Структура пространства-времени - Пенроуз Р.
Скачать (прямая ссылка):
только определенному классу однородных моделей и не является обязательным
для осцилляторного расширения и сжатия всей реальной Вселенной или ее
частей.
Более того, даже с точки зрения больших масштабов мы, очевидно, ничего не
можем сказать относительно условий в реальной Вселенной на расстояниях,
больших чем 108 световых лет. Поэтому очень возможно, что за пределами
видимости современных телескопов могут иметь место совершенно другие
плотности распределения и даже может происходить сжатие вместо
расширения.
С этой точки зрения было бы очень важно установить, какие силы
контролируют поведение и взаимодействие различных частей Вселенной. Может
оказаться, что этих сил недостаточно, чтобы установить однородное
распределение повсюду. Это мнение высказывалось также и профессором Цвики
в беседе с автором.
Хотя использование однородных моделей и следует считать, благодаря их
математической простоте, правильным для получения первого приближения,
эти модели непригодны для исследования более тонких деталей и должны
будут, вероятно, подвергнуться коренным изменениям, когда будут получены
сведения о более удаленных частях Вселенной [130].
б) Пространственная кривизна. Считая, что однородная модель является
удовлетворительным первым приближением к реальному миру, мы тем не менее,
как видно из (185.2), ничего
32 р. Тол мел
498
Гл. X. КОСМОЛОГИЯ
не можем сказать относительно значения l/Ro'. оно может быть как
положительным, так и отрицательным и нулем. Имеющиеся данные наблюдений
достаточно разнообразны, т. е. у нас нет достаточно информации, чтобы
отдать предпочтение одному из трех вариантов модели: закрытой,
пространственно плоской или открытой искривленной.
Даже если мы введем искусственное, но разумное предположение, что
космологическая постоянная А равна нулю, все равно знак l/Ro не может
быть идентифицирован определенным образом. Предполагая, что Л=0, можно
выражение для плотности записать в следующем виде:
8яРоо = |г + 3 Н\ (186.1)
Выше нам представлялось необходимым ограничить область возможных значений
8яроо диапазоном от 1,7-10-21 до 1,7-10-13. Поскольку 3Н2 имеет
приближенное значение ЫО-18, то отсюда вытекает интересное следствие, что
если полная плотность не слишком сильно превышает наблюдаемую плотность
вещества, существующего в форме туманностей, то 1/^о должно быть
отрицательным, а модель - открытой.
Имеющиеся данные не противоречат и модели Эйнштейна-¦ де Ситтера, которая
рассматривалась в § 164 и получалась при l!Ro и Л, равных нулю. Если в
модели Эйнштейна - де Ситтера приравнять нулю также и давление (уравнение
(164.5) ), то, как
легко показать, это приведет к таким значениям g и g , которые
соответствуют / и т, лежащим внутри интервалов, указанных в (185.2), что
согласуется с той точностью, с которой выполняется линейное соотношение
между красным смещением и расстоянием.
Хотя у нас и нет достаточно информации, чтобы отдать предпочтение
открытой или закрытой модели, все же в связи с этой проблемой можно
сделать два замечания несколько нефизического свойства. Во-первых, может
показаться убедительным, что, как утверждал, по крайней мере в частных
беседах, профессор Лемэтр, гипотеза закрытой, т. е. конечной, модели -
"оптимистическая" и поэтому ее следует принять, поскольку бесконечную
Вселенную нельзя рассматривать во всей ее совокупности как объект,
поддающийся научному исследованию. С другой стороны, однако, вся прошлая
история науки не дает никакого основания надеяться, что ее поле
деятельности может быть когда-либо ограничено. На самом деле целью науки
всегда было стремление ко все расширяющемуся горизонту. Поэтому априорные
доводы в пользу открытой модели могут казаться одинаково убедительными.
§ 166. НЕСКОЛЬКО ОБЩИХ ЗАМЕЧАНИЙ
499
в) Развитие во времени. Данных наблюдений, подытоженных в (185.2),
недостаточно также и для того, чтобы можно было решить, какого типа
эволюцию следует приписать модели в течение длительных периодов времени.
Конечно, мы можем с некоторой уверенностью утверждать, что находящаяся в
непосредственной близости к нам часть Вселенной испытывает в настоящее
время расширение. До тех пор, однако, пока мы ничего не знаем
относительно знака второй производной красного смещения как функции
координат, мы не сможем сказать, является ли скорость расширения
возрастающей со временем, как было бы в случае модели, переходящей в
конце концов в пустое пространство де Ситтера, или же скорость убывает со
временем, как было бы в случае осциллирующей модели.
Действительно, если, например, принять давление в модели равным нулю, то
возможны три абсолютно разные варианта - такие, что эволюция в настоящий
момент не будет противоречить ни границам, установленным для плотности
материи, ни, в пределах ошибок, линейной зависимости красного смещения от
расстояния. Этими тремя вариантами являются: модель Лемэтра
(161.11) с Л-Де и #о>0 (она расширяется от первоначально статического
