Как работает вселенная. Введение в современную космологию - Сергей Парновский Страница 12

Закон Хаббла имел столь важное значение для космологии, поскольку эта зависимость следовала из теоретических предсказаний, сделанных незадолго до его открытия.

В 1922 г. в Петрограде (ныне Санкт-Петербург) русский физик Александр Фридман получил решение уравнения Эйнштейна, описывающее всю Вселенную, но не содержащее космологической постоянной. Особенность этого решения состояла в том, что Вселенная была динамической, т. е. вначале расширялась, а затем в зависимости от своей первоначальной плотности либо продолжала вечно расширяться, либо расширение сменялось сжатием. В 1927 г. это же решение было получено бельгийцем Жоржем Леметром, а в 1935 г. – американцем Говардом Робертсоном и британцем Артуром Уокером. В англоязычной литературе это решение часто называют решение FLRW по их инициалам (в старых книгах иногда встречается аббревиатура FRW, из которой несправедливо исключен Леметр). Мы в этой книге называем его решением Фридмана, признавая приоритет ученого.

Это решение является чрезвычайно важным, поскольку лежит в основе всех современных космологических теорий, которые комбинируют его идею с идеей космологической постоянной. Хотя сегодня известно, что исходное решение Фридмана не описывает реальную Вселенную, оно очень важно для понимания современных космологических моделей. Поэтому стоит знать его основные свойства. По этой причине мы даем его подробное описание в разделах повышенной сложности.

Фридман и его последователи применили уравнения ОТО Эйнштейна для описания однородной и изотропной Вселенной. Напомним, что в таком мире нет избранного места или предпочтительного направления, каждая точка не лучше и не хуже любой другой, как и каждое направление. Этих требований достаточно для того, чтобы получить, например, закон Хаббла как наиболее общее решение для скорости разбегания галактик, что мы и сделали в разделе 2.3.

Решение Фридмана описывает три физически различные ситуации, отличающиеся величиной отношения плотности материи Вселенной к так называемой критической плотности, зависящей от постоянной Хаббла. Точная формула для критической плотности (2.11) будет дана чуть позже в «продвинутом» разделе. Это отношение называется параметром плотности вещества и обозначается Ωm. Если этот параметр меньше единицы, Вселенная имеет бесконечный объем и расширяется вечно, причем скорость разбегания любой галактики стремится к положительному значению. Такая ситуация называется открытой моделью, или открытой Вселенной Фридмана.

Когда параметр плотности равен единице, Вселенная так же бесконечна и вечно расширяется, но скорость разбегания любой галактики стремится к нулю. Такая ситуация называется плоской моделью, или плоской Вселенной Фридмана, и отличается от открытой модели ее асимптотическим поведением в будущем. Открытая Вселенная расширяется быстрее, чем плоская Вселенная.

Совершенно иная ситуация возникает тогда, когда параметр плотности больше единицы. В этом случае, который называется закрытой, или замкнутой моделью Фридмана, Вселенная имеет конечный объем, но не имеет границ или краев. Чтобы понять, как такое возможно, представьте себе земной шар или любую другую сферу. Площадь земной поверхности конечна, но нигде нет «края света». Закрытая Вселенная выглядит точно так же, но в трех измерениях^[30]. В какой-то момент она перестает расширяться и начинает сжиматься, что сопровождается изменением знака постоянной Хаббла, а через некоторое время снова сжимается в точку, точнее в сингулярность, называемую Большой хрусть^[31].

Все три модели начинаются с начальной сингулярности, называемой Большим взрывом, которую можно рассматривать как возникновение Вселенной.

Следует отметить, что, хотя и плотность вещества и критическая плотность изменятся с течением времени, отношение Ωm не может пересечь граничное значение, равное единице. Другими словами, тип модели – открытая, плоская или закрытая – фиксирован и не может измениться.