Вселенная расширяется
Заглянуть глубже в тайны мироздания, чем это сделал Ньютон, долгое время казалось невозможным. Лишь в начале нашего века в 1915 году появилась работа А. Эйнштейна, которая в конце концов заставила пересмотреть систему мира Ньютона, и, заметим, самым радикальным образом. Здесь нельзя не вспомнить уже упоминавшуюся эпитафию А. Попа, на которую после появления работ Эйнштейна "вышло дополнение":
…Но сатана недолго ждал реванша -
Пришел Эйнштейн, и стало все, как раньше.
Вряд ли здесь уместно выражение "стало все, как раньше". Но совершенно ясно одно: стало все гораздо интереснее.
Знаменитые уравнения Эйнштейна - основа общей теории относительности - были опубликованы в 1916 году. Они подарили нам новый мир, существенно отличающийся от мира Ньютона. Как образно сказал один из крупнейших современных физиков, Дж. Уилер, в общей теории относительности пространство "говорит" материи, как ей двигаться, а материя "указывает" пространству, как ему искривляться.
Нам сейчас нужно обязательно запомнить чрезвычайно важное обстоятельство, заключающееся в том, что специфические свойства пространства-времени, которые естественно могут быть объяснены при введении такого понятия, как кривизна, проявляются лишь в сильных гравитационных полях. В локальных областях справедливо классическое приближение Ньютона. Кстати говоря, закон всемирного тяготения Ньютона легко выводится из ОТО (как сейчас называют физики общую теорию относительности). "Самая красивая из всех существующих физических теорий", - писали об ОТО советские физики, академики Л. Ландау и Е. Лифшиц.
Поскольку речь у нас сейчас пойдет о космологических проблемах, об истории Вселенной, следует попытаться понять хотя бы основные выводы и следствия из ОТО. Это нелегкая задача, поскольку ОТО имеет дело с четырехмерным пространством, где одной из координат является время.
Трудность состоит в том, что четырехмерный мир нельзя представить себе наглядно. Для нас число "наглядных" измерений не превышает трех. Двухмерна плоскость, трехмерен шар, куб, но как представить себе четырехмерие? Математики имеют дело с пространствами и больших размерностей, но для нас, как, впрочем, и для них, это абстракции.
Четырехмерный мир Эйнштейна, конечно же, не абстракция. Дело в том, что мы живем геометрически в трехмерном пространстве, но все физические процессы в этом мире связаны со временем, а сам ход времени для наблюдателя зависит от свойств пространства, от скорости процессов. Поэтому время связано в мире Эйнштейна с геометрией, а геометрия со временем. Недаром Уилер предложил называть теорию Эйнштейна геометродинамикой.
Геометродинамика, ОТО предсказывает удивительные явления, которые должны происходить в нашем мире: изменение темпа течения времени, искривление лучей света в сильных полях тяготения и многое другое. Но нас сейчас будут интересовать несколько иные вещи.
Обратимся к основному отличию ОТО от классической физики Ньютона при рассмотрении Вселенной, мира. Об этом отличии лучше всего сказал сам Эйнштейн: "Потребовалась жестокая борьба (для Ньютона), чтобы прийти к понятию независимого и абсолютного пространства, неоценимому для развития теории… Выводы Ньютона при современном ему состоянии науки были единственно возможными и, в частности, единственно плодотворными.
…Не менее напряженные усилия потребовались для того, чтобы впоследствии преодолеть это понятие (абсолютного пространства)".
Итак, пространство не абсолютно, оно динамично, оно живет. И самым важным свойством уравнений Эйнштейна, по крайней мере для космологии, является то, что они позволяют представить себе, как жила, живет и будет жить в дальнейшем наша Вселенная.
Начиная рассказ об этом, нельзя не подчеркнуть, что Эйнштейн на первых порах намеренно искал такое решение своих уравнений, которое "давало" бы однородную и статичную Вселенную. То есть сначала и Эйнштейн, так же как и Ньютон, оказался в плену идеи, если так можно выразиться, "статичной вечности".
Первым человеком, которому удалось на основании уравнений Эйнштейна получить принципиально новые выводы о структуре нашей Вселенной, был советский математик А. Фридман. Ему было всего 37 лет, когда он умер от брюшного тифа в Ленинграде в 1925 году.
Фридман был разносторонним человеком. Он выполнил интересные работы в области метеорологии и гидромеханики. Но имя свое ученый обессмертил работами по космологии. Первая статья 1922 года, где он нашел новое космологическое решение уравнений ОТО, говорила о том, что наш мир, наша Вселенная нестационарна. Она замкнута и непрерывно расширяется. Эйнштейн отреагировал на эту статью отрицательно, немедленно опубликовав "Замечание", в котором содержалось опровержение выводов Фридмана. Но великий Эйнштейн оказался неправ. Он признал это в 1923 году: "Я считаю результаты г. Фридмана правильными и проливающими новый свет…"
Сегодня в научной литературе прочно утвердился термин "Вселенные Фридмана". Что же это такое?
Фридман нашел два решения уравнений Эйнштейна, каждое из которых зависит от средней плотности материи во Вселенной. Если средняя плотность ρ меньше некоторой величины ρкр или равна ей, то Вселенная может быть пространственно как бесконечной, так и конечной, но расширение ее будет продолжаться всегда. Если же значение средней плотности больше критической (ρ > ρкр), неизбежно получается замкнутая (но безграничная!) Вселенная. Силы гравитации в этом случае должны в конце концов остановить расширение Вселенной, и она рано или поздно начнет сжиматься.
Попробуем пояснить, как совмещаются понятия конечности и безграничности. Наглядный пример здесь достаточно прост. Возьмем поверхность резинового надувного шарика. Она конечна, как бы мы этот шар ни раздували. Но в то же время она и безгранична, так как, путешествуя по этой поверхности, мы никогда не доберемся до границы. В крайнем случае вернемся туда, откуда начали свой путь. Эту аналогию полезно запомнить, она еще не раз нам пригодится.
Итак, на сцене появились динамические модели Вселенной. И сразу же возникло множество вопросов. Ведь модели Фридмана - его Вселенные - построены пером теоретика (да и вообще все, что мы до сих пор обсуждали, было гениальными теоретическими построениями), и только данные наблюдательной астрономии могли подтвердить или опровергнуть эти модели - модели расширяющейся Вселенной. О чем же они свидетельствовали в то время?
Еще в 1914–1917 годах астрономы выяснили поразительный факт, которому, к сожалению, сначала не придали значения: большинство далеких галактик разбегаются от нашей Галактики с довольно большими скоростями, причем самые далекие из них с самыми большими скоростями.
На последнее обстоятельство обратил внимание еще в 1919 году американский астроном X. Шепли, но не сумел объяснить его ("Вселенные Фридмана" еще не были созданы!). И лишь в 1929 году американский астроном Э. Хаббл вывел свой знаменитый закон, гласящий, что скорость разлета галактик прямо пропорциональна расстоянию от нашей Галактики. V = Hr, где V - скорость галактики, r - расстояние, H - так называемая постоянная Хаббла. Закон Хаббла - один из краеугольных камней современной космологии, и поэтому нам следует остановиться на этом явлении подробнее.
Каждый, кто стоял на железнодорожной платформе и наблюдал приближающийся и проходящий мимо скорый поезд, знает, что тон гудка меняется при движении поезда. Частота звука увеличивается, когда поезд подходит к платформе, и понижается, когда он удаляется от вас. Это следствие так называемого эффекта Доплера, хорошо известного в физике.
Пример движущегося по направлению к нам, а потом удаляющегося от нас источника звукового сигнала является прекрасной его иллюстрацией. Звук представляет собой бегущие в воздухе волны. Пусть источник звука дает постоянную частоту, длину волны. Длина звуковой волны - это произведение скорости звука на интервал времени между "гребнями волны". Если источник звука неподвижен, то человек всегда будет слышать один и тот же тон.
Распространение звуковых волн от неподвижного источника.
Пусть источник двигается по направлению к наблюдателю. Скорость звука не меняется. Но поскольку источник двигается к наблюдателю, то за тот же промежуток времени, что и в случае с неподвижным источником, мимо наблюдателя пройдет большее число гребней, чем в случае, когда источник неподвижен. Другими словами, наблюдателю будет казаться, что он воспринимает меньшие длины волны или более высокие частоты.