Феномен розбігання галактик був відкритий американським астрономом Едвіном Пауеллом Хабблом (1889-1953) в 1929 році. Ця людина двічі розширив Всесвіт в свідомості людей і, зокрема, астрофізиків. Перше «розширення» (1922-23) пов'язано з відкриттям інших галактик: виявивши змінні зірки - цефеїди - в деяких туманностях, він виміряв відстані до них і зробив висновок, що ці туманності є не чим іншим, як галактиками далеко за межами Чумацького Шляху. Друге «розширення» в повному сенсі слова триває досі. Це відкрите Хабблом розширення Всесвіту.

У 1929 році на підставі спостереження світла від відкритих ним галактик Едвін Хаббл сформулював емпіричний закон, званий нині законом Хаббла: червоне зміщення світла від далеких галактик пропорційно відстані до них:

де - швидкість світла, а постійна Хаббла має значення

Червоне зміщення визначається як відношення зсуву довжини хвилі спектральної лінії, що спостерігається в світлі далекої галактики, до самої спостерігається довжині хвилі :

Якщо припустити, що червоне зміщення виникає через ефект Доплера, тобто тікання галактики від нас, то для малих отримуємо швидкість втечі:

Таким чином, закон Хаббла для досить близьких галактик має вигляд:

Щоб розуміти масштаби ефекту, дамо такі оцінки:

Таким чином, галактика Андромеда повинна віддалятися від нас зі швидкістю 60 кілометрів на секунду, що цілком порівнянно з орбітальною швидкістю Землі.

Як же інтерпретувати отримані Хабблом дані про космологічної червоному зміщенні? В рамках спеціальної теорії відносності воно дійсно говорить про те, що галактики відлітають від нас, причому більш віддалені відлітають швидше. Звідси випливає, що Всесвіт розширюється. Гарне уявлення про це розширенні дає повітряну кульку, на який до надування завдали безліч точок-галактик (див. Рис. Вище). Коли кулька починають надувати, його гумова оболонка розтягується, причому приблизно рівномірно в усіх напрямках - і точки починають віддалятися один від одного. Для спостерігача, що знаходиться на одній з цих точок, буде справедливим закон Хаббла: віддалені точки тікають від нього зі швидкістю, пропорційною відстані до них.

Незважаючи на наочність такої моделі, в двадцяті роки було вже відомо, що червоне зміщення може бути викликано і ефектами загальної теорії відносності, тобто кривизною самого простору-часу. Нарешті, потрібно пам'ятати, що спостереження галактик, віддалених від нас на сотні мільйонів світлових років, є погляд в минуле Всесвіту, в якому значення визначальних червоне зміщення фізичних величин могли бути іншими. Все це говорить про те, що інтерпретація великих червоних зсувів вимагає деякої космологічної моделі, тобто моделі динаміки Всесвіту в цілому.

Цікаво, що така модель - і не одна - була запропонована ще до відкриття Хаббла. Однією з таких моделей є всесвіт Ейнштейна - статична всесвіт, що є рішенням рівнянь гравітації Ейнштейна з так званої космологічної сталої на тлі однорідної щільності речовини . Лямбда-член був знехотя введений Ейнштейном в свої рівняння саме для того, щоб у них існувало статичну рішення. Наближення однорідної щільності, незважаючи на гадану нефізічность, в рамках космології більш ніж виправдано. Дійсно, астрономічні спостереження показують, що на масштабах більше або порядку сотень мегапарсек розподіл речовини і енергії у Всесвіті є з хорошою точністю однорідним. Зірки, галактики, скупчення і свехскопленія утворюють суцільну середу, як атоми і молекули - рідина або газ.

космологічна стала дорівнює «платі» за розтягнення простору-часу, що збільшує його чотиривимірний обсяг на . Тому ця постійна, якщо не звертається в нуль, перешкоджає безмежного розширення Всесвіту. За відсутності лямбда-члена всесвіт нестійка: вона або весь час розширюється, або стискається. Після того, як Ейнштейн дізнався про відкриття Хабблом розширення Всесвіту, він спеціально відправився до нього, щоб висловити свою подяку: відкриття Хаббла позбавило Ейнштейна від болісного вибору між теорією гравітації з космологічної сталої та без неї.

Інша космологічна модель була запропонована Олександром Фрідманом (1888-1925) і, на відміну від ейнштейнівською моделі, описувала динамічно еволюціонує всесвіт. У цю модель закладалися ті ж параметри - космологічна постійна і постійна щільність енергії . Рішення рівнянь Ейнштейна, знайдені Фрідманом, записуються у вигляді:

де - квадрат відстані в (a) тривимірному сферичному просторі, (b) тривимірному гіперболічному просторі або (c) евклідовому просторі. Перетин фрідмановской всесвіту поверхнею постійного часу дає тривимірну сферу / гіперболоїд / гіперплоскость, причому розміри цього тривимірного простору постійно збільшуються пропорційно масштабному фактору . Рішення для масштабного фактора утворюють три класи (a, b, c), для кожного з яких постійна Хаббла інтерпретацію:

Як бачимо, постійна Хаббла залежить від часу: розширення, взагалі кажучи, відбувається не зі змінною швидкістю. Те, який клас рішень Фрідмана реалізується, залежить від співвідношення між середньою щільністю енергії і так званої критичної щільністю

де - константа тяжіння Ньютона. Якщо щільність більше критичної, всесвіт замкнута і кінцева і має сферичну геометрію, якщо менше - гіперболічного геометрію (геометрію Лобачевського). В цьому випадку вона відкрита і має необмежений обсяг. При точному збігу щільності речовини з критичної щільністю всесвіт також нескінченна, але має нульову космологічні кривизну, тобто є плоскою. Необхідно підкреслити, що плоска всесвіт Фрідмана розширюється, як і відкрита. Замкнута ж всесвіт існує лише кінцеве час: в певний момент розширення змінюється стисненням - і в кінцевому рахунку всесвіт стискається в точку. Три графіка залежності масштабного фактора від часу зображені на малюнку нижче.

Нині моделі Фрідмана називаються також FLRW-моделями - в честь Фрідмана, а також Леметра, Робертсона і Уокера, які отримали рішення, аналогічні фрідмановскіх, але в інших окремих випадках і інших системах координат. Щоб конкретизувати рішення такої моделі, необхідно задати початкове значення космологічної щільності , А також рівняння стану , Що виражає тиск через цю щільність. Останнє пов'язано з тим, що ейнштейнівське гравітаційне поле створюють не тільки енергія і імпульс, а й усі види пружних напружень, зокрема, тиск. У самому простому випадку рівняння Фрідмана вирішуються для ідеальної рідини з рівнянням стану

Спільною рисою фрідмановскіх рішень (див. Рис. Вище) є наявність початкового стану з нескінченно великою щільністю - космологічної сингулярності. Сингулярність дослівно означає «особливість» (в математичному сенсі слова), тобто звернення деякої фізичної величини в нескінченність. Гіпотетичний вихід з цієї сингулярності називають Великим Вибухом. Необхідно відзначити, що з самих моделей Фрідмана абсолютно не слід реальність Великого Вибуху, оскільки ніхто не гарантує однорідність розподілу матерії на ранніх стадіях еволюції Всесвіту, а також закладеного в модель рівняння стану. Дійсно, в силу законів квантової фізики, при сильному стисненні Всесвіту і підвищенні її температури заповнює її речовина складається вже не тільки зі звичних для нас стабільних частинок, але і з частинок, нестабільних в звичайних умовах: мюонів, важких адронів і ін. Більш того, з термодинаміки відомо, що гаряче речовина зобов'язана перебувати в рівновазі з власним випромінюванням.

Рівняння стану такої багатокомпонентної плазми напевно відрізняється від справедливого в сучасній нам Всесвіті. З цієї причини побудова самоузгодженої космологічної моделі, простежується еволюція Всесвіту на мільярди років у минуле, є вкрай складним завданням, що зачіпає не тільки загальну теорію відносності, а й квантову теорію поля і термодинаміку. Саме такою моделлю є теорія Великого Вибуху, запропонована в 1948 році Георгієм Гамовим. Теорію Гамова історично більш справедливо називати моделлю гарячого Всесвіту, оскільки поняття Великого вибуху було ще у Фрідмана. У моделі Гамова фрідмановскіх розширення Всесвіту супроводжується її охолодженням і перетвореннями частинок. Цієї моделі і її фізичним наслідків присвячений наступне питання нашої антології.

<< До попереднього експерименту | Загальна теорія відносності | До наступного експерименту >>