Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый Страница 8

размер. Если такая Вселенная чуть-чуть сожмется, то ее плотность вырастет, как и сила притяжения. Так как космологическая постоянная не меняется, то антигравитация не сможет нейтрализовать притяжение и удержать Вселенную от коллапса. И наоборот: если увеличить чуть-чуть размер Вселенной, то плотность ее упадет, и антигравитация окажется сильнее притяжения — и Вселенная должна будет расширяться бесконечно.

В 1922 году российский ученый Александр Фридман (1888–1925) в статье «О кривизне пространства» показал, что уравнения Эйнштейна описывают целую серию нестационарных моделей Вселенной при различных значениях космологической постоянной, в том числе и равной нулю. Фридман записал выражение для метрики пространства-времени нестационарной Вселенной (см. Приложение II) и получил формулы для размера Вселенной, которые сейчас называются уравнениями Фридмана. Они учитывали как гравитирующую материю, так и антигравитирующий Λ-член и содержали решения Эйнштейна и де Ситтера как частные случаи. Уравнения Фридмана при разных предположениях математически описывали различные вселенные: расширяющуюся, сжимающуюся или циклическую, без детализации физических механизмов, которые управляют динамикой таких моделей. Фридман даже оценил период колебания пульсирующей вселенной с массой M: «Полагая  0 и считая M равной массе 5 × 1021 нашего Солнца, будем для периода мира иметь величину порядка 10 миллиардов лет».

Реакция А. Эйнштейна на работу А. Фридмана была сначала отрицательной: «Результаты относительно нестационарного мира, содержащиеся в упомянутой работе... представляются мне подозрительными» («Замечания к работе А. Фридмана „О кривизне пространства“», 1922). После письма Фридмана, переданного Эйнштейну российским ученым Юрием Крутковым, Эйнштейн признал свою неправоту: «...моя критика... основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, что уравнения поля допускают наряду со статическими также и динамические (то есть переменные относительно времени) решения для структуры пространства» («К работе А. Фридмана „О кривизне пространства“», 1923).

Вся современная космология базируется на уравнениях Фридмана. Полученную космологическую модель называют Вселенной Фридмана, а нестационарную метрику — метрикой Фридмана — Леметра — Робертсона — Уолкера.

Циклическая модель Вселенной, предложенная А. Фридманом на основе ОТО, красива и напоминает феникса кантианской вселенной. Отметим, что Вселенная Фридмана была основана на предположении изотропии (одинаковости свойств в разных направлениях) и однородности (одинаковости свойств в разных точках) нашего мира, по крайней мере, на больших масштабах. Это, безусловно, самое простое из возможных предположений; оно не является обязательным и нуждается в обосновании и подтверждении. Видный специалист по космологии Ричард Толмен утверждал: «Гипотеза изотропии отнюдь не является таким фундаментальным законом природы, как принцип относительности... Возможно даже, что ее придется изменить коренным образом, если более мощные телескопы обнаружат систематическое нарушение однородности в разных частях Вселенной» («Относительность, термодинамика и космология», 1934). Это обычная научная практика: использовать самые простые теоретические предположения до тех пор, пока они подтверждаются наблюдениями, и переходить к более сложным моделям — как правило, более богатым на приложения — лишь после получения наблюдательных фактов, которые указывают на необходимость этого.

Предположение об изотропии и однородности Вселенной выдерживало наблюдательные тесты в течение 100 лет, но данные начала XXI века потребовали отказа от этой гипотезы.

2.3. Закон расширения Вселенной Жоржа Леметра и Эдвина Хаббла (1927–1929)

По подсчетам Хаббла, внутри области радиусом 3 × 108 световых лет содержится около 108 туманностей!

Р. Толмен (1934)

В. Слайфер определил скорости движения галактик, но расстояния до этих галактик были неизвестны. В 1927 году аббат Жорж Леметр (1894–1966), ученик А. С. Эддингтона, предложил уравнение, связывающее скорость убегания галактик с расстоянием до них, но у него не было весомых наблюдательных подтверждений этого закона.

В конце XVIII века Джон Гудрайк (1764–1786), двадцатилетний любитель астрономии, открыл переменность звезды Дельта Цефея, яркость которой колебалась с периодом в несколько дней. Причиной пульсаций таких ярких переменных звезд, которые назвали цефеидами, является накопление световой энергии под поверхностью звезды. Мощное световое излучение расширяет звезду и прорывается наружу: наблюдатель на Земле видит яркую вспышку. Потом внешние слои звезды остывают, сжимаются, становятся непрозрачными, снова начинают перехватывать свет, идущий из центра светила, и яркость звезды падает. Генриетта Ливитт (1868–1921), кропотливо исследуя фотопластинки с изображениями Малого Магелланова Облака (спутника Млечного Пути), совершила фундаментальное открытие, которое позволило определять расстояния до других галактик. Ливитт обнаружила и изучила две с половиной тысячи цефеид и заметила, что яркость цефеид растет с периодом их пульсаций. Следовательно, измерив период цефеиды, можно найти ее истинную яркость и расстояние до нее. Цефеиды стали настоящими астрономическими маяками.

Обнаружить и исследовать цефеиды в других галактиках было непросто. Лишь в 20-х годах Эдвин Хаббл на крупнейшем в те годы стодюймовом телескопе Маунт-Вильсона нашел цефеиды в Туманности Андромеды и оценил расстояние до нее в 900 тысяч (по современным данным — 2 миллиона) световых лет. Хаббл сумел сфотографировать ряд цефеид в других галактиках и измерить частоту их пульсаций, что позволило определить расстояние до этих звезд. Хаббл знал о работе Леметра: в 1928 году они встречались на III Генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС) в Лейдене и обсуждали возможную корреляцию между скоростями галактик и расстояниями до них. В 1929 году Хаббл опубликовал статью, где сравнивал скорости разбегания галактик, найденные Слайфером и другими исследователями, с расстояниями до цефеид в этих галактиках и доказывал, что между ними существует линейная зависимость: чем дальше от нас располагается галактика, тем быстрее она от нас убегает. Работа Хаббла стала вехой в понимании Вселенной — больше игнорировать факт расширения популяции галактик было нельзя. Даже самые завзятые консерваторы были вынуждены признать, что мы живем в очень странной и неспокойной Вселенной.

История склонна к упрощению — во многих популярных книгах и даже в учебниках астрономии можно прочитать о том, что разбегание галактик открыто Э. Хабблом. Это неверное утверждение. Фундаментальный факт разбегания галактик открыт и исследован В. М. Слайфером. Гипотеза, что скорость разбегания галактик растет с расстоянием до них, была выдвинута Ж. Леметром. А Э. Хаббл доказал эту гипотезу своими наблюдениями на крупнейшем телескопе. Долгое время вклад Леметра в закон расширения Вселенной был недооценен. Только в 2018 году Международный астрономический союз исправил эту несправедливость: в ходе XXX Генеральной ассамблеи МАС в Вене было организовано электронное голосование среди 14 тысяч членов МАС, и 78 % проголосовавших высказались за восстановление исторической справедливости. Сейчас эта фундаментальная зависимость получила официальное название «закон Хаббла — Леметра».

Будучи членом МАС с 1997 года, я тоже проголосовал в 2018 году за признание роли Леметра в открытии этого закона. Но нельзя забывать и ключевой вклад Весто Слайфера, чьи пионерские работы по определению скоростей разбегающихся галактик открыли новую эпоху в астрономии и легли в основу закона