Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Два года спустя Фридман опубликовал вторую работу на ту же тему, а ещё через год, в 1925 году, учёный умер от тифа. Он так и не увидел плодов своего труда. Хотя теория его долгие годы была буквально погребена, в конце концов она привлекла к себе внимание научных кругов и теперь признана повсеместно.

По модели Фридмана возможны три типа Вселенных, каждая из которых имеет различную кривизну. Первый – это пространство с положительной кривизной (риманово), весьма похожее на предложенный Эйнштейном вариант – такая Вселенная сначала расширяется до определённого радиуса, а затем наступает сжатие. Во втором типе Вселенной пространство имеет отрицательную кривизну (как в геометрии Лобачевского), и такая Вселенная постоянно расширяется. Третий, промежуточный вариант – это плоская Вселенная с евклидовым пространством, такая Вселенная тоже постоянно расширяется. Какая из этих моделей реализуется, зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если плотность больше определённого критического значения, то Вселенная имеет положительную кривизну и в конце концов коллапсирует, если же плотность ниже критической, то пространство имеет отрицательную кривизну и будет постоянно расширяться. Пока мы ещё точно не знаем, какова средняя плотность, и соответственно не представляем себе будущего Вселенной.

В то время, когда появились работы Фридмана, в Европе всеобщее внимание было по-прежнему приковано к теории де Ситтера. Через несколько лет Герман Вейль показал, что если в его Вселенную поместить две частицы, то они разлетятся, и чем дальше они будут разлетаться, тем выше будет их скорость. Так как это соображение можно применить и к галактикам, понятно, что Вселенная де Ситтера всё же не является стационарной. Такое соображение использовалось для доказательства расширения Вселенной ещё до того, как его открыл Хаббл.

Вселенная де Ситтера была пустой, и это смущало многих, включая бельгийского священника Жоржа Леметра, только начавшего заниматься космологией. Рассматривая уравнения Эйнштейна, Леметр открыл ещё одну эволюционную модель. От предыдущих она отличалась тем, что предполагала существование сразу нескольких вариантов. Леметр выбрал из них тот, который особенно ему нравился. Это была своего рода комбинация моделей Эйнштейна и де Ситтера. Процесс начинался взрывом и расширением, затем замедлялся, и на какое-то время Вселенная (по Эйнштейну) становилась устойчивой. Леметр считал, что в это время могли образоваться галактики. Постепенно такая Вселенная становится неустойчивой и начинает расширяться (по де Ситтеру). К сожалению, работа Леметра была опубликована в малоизвестном журнале и почти не привлекла внимания учёных.

Открытие Хаббла, о котором тот сообщил в 1929 году, взволновало астрономов. Расширение Вселенной должно подкрепляться теорией; теория де Ситтера как раз и предсказывала расширение. Однако Эддингтона это не удовлетворяло; он опубликовал заметку о необходимости создания эволюционной теории, которая объясняла бы результаты Хаббла. Леметр прочёл эту заметку и тотчас же, связавшись с Эддингтоном, рассказал ему, что предложил такую теорию несколько лет назад. Эддингтону она понравилась, и он даже вторично опубликовал её в журнале «Monthly Notices». Примерно тогда же он сам начал заниматься этой проблемой и вскоре обнаружил, что даже модель Эйнштейна нельзя считать полностью стационарной. Такая модель находится в состоянии неустойчивого равновесия: лёгкий толчок в одну сторону, и она начнёт расширяться, толчок в другую – и она сожмётся.

Вскоре Эддингтон натолкнулся на работы Фридмана и пришёл к выводу, что его теория (без космологического члена) самая удачная из всех. Даже Эйнштейн в конце концов проклял себя за введение этого члена и назвал его своей «самой большой ошибкой». Сегодня большинство астрономов пользуется теорией Фридмана в несколько изменённой форме, в том виде, в котором её независимо представили в 1935 году два американских физика, Говард П. Робертсон и Артур Уокер.

Давайте вернёмся к работам Хаббла и повнимательней рассмотрим, чего же он добился. Мы знаем, что он разработал космическую лестницу в другие галактики, с помощью которой определил приблизительные расстояния до них. Зная эти расстояния и скорости, он построил диаграмму (см. рис.). Точки имеют некоторый разброс, но всё же по ним можно построить прямую линию, показывающую зависимость между скоростью и расстоянием. Коэффициент пропорциональности (равный углу наклона прямой) теперь называют постоянной Хаббла. С течением времени, по мере развития техники и уточнения результатов, значение этой постоянной существенно изменилось.