Как работает Вселенная: Введение в современную космологию - [11]

До сих пор мы рассматривали гравитационное взаимодействие между барионной материей, представленной свинцовыми шарами, и различными экзотическими видами материи. Но нет никаких причин, почему мы не могли бы рассмотреть взаимодействие между двумя экзотическими видами материи. Согласно третьему закону Ньютона, сила, действующая на экзотическую материю при гравитационном взаимодействии с барионной материей, в точности равна силе, действующей на барионную материю при гравитационном взаимодействии с экзотической материей. Используя этот факт и приведенное выше уравнение состояния, можно рассчитать гравитационные силы между любыми двумя типами материи. Мы оставляем эти расчеты для читателей в качестве упражнения.

Глава 2 Расширяющаяся Вселенная

2.1. Статическая Вселенная Эйнштейна

Итак, с помощью ОТО Эйнштейну удалось объяснить ряд известных астрономических фактов: например, прецессию перигелия Меркурия, которую нельзя было объяснить в рамках ньютоновской механики. Кроме того, он сделал предсказание об искривлении лучей света в гравитационном поле массивных тел, которое было блестяще подтверждено наблюдениями положений звезд во время полного солнечного затмения 1919 г., которые проводила экспедиция Артура Эддингтона.

Но Эйнштейн не ограничился применением своей теории к эффектам на масштабах Солнечной системы. Впервые в истории науки он попытался применить законы физики ко всей Вселенной сразу. Хотя статья, написанная им в 1917 г., была посвящена применению ко Вселенной уравнений ОТО, в ней в качестве иллюстрации рассматривается также и ньютоновская гравитация. При этом Эйнштейн рассматривал Вселенную, равномерно заполненную материей.

Первый же результат, полученный Эйнштейном, состоял в том, что под действием взаимного притяжения материя, заполняющая Вселенную, должна собраться вместе. Но так как Вселенная, рассмотренная Эйнштейном, была бесконечной, это выражалось не в уменьшении заполненной материей части, а в увеличении плотности в каждой точке Вселенной. Поскольку Эйнштейн, как и любой ученый начала XX в., был уверен в том, что Вселенная статична, т. е. не меняется со временем, ему нужна было найти силу отталкивания, которая компенсировала бы силу гравитационного притяжения.

Эту силу Эйнштейн ввел искусственно, добавив в полученные им уравнения ОТО дополнительное слагаемое, содержащее космологическую постоянную. Сам Эйнштейн обозначил ее λ, а сейчас ее принято обозначать Λ, поэтому соответствующее слагаемое в уравнении Эйнштейна называется лямбда-членом. Космологическая постоянная была предложена Эйнштейном, не опираясь на эмпирические факты, только как следствие гипотезы о том, что Вселенная должна быть статической. Космологическая постоянная обеспечивала вдобавок к ньютоновскому притяжению некую силу отталкивания между любыми телами во Вселенной. При определенной плотности материи эти силы взаимно компенсировались, что и обеспечивало статичность Вселенной. Гипотеза статической Вселенной была отброшена уже через несколько лет, но она важна тем, что дала начало новой науке – космологии.

Однако очень быстро было показано, что статическая Вселенная Эйнштейна является неустойчивой. Области с большей плотностью начинают притягивать к себе окружающую материю, тем самым еще более увеличивая свою плотность, а области с пониженной плотностью становились еще более разреженными. Это – одно из проявлений так называемой гравитационной неустойчивости. Кроме того, вся статическая Вселенная в целом тоже неустойчива. Если ее размеры чуть увеличатся, то силы отталкивания станут сильнее сил притяжения и Вселенная начнет расширяться до бесконечных размеров. Если размеры чуть уменьшатся, то притяжение станет сильнее отталкивания и Вселенная начнет сжиматься, в конце концов коллапсируя в точку. Это обстоятельство привело к тому, что Эйнштейн потерял интерес к этому решению.

2.2. Расширение Вселенной и красное смещение

2.2.1. Другие галактики и их разбегание

Поначалу космология не вызывала большого интереса в научном сообществе, так как ее выводы было невозможно проверить. Однако ситуация изменилась после того, как в 1923 г. Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды находится за пределами нашей Галактики, и вскоре после этого она была классифицирована как отдельная галактика. Таким образом, наша Галактика оказалась лишь одной из многочисленных галактик[26]. К 1929 г. было открыто уже большое количество галактик, и для некоторых из них удалось измерить лучевые скорости[27] и расстояния до них. Результаты очень удивили астрономов, поскольку из них следовало, что большинство галактик удаляются от нас с очень большой скоростью. На основании данных о 24 галактиках Хаббл в 1929 г. получил свой знаменитый закон[28], согласно которому скорость разбегания галактик v пропорциональна расстоянию r до них.

Математически он выражается формулой:

v = Hr. (2.1)

Коэффициент пропорциональности H получил название постоянной Хаббла.

Как следует из ОТО, величина H меняется со временем, но очень медленно – масштаб времени его изменения сравним с возрастом Вселенной, который сейчас оценивается в 13,8 млрд лет. Это часто приводит к путанице, поскольку значение переменной H исторически называется постоянной Хаббла. Значение этой величины, в настоящее время H0, называется параметром Хаббла. Эта величина обычно измеряется в километрах в секунду на мегапарсек