Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
координат, фиксированную в процессе эволюции Вселенной.
§ 186. Несколько общих замечаний относительно космологических моделей
В этом параграфе мы сделаем несколько общих замечаний относительно
однородности, пространственной кривизны и эволюции космологических
моделей. В предыдущем параграфе мы указывали на ряд соответствий между
наблюдаемыми явления-
§ :s6. НЕСКОЛЬКО ОБЩИХ ЗАМЕЧАНИИ
497
ми и свойствами модели, построенной последовательным образом на принципах
релятивистской механики. В этом параграфе мы, наоборот, столкнемся с
недостаточностью имеющейся информации для однозначного определения всех
тех характеристик, которые необходимы для построения разумной
космологической картины.
а) Однородность. Прежде всего рассмотрим доводы и пользу пространственной
изотропности и, следовательно, как было показано в § 148, в пользу
пространственной однородности космологических моделей. Наиболее
убедительное соображение состоит в том, что в результате этих
предположений мы получаем математически хорошо определенные и разрешимые
модели. Но главный довод состоит в том, что реальная Вселенная в больших
масштабах действительно является в высокой степени однородной.
С другой стороны, с точки зрения малых масштабов туманности имеют явную
тенденцию собираться в скопления. Следовательно, во всяком случае тонкие
детали космической эволюции не могут быть охвачены однородной моделью.
Так, например, можно думать, что нижнее сингулярное состояние с точно
нулевым радиусом, возникающее при осцилляторном поведении, свойственно
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
