Эйнштейновская теория относительности - Борн М.
Скачать (прямая ссылка):
г)> К 1922 г., когда этот эффект разбегания галактик еще не был выяснен, ленинградский математик А. А. Фридман уже дал модель расширяющейся Вселенной без А,-члена. — Прим. перев.
12* 356
Г л. VII. Общая теория относительности Эйнштейна
нашей собственной Галактики. Эти находки дали толчок дальнейшим теоретическим исследованиям и новым улучшенным измерениям расстояний и скоростей спиральных туманностей.
Примерно в 1929 г. американский астроном Хаббл обнаружил существование странной согласованности между расстоянием и скоростью туманности: все галактики движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию; другими словами, система спиральных туманностей расширяется — как раз так, как предполагали ранние мыслители, опираясь на примитивное сравнение этой системы с газом. Но если считать, что это расширение происходило в прошлом точно так же, как оно происходит сейчас, то мы приходим к идее, что вся система должна иметь начало — момент, когда вся материя была сосредоточена в малом «сверхядре», и, следовательно, можно рассчитать период времени, прошедший с этого «сотворения мира» до настоящего момента. Результат, полученный из данных Хаббла, — от 2 до 3 миллиардов лет.
Тем временем релятивистская космология, начало которой заложили Эйнштейн и де Ситтер, стала переходить в руки Фридмана, Леметра, Толмана, Робертсона и др. Был обнаружен ряд новых возможных моделей Вселенной, соответствующих решениям, заключенным между крайними случаями, указанными Эйнштейном и де Ситтером, и возник вопрос, какая из этих моделей лучше соответствует эмпирическим данным, в частности фактам, установленным Хабблом. Сегодня существует множество ответвлений и усовершенствований теорий, а поток результатов наблюдений столь велик, что даже трудно судить о практической ситуации. Ранние идеи, считавшиеся когда-то наиболее плодотворными, оказались слишком ограниченными или даже ошибочными. Существуют нестатические решения эйнштейновских уравнений, которым присущи свойства, характерные для его статической модели 1917 г., — замкнутость и конечность; в двумерном представлении они соответствуют поверхности равномерно расширяющейся сферы, подобной надуваемому резиновому шару. Но эта-то конечность и замкнутость Вселенной, которая при первом своем появлении так будоражила умы, оказалась не такой уж привлекательной идеей, поскольку выяснилось, что существуют другие нестатические решения, согласно которым Вселенная бесконечна и «плоска». Можно даже утверждать, что классической модели расширяющегося газа, частицы которого подчиняются закону Ньютона в обычном евклидовом пространстве, вполне достато-точно для объяснения всех основных особенностей наблюдений. Такую теорию можно было применить к расширяющейся Вселенной еще 100 или 150 лет назад. Однако идея о неустойчивой, системе звезд слишком чужда тем временам, и в литературе § 1'2. Космология
357
едва ли встречается хотя бы одно упоминание о ней; лишь Боль-цман — один из основателей кинетической теории газов и статистической теории материи вообще — намекнул в 1895 г. на возможность существования расширяющихся систем звезд, но не занялся этим вопросом серьезно. На самом деле подобный классический подход следует модифицировать именно для'весьма удаленных и, следовательно, очень быстрых объектов. Здесь ньютоновская механика теряет почву и должна быть заменена механическими законами специальной теории относительности. Английский астроном Милн, исходя из этой точки зрения, построил теорию расширяющейся Вселенной на базе лишь специальной теории относительности и принципа однородности, утверждающего, что общая картина Вселенной совершенно одинакова, где бы ни был расположен наблюдатель. Милн был так убежден в силе своих принципов, что считал их даже логически неотразимыми. Он, как и Эддингтон до него, верил, что все строение Вселенной можно вывести из априорных принципов, не обращаясь к опыту,— и между тем, оба ратовали за совершенно различные и противоречащие друг другу «априорные» основания своих систем. Ни одна из этих систем не оказалась плодотворной для дальнейшего развития науки.
Судьба Х-члена, который Эйнштейн ввел в 1917 г. и который послужил стимулом для всех космологических исследований, оказалась довольно бурной. Вейль и Эддингтон интерпретировали его как универсальную космическую длину и выдвинули на базе этой идеи теорию, весьма обильную философскими рассуждениями. Позднее, когда выяснились возможности широкого выбора допустимых теорий, занимающих промежуточное положение между моделями Эйнштейна и де Ситтера, А,-член стал, пожалуй, излишним и сам Эйнштейн рекомендовал отбросить его. Но и он, и другие специалисты по космологии, по-видимо-му, упустили тот факт, что Х-член совершенно • необходим при оценке возраста Вселенной, вычисляемого путем экстраполяции в прошлое данных Хаббла с учетом максимального возраста отдельных метеоритов, звезд и звездных систем, получаемого из совершенно иных и независимых наблюдений (например, определение возраста метеоритов, найденных на Земле, производится путем анализа содержания радиоактивных элементов и продуктов их распада; при этом известные периоды полураспада служат как бы атомными часами, применяемыми в космической шкале времени). И возраст Вселенной как целого, и возраст отдельных объектов имеют, как оказалось, один и тот же порядок величины — несколько миллиардов лет. Однако Х-член при этом необходим для того, чтобы возраст Вселенной как целого оказался больше, чем возраст любого из упомянутых частных объектов в ней. Ситуация вновь изменилась, ког- 358
