Возникновение научной космологии

Вопрос о происхождении мира волновал людей с незапамятных времен, но лишь в начале XX века появилась возможность его научной постановки. До того не хватало идеи, какие физические величины могут характеризовать состояние Вселенной в целом. После создания общей теории относительности (п. 2.6) стало ясно, что такой сущностью, поддающейся измерению и наверняка имеющейся в каждом самом отдаленном уголке Вселенной, является пространство–время. Уравнения Эйнштейна, связывающие геометрию пространства-времени с распределением и движением материи, справедливы для систем любого масштаба, вплоть до Вселенной.

Первым, кто это сообразил, был сам Эйнштейн. Он применил свои уравнения для анализа простейшей модели Вселенной, которая заполнена веществом с одинаковой повсюду плотностью. Эйнштейн ожидал получить решение, описывающее мир с некоторой не изменяющейся во времени кривизной, — стационарное решение. Неизменность Вселенной соответствовала классическим космологическим представлениям (п. 1.7.5).

К удивлению Эйнштейна, оказалось, что стационарных решений у его уравнений нет: при любом выборе начальных условий такая Вселенная была обязана постоянно изменяться. Причина, была, в общем, той же, по которой не может парить в воздухе брошенный камень: под действием сил тяготения он может либо падать вниз, либо — если земное притяжение еще не погасило инерцию броска — лететь вверх, но никак не висеть неподвижно.

И тут Эйнштейн сделал то, что впоследствии сам назвал «ве­ли­чай­шей ве­ли­чай­шей ошибкой[46] своей жизни». Он подогнал решение под желаемый ответ, введя в свои уравнения дополнительное слагаемое. Необходимость этого так называемого космологического слагаемого, или L-члена, не следовала ни из каких известных фактов. Единственным его предназначением было придать уравнениям искомое решение.

Цель была достигнута, хотя и дорогой ценой. Физический смысл космологического слагаемого заключался в том, что в мире, кроме всемирного тяготения, должна существовать сила всемирного отталкивания, которая не убывает, а растет с увеличением расстояния между взаимодействующими телами! Прямая проверка этого предположения представлялась затруднительной, поскольку отталкивание должно было становиться существенным лишь на огромных расстояниях, а в пределах, скажем Солнечной системы оно, по оценкам, в 10²² раз слабее обычных сил всемирного тяготения. Кроме того требовалось признать, что «пустое пространство» — вакуум (п. 3.3.4) — обладает ненулевой энергией, величина которой в расчете на кубометр, L, постоянна. И хотя ввиду незначительности L (порядка [47]10^-10 Дж/м^3[48]) это предположение не противоречило известным экспериментальным данным, оно не вписывалось ни в одну из тогдашних (10-е–20-е годы XX века) физических теорий.

Эйнштейн показал, что при надлежащем подборе величины L из уравнений общей теории относительности получается модель (п. 1.7.3) стационарной Вселенной, про­странство которой имеет постоянную положительную кривизну. Такая Вселенная не могла быть бесконечной, — лишь безграничной. Разницу между бесконечностью и безграничностью понимали еще древние греки. Скажем, сфера — поверхность постоянной положительной кривизны — нигде не имеет границы, но обладает конечным диаметром и площадью поверхности. Отправившись в путешествие на запад и не сворачивая никуда, мы когда-нибудь вернемся домой с востока. Пространство стационарной Вселенной Эйнштейна представляло собой аналог сферы, только не двумерной, а трехмерной. Если в такой Вселенной запустить космический корабль, который летит все прямо и никуда не сворачивает, то когда-нибудь корабль вернется в Солнечную систему — со стороны, противоположной той, куда он улетал.

Космологические модели, в которых Вселенная конечна,
принято называть замкнутыми.

Ошибку Эйнштейна (как выяснилось позже, даже ошибка великого физика оказалась гениальной) исправил наш соотечественник А. А. Фрид­ма­н. В работах 1922—1924 гг. он справедливо указал, что стационарность Вселенной не следует ни из каких наблюдательных данных и потому не может быть основанием для изменения исходных уравнений. А решение их без L-члена показывало, что возможны три основные модели Вселенной, все три нестационарные:

1. Вселенная расширяется, затем расширение останавливается и сменяется сжатием. В этой модели Вселенная замкнута, ее средняя кривизна положительна.

2. Вселенная расширяется, темп расширения вначале падает, а затем стабилизируется. В этой модели Вселенная бесконечна, незамкнута, пространство-время имеет отрицательную кривизну (подобно поверхности седла).

3. Вселенная расширяется, темп расширения падает, стремясь к нулю. В этой модели, промежуточной между моделями 1 и 2, Вселенная бесконечна, незамкнута, ее пространство-время является плоским (ев­к­ли­до­вым).

Какая из моделей лучше описывает реальную Вселенную, зависит от средней плотности r тяготеющей материи в ней. Действительности отвечает первая модель, если в современную эпоху r превышает критическое значение r_кр » 10^-26 кг/м³; вторая, если r < r_кр; третья, если r = r_кр.

По данным астрономических наблюдений, сред­няя плотность светящегося вещества (то есть сосредоточенного, главным образом, в звездах) не превышает 5% от r_кр[49]. Однако есть довольно веские основания полагать, что основная масса вещества приходится на темную и потому не видимую в телескопы материю.[50]. О ее существовании стало известным по характеру движения звезд в галактиках, которое оказалось слишком быстрым, чтобы объяснить его только взаимным притяжением звезд. Пояснить это можно на примере Солнечной системы[51]: если бы Солнце было не горячим и ярким, а холодным, темным и невидимым, факт его существования все равно можно было бы установить по тому, что оно своим притяжением заставляет Землю двигаться по искривленной траектории, а его массу — определить по скорости орбитального движения Земли. Чем массивнее Солнце, тем быстрее должны двигаться по своим орбитам планеты вокруг него.

Физическая природа «темной материи» пока остается неясной. Понятно лишь, что ее составляют частицы, крайне слабо взаимодействующие с теми, из которых состоят привычные нам атомы и молекулы, — да и друг с другом. Поэтому «темная материя» проявляется только по гравитационному притяжению ее больших скоплений, которое заставляет быстрее двигаться светящиеся звезды из обычной материи. Чтобы объяснить результаты наблюдений, необходимо предположить, что «темной материи» в нашей Вселенной в несколько раз больше, чем обычной — по оценкам, ее средняя плотность составляет около 25% от r_кр.

Таким образом, обычное вещество и «темная материя» даже вместе не дотягивают до r_кр. Однако, как выяснилось буквально в последние годы, не они дают основной вклад в общую массу Вселенной (п. 5.1.4)