Фридман предложил два типа Вселенной: 1) стационарный тип - кривизна пространства не меняется с течением времени и 2) переменный тип — кривизна пространства меняется с течением времени. Иллюстрацией первого типа Вселенной может служить шар, радиус которого не меняется с течением времени; двумерная поверхность этого шара будет как раз двумерным пространством постоянной кривизны. Наоборот, второй тип Вселенной может быть изображен меняющимся все время шаром, то раздувающимся, то уменьшающимся, то есть уменьшающим свой радиус и как бы сжимающимся.

Переменный тип Вселенной представляет большое разнообразие случаев. Для этого типа возможны случаи, когда радиус кривизны мира . постоянно возрастает с течением времени. Возможны далее случаи, когда радиус кривизны меняется периодически: Вселенная сжимается в точку (в ничто), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения, далее опять, уменьшая радиус своей кривизны, обращается в точку и т.д.

Во второй работе Фридман делает следующий шаг в развитии своей теории — он вводит в космологию новое трехмерное искривленное пространство, которое имеет иную, чем гиперсфера, геометрию — геометрию Лобачевского. Кривизне такого пространства принято приписывать знак «минус». Двумерным аналогом для него является гиперболоид или седловидная поверхность.

Спустя 8 лет, в 1932 г., Эйнштейн и де Ситтер, развивая фридмановскую космологию, дополнили ее рассмотрением расширяющегося мира с плоским, эвклидовым трехмерным пространством. Этими тремя вариантами и исчерпывается полный набор теоретических возможностей для пространственно-однородного мира.

Общая теория относительности допускает как статический мир, так и мир эволюционирующий, и во втором случае имеется три варианта пространственной геометрии, включая вариант плоского пространства.

Вот что об этом можно сказать сейчас. Статическая модель Эйнштейна не проходит в ее буквальном виде — мир галактик не статичен. Наблюдательные данные остаются на этот счет в значительной степени неопределенными.

Можно лишь ориентировочно полагать исходя из всей совокупности современных данных о плотности всех видов вещества во Вселенной, наблюдаемых движениях галактик, возрасте наиболее старых звезд и атомных ядер, что, скорее всего, пространство мира либо строго плоское как у Эйнштейна и де Ситтера, либо близкое к плоскому.

Во всех трех случаях пространственной геометрии космологическое расширение мира начинается с состояния, когда, по словам Фридмана, «пространство было точкой». Это означает, что начальная плотность вещества была неограниченно большой, бесконечной в начальный момент. Столь необычное, исключительное состояние мира называют космологической сингулярностью. Как далеко от нас в прошлом лежал этот момент сингулярности, момент начала расширения? Фридман предупреждает, что ввиду неопределенности конкретных знаний о Вселенной любые цифры могут иметь лишь ориентировочный, иллюстративный характер.

В расширяющемся мире существует простое приближенное соотношение между плотностью вещества в мире ρ и временем t, протекшим с начала космологического расширения:

Gρt2 ~ 1

Здесь G — ньютоновская постоянная тяготения.

Легко проверить, что стоящее в этом уравнении выражение, Включающее три величины, является единственно возможной комбинацией, которая могла бы равняться единице. Это вытекает просто из соображений размерности: только эта их комбинация является безразмерной, то есть одинаковой при любом выборе единиц измерения.

Чтобы получить оценку возраста мира, Фридман взял это соотношение и воспользовался еще астрономическими данными о плотности вещества в нашей Галактике. При этом он считал (вполне справедливо), что средняя плотность Галактики — это лишь верхний предел для средней плотности Вселенной, и реальная плотность вещества в мире должна быть заметно меньше той, что известна для Галактики.

Если взять в качестве ρ среднюю плотность звездного вещества Галактики, ~ 10-24 г/см3 , то из этого соотношения получиться t ~ 3·1015 сек. Но Фридман взял для плотности мира величину в десять тысяч раз меньшую, и тогда это соотношение дает десять миллиардов лет.

В теории Фридмана с конечным возрастом мира связано одно важное следствие. За конечное время свет проходит конечное расстояние. Но это означает, что существует принципиальный предел дальности наблюдений: нельзя увидеть того, что лежит дальше расстояния, которое свет способен пройти за десять миллиардов лет жизни Вселенной. По порядку величины, это предельное расстояние составляет десять миллиардов световых лет. Все, что дальше, что за этим горизонтом, принципиально не наблюдаемо.

Интересные статьи:

Модель Большого взрыва и расширяющейся Вселенной
Введение Одной из основных концепций современного естествознания является учение о Вселенной как едином целом и обо всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого – космология. Выводы ко ...

Жизнь во Вселенной
Введение Нет ничего более волнующего, чем поиски жизни и разума во Вселенной. Уникальность земной биосферы и человеческого интеллекта бросает вызов нашей веры в единство природы. Человек не успокоится, пока не разгадает загадку своего про ...

Система небесных координат
Системы небесных координатиспользуются в астрономии для описания положения светил на небе или точек на воображаемой небесной сфере. Небесные координаты вводятся на геометрически правильной поверхности небесной сферы координатной сеткой, п ...