Хаббл. Расширение Вселенной

С помощью этой небольшой хитрости ученый достиг своей цели. Воспользовавшись космологической постоянной, Эйнштейн представил нам модель Вселенной, которая была статичной (не двигалась), стационарной (неизменной) и конечной в пространстве. Эту космологическую постоянную сегодня можно было бы назвать темной энергией, так что можно сказать, что понятие темной энергии было введено еще Эйнштейном.

Почти одновременно де Ситтер нашел другое решение уравнений Эйнштейна, верное только для вселенной с низкой плотностью, идеально — для вселенной без материи. Однако решение не было статичным, поэтому оно не понравилось Эйнштейну. Вселенная де Ситтера расширялась, и тогда было предсказано, что v = H₀r, что вызвало раздражение Хаббла, и успокоил его только примирительный тон мудрого нидерландца, но об этом мы уже говорили.

Прошло достаточно много времени, пока не нашли решение уравнений Эйнштейна, приемлемое сегодня и справедливое для любых периодов, за исключением времени, равного долям секунды, когда относительность не может применяться. Решение было найдено независимо друг от друга русским ученым Александром Фридманом между 1922 и 1924 годом и бельгийцем Жоржем Леметром в 1927 году. Несмотря на то что модель Леметра появилась позже, считается, что она полностью самостоятельна: Леметр ничего не знал о статьях Фридмана, опубликованных на немецком языке.

ПАРАДОКС ОЛЬБЕРСА

В 1823 году немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840) сформулировал парадокс, который следует из одной естественной мысли, приводящей нас прямо в сердце космологии. Представим, что галактики распределены по Вселенной более или менее гомогенно. Разделим окружающее нас пространство на слои, словно в луковице. Свет от удаленного слоя будет затухать пропорционально r². Но если в любой точке неба мы можем обнаружить звезду и если бы слоев было бесконечное множество, то мы на Земле по ночам видели бы сияющие небеса. Однако это не так. Самый простой способ разрешить этот парадокс — представить, что свет от удаленных галактик еще не успел дойти до нас.

Зато эти работы прочел Эйнштейн, тут же заявивший, что это решение неприемлемо. Такую же реакцию вызвала у него и работа Леметра, потому что она также противоречила статичной модели. Однако за этим последовала переписка Эйнштейна с Фридманом и устная дискуссия с Леметром, и наш швейцарец принял математическое дополнение своих уравнений, которое сделали эти двое ученых. Эйнштейн не считал, что Вселенная является именно такой, какой видели ее Фридман и Леметр, но признавал корректность их математических рассуждений, и это признание делает ему честь.

Вселенная Фридмана и Леметра расширялась, это расширение происходило (только на современном этапе и в недавнем прошлом) по закону, известному нам как закон Хаббла, v = H₀r. На самом деле это простое линейное уравнение было частью более общего уравнения, о котором мы уже говорили:

v→ = H(t)r→,

где H(t) — функция времени, которую эти модели позволяли найти на протяжении жизни Вселенной. Были описаны три типа Вселенной, и все они предполагают Большой взрыв (хотя сам этот термин появился гораздо позже), то есть начало Вселенной, которое Фридман назвал Erschaffung («творение»), а Леметр — «примитивным атомом» и даже «изотопом нейтрона» (он решил, что изначально существовали только нейтроны, распадающиеся на протон и электрон, — в то время были известны только эти частицы). Это были следующие модели.

1 .Закрытая Вселенная, в которой расширение прекращается и начинается сжатие, что приводит к коллапсу Вселенной, названному Большим сжатием (big crunch) — в противоположность Большому взрыву, кривизна этой Вселенной положительная.

2. Открытая Вселенная, в которой расширение длится бесконечно; ее кривизна отрицательная.

3. Критическая Вселенная, или Вселенная Эйнштейна — де Ситтера, или плоская Вселенная; ее кривизна нулевая. Эта самая простая модель, в ней расширение будет вечным, но в бесконечности его скорость стремится к нулю. Плотность типа р α t^-2, хотя в прошлом с z = 10000 (приблизительно) во Вселенной доминировал свет, а не материя, и плотность излучаемой энергии была пропорциональна t½.