Знание-сила, 2001 № 11 (893)

Поскольку в пределах Земли или даже Солнечной системы действие этой гипотетической силы не обнаруживалось, следовало думать, что если она и существует, то на малых расстояниях ничтожно мала и значительна лишь на очень больших дистанциях (почему и способна компенсировать гравитацию в масштабах Вселенной в целом). Это означало, что, в отличие от гравитации, антигравитационная сила должна быть прямо пропорциональна расстоянию, но коэффициент пропорциональности (так называемая космологическая постоянная), видимо, очень мал. После введения этой силы модель Эйнштейна стала соответствовать «астрономической реальности» того времени: она была не только статичной, но и способной существовать в таком состоянии вечно. «И он посмотрел на получившиеся формулы, и увидел он, что это хорошо…» Действительно, модель Эйнштейна устраняла два давних докучных вопроса: «Что было до начала Вселенной?» (ничего, потому что у этой модели нет начала) и «Что лежит за границами Вселенной?» (ничего, потому что у нее нет границ).

Эйнштейн считал, что его модель в силу ее «соответствия реальности» – единственное возможное решение уравнений теории тяготения, и поэтому был весьма обескуражен, когда российский математик Александр Фридман в серии статей, опубликованных в 1922 – 1924 годах, показал, что эти уравнения допускают целый спектр решений, только не статичных. а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки, однако затем признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей», но не более того (в черновике было даже хуже: «Трудно приписать этим расчетам какое-либо физическое значение»). Еше несколько лет подряд Эйнштейн упорно держался своей статичной модели с «космологической постоянной», но затем, когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, окончательно отрекся от нее и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».

Отбросив допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (а следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что в этом случае уравнения теории тяготения имеют целых три типа решений. Если средняя плотность вешества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю. Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное – пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени; Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.

Промежуточный, очень специальный случай составляют решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной – «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Таким образом, геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а эта геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров – средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика – около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем. Как мы увидим далее, наша реальная Вселенная не имеет и этого [• Подробнее о космологической постоянной и сценариях развития Вселенной см. в статье А. Волкова «Впишите в хронологии слово «вечность»!»//«Знание – сила». – 2000. – № 1].

В начале был Большой Взрыв (фрагмент картины Дона Диксона)

В работах Фридмана еще не было подчеркнуто, что любое расширение Вселенной должно иметь «начало». Важность этого момента первым осознал бельгийский ученый, аббат Жорж Леметр, опубликовавший знаменитую работу «К теории первичного атома», в которой, независимо от Фридмана, нашел решение уравнений тяготения для расширяющейся замкнутой Вселенной. В исходном состоянии его модель представляла собой небольшой статичный «шарик», в котором гравитация была уравновешена космологической постоянной; в какой-то момент («начало») шарик получал некий толчок наружу и, поскольку равновесие сил при этом нарушалось, начинал расширяться. Этот исходный шарик Леметр назвал «первичным атомом».