Моделі Фрідмана - Студопедія
Рівняння загальної теорії відносності, що описують еволюцію Всесвіту, надто складні, щоб вирішити їх у деталях. А тому Фрідман запропонував натомість прийняти два простих припущення: (1) Всесвіт виглядає абсолютно однаково в усіх напрямках; (2) це умова справедливо всім її точок. На основі загальної теорії відносності та цих двох простих припущень Фрідману вдалося показати, що ми не повинні чекати від Всесвіту стаціонарності. Насправді він у 1922 р. точно передбачив те, що Едвін Хаббл відкрив кілька років по тому.
Припущення про те, що Всесвіт виглядає однаковим у всіх напрямках, звичайно ж, не зовсім відповідає реальності. Наприклад, зірки нашої Галактики складають на нічному небі чітко видиму смугу, що світиться, звану Чумацьким Шляхом. Але якщо ми звернемо свій погляд
на далекі галактики, число їх, що спостерігається у різних напрямках, виявиться приблизно однаковим. Так що Всесвіт, схоже, порівняно однорідний у всіх напрямках, якщо розглядати його в космічних масштабах, порівнянних з відстанями між галактиками.
Довгий час це вважалося достатнім обґрунтуванням припущення Фрідмана — грубим наближенням до реального Всесвіту. Однак порівняно недавно щасливий випадок довів, що припущення Фрідмана описує наш світ із чудовою точністю. У 1965 р. американські фізики Арно Пензіас та Роберт Вілсон працювали в лабораторії фірми «Белл» у штаті Нью-Джерсі над надчутливим приймачем мікрохвильового випромінювання для зв'язку з орбітальними штучними супутниками. Їх сильно турбувало, що приймач уловлює більше шуму, ніж слід було б, і що цей шум не виходить з якогось певного напрямку. Пошук причини шуму вони почали з того, щоочистили свою велику рупорну антену від пташиного посліду, що скупчився всередині, і виключили можливі несправності. Їм було відомо, що будь-який шум атмосферного походження посилюється, коли антена спрямована не строго вертикально догори, тому що атмосфера виглядає товщою, якщо дивитися під кутом до вертикалі.
Додатковий шум залишався однаковим незалежно від цього, у якому напрямі повертали антену, тому джерело шуму мав перебувати поза атмосфери. Шум залишався незмінним і вдень і вночі протягом усього року, незважаючи на обертання Землі навколо її осі та обертання навколо Сонця. Це вказувало, що джерело випромінювання знаходиться за межами Сонячної системи і навіть поза нашою Галактикою, інакше інтенсивність сигналу змінювалася б у міру того, як відповідно до руху Землі антена виявлялася у різних напрямках.
Справді, ми тепер знаємо, що випромінювання на шляху до нас мало перетнути весь доступний для огляду Всесвіт. Якщо воно однаково в різних напрямках, то і Всесвіт повинен бути однорідним у всіх напрямках (принаймні, у великих масштабах). Нам відомо, що в будь-якому напрямку ми не звернули свій погляд, коливання «фонового шуму» космічного випромінювання не перевищують 1/10 000. Так що Пензіас і Вілсон випадково натрапили на вражаюче точне підтвердження першого припущення Фрідмана.
Приблизно водночас два інші американські фізики з розташованого неподалік, у тому ж штаті Нью-Джерсі, Прінстонського університету, Боб Дік і Джим Піблс, теж зацікавилися космічним мікрохвильовим випромінюванням. Вони працювали над гіпотезою Джорджа (Георгія) Гамова, який колись був студентом Олександра Фрідмана, про те, що на ранній стадії розвитку Всесвіт буввиключно щільною та гарячою, нагрітою до «білого гартування». Дік і Піблс дійшли висновку, що ми все ще можемо спостерігати її минуле світіння, оскільки світло з найдальших частин раннього Всесвіту тільки-но досягає Землі. Проте внаслідок розширення Всесвіту це світло, мабуть, зазнало настільки великого червоного усунення, що тепер має сприйматися нами у вигляді мікрохвильового випромінювання. Дік і Піблс саме вели пошуки такого випромінювання, коли Пензіас і Вілсон, почувши про їхню роботу, зрозуміли, що вже знайшли шукане. За це відкриття Пензіас та Вілсон були удостоєні Нобелівської премії з фізики 1978 р., що здається дещо несправедливим по відношенню до Діка та Піблса.
На перший погляд ці докази того, що Всесвіт виглядає однаково в усіх напрямках, змушують припустити, що Земля займає якесь особливе місце у Всесвіті. Наприклад, можна уявити, що, якщо все
Галактики віддаляються від нас, ми знаходимося в самому центрі космосу. Є, однак, альтернативне пояснення: Всесвіт може виглядати однаково в усіх напрямках і будь-якої іншої галактики. Таке, як згадувалося, було друге припущення Фрідмана.
У нас немає жодних доказів, які б підтверджували або спростовували це припущення. Ми приймаємо його на віру лише зі скромності. Було б надзвичайно дивно, якби Всесвіт виглядав однаковим у всіх напрямках навколо нас, але не навколо будь-якої іншої точки. У моделі Фрідмана всі галактики віддаляються одна від одної. Уявіть повітряну кульку, на поверхні якої намальовані цятки. При надуванні кульки відстань між будь-якими двома цятками збільшується, проте жодна з них не можна називати центром розширення. Більше того, що далі розходяться цятки, то швидше вонивіддаляються один від одного. Подібним чином моделі Фрідмана швидкість розбігання будь-яких двох галактик пропорційна відстані між ними. Звідси випливає, що величина червоного усунення галактик має бути прямо пропорційна їх віддаленості від Землі, як і виявив Хаббл.
Незважаючи на те, що модель Фрідмана була вдалою і виявилася відповідною результатам спостережень Хаббла, вона тривалий час залишалася майже невідомою на Заході. Про неї дізналися лише після того, як у 1935 р. американський фізик Говард Робертсон та англійський математик Артур Вокер розробили подібні моделі для пояснення відкритого Хабблом однорідного розширення Всесвіту.
Хоча Фрідман запропонував лише одну модель, на основі двох його фундаментальних припущень можна побудувати три різні моделі. У першій із них (саме її і сформулював Фрідман) розширення відбувається настільки повільно, що гравітаційне тяжіння між галактиками поступово ще більше уповільнює його, а потім і зупиняє.
Галактики тоді починають рухатися одна до одної, і Всесвіт стискується. Відстань між двома сусідніми галактиками спочатку зростає від нуля до деякого максимуму, а потім знову зменшується до нуля.
У другому рішенні швидкість розширення настільки велика, що тяжіння ніколи не може його зупинити, хоч і дещо сповільнює. Поділ сусідніх галактик у цій моделі починається з нульової відстані, а потім вони розбігаються із постійною швидкістю.
Нарешті, існує третє рішення, в якому швидкість розширення Всесвіту достатня лише для того, щоб запобігти зворотному стиску або колапсу. У цьому випадку поділ починається з нуля і зростає нескінченно. Однак швидкість розльоту постійно зменшується, хоч і ніколи не досягає нуля.
Чудовою особливістю першого типу моделі Фрідмана є те, що Всесвіт не нескінченний у просторі, але простір не має меж. Гравітація в цьому випадку настільки сильна, що простір викривляється, замикаючись сам на себе на зразок поверхні Землі. Мандрівник земною поверхнею в одному напрямку ніколи не зустрічає непереборної перешкоди і не ризикує впасти з «краю Землі», а просто повертається у вихідну точку. Такий простір у першій моделі Фрідмана, але замість властивих земної поверхні двох вимірів він має три. Четвертий вимір - час - має кінцеву довжину, але його можна уподібнити лінії з двома краями або кордонами, початком і кінцем. Далі ми покажемо, що комбінація положень загальної теорії відносності та принципу невизначеності квантової механіки допускає кінцівку простору та часу за одночасної відсутності в них якихось меж чи кордонів. Ідея про космічного мандрівника, який обігнув Всесвіт і повернувся у вихідну точку, хороша для фантастичних оповідань, проте не має практичної цінності, оскільки — і це можна довести — Всесвіт скоротиться до нульових розмірів, перш ніж мандрівник повернеться до старту. Для того щоб встигнути повернутися в початкову точку раніше, ніж Всесвіт перестане існувати, цей бідолаха повинен переміщатися швидше за світло, чого, на жаль, не допускають відомі нам закони природи.
Яка ж модель Фрідмана відповідає нашому Всесвіту? Чи зупиниться розширення Всесвіту, поступившись місцем стиску, чи триватиме вічно? Щоб відповісти на це питання, нам необхідно знати швидкість розширення Всесвіту та його середню густину в даний час. Якщо ця щільність менше деякого критичного значення, що визначається швидкістю розширення,гравітаційне тяжіння буде занадто слабким для того, щоб зупинити розбіг галактик. Якщо щільність більше критичного значення, гравітація рано чи пізно зупинить розширення і почнеться зворотне стиск.
Ми можемо визначити поточну швидкість розширення шляхом вимірювання швидкостей, з якими інші галактики віддаляються від нас, використовуючи ефект Доплера. Це можна зробити з високою точністю. Однак відстані до галактик відомі не дуже добре, оскільки ми вимірюємо їх непрямими методами. Нам відомо одне: Всесвіт розширюється приблизно на 5-10% за кожний мільярд років. Втім, наші оцінки нинішньої густини речовини у Всесвіті грішать ще більшою невизначеністю.
Якщо ми підсумовуємо масу всіх видимих нам зірок нашої та інших галактик, підсумок буде менше однієї сотої того значення, яке необхідне для зупинення розширення Всесвіту навіть за найнижчої його швидкості. Втім, нам відомо, що в нашій та інших галактиках міститься велика кількість темної матерії, яку ми не можемо спостерігати безпосередньо, вплив якої проте виявляється через її гравітаційний вплив на орбіти зірок і галактичний газ. Більш того, більшість галактик утворюють гігантські скупчення, і можна припустити присутність ще більшої кількості темної матерії між галактиками в цих скупченнях за тим ефектом, який вона чинить на рух галактик. Але навіть додавши всю цю темну матерію, ми отримаємо одну десяту того, що необхідно для зупинки розширення. Втім, можливо, існують інші, доки виявлені нами форми матерії, які б підняти середню щільність Всесвіту до критичного значення, здатного зупинити розширення.
Таким чином, існуюче свідчення передбачає, що Всесвіт, по-мабуть, буде розширюватися вічно. Але не варто робити ставку на це. Ми можемо бути впевнені лише в тому, що якщо Всесвіту судилося зхлопнутися, станеться це не раніше, ніж через десятки мільярдів років, оскільки розширювався він як мінімум протягом такого ж тимчасового проміжку. Тож не варто турбуватися раніше терміну. Якщо ми не зможемо розселитися за межами Сонячної системи, людство загине задовго до того разом із нашою зіркою, Сонцем.
Чи не знайшли те, що шукали? Скористайтеся пошуком: