Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

скоростью. Тогда с какой скоростью они будут удаляться друг от друга? Легко понять, что со скоростью в два раза большей, т. е. расстояние больше в два раза — и скорость тоже. Вот мы и по­дучили закон Хаббла. А коэффициент взаимосвязи между скоро­стью и расстоянием — постоянная Хаббла, — как тоже несложно заметить, будет при этом функцией темпа «надувания» шарика и его текущих размеров.

Таким образом, получается, что постоянная она несколь­ко в ином смысле, чем, например, постоянная тяготения. Постоянная Хаббла не зависит от направлений и расстояний во Вселенной, но при этом она вполне может зависеть (и, как видим, зависит в большинстве случаев) от времени. Более того, величи­на, обратно пропорциональная постоянной Хаббла в данный мо­мент, представляет собой не что иное, как возраст Вселенной на тот же момент (с точностью до численного множителя порядка единицы).

Но теорию, позволившую (помимо всего — и очень мно­гого! — прочего) связать постоянную Хаббла с возрастом Вселенной, разработал не Хаббл, а советский ученый Алек­сандр Александрович Фридман. Причем разработал еще в 1922 году, за семь лет до открытия Хаббла. Собственно, до от­крытия Хаббла Александру Александровичу дожить так и не удалось, он умер в 1925 году от брюшного тифа¹. Но за свою короткую — всего 37 лет — жизнь он успел многого достичь и в том числе по праву считается одним из основателей современ­ной космологии.

В своих работах 1922 и 1924 годов Фридман продемонстриро­вал, что уравнения Общей Теории Относительности допускают существование эволюционирующей, меняющей со временем свои размеры Вселенной, и определил законы, управляющие этой эволюцией. Уравнения динамики Вселенной, выведенные

Однако есть свидетельства, что в 1924 году Фридман обсуждал исследо­вания Слайфера на семинаре в Петроградском университете и дал им правильную — космологическую — интерпретацию. — Примеч. авт.

315

— Часть VI —

Фридманом, сейчас носят его имя. Также имя Фридмана носит впервые выписанная им же метрика однородной и изотропной Вселенной¹. А из современных космологических наблюдений мы знаем, что. Вселенная наша действительно однородна и изо­тропна на масштабах, больших 300 МПк, т. е. Вселенную в целом описывает именно метрика Фридмана.

В первой работе — «О кривизне пространства» — Фридман исследовал точно такую замкнутую модель Вселенной с положи­тельной трехмерной кривизной, как и в своей статье 1917 года Эйнштейн. И Фридман показал, что такой мир вовсе не обяза­тельно должен быть стационарным, он вполне может как увели­чивать, так и уменьшать свой радиус.

Более того, если убрать из уравнений Фридмана лямбда-член, то геометрия мира однозначно определяет его дальнейшую судь­бу — и мир с положительной трехмерной кривизной после пер­воначального расширения должен схлопнуться обратно. Саму же кривизну столь же однозначно определяет полная плотность Вселенной (включая вклад как вещества, так и излучения, а так­же, забегая немного вперед,— вклад темной материи и темной энергии). И если плотность будет больше некоторого критиче­ского значения, которое для известных нам параметров нашей Вселенной составляет примерно ю^-29 г/см³, то мир неизбежно будет обладать положительной кривизной и столь же неизбеж­но, еще раз повторим, рано или поздно снова схлопнется.

¹ Однако в англоязычной литературе метрика эта называется метрикой Фридмана-Робертсона-Уокера (FRW-метрика), потому что незави­симо (как считается) от Фридмана американские математики Говард Робертсон и Артур Уокер получили в 1935 году тот же результат. Немного странным тогда представляется, почему метрикой Фридмана-Леметра- Робертсона-Уокера называется она определенно реже — ведь бель­гийский физик (а также священник, что, как видим, не помешало ему размышлять на темы, опасно близкие к теологическим) Жорж Леметр повторил (опять-таки независимо) результат Фридмана еще в 1927 годУ- Впрочем, в американской литературе метрика эта часто вообще называ­ется метрикой Робертсона-Уокера... — Примеч. авт.

316

— Вселенная как она есть —

Если момент начала расширения называется Big Bang (Большой Взрыв), то конечный момент носит название Big Crunch (Большой Хруст¹ или же Большой Крах).

На самом деле поведение Вселенной может быть достаточно наглядно проиллюстрировано поведением брошенного с поверх­ности Земли в зенит шарика. Если мы бросим его с недостаточ­ной скоростью (меньшей второй космической) — то он, замедля­ясь, достигнет некой максимальной высоты (Вселенная, соответ­ственно, расширится до своего максимального радиуса — тоже замедляясь, кстати), а потом — пойдет вниз и упадет обратно.

А каково определение второй космической скорости? Это скорость, при которой кинетическая энергия тела, зависящая от скорости, равна (по модулю) потенциальной (гравитационной), зависящей от массы притягивающего тела. Ну, а потенциальная энергия Вселенной, соответственно, как легко можно показать, зависит от плотности входящего в нее вещества — таким обра­зом, аналогия становится полной.