Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство

Так решение Фридмана выдержало проверку опытом. Для того чтобы не отвлекаться в дальнейшем, следует уже здесь дать несколько пояснений к результату, полученному Хабблом. Чтобы количественно охарактеризовать скорость разбегания туманностей, Хаббл ввел в свои вычисления постоянную величину, определяющую отношение скорости удаления конкретной туманности к расстоянию до нее в момент наблюдения. При этом он применял для измерения скорости километры в секунду, а для измерения расстояния привычную для астрономов единицу длины — парсек. Они называют расстояние, равное миллиону таких единиц, мегапарсеком (сокращенно Мпс). Для любителей определенности следует сказать, что парсек (пс) равен 3 10¹³ км, а мегапарсек равен 3 10¹⁹ км.

В 1929 году Хаббл определил постоянную, называемую теперь в его честь постоянной Хаббла, равной 500 километрам в секунду на Мпс. В 1950 году на основе дополнительных наблюдений ее считали равной 200 тех же единиц. В 1957 году астрофизики считали ее равной 75, а в 1962 году большинство из них склонялись к 100. Это показывает, сколь сложным является определение величины постоянной Хаббла. В настоящее время считается, что постоянная Хаббла ближе всего к величине 50 км/сек на Мпс.

Позже было установлено, что постоянная Хаббла не всегда была постоянной. В начале эволюции Вселенной, когда скорость ее расширения была большей, соответственно большей была и постоянная Хаббла. Поскольку постоянная Хаббла по размерности обратна времени, то ее современное значение можно выразить и при помощи единицы времени. При таком выражении она равна 10-18 единиц, деленных на секунду. Это показывает, что современная скорость расширения Вселенной очень мала. Разбегание Вселенной тормозится силами тяготения, поэтому скорость разбегания постоянно уменьшается.

Результаты работ Фридмана и Хаббла имели огромное влияние на дальнейшее развитие физики и астрономии. Во-первых, увеличилось количество прямых опытных подтверждений справедливости Общей теории относительности. Во-вторых, стала ясна необходимость дальнейших всесторонних исследований эволюции Вселенной. Благодаря Эйнштейну, Фридману и Хабблу родилось новое научное направление — космология — наука, посвященная изучению Вселенной как целого, изучению ее строения, возникновения и дальнейшей судьбы. Изучению эволюции Вселенной.

Первоначально казалось, что новая наука имеет еще более отдаленное отношение к повседневной жизни человечества, чем астрономия. Но со временем оказалось, что это не так. Космология — пограничная область, принадлежащая и физике и астрономии, — оказалась великим стимулятором прогресса науки. Она стала орудием проверки, подтверждающим и отвергающим результаты исследований в весьма удаленной части науки — в физике элементарных частиц и в работах по реализации величественной цели, поставленной Эйнштейном, — в создании единой физической теории, охватывающей весь мир в его единстве и деталях.

Прошлое и будущее

Первоначально космологические исследования касались двух главных вопросов: будущего Вселенной и ее прошлого.

Вопрос о будущем казался более простым. Для ответа на вопрос о том, будет ли Вселенная расширяться вечно, в теории Фридмана достаточно определить только одну величину. Эта величина — средняя плотность массы во Вселенной. Речь идет о полной массе, включающей все виды вещества и все типы полей, ведь энергия в соответствии с теорией относительности связана с массой, обладает вполне определенной массой. Масса, присущая энергии, или энергия, скрытая в массе, могут быть легко пересчитаны одна в другую — они связаны между собой постоянным множителем. Энергия, заключенная в данной порции вещества, получается умножением соответствующей величины массы на квадрат скорости света. При этом, конечно, все три величины — энергия, масса и скорость света — должны быть измерены при помощи одной системы единиц измерения. Например, при помощи международной системы измерения СИ.

Решение Фридмана таково, что если средняя плотность массы Вселенной меньше некоторого критического значения, то Вселенная будет расширяться вечно и скорость ее расширения никогда не обратится в нуль. Если средняя плотность массы Вселенной больше этого значения, то гравитационные силы, силы взаимного притяжения, постепенно за большое, но конечное время замедлят скорость расширения Вселенной до нуля, затем начнется ее сжатие. Уравнения говорили, что сжатие будет продолжаться до тех пор, пока вся масса Вселенной вновь не соберется в бесконечно малом объеме. После этого, вероятно, снова начнется фридмановское расширение. Затем силы тяготения вновь остановят процесс расширения и опять заставят Вселенную сжиматься. Будет ли это продолжаться вечно, не известно и поныне.