Открытия, положившие начало науке о Вселенной

Страница 5

Дальность действия современных телескопов имеет тот же порядок величины. Самые далекие доступные наблюдению объекты (гигантские галактики и квазары) лежат на расстояниях как раз около десяти миллиардов лет, почти что у самого горизонта мира. Так что практически весь мир, принципиально доступный наблюдениям, реально и наблюдается — почти вплоть до его горизонта. Наблюдаемую часть мира иногда называют Метагалактикой («мета» значит «после», «за»).

1.4 Динамика расширения

Следуя разъяснениям Фридмана, представим себе шар конечных размеров, и пусть плотность вещества в нем будет однородной. Такой шар служит у Фридмана для иллюстрации динамики космологического расширения. И забудем временно об эйнштейновской космологической постоянной.

Допустим, что вещество шара — это газ каких-то частиц, все равно каких. Но требуется, чтобы давление этого газа было пренебрежимо мало. В пренебрежении давлением единственной силой, действующей на частицы газа, будет их взаимное притяжение. Притяжение стремится сблизить частицы, и это соответствовало бы сжатию шара. Но представим себе, что шар расширяется. Это возможно, если в какой-то начальный момент времени всем частицам шара приданы скорости, направленные от центра шара наружу.

Проследим, например, за движением какой-либо частицы на поверхности шара. Из-за приданной ей начальной скорости эта частица будет удаляться от центра шара. Но сила притяжения, создаваемая всеми остальными частицами, направлена против этого движения, она стремится это движение остановить и обратить расширение в сжатие. Значит, движение рассматриваемой частицы будет замедляться, скорость ее удаления от центра будет со временем убывать. То есть, тяготение частиц шара тормозит его расширение.

Судьба расширения определяется, таким образом, противоборством тяготения и начального разгона частиц. Если тяготение велико, то оно остановит расширение шара и заставит шар сжиматься. Если же скорости так велики, что тяготению не удастся с ними справиться, расширение шара никогда не остановится и будет происходить вечно. Именно такие две динамические возможности и существуют в теории Фридмана применительно к расширению Вселенной.

Хотя мы рассуждали об этом на примере шара конечных размеров и к тому же руководствовались ньютоновскими представлениями о тяготении, соображения эти находятся в полном качественном согласии с теорией расширения, вытекающей из эйнштейновской общей теории относительности. Конечно, это не случайное совпадение. Так и должно быть, поскольку между обеими теориями существует глубокая и естественная связь: ньютоновская динамика — это частный случай эйнштейновской обшей теории относительности.

Простая связь между плотностью и временем Gρt2 ~ 1, о которой уже говорилось выше, относится к случаю плоского трехмерного пространства. Это самый простой вариант не только по геометрии, но и по динамике.

В этом случае легко найти зависимость расстояний в мире от возраста Вселенной. Действительно, плотность — это масса, приходящаяся на единицу объема. Объем шара радиуса R есть 4πR3/3. Так как масса шара не меняется со временем, зависимость плотности от радиуса: ρ ~ 1/R3. Тогда приведенное выше соотношение между плотностью и временем дает: R ~ t2/3.

Этот закон роста нужно сравнить с воображаемым случаем ннерциального разлета, когда никакой гравитации вообще нет, й скорости движения тел не меняются со временем. Инерциальный разлет — это случай, когда при постоянных скоростях расстояния возрастают просто пропорционально времени: R~ t. Как мы видим, в реальном случае, когда тяготение существенно, расширение происходит медленнее, чем по инерции. Это и означает, что оно замедляется со временем.

Замечательно, что при малых временах, считая от начала расширения, этот закон монотонного расширения справедлив не только в плоском, но и в искривленном пространстве.

А практически этот закон приближенно — и с весьма приличной точностью — верен все первые шесть-восемь, а то и девять миллиардов лет жизни Вселенной.

Фридман выяснил, что в простейшем случае, когда космологическая постоянная равна нулю, динамика и геометрия мира связаны друг с другом. Оказывается, что неограниченное расширение возможно в случае трехмерного пространства нулевой (как у Эвклида) и отрицательной (как у Лобачевского) кривизны. А обращение расширения сжатием имеет место в пространстве положительной кривизны, в гиперсфере. Если же космологическая постоянная отлична от нуля, то возникает возможность неограниченного расширения для всех трех вариантов геометрии.

Страницы: 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Интересные статьи:

Классификация и эволюция звёзд
Аннотация Данная курсовая работа освещает проблему классификации и эволюции звёзд. Работа состоит из трёх частей. В предисловии – краткий экскурс в историю. Перечислены наиболее важные события в области астрономии, произошедшие в проме ...

Звезды - рождение, жизнь и смерть
Введение .Ничего нет более простого, чем звезда . (А. С. Эддингтон) Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют и умирают. Чтобы проследить жизненный путь звезды и понять, как они стареют, ...

Разбегание галактик. Роль этого в эволюции Вселенной
Введение О сколько нам открытий чудных Готовят просвещенья дух И опыт, сын ошибок трудных, И гений, парадоксов друг, И случай, бог изобретатель… (А.С. Пушкин) В природе очень много удивительного, и пытаться выделить самое главное за ...