Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Толмен Р. -> "Относительность. Термодинамика и космология" -> 132

Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.

Толмен Р. Относительность. Термодинамика и космология — М.: Наука, 1974. — 520 c.
Скачать (прямая ссылка): otnositelnosttermodinamikaikosmologiya1974.pdf
Предыдущая << 1 .. 126 127 128 129 130 131 < 132 > 133 134 135 136 137 138 .. 205 >> Следующая

ее эволюции за прошедшие 3 -108 лет.
Тем не менее есть еще серьезные пробелы в том, что хотелось бы знать. Во-
первых, хотя мы и можем попытаться приписать свойства нашей ближайшей
окрестности Вселенной в целом, однако законных оснований для этого нет.
Вселенная в целом вовсе не обязана обладать теми же свойствами, что и
видимая нами ее часть. Поэтому, хотя мы в дальнейшем будем постоянно
пользоваться однородными моделями, тем не менее всегда нужно помнить, что
это делается скорее для того, чтобы достаточно четко сформулировать
задачу и преодолеть математические трудности, чем для того, чтобы
добиться наибольшего сходства с реальностью. Во-вторых, хотя мы
достаточно хорошо знаем плотность распределения самих галактик вокруг
нас, нам очень мало известно относительно плотности иных видов вещества и
плотности излучения в огромных межгалактических пространствах. На самом
деле, как вытекает из работ Хаббла, плотность материи в виде
межгалактической пыли может оказаться в тысячи раз больше усредненной
плотности галактик, не вызывая при этом эффектов, которые выходили бы за
рамки наблюдаемых до сих пор*). Это очень сильно мешает нам делать
однозначные выводы, так как в результате мы не можем сказать, является ли
*) Оценки средней плотности вещества во Вселенной все время возрастают и
приближаются к той плотности, с которой начинается закрытая модель.
{Прим. ред.)
§ 134. ОДНОРОДНАЯ СТАТИЧЕСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ
339
реальная Вселенная пространственно открытой или закрытой, и вынуждены
делать выбор между этими возможностями, исходя только из несколько
сомнительных соображений метафизического характера.
Ввиду неопределенности данных наблюдений приходится поневоле ограничивать
себя в основном анализом космологических моделей. От этих моделей
необходимо требовать, чтобы они были построены в соответствии с теорией
относительности, однако не обязательно требовать, чтобы они во всех своих
деталях согласовывались с реальным миром. Мы будем разрешать себе
изучение даже таких моделей, свойства которых существенно отличаются от
свойств реального мира, лишь бы они помогали нам понять, как происходят
те или иные явления, не требуя при этом отказа от общепризнанных
теоретических принципов. С помощью таких моделей мы можем все-таки
надеяться лучше понять природу в наибольших мыслимых масштабах, а это
представляет самую интересную задачу, какую человеческий разум может
поставить перед собой, и самую благородную цель, к какой он только может
стремиться.
В I части настоящей главы мы рассмотрим статические космологические
модели. Сначала будет показано, что единственно возможными однородными
статическими моделями являются: первоначальная эйнштейновская Вселенная с
однородным распределением материи, пустая Вселенная де Ситтера и пустое
плоское пространство - время специальной теории относительности. Затем мы
кратко обсудим эти варианты, чтобы показать, что они недостаточно
удовлетворительно описывают реальный мир и поэтому от них следует
отказаться. Во II части будет получено выражение для интервала ds2 в
нестатических космологических моделях, причем отправным пунктом для этого
вывода послужат принципы релятивистской инвариантности. Далее будут
изучены механические свойства нестатических моделей и типы их эволюции. В
III части эволюция нестатических моделей будет рассмотрена на базе
релятивистской термодинамики. Наконец, в IV части будет проведено
сравнение свойств нестатических моделей со свойствами реального мира.
§ 134. Однородная статическая Вселенная
Покажем, что однородную статическую Вселенную можно описать только тремя
способами, а именно, с помощью моделей Эйнштейна, де Ситтера и
специальной теории относительности.
При выводе выражения для космологического интервала мы всякий раз будем
подходить ко Вселенной с точки зрения крупных масштабов, пренебрегая
различными локальными неоднородностями гравитационного поля или кривизны,
имеющимися 22*
340
ГЛ. X. космология
в непосредственной близости от отдельных звезд или звездных систем. Это
предположение позволит считать, что материя во Вселенной распределена
непрерывно с собственной макроскопической плотностью роо и давлением р0.
Такое упрощение оправдано тем, что нам нужно прежде всего изучить
поведение Вселенной в целом, а детали, связанные с локальными
особенностями, можно присовокупить потом.
Так как в однородной статической Вселенной условия всюду одинаковы в
любой момент времени, то систему координат в ней, очевидно, можно выбрать
так, чтобы интервал был сферически симметричен вокруг любой наперед
заданной точки отсчета. Это означает, что мы можем записать интервал в
самом общем сферически симметричном виде:
ds2- -exdr2-r2dQ2-г2 sin2 8 d(p2-\-evdt2, (134.1)
где X и v зависят только от г, как в (95.12). Давление же и плотность
будут согласно (95.13) определяться уравнениями
8лро = е~х - ~ + Л,
8лр00 = е~%[~ - ~ - Л,
dPo Ро + Роо ,,г
dr ~~ 2
где Л - космологическая постоянная, а штрих означает производную по г.
Предыдущая << 1 .. 126 127 128 129 130 131 < 132 > 133 134 135 136 137 138 .. 205 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed