SETI: Поиск Внеземного Разума

Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, расстояние между галактиками увеличивается, то ясно, что в прошлом они были расположены ближе друг к другу и размер наблюдаемой Вселенной (Метагалактики) был меньше. Следовательно, средняя плотность вещества была выше, т. е. условия во Вселенной в прошлом отличались от тех, которые имеют место в настоящее время. Но насколько велико это различие? Закон Хаббла сам по себе не дает ответа на этот вопрос. Здесь необходима помощь теории. Мы должны обратиться к космологическим моделям и выбрать ту из них, которая лучше соответствует наблюдениям.

Простейшей и, как казалось, наилучшим образом соответствующей наблюдениям является модель Фридмана однородной изотропной Вселенной с Λ-членом, равным нулю. В этой модели действуют только силы гравитации[129]. Если в некоторый момент остановить расширение Вселенной, то в следующий момент под действием гравитации она начнет сжиматься. Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, значит, когда-то в прошлом, в какой-то начальный момент времени, по причине, о которой мы пока ничего не знаем, частицы вещества приобрели скорость разлета, подобно облаку газа, образовавшемуся при взрыве. В дальнейшем Вселенная расширялась по инерции, а силы тяготения тормозили расширение. Динамика Вселенной зависит от соотношения между начальной скоростью и силами тяготения, которые определяются средней плотностью вещества во Вселенной. Если плотность не превышает некоторого критического значения (ρ ≤ ρ_кр), то силы тяготения не в состоянии остановить расширение, и Вселенная будет расширяться неограниченно. Если ρ > ρ_кр то силы тяготения останавливают расширение; в некоторый момент постоянно уменьшающаяся скорость расширения обращается в нуль, после чего Вселенная начинает сжиматься.

Рис. 2.2.3. Изменение масштабного фактора в модели Фридмана с Λ-членом, равным нулю. По горизонтальной осин отложено время, по вертикальной масштабный фактор a(t): l — ρ < ρ_кр ; 2 — ρ = ρ_кр ; 3 — ρ > ρ_кр . Угол наклона касательном к кривым в любой точке этого графика определяет скорость расширения Вселенной в соответствующий момент времени. t₀ — современный момент времени. Отрезок Λt₀ определяет хаббловское время 1/Н₀ для открытой модели (при ρ < ρ_кр)

На рис. 2.2.3 показано, как изменяется с течением времени масштабный фактор a(t) в рассматриваемой модели. Поскольку расстояние между любыми точками в расширяющейся Вселенной пропорционально масштабному фактору (r(t) = r₀а (t)), то аналогичным образом будет меняться расстояние между двумя любыми далекими галактиками, радиус Метагалактики и, вообще, радиус любой достаточно большой сферы, выделенной во Вселенной.