Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый

источников гравитационного поля. Эйнштейн нашел уравнения, которые являются релятивистским и тензорным обобщением уравнения Пуассона. В основу релятивистского гравитационного потенциала ученый положил метрический тензор[5], описывающий искривленное пространство (см. Приложение II). Поэтому в левой части уравнений Эйнштейна появился тензор Риччи, составленный из вторых производных от метрического тензора, а в правой части — тензор энергии-импульса вещества, который характеризовал источники гравитационного поля. Правильный вариант уравнений, объясняющих аномальную прецессию Меркурия, Эйнштейн записал в конце 1915 года. Но вопрос об источниках гравитационного поля оказался непрост и вызвал ожесточенные споры, о которых мы расскажем в разделе 9.1 и, более детально, в Приложении I.

Любая успешная теория должна не только объяснить наблюдаемые явления: критически важно правильно предсказать новые феномены, что позволяет сделать однозначный выбор между старой и новой теорией. Эйнштейн на основании своих уравнений предсказал, что свет звезды возле Солнца будет отклоняться в два раза сильнее, чем в теории Ньютона. Артур Эддингтон (1882–1944) был выдающимся английским астрофизиком и директором Кембриджской обсерватории. В 1919 году, воспользовавшись полным затмением Солнца, которое позволило наблюдать звезды вблизи солнечного диска, экспедиция во главе с Эддингтоном подтвердила предсказание Эйнштейна об отклонении света звезды в искривленном пространстве. Эту новость подхватила пресса, что помогло теории Эйнштейна получить широкое признание и среди ученых.

Легко представить трудности внедрения в научную практику таких понятий, как искривленное четырехмерное пространство-время, в котором время может замедляться до нуля, а мир может замыкаться, сворачиваясь в шар, как испуганный еж. В своей книге про теорию относительности Ганс Оганян приводит такую легенду: «Когда один немецкий физик сказал Резерфорду, что „ни один англосакс не может понять теорию относительности“, тот согласился и ответил: „У них слишком много здравого смысла“». К чести научного сообщества, нашлись специалисты, которые быстро и глубоко проникли в суть новой теории.

Общая теория относительности (ОТО) Эйнштейна за считаные годы стала основой для новой космологии. Уже в феврале 1917 года Эйнштейн опубликовал первую модель Вселенной, созданную на основании ОТО. Несмотря на то что в гравитации Эйнштейн был революционером, в области космологии он придерживался традиционных взглядов и полагал, что Вселенная должна быть статичной. Но уравнения гравитации, которые описывали только притяжение, не могли обеспечить стационарность Вселенной. И Эйнштейн ввел антигравитацию в свои уравнения в виде члена, содержащего новую феноменологическую «космологическую постоянную» Λ (его стали называть Λ-член). Задав баланс между гравитацией и антигравитацией, Эйнштейну удалось построить космологическую модель замкнутой, шарообразной Вселенной. Замкнутость Вселенной стала новым словом в космологии.

В ноябре 1917 года голландский астроном де Ситтер шагнул в нестационарную космологию и показал, что при условии доминирования космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют решение, согласно которому галактики во Вселенной могут разбегаться в разные стороны, как искры фейерверка. Де Ситтер первый употребил термин «разбегающаяся Вселенная». В упрощенной модели де Ситтера вещества вообще не было, а была только сила отталкивания из-за Λ-члена. В этой модели проявилась такая характерная закономерность, как рост красного смещения галактик (то есть скорости убегания от нас) с увеличением расстояния до этих галактик. Для иллюстрации этого эффекта обычно используют надувной шарик, на который нанесены точки галактик. При раздувании шара расстояние между нарисованными точками будет увеличиваться, причем скорость разбегания точек растет с увеличением расстояния между ними. Поэтому чем дальше расположена какая-то галактика от Млечного Пути, тем быстрее она удаляется от нее. Исключением являются ближайшие к нам галактики, которые или являются спутниками Млечного Пути, или, как Туманность Андромеды, входят в местное, гравитационно-связанное скопление галактик. Такие галактики могут двигаться к нам.

Модель де Ситтера не отражала реальную картину Вселенной, но она была еще одним важным шагом в правильном направлении. Де Ситтер интерпретировал наблюдения Слайфера по разбеганию галактик как подтверждение своей модели. Он писал Эйнштейну в письме от 29 ноября 1920 года: «...очевидная отталкивающая сила, вытекающая из моей интерпретации Вселенной... оказывается реально существующей!»

Слайфер, Эйнштейн и де Ситтер вместе всего за пять лет — с 1912 по 1917 год — изменили представление астрономов о Вселенной, открыв разбегание галактик, создав релятивистскую теорию тяготения и получив из нее первые космологические решения.

Эддингтон пишет в своей знаменитой книге «Теория относительности» (1922): «Самые обширные измерения радиальных скоростей спиральных туманностей были проведены профессором В. М. Слайфером в Лоуэлловской обсерватории. Он любезно предоставил в наше распоряжение... таблицу, содержащую много еще не опубликованных данных. Эта таблица содержит, вероятно, все данные, полученные до февраля 1922 года. Здесь замечательно огромное преобладание удалений над приближениями».

Действительно, в таблице 1922 года были приведены скорости движения сорока одной туманности, и только пять из них двигались к нам со скоростями до 300 километров в секунду, а остальные разбегались со скоростями в несколько раз большими и достигающими 1800 километров в секунду.

Эддингтон, обладая огромным опытом астронома, смог оценить относительную удаленность туманностей в этой таблице, что позволило ему сделать следующий вывод: «...астрономические данные показывают, что с расширением границ изучаемой Вселенной все более увеличиваются и наблюдаемые скорости; так, например, спиральные туманности, по-видимому, наиболее отдаленные из доступных наблюдению объектов, имеют скорости порядка 500 километров в секунду, то есть приблизительно в 10 раз больше, чем скорости, наблюдаемые в нашей звездной системе. Вполне возможно, что на еще более далеких от нас расстояниях скорости будут еще больше». Эддингтон отмечает, что частица во вселенной де Ситтера «будет удаляться с ускорением, возрастающим по мере увеличения расстояния...»

Интересно, что космологическая модель де Ситтера была неоднородной — скорость течения времени в ней зависела от положения наблюдателя, тем самым спектры даже неподвижных удаленных объектов выглядели «покрасневшими». Как справедливо отметил Артур Эддингтон, «это последнее смещение может быть ошибочно истолковано как движение удаления от нас».

2.2. Циклическая Вселенная и Александр Фридман (1922)

Идеи Эйнштейна привели его к новому континенту, столь же неожиданному для него, сколь Америка оказалась для Христофора Колумба.

И. Пригожин

Третий закон динамики Ньютона гласит: действие равно противодействию. Но баланс сил может быть устойчивым или неустойчивым. Например, силы, действующие на маленький шарик, покоящийся на вершине большого шара (например, шарик для пинг-понга на глобусе), находятся в балансе, но любое ничтожное воздействие может вывести систему из равновесия — и маленький шарик скатится вниз. И наоборот: баланс сил, которые действуют на шар, лежащий на дне круглой чаши, устойчив: возмущение вызовет лишь колебания шара возле точки равновесия.

Стационарная модель Вселенной Эйнштейна оказалась нестабильной. Баланс сил гравитации и антигравитации, который предположил А. Эйнштейн, выполняется, если плотность мира равна космологической постоянной с некоторым коэффициентом. Плотность такого мира определяет и его