32
Глава 1.
пространства-времени. (Этим постулируется факт, что лучше Эйнштейна уже никто и никогда ничего придумать не сможет).
Постулат 2. Во Вселенной нет каких-либо выделенных точек (однородность Вселенной) и выделенных направлений (Здесь тоже все ясно: никто не интересуется, существуют ли такие выделенные направления; раз в соответствии с постулатом их нет, значит, и искать не надо).
Однако есть еще и третий постулат «горячей» Вселенной, в соответствии с которым при очень малых значениях интервала времени от «начала» Вселенной не могли существовать не только молекулы и атомы, но и атомные ядра, существовала лишь смесь разных элементарных частиц. При этом при t = 0 плотность Вселенной была бесконечно велика, и вся она была сосредоточена в безразмерной «сингулярной» точке пространства, а через
0,01 секунду после «Большого взрыва» плотность упала до 1011 г/см3. Обсуждаются модели открытой Вселенной и замкнутой Вселенной. В первой модели расширение Вселенной может происходить бесконечно, во второй - расширение может смениться сжатием. Ни о причинах «Большого взрыва», ни о том, что было до этого взрыва, современная космология не говорит ничего.
Если к этому добавить, что уравнения Эйнштейна при равенстве нулю космологического члена X 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.
Становление космологии и космогонии
33
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 исоставляет X ~ 10-55 см-2 .
В соответствии с представлениями Общей теории относительности полная масса Вселенной конечна и определяется выражением [11 (1917)]:
R V 32л2
М = 2pnR3 = 4п2 — =------(1.2)
3/2
X X Р
Здесь R - радиус четырехмерного пространства замкнутой Вселенной. При X ~ 10-55 см-2 R = 3-1027 см.
Эйнштейн отмечает [3, 11], что положительная кривизна пространства, обусловленная находящейся в нем материей, получается и в том случае, если X = 0, и что постоянная X 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 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
