Стивен Хокинг - Краткая история времени. От Большого взрыва до черных дыр [litres]

Хотя Фридман описал только одну модель Вселенной, удовлетворяющую требованиям двух его фундаментальных гипотез, возможны три таких модели. В модели первого типа (фридмановской) Вселенная расширяется достаточно медленно, а потому под действием гравитационного притяжения между галактиками это расширение замедляется и рано или поздно останавливается. После галактики начинают двигаться вспять, навстречу друг другу, и Вселенная сжимается. На рисунке 3.2 показан график зависимости расстояния между соседними галактиками от времени. В начальный момент это расстояние равно нулю, потом оно растет, достигает максимума и затем уменьшается до нуля. В решении второго типа Вселенная расширяется настолько быстро, что взаимное притяжение галактик не в состоянии когда-либо остановить расширение, хотя и несколько замедляет его. Зависимость расстояния между двумя соседними галактиками в этой модели показана на рисунке 3.3. В начальный момент расстояние равно нулю, после чего галактики разбегаются с равномерной скоростью. Наконец, есть третий тип решения, когда Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, которая не дает ей начать сжиматься. В этом случае расстояние между галактиками (рис. 3.4) тоже равно нулю в начальный момент, после чего вечно увеличивается. Правда, скорость расхождения галактик все уменьшается, хотя и никогда не достигает нуля.

Рис. 3.2

Рис. 3.3

Рис. 3.4

Замечательное свойство модели Фридмана (модели первого типа) состоит в том, что Вселенная в ней не является бесконечной в пространстве, но при этом пространство не имеет границ. Тяготение в этой модели настолько сильно, что пространство оказывается замкнутым само на себя наподобие поверхности Земли. Двигаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не наткнетесь на непреодолимый барьер, не сорветесь с края, а просто рано или поздно вернетесь в то место, с которого начали свой путь. В модели Фридмана пространство напоминает поверхность нашей планеты, но имеет три измерения – вместо двух. В четвертом измерении – времени – модель тоже конечна, но скорее напоминает отрезок с двумя границами – началом и концом. Как мы увидим далее, сочетание общей теории относительности с принципом неопределенности квантовой механики делает возможной модель, где и пространство, и время конечны и притом не имеют границ.

Идея кругосветного путешествия по Вселенной с возвращением в исходный пункт – замечательный сюжет для научной фантастики. Однако на практике ее едва ли удастся реализовать: есть математические свидетельства, что Вселенная успеет схлопнуться до нулевого размера еще до возвращения путешественника. Чтобы успеть вернуться в отправную точку до конца Вселенной, придется двигаться быстрее света, а это невозможно!

В модели Фридмана первого типа, которая сначала расширяется, а потом схлопывается, пространство замкнуто само на себя, подобно поверхности Земли. Поэтому оно имеет конечную протяженность. В модели Вселенной второго типа, которая расширяется вечно, пространство искривлено иначе и напоминает седло. И в этом случае пространство бесконечно. Наконец, в модели Фридмана третьего типа, скорость расширения в которой равна некоему критическому значению, пространство плоское (и поэтому также бесконечно).

Какая же из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Сменится ли расширение однажды сжатием или будет продолжаться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать современную скорость расширения Вселенной и современное значение ее средней плотности. Если плотность меньше определенного критического значения, определяемого скоростью расширения, гравитационное притяжение будет слишком слабым и не сможет остановить расширение. Если плотность превышает критическое значение [определяемое скоростью расширения], то сила тяготения вещества во Вселенной рано или поздно остановит расширение, заставив Вселенную сжаться.

Скорость расширения в настоящий момент можно определить, вычислив скорости удаления от нас других галактик – с помощью эффекта Доплера. Эти скорости можно измерить весьма точно, а вот в расстояниях до галактик мы не так уверены, потому что установить их можно только косвенными методами. Так что на данный момент мы знаем лишь, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10 % за миллиард лет. Наши знания о современной средней плотности Вселенной еще менее точны. Если учесть массу всех видимых звезд в нашей и других галактиках, то полученная средняя плотность окажется менее одной сотой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной, даже если принять наименьшую оценку скорости расширения.