SETI: Поиск Внеземного Разума

Задача об эволюции Вселенной в общем виде — без априорных предположений о ее стационарности или об отсутствии вещества — была решена советским математиком А. А. Фридманом в 1922 г. Единственное условие, которое Фридман положил в основу своей теории, это предположение об однородности и изотропии Вселенной. Однородность означает равномерное распределение вещества во Вселенной в больших масштабах. Как мы видели в предыдущем параграфе, это предположение подтверждается астрономическими наблюдениями. Изотропия утверждает равноценность всех направлений в пространстве. Оба предположения кажутся вполне естественными (самыми простыми) и в дальнейшем они полностью подтвердились. Основной вывод, который вытекает из полученного Фридманом решения космологических уравнений, состоит в следующем: материя во Вселенной в больших масштабах не может находиться в покое, Вселенная в целом является нестационарной, она может либо расширяться, либо сжиматься[126].

Работа Фридмана имела выдающееся значение. Эйнштейн не сразу согласился с Фридманом, но затем дал высокую оценку его работе, отметив фундаментальную важность теоретического вывода о нестационарности Вселенной[127]. А. А. Фридман умер в 1925 г., не дожив всего несколько лет до триумфа своей теории. Несмотря на признание и высокую оценку Эйнштейна, его работа на многие годы выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков.

В 1927 г. аббат Ж. Леметр, бельгийский астроном (ученик Эддингтона), независимо от Фридмана получил решение космологических уравнений и подтвердил вывод о нестационарности Вселенной. Таким образом, к концу 1920-х годов в космологии были получены очень важные результаты, касающиеся эволюции Вселенной. Тем не менее они не привлекли внимание астрономов. Анализируя это обстоятельство, А. С. Шаров и И. Д. Новиков отмечают, что одна из причин состояла в сложности теории и разобщенности между теоретиками и наблюдателями. Другая причина, по их мнению, — «психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше и дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне менявших их представление о Вселенной»[128]. Вот почему такое большое значение имеет работа Хаббла, экспериментально подтвердившая факт расширения Вселенной. Это открытие, несомненно, является крупнейшим достижением естествознания XX века.

Необходимо отметить, что расширение Вселенной никак не влияет на отдельные тела: расстояние между галактиками увеличивается, но размеры самих галактик (а тем более звезд и планет) остаются без изменения — подобно тому, как не меняются размеры пчел в разлетающемся рое или размеры молекул в расширяющемся облаке газа. То есть гравитационно связанные тела в расширяющейся Вселенной не подвержены космологическому расширению.

Каждая галактика участвует в общем космологическом расширении и имеет, кроме того, свое собственное движение. Полная относительная скорость двух галактик складывается из скорости их космологического удаления и относительной скорости собственного движения галактик. Для далеких галактик космологическая скорость намного превышает собственную скорость галактик (которой в этом случае можно пренебречь), поэтому из наблюдений далеких галактик мы получаем скорость их космологического расширения. Для близких галактик их собственная скорость сравнима со скоростью космологического расширения и может даже превышать ее. Поэтому полная скорость может сильно отличаться от космологической и может быть даже отрицательной. Так, например, Туманность Андромеды имеет отрицательную скорость, т. е. она не удаляется от нашей Галактики, а приближается к ней.