Попытки создания не традиционных физических теорий
117
Если к этому добавить, что уравнения Эйнштейна при равенстве нулю космологического члена (космологической постоянной) приобретают простой вид, то это, как раз, и свидетельствует о правильности и красоте теории Эйнштейна.
Космологическая постоянная X введена Эйнштейном в 1917 г. в свои уравнения, чтобы эти уравнения могли иметь решение, описывающее стационарную Вселенную, и удовлетворяли требованию относительности инерции. При X < 0 эти силы обеспечивают притяжение масс, а при X > 0 — отталкивание, возрастающее с увеличением расстояния, а не убывающее! Физический смысл введения космологической постоянной заключается в допущении существования особых космических сил, природа которых неизвестна, но это и неважно.
Поскольку требование стационарности Вселенной отпало в связи с открытием разбегания галактик, то Эйнштейн в 1931 г. отказался от космологической постоянной, которая до сих пор считается приближенно равной нулю, хотя допускается и другая возможность: космологическая постоянная крайне мала, но все же не равна нулю, а именно X ~ 10~55 см-2.
В соответствии с представлениями Общей теории относительности полная масса Вселенной конечна и составляет
R V32V
А/= 2рк2Л2 = 4 л2 — = -.
X хшр
Здесь R - радиус четырехмерного пространства замкнутой Вселенной. При Я ~ lCT*5 см-2 R = 3-1027 см.
Эйнштейн отмечает [3], что положительная кривизна пространства, обусловленная находящейся в нем материей, получается и в том случае, если Я - 0, и что постоянная Я нужна для того, чтобы обеспечить квазистатическое распределение материи, соответствующее фактическим скоростям перемещения звезд.
На этой основе в современной космологии рассматриваются главным образом две модели Вселенной. В одной их них кривизна пространства отрицательна или в пределе равна нулю. Пространство бесконечно, все расстояния со временем неограниченно возрастают. Это так называемая открытая модель. В другой - замкнутой модели
118
Глава 4.
кривизна пространства положительна, пространство конечно, но столь же безгранично, что и в открытой модели. В этой модели расширение со временем сменится сжатием. Начальные стадии для обеих моделей одинаковы - должно существовать особое начальное состояние с бесконечной плотностью масс и бесконечной кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем, расширение.
Существует еще и третий вариант - вариант «горячей Вселенной», предполагающий высокую начальную температуру Вселенной, что также является постулатом. Из этого постулата вытекает, что при очень малых значениях начального времени не могли существовать не только молекулы или атомы, но даже и атомные ядра: существовала лишь некоторая смесь разных элементарных частиц, включая фотоны и нейтрино.
Если в самый «начальный момент, т.е. при / = 0 плотность р = оо, то уже при t = 0,01 с. плотность снижается до значения р - 10м г/см\ В статье «Космология» [3] Наан пишет, что «...незнание того, что происходило при плотностях, намного превышающих ядерную (за первые с расширения), не мешает делать более или менее
достоверные суждения о более поздних состояниях, начиная с / = 0,01 с».
Основными наблюдательными фактами, подтверждающими не стационарность Вселенной и то, что она горячая, считаются космологическое «Красное смещение», открытое Хабблом в 1929 г., и открытое в 1965 г. реликтовое радиоизлучение. И только кривизна пространства непосредственно не поддается измерению, но и она определена косвенно. При этом средняя плотность светящегося вещества оказалась равной 10 о|- 10~29 г/см3. Но так как критическая средняя плотность составляет 6* 10"''° г/см3, то нельзя точно сказать, какова Вселенная - открытая, т. е. расширяющаяся безгранично, или замкнутая, т. е. она начнет через некоторое время сжиматься. Но все, что касается прошлого, ясно.
В процессе проработки современной космологии возникли некоторые теоретические трудности, например, отсутствие теории для изучения состояния вещества со сверхвысокой плотностью, нахождение математики для изучения состояния вещества с бесконечной плотностью, потребовалось обобщение понятия времени для подтверждения бессмысленности постановки вопроса о том, что же все-таки было до t = 0, здесь делаются лишь первые шаги. Недостаточно
