Геометрия Вселенной

Что такое наша Вселенная, какие законы управляют ее эволюцией; какие теоремы геометрии, вернее, теоремы какой геометрии для нее справедливы? Еще совсем недавно подобные вопросы были в высшей степени экзотическими. За последние годы они стали почти тривиальными, и о них что-нибудь да известно почти всем, кто серьезно интересуется современной наукой.

Сегодня я хочу напомнить несколько сведений о свойствах геометрии нашей Вселенной. Эйнштейн обратил внимание на то, что изучать Вселенную без использования идей и аппарата общей теории относительности невозможно, а теория приводит к радикальным выводам о структуре Вселенной.

Наиболее крупными после работ Эйнштейна в этой области были две работы физика и математика А. А. Фридмана, опубликованные в 1922 и в 1924 годах. Называются эти работы «О кривизне пространства» и «О возможности мира с отрицательной кривизной». В них Фридман установил очень важный факт, что геометрия мира зависит от времени и что все линейные размеры нашей Вселенной меняются во времени. Фридман сказал, что в принципе могут существовать вселенные разного типа. Положение можно кратко описать так. Эволюция Вселенной зависит от количества материи в ней — от ее плотности. В теории существует некоторая величина, которую удобно называть критической плотностью. Она определяется из скорости разбегания галактик. По современным оценкам она равна 2-10 граммов в кубическом сантиметре. Если реальная плотность мира больше, то сначала размеры мира будут увеличиваться, потом он начнет суживаться. Если плотность ниже, размеры нашей Вселенной будут неограниченно возрастать.

Эти утверждения Фридман сделал в начале двадцатых годов. Спустя пять лет они были подтверждены экспериментально человеком, который, в общем-то, не принимал выводы общей теории относительности, — американским астрономом Хабблом.

Все видимые галактики удаляются друг от друга и от нас со скоростью, примерно пропорциональной расстоянию, на котором галактики находятся от нас. Таков закон Хаббла. Однако надо уточнить, что мы понимаем под расстоянием галактик и их скоростью в нашем звездном мире, который еще не очень давно назывался «сферой неподвижных звезд».

Как измерить скорость галактик? Есть простой способ, основывающийся на так называемом красном смещении. Если светящийся объект удаляется от нас, то линии излучаемого им спектра смещаются в красную сторону. Чем быстрее движется объект, тем больше в красную сторону сдвинуты его спектральные линии.

С каждым парсеком скорость убегания галактик возрастает примерно на 75 километров в секунду. (Парсек — астрономическая единица длины, равная тому расстоянию, с которого радиус земной орбиты виден под углом в 1 секунду. Парсек составляет 3,26 светового года). Этот закон хорошо проверен астрономами.

Тот факт, что Вселенная расширяется, представляет собой экспериментальный факт. Было время, когда плотность мира достигала огромной величины. Из скорости разбегания туманностей можно оценить, что это было около 10 миллиардов лет назад. Раньше считалось, и абсолютно необоснованно, что возраст всех объектов Вселенной приближается к 10 миллиардам лет, то есть что все тела на звездном небе возникли в одно время. Сейчас же хорошо установлено, что во Вселенной существуют часы или календарь, показывающие самое разное время. Есть старые звезды и галактики. Есть галактики помоложе. А сверхзвезды, о которых пойдет речь в наших следующих статьях, возникли совсем недавно. Эти часы показывают время «всего» в миллионы лет. Но нет часов, которые показывали бы время больше 10 миллиардов лет. Это экспериментальный факт, который нельзя игнорировать.

Что же станет с моделью Вселенной в будущем, что ожидает нас через миллиарды лет? Если плотность будет достаточно велика (а величину плотности нашей Вселенной мы еще не знаем точно), то в дальнейшем мир должен будет начать сжиматься. Но недавние работы профессора В. М. Лившица, И. М. Халатникова и В. В. Судакова показали, что модель не обязательно должна приводить к этому, может оказаться, что сжатие никогда не наступит. Это — существенное добавление современных физиков к модели Фридмана.

Автор: Я. Смородинский.