SETI: Поиск Внеземного Разума

Первую космологическую модель, опирающуюся на ОТО, построил сам Эйнштейн в 1917 г. Исходя из господствовавших в то время представлений о неизменности Вселенной, Эйнштейн искал стационарное решение, в котором расстояние между любыми двумя точками в пространстве и другие параметры Вселенной не меняются со временем. Однако уравнения общей теории относительности не давали такого решения. Чтобы избежать этой «неприятности», Эйнштейн ввел в свои уравнения дополнительную величину Λ-член (лямбда-член), который описывает действующие во Вселенной гипотетические силы отталкивания. Подобно силам гравитации, эти космологические силы отталкивания носят универсальный характер, т. е. они не зависят от свойств тел, а зависят только от их взаимного расстояния. Но в отличие от сил гравитации они не убывают, а, напротив, возрастают с расстоянием, увеличиваясь пропорционально r. В обычных масштабах, с которыми мы имеем дело, и даже в астрономических масштабах вплоть до размеров Галактики, эти силы совершенно ничтожны по сравнению с силами гравитации, и их можно не учитывать. Но на космологических расстояниях силы отталкивания становятся сравнимыми с силами тяготения. Взаимодействие этих двух противоборствующих сил и определяет динамику Вселенной. При определенных условиях, при определенном расстоянии r, обе силы уравновешивают друг друга, и Вселенная остается стационарной. Именно такую модель Вселенной и построил Эйнштейн.

Мир Эйнштейна оказался стационарным, но при этом он обладал необычными геометрическими свойствами. Будучи безграничным (мы могли бы двигаться в этом мире в любом направлении сколь угодно долго и никогда не вышли бы за его предел), он имеет конечный объем. Геометрия Евклида в этом мире неприменима, здесь действует геометрия Римана. Это замкнутый мир — мир постоянной положительной кривизны. Аналогом такого трехмерного мира среди двумерных многообразий может служить поверхность сферы. Она замкнута и безгранична; двигаясь вдоль се поверхности, двумерное существо никогда не выйдет за ее пределы. Между тем поверхность сферы конечна, она равна 4πR². Радиус сферы R определяет постоянную положительную кривизну (к = 1/R²) в каждой ее точке. Геометрия на сфере (сферическая геометрия), как известно, отличается от евклидовой геометрии, действующей на плоской поверхности. Подобно тому как на сфере, двигаясь по большому кругу, можно обойти сферу и прийти в исходную точку — так же и в трехмерном замкнутом мире, двигаясь по геодезической линии[125], мы, в конце концов, обойдем этот мир и вернемся к точке старта.

Принципиальным недостатком модели Эйнштейна, как было обнаружено позже, является ее неустойчивость: малейшее изменение параметров приводит к тому, что Вселенная выходит из равновесия и больше не возвращается в это состояние. Подобные системы не могут реализоваться в Природе. В дальнейшем Эйнштейн сам отказался от своей модели и даже считал ее самой большой ошибкой в своей жизни. Но введенные им космологические силы отталкивания сыграли очень важную роль в космологии, хотя значение их не сразу было оценено.

Силы отталкивания не зависят от плотности вещества во Вселенной. Они будут действовать и при отсутствии вещества — в вакууме. Поэтому их называют еще силами гравитационного отталкивания вакуума. Модель Вселенной, в которой, плотность вещества ничтожно мала — так называемая «пустая» модель была рассмотрена голландским астрономом В. де Ситтером сразу после появления модели Эйнштейна, в том же 1917 г. В «пустой» Вселенной действуют только силы отталкивания (силами тяготения вещества можно пренебречь), поэтому такая Вселенная будет расширяться. Причем поскольку силы отталкивания пропорциональны расстоянию, то и скорость взаимного удаления частиц вещества в «пустой» Вселенной (а под такими частицами можно подразумевать целые галактики) будет пропорциональна расстоянию. Это и есть закон Хаббла. Модель де Ситтера, в силу присущих ей «экзотических» свойств (на которых мы пока останавливаться не будем), практически не использовалась в космологии. И только спустя много десятилетий выяснилось, что с ее помощью можно описать самые ранние этапы развития Вселенной.