверхности сферы) но не во времени. С течением времени вследствие расширения или сжатия плотность вещества изменяется.

Граничные и граничные условия в форме, предложенной фридманом, получили в дальнейшем название космологических постулатов.