Общая теория относительности и космологическая модель Фридмана

В феврале 1917 г. А. Эйнштейн опубликовал статью, которая стала исходным пунктом на пути к современ­ным космологическим представлениям. В этой статье Эйнштейн применил к Вселенной только что выведен­ные им уравнения общей теории относительности. Са­мым удивительным оказалось то, что из написанного им «мирового уравнения» вытекала невозможность стацио­нарного, то есть не изменяющегося со временем, состоя­ния Вселенной. Получалось, что от малейшего «толч­ка» силы тяготения начнут либо неумолимо сжимать все вещество, находящееся во Вселенной, в точку, либо, на­оборот, «распираемый изнутри» мир станет неудержи­мо расширяться (здесь уместно вспомнить гравитаци­онный парадокс Зелигера—Неймана). Другими словами, радиус кривизны Вселенной и средняя плотность мате­рии в ней получались у Эйнштейна зависящими от вре­мени, хотя их постоянство было взято за основу при вы­воде «мирового уравнения». После некоторых колеба­ний Эйнштейн добавил к «мировому уравнению» еще одно слагаемое, так называемую космологическую по­стоянную, учитывающую гипотетическую антиграви­тацию. Это позволило Эйнштейну «закрепить» мир, не дать ему потерять устойчивость. С самого начала было ясно, что такая математическая «подпорка» носит явно иск усственный характер.

Весной 1922 г. в главном физическом журнале того времени — «Zeitschrift fur Physik» была опубликована статья, полученная из Петрограда. Имя ав­тора - Александра Фридмана - физикам было неизвест­но. Его статья с названием «О кривизне пространства» касалась общей теории относительности. Точнее, ее са­мого грандиозного приложения - космологии. Именно в этой статье родилось «расширение Вселенной». До 1922 г. такое словосочетание выглядело бы полной нелепостью. О том, что расширение Вселенной началось миллиарды лет назад, астрофизике еще только предстояло узнать. Но «го­ризонт познания » раздвинулся именно в 1922 г. И раздви­нул его 34-летний профессор Санкт-Петербургского уни­верситета Александр Фридман.

Далеко не сразу эта модель была признана научным миром, а Эйнштейн, который одним из первых познако­мился с расчетами А. А. Фридмана, даже обвинил их ав­тора в элементарной ошибке. Однако ошибки не было, и тот же Эйнштейн в 1923 г. сам написал об этом: «Я счи­таю результаты Фридмана правильными и проливающи­ми новый свет».

Идеи Фридмана и Эйнштейна подхватили ученые в разных странах. Особого внимания заслуживают работы бельгийского астронома и одновременно священника аб­бата Ж. Леметра. Именно он впервые высказал пред­положение о конечности Вселенной, о Большом Взрыве, сопровождавшем возникновение Вселенной. Наконец, в 1929 г. американский астрофизик Э. Хаббл обнаружил «красное смещение» спектральных линий излучения, при­ходящего от удаленных галактик. Это смещение указыва­ло на то, что Вселенная расширяется, причем «разбегание» любых двух галактик происходит со скоростью v, пропор­циональной расстоянию Lмежду этими галактиками:

v = HL, (1.1)

где Н— постоянная Хаббла. Именно такое соотношение между скоростью и расстоянием вытекало из теории Фрид­мана.

Измеренное Хабблом значение постоянной Н: Н= 150(км/с)/10⁶ световых лет оказалось завышенным бо­лее чем на порядок, и эта ошибка сыграла важную роль в дальнейшем развитии естествознания XX в. Действитель­но, если принять, что расширение Вселенной происходит достаточно равномерно, то легко убедиться, что промежу­ток времени t = L/vот начала расширения равен обратной

постоянной Хаббла:

t=l/H.(1.2)

Но тогда возраст Вселенной tоказывается равным «все­го-навсего» 2 млрд. лет, это значение оказалось далее мень­ше, чем возраст Земли, который уже тогда был хорошо известен (4, 5 млрд. лет). С учетом того, что погрешность определения постоянной Хаббла была достаточно боль­шой, из приведенных оценок был сделан вывод: все (!) кос­мические объекты — галактики, звезды, наша Солнечная система — образовались одновременно в момент начала расширения Вселенной. Но тогда в этот момент должно было появиться и все многообразие химических элемен­тов. А чтобы это было возможно, необходимо было пред­положить, что хотя бы в первые мгновения жизни Все­ленной, ее температура была очень высока. Только в этом случае имели место условия, необходимые для реализа­ции термоядерного синтеза, в результате которого могли образовываться ядра всех химических элементов — от лег­ких до самых тяжелых. Так появилась концепция горяче­го Большого взрыва (Г. Гамов, 1948).

После уточнения значения постоянной Хаббла Нона оказалась равной всего 15 (км/с) / 10⁶ световых лет, а это сразу увеличивало возраст Вселенной на порядок, то есть до 20 млрд. лет. Таким образом, открывалась другая воз­можность образования тяжелых химических элементов: эти элементы могли возникать в процессе эволюции звезд, о чем пойдет речь в следующей главе. Необходимость в высоких температурах на ранних стадиях эволюции Все­ленной отпала, и на некоторое время модель «горячего ро­ждения» Вселенной отошла в тень. Ее настоящим триум­фом стало одно из самых великих научных открытий XX в. — экспериментальное обнаружение в 1965 г. (А. Пензиас и Р. Вильсон) реликтового излучения, которое «пу­тешествует» в пространстве с тех времен, когда Вселен­ной было всего около 1 млн. лет. Это излучение могло воз­никнуть только в том случае, если молодая Вселенная была достаточно горячей и если свет в то время был самым ак­тивным участником физических процессов,

В настоящее время модель Большого взрыва продол­жает развиваться, уточняться, однако фундаментальные положения, лежащие в ее основе, остаются неизменными и общепризнанными научным сообществом.