Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
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 А-Дв и (она расширяется от первоначально
статического состояния); эйнштейновская модель (163.3) сЛ=0 и Ro > 0 (она
осциллирует между нижним сингулярным состоянием и максимумом) и модель
Эйнштейна - де Ситтера (164.6) с Л=0, Ro = оо (она расширяется все время,
начиная от сингулярного состояния). Итак, мы не можем отдать предпочтение
ни одному из вариантов, рассмотренных во второй части этой главы, и
должны примириться с тем, что все, чем мы до сих пор занимались,- это
только исследование разных мыслимых возможностей, которые могут и не
отвечать реальности.
В § 163 и § 164 мы показали, что для двух случаев: модели Эйнштейна и
модели Эйнштейна - де Ситтера - время расширения, протекшее с момента
выхода из сингулярного состояния, невелико. Оно определяется следующим
образом:
А /<-4-,
3 g
или через коэффициенты ряда Тейлора:
Д/<3^. (186.2)
Поэтому для этих моделей период, прошедший со времени выхода из
сингулярного состояния, не может значительно превышать возраст Земли, т.
е. порядка 109 лет. Далее, из известной величины красного смещения и его
приблизительной линейности вытекает, что вообще, грубо говоря, основная
часть расширения
32*
500
Гл. X. космология
произошла за 109-1010 лет. Так как обычно для звездной эволюции принимают
гораздо больший промежуток времени - порядка 1012 лет, то необходимо
проанализировать вопрос о том, можно ли для космического расширения
принять такой короткий промежуток времени или нет.
По поводу видимых трудностей, связанных с временными масштабами*), нужно,
прежде всего, сказать, что рассмотренные нами однородные модели являются
слишком сильно идеализированными, чтобы можно 'было рассчитывать с их
помощью получить какую-либо адекватную информацию относительно
конкретного состояния. реальной Вселенной, скажем, 109 лет тому назад.
Так что, как уже указывалось раньше в этом параграфе, следует считать,
что выделенное сингулярное состояние с малым объемом, откуда в некоторых
моделях начинается расширение, скорее является свойством, обусловленным
однородностью моделей, нежели присуще самой реальной Вселенной. Более
того, так как мы ничего не знаем о поведении Вселенной за пределами
нашего ближайшего окружения с радиусом 108 световых лет, то, очевидно,
никакая модель не поможет определить момент времени, когда началось
расширение реальной Вселенной, достаточно точно. Мы можем только грубо
оценить, что длительность расширения ближайшей к нам области может быть
порядка 109-1010 лет.
Во-вторых, следует подчеркнуть, как указывал, например, де Ситтер [131],
что момент начала расширения никоим образом не следует рассматривать как
момент рождения Вселенной, и нет никаких причин ожидать, что длительность
звездной эволюции и длительность расширения должны совпадать.
Действительно, согласно де Ситтеру, неоднородная структура туманностей,
их высокая скорость вращения и примерная дата рождения нашей собственной
планетной системы являются звеньями одной цепи, свидетельствующими о
близком расположении туманностей или галактик 109-1010 лет тому назад.
Сильное отличие времени звездной эволюции от времени расширения Вселенной
означает только, что мы ничего не можем сказать относительно
возникновения физической Вселенной. На самом деле очень трудно отрешиться
от чувства, что для событий во Вселенной лучше всего взять временной
интервал от минус бесконечности в прошлом до плюс бесконечности в
будущем.
*) Не следует думать, будто расхождение временных масштабов можно
устранить каким-либо трюком, типа введения новой времениподобной
