Новый Мир ( № 11 2008)

Мы можем заключить, что предположение об однородности справедливо, только в том случае, когда мы описываем поведение Вселенной, усредненной в крупном масштабе, где “крупный масштаб” означает шар с диаметром больше чем несколько сотен миллионов световых лет.

Первую релятивистскую модель Вселенной сразу после создания ОТО, как уже говорилось, построил Эйнштейн. Если попытаться заполнить мир пылинками, которые покоятся, то они из-за притяжения (в малых масштабах их поведение подчиняется закону всемирного тяготения) начнут двигаться. Эйнштейн видел Вселенную стационарной, он думал, что мир именно такой — покоящийся. Он добавил в свои уравнения особое слагаемое — так называемый лямбда-член, который уравновешивал обычную гравитацию. Но после открытий Слайфера, Вирца, Хаббла стало ясно, что Вселенная не стационарна, что она изменяется со временем.

Еще до Хаббла нестационарность Вселенной теоретически предсказал наш соотечественник Александр Фридман в двух классических статьях 1922 и 1924 годов. Видимо, он знал о результатах Слайфера, но я не уверен, что он знал о Вирце. Фридман создал первые космологические модели ОТО для Вселенной с материей, однородной и изотропной в пространстве, но не статической во времени. Де Ситтер еще в 1917 году получил свои нестационарные решения для пустого пространства с лямбда-членом в уравнениях Эйнштейна, однако подходил к ним чисто формально, и только в работах Фридмана была установлена физическая картина нестационарной Вселенной. Тогда и была заложена картина, в рамках которой развивается современная космология.

Фридман показал, что все варианты рассмотренных им метрик могут давать точные решения уравнений Эйнштейна при разумном выборе соотношения плотности энергии и давления вещества. Необходимо только определить изменение масштабного фактора нестационарного мира с учетом этого соотношения. Фридман вывел соотношение, в которое входят плотности всех форм энергии и лямбда-член (который он не отбрасывал). Это соотношение называют уравнением Фридмана.