Читать книгу "Теория всего. От сингулярности до бесконечности: происхождение и судьба Вселенной - Стивен Хокинг"

У нас нет никаких доказательств, подтверждающих или опровергающих это предположение. Мы принимаем его на веру только из скромности. Было бы в высшей степени удивительно, если бы Вселенная выглядела одинаковой во всех направлениях вокруг нас, но вела себя по-другому вокруг любой другой точки. В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. Эта ситуация напоминает непрерывно надуваемый воздушный шарик, на котором нарисовано множество пятнышек. При надувании шарика расстояние между любыми двумя пятнышками увеличивается, но ни одно из них нельзя назвать центром расширения. Более того, чем больше расстояние между пятнышками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Так же и в модели Фридмана скорость разбегания любых двух галактик пропорциональна расстоянию между ними. Следовательно, величина красного смещения галактики должна быть прямо пропорциональна ее удаленности от нас, что и обнаружил Хаббл.

Несмотря на то, что модель Фридмана была удачной и позволила предсказать результаты наблюдений Хаббла, работа Фридмана долгое время оставалась почти неизвестной на Западе. О ней узнали лишь после того, как в 1935 г. подобные модели были разработаны американским физиком Говардом Робертсоном и английским математиком Артуром Уолкером для объяснения равномерного расширения Вселенной, открытого Хабблом.

Фридман предложил только одну модель, однако на основе двух его фундаментальных предположений можно построить три разных вида моделей. В первой модели, которую и сформулировал Фридман, Вселенная расширяется достаточно медленно, так что гравитационное притяжение между галактиками замедляет его, а со временем приводит и к его прекращению. Затем галактики начинают двигаться по направлению друг к другу, и Вселенная сжимается. Сначала расстояние между двумя соседними галактиками равно нулю, затем оно увеличивается до некоторого максимального значения, а потом снова уменьшается до нуля.

Во втором решении Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитационное притяжение никогда не сможет его остановить, хотя и немного замедляет его. В этой модели расстояние между соседними галактиками сначала равно нулю, а в конечном итоге они разбегаются с постоянной скоростью.

Наконец, существует третье решение, в котором скорость расширения Вселенной достаточна лишь для того, чтобы предотвратить обратное сжатие. В этом случае расстояние между галактиками сначала равно нулю, и оно постоянно растет. Однако скорость разбегания галактик все время уменьшается, но никогда не достигает нуля.

Замечательной особенностью первой модели Фридмана была идея о том, что Вселенная не бесконечна в пространстве, но пространство не имеет границ. Гравитация настолько сильна, что пространство искривляется, замыкаясь само на себя наподобие поверхности Земли. Путешествуя по поверхности Земли в определенном направлении, человек никогда не встретит непреодолимого препятствия и не упадет за край, но в конечном итоге вернется в исходную точку. В первой модели Фридмана пространство устроено так же, но имеет три измерения вместо двух, присущих поверхности Земли. Четвертое измерение — время — также является конечным, но напоминает линию с двумя краями или границами, началом и концом. Далее мы увидим, что если объединить общую теорию относительности с квантовомеханическим принципом неопределенности, пространство и время могут быть конечны, но при этом не иметь краев или границ. Идея путешествия вокруг Вселенной с возвращением в исходную точку хороша для научной фантастики, но не имеет практической ценности, поскольку можно доказать, что еще до завершения такого путешествия Вселенная сжалась бы обратно до нулевого размера. Чтобы вернуться в исходную точку до того, как Вселенная перестанет существовать, необходимо двигаться быстрее света, а это невозможно.

В первой модели Фридмана гравитация настолько сильна, что пространство искривляется, замыкаясь само на себя наподобие поверхности Земли.

Так какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Прекратит ли Вселенная расширяться и начнет сжиматься, или она будет расширяться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нам необходимо знать скорость расширения Вселенной и ее среднюю плотность в настоящее время. Если эта плотность меньше некоторого критического значения, зависящего от скорости расширения, гравитационное притяжение будет слишком слабым для того, чтобы остановить расширение. Если плотность больше этого критического значения, рано или поздно гравитация остановит расширение и заставит Вселенную сжиматься.

Мы можем определить современную скорость расширения Вселенной, измерив скорости, с которыми другие галактики удаляются от нас, с помощью эффекта Доплера. Это можно проделать с высокой точностью. Однако расстояния до галактик известны не очень точно, поскольку мы можем измерить их лишь косвенно. Поэтому мы знаем только то, что Вселенная расширяется на 5–10 % за каждый миллиард лет. Впрочем, текущая средняя плотность Вселенной известна нам с еще меньшей точностью.

Мы можем определить современную скорость расширения Вселенной, измерив скорости, с которыми другие галактики удаляются от нас, с помощью эффекта Доплера.

Если суммировать массы всех наблюдаемых звезд нашей и других галактик, получается меньше сотой доли значения, необходимого для того, чтобы остановить расширение Вселенной, даже при использовании нижней оценки скорости расширения. Однако нам известно, что в нашей и других галактиках должно содержаться большое количество темной материи, которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря влиянию ее гравитационного притяжения на орбиты звезд и газ в галактиках. Более того, большинство галактик образуют скопления, и мы можем предположить наличие еще большего количества темного вещества между галактиками в этих скоплениях по его влиянию на движение галактик. Сложив все это темное вещество, мы все равно получим лишь одну десятую величины, необходимой для остановки расширения. Впрочем, может существовать какая-то другая форма материи, которую мы пока не обнаружили и которая может увеличить среднюю плотность Вселенной до критического значения, необходимого для того, чтобы остановить расширение. Таким образом, современные наблюдения дают основания предполагать, что Вселенная будет расширяться вечно. Но не стоит делать на это ставку. Мы можем быть уверены лишь в том, что если Вселенная все-таки начнет сжиматься, это произойдет не раньше чем через десять миллиардов лет, поскольку по меньшей мере столько времени она расширяется. Не стоит напрасно беспокоиться по этому поводу, поскольку к тому времени человечество уже давно погибнет вместе с нашим Солнцем, если не создаст колонии за пределами Солнечной системы.

Если Вселенная начнет сжиматься, это произойдет не раньше чем через десять миллиардов лет.

Большой взрыв

Характерной особенностью всех решений Фридмана является то, что в некоторый момент в прошлом, от 10 до 20 млрд лет назад, расстояние между соседними галактиками должно было равняться нулю. В тот момент, который мы называем Большим взрывом, плотность Вселенной и кривизна пространства-времени были бесконечными. Это означает, что общая теория относительности, на основе которой построены решения Фридмана, предсказывает существование во Вселенной точки сингулярности.