Относительность - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Относительность

Этот взгляд содержался в общей теории относительности Эйнштейна, которую он опубликовал в 1915 г. Опираясь на нее, Эйнштейн разработал уравнения поля тяготения, которые описывали общие свойства Вселенной. При этом он исходил из предпосылки, что, хотя в некоторых местах Вселенной существуют сгущения вещества (планеты, звезды, галактики), ее все же можно изучить с достаточной точностью, если считать, что вся она заполнена веществом, иначе говоря, что вещество, реально имеющееся во Вселенной, распределено в ней равномерно. (Точно так же в древности, несмотря на все несомненно имеющиеся на поверхности Земли выпуклости и неровности, люди исходили из предпосылки, что все эти неровности в сущности не имеют значения и можно считать, будто они распределены равномерно, а потому мир можно считать плоским. Так же поступаем в настоящее время и мы, но считаем Землю шаром.)
Эйнштейн, далее, исходил из предпосылки, что свойства Вселенной в общем одинаковы повсюду. Если принять это положение, то число геометрических форм, которыми может обладать Вселенная, окажется весьма ограниченным. Для того чтобы понять, почему это так, проведем аналогию с поверхностью Земли.
В каком бы месте Земли мы ни находились, наши ощущения в общем остаются одними и теми же. Направления вверх и вниз остаются прежними, сила тяготения практически одинакова, горизонт всегда находится от нас на одном и том же расстоянии, одинаковом во всех направлениях (если, конечно, не учитывать местных неровностей и считать, что вещество распределено по поверхности равномерно).
Для того чтобы эти свойства Земли были повсюду одинаковы, она должна обладать одной из трех возможных форм поверхности: плоской, сферической или же менее знакомой нам формой, которая называется псевдо сферической. В древности человек считал поверхность Земли плоской, потому что так было проще всего, но впоследствии результаты наблюдений заставили ею признать ее сферической.
Выбор для Земли сферической поверхности имел важные геометрические последствия. Из всех трех только сферическая поверхность конечна. Прямая линия, проведенная на плоской поверхности, или эквивалент прямой линии на псевдосферической поверхности окажутся бесконечными. Однако эквивалент прямой линии на сферической поверхности оказывается замкнутой кривой. Иначе говоря, если вы пойдете по экватору, скажем, на восток, то рано или поздно вернетесь к исходной точке, хотя ни разу не свернете с избранного направления. И вы можете ходить так вечно, не достигнув какого-нибудь «конца Земли», — вы будете только вновь и вновь повторять пройденный путь. Поверхность сферы конечна, но не имеет границ.
Тот же подход можно применить и к Вселенной в целом, с той только разницей, что тут мы имеем дело не с поверхностью, а с объемом, а потому все это гораздо труднее себе представить.
Представим себе тем не менее луч света, пересекающий Вселенную. Нам кажется, что луч света, пронизывающий абсолютную пустоту и не встречающий на своем пути никаких полей энергии, которые могли бы ему помешать, должен вечно двигаться по абсолютно прямой линии, с постоянной скоростью удаляясь от своего источника. Это равносильно утверждению, что Вселенная обладает свойствами, которые можно описать с помощью евклидовой геометрии. Мы могли бы назвать ее «плоской Вселенной», хотя речь идет об объеме, а не о пространстве.
Но действительно ли Вселенная является евклидовой, или это лишь иллюзия, возникающая потому, что мы видим ничтожную ее часть? Ведь небольшой участок земной поверхности тоже кажется нам плоским, и только путем очень точных измерений мы можем установить, что на самом деле эта поверхность чуть-чуть выгибается во всех направлениях.
Однако если Вселенная не является евклидовой, то какова же она? Если исходить из предположения, что ее общие свойства с точки зрения поведения луча повсюду одинаковы, то перед нами встает такой же выбор, как и для поверхности Земли. Кроме «плоской Вселенной», возможны еще две формы, две разновидности неевклидовой Вселенной.
Луч света может двигаться по огромной окружности так, словно он перемещается по поверхности огромного шара. В этом случае геометрия Вселенной соответствовала бы геометрии, впервые описанной в 1854 г. немецким математиком Георгом Фридрихом Бернгардом Риманом (1826—1866). Риманову Вселенную нельзя рассматривать как просто сферическую Вселенную. Она гораздо сложнее. В ней само трехмерное пространство изгибается во всех направлениях с постоянной кривизной. Такая Вселенная представляет собой четырехмерное подобие сферы, гиперсферу — нечто такое, что нам чрезвычайно трудно изобразить или вообразить, так как мы привыкли мыслить трехмерными понятиями.
Кроме того, луч света может двигаться так, словно он во всех направлениях следует псевдосферической поверхности. В этом случае геометрия Вселенной соответствовала бы системе, которую впервые описал в 1829 г. русский математик Николай Иванович Лобачевский (1793—1856).
Риманова Вселенная отличается от Вселенных Евклида и Лобачевского тем, что она конечна. Луч света, движущийся через риманову Вселенную, изгибается и описывает замкнутую кривую. Он может двигаться вечно, но лишь без конца повторяя свой путь, подобно земному экватору. Следовательно, риманова Вселенная конечна, но не имеет границ.
Что же выбрать из этих трех возможностей? Если бы мы могли заставить луч света пробежать достаточно большое расстояние, то, может быть, нам удалось бы увидеть, распространяется ли он прямолинейно или отклоняется от прямой так, как это описали Риман или Лобачевский. Однако наша Вселенная отличается от евклидовой столь незначительно (если отличается вообще), что луч необходимой длины было бы трудно изучать. Хуже того наша проверка прямизны была бы сильно затруднена тем фактом, что критерием прямизны для нас является сам световой луч. Если у нас есть длинная измерительная линейка и мы хотим знать, прямая она или нет, мы подносим ее одним концом к глазу и смотрим вдоль нее. Если она не прямая, то мы видим, что она прогибается ниже луча зрения, или горбится над ним, или изгибается в сторону нам нетрудно заметить даже небольшие отклонения от прямой линии. Но в этом случае мы исходим из убеждения, что луч света движется по абсолютно прямой линии. Наше убеждение в прямизне световых лучей настолько сильно, что, когда свет отражается или преломляется, наше зрение отказывается принять нарушение его прямизны. Мы видим себя за стеклом зеркала, мы видим, что палка сломана там, где она пересекает поверхность воды.
Поэтому при выборе между возможными формами Вселенной приходится полагаться на гораздо более косвенные признаки. Эйнштейн избрал риманову Вселенную и к 1917 г. разработал вытекающие отсюда следствия, стараясь обнаружить те явления, которые должны были значительно отличаться от подобных явлений во Вселенных Евклида и Лобачевского. (Это можно считать началом современной научной космологии). Например, он доказал, что в римановой Вселенной свет, двигаясь против поля тяготения, будет терять часть своей энергии, и это предсказанное Эйнштейном смещение было обнаружено в излучении Сириуса В. Он предсказал также, что лучи должны изгибаться, проходя вблизи тел, обладающих большой массой, и в случае, когда свет звезд будет проходить вблизи Солнца, их видимое положение чуть-чуть изменится. Положение звезд, видимых возле Солнца, было измерено во время полного затмения 1919 г., а затем его сравнили с их положением в те периоды, когда Солнца вблизи не было, и вновь предсказание Эйнштейна сбылось. Эйнштейновская общая теория относительности подтверждалась при всех проверках. Не было ни одного наблюдения, которое дало бы явно противоречащие ей результаты. И теперь среди астрономов принято считать, что Вселенная в целом подчиняется римановой геометрии, но столь мало отличной от евклидовой, что при обычных обстоятельствах евклидова геометрия дает достаточно точные результаты.
Эйнштейн нарисовал картину статичной, не испытывающей всеобъемлющих изменении римановой Вселенной. Отдельные составляющие ее части могли перемещаться, но общая плотность вещества, если распределить ее равномерно, оставалась одинаковой. Поскольку: согласно точке зрения Эйнштейна, кривизна Вселенной (т. е. качество, которое делало ее римановой) зависела от плотности вещества в ней, то луч света, не встречающий на своем пути помех, должен был двигаться точно по окружности.
Однако в 1917 г. голландский астроном Биллем де Ситтер (1872—1934), который одним из первых признал теорию относительности, предложил иную модель. Все ленной, которая также отвечала бы уравнениям поля Эйнштейна. Это была пустая и постоянно расширяющаяся Вселенная, вследствие чего кривизна пространства должна была непрерывно уменьшаться; такая Вселенная была бы римановой, но все более и более приближалась бы к евклидовой (и стала бы вполне евклидовой, когда расширение стало бы бесконечным). Луч света в модели Вселенной де Ситтера двигался бы не по окружности, а по непрерывно расширяющейся спирали.

Предположим, далее, что мы поместили (разумеется, мысленно) в расширяющуюся Вселенную де Ситтера две частицы. Эти две частицы немедленно начали бы расходиться и продолжали бы расходиться по мере того, как пространство между ними расширялось бы.
Если бы в подобной Вселенной было рассеяно большое количество частиц, общее расширение Вселенной увеличивало бы расстояние от любой из них до любой другой. Если бы расстояние между данной частицей и ее ближайшей соседкой вначале составляло бы один световой год, то через некоторое время это расстояние возросло бы до двух световых лет, затем до трех и т. д.
Предположим теперь, что на одной из этих частиц находится наблюдатель, который следит за всеми остальными частицами. В каком-то одном направлении он видел бы частицу, отделенную от него расстоянием в 1 световой год. За ней была бы частица, расстояние до которой равнялось бы 2 световым годам, за ней еще одна — в 3 световых года и т. д. Через 100 лет расстояние между двумя любыми соседними частицами увеличилось бы, скажем, до 2 световых лет. Тогда наблюдатель, стоящий на своей частице и смотрящий в прежнем направлении, увидел бы ближайшую частицу на расстоянии в 2 световых года, следующую — на расстоянии в 4 световых года, еще следующую — в 6 световых лет и т. д.
В этом случае расстояние до ближайшей частицы возросло бы с 1 светового года до 2 световых лет и скорость ее удаления составила бы 1 световой год за 100 лет. Расстояние до второй частицы возросло бы с 2 световых лет до 4 световых лет, и скорость ее удаления составила бы 2 световых года за 100 лет. Расстояние до третьей частицы возросло бы с 3 световых лет до 6 световых лет, и скорость ее удаления составила бы 3 световых года за 100 лет.
Таким образом, все частицы, которые вы видели бы в данном направлении, удалялись бы от вас со скоростью, прямо пропорциональной расстоянию от них. И это правило остается верным независимо от того, в каком именно направлении мы посмотрим. Придает ли это вашей частице какие-то особые свойства? Вовсе нет. Не имеет ни малейшего значения, на какой именно частице вы находитесь. Каждая независимая частица такой Вселенной удаляется от каждой другой частицы со скоростью, прямо пропорциональной расстоянию, разделяющему обе рассматриваемые частицы.
Расширяющаяся Вселенная де Ситтера с теоретической точки зрения представляется много совершеннее статической Вселенной Эйнштейна. И в 1930 г. Эддингтону удалось доказать, что даже если бы статическая Вселенная Эйнштейна действительно существовала, она была бы неустойчива, как конус, поставленный на острие. Если бы по какой-то причине она начала хоть чуточку расширяться, то продолжала бы расширяться вечно, а если бы она начала сжиматься, то продолжала бы вечно сжиматься.

 
< Пред.   След. >