Friedman Models - Studiopedia
Уравненията на общата теория на относителността, които описват еволюцията на Вселената, са твърде сложни, за да бъдат решени в детайли. Затова Фридман предложи вместо това да се направят две прости предположения: (1) Вселената изглежда абсолютно еднаква във всяка посока; (2) това условие е валидно за всички негови точки. Въз основа на общата теория на относителността и тези две прости предположения Фридман успя да покаже, че не трябва да очакваме стационарност от Вселената. Всъщност той точно предсказа през 1922 г. това, което Едуин Хъбъл откри няколко години по-късно.
Предположението, че Вселената изглежда еднакво във всички посоки, разбира се, не отговаря съвсем на реалността. Например, звездите на нашата Галактика образуват ясно видима светеща лента в нощното небе, наречена Млечен път. Но ако обърнем погледа си
до далечни галактики техният брой, наблюдаван в различни посоки, ще бъде приблизително еднакъв. Така че вселената изглежда относително еднаква във всички посоки, когато се гледа в космически мащаб, сравним с разстоянията между галактиките.
Дълго време това се смяташе за достатъчно оправдание за предположението на Фридман - грубо приближение до реалната Вселена. Сравнително наскоро обаче късметът доказа, че предположението на Фридман описва нашия свят със забележителна точност. През 1965 г. американските физици Арно Пензиас и Робърт Уилсън работят в лабораторията Бел в Ню Джърси върху ултрачувствителен микровълнов приемник за комуникация с изкуствени спътници в орбита. Те бяха много притеснени, че приемникът улавя повече шум, отколкото трябва, и че шумът не идва от определена посока. Търсенето на причината за шума те започнаха с факта, чепочистиха голямата си рупорна антена от натрупаните в нея птичи изпражнения и изключиха възможни неизправности. Те знаеха, че всеки атмосферен шум се усилва, когато антената не е насочена право нагоре, защото атмосферата изглежда по-дебела, когато се гледа под ъгъл спрямо вертикалата.
Допълнителният шум оставаше същият без значение в коя посока беше обърната антената и следователно източникът на шума трябваше да бъде извън атмосферата. Шумът остава непроменен през деня и нощта през цялата година, въпреки въртенето на Земята около оста й и въртенето около Слънцето. Това показва, че източникът на радиация е извън Слънчевата система и дори извън нашата Галактика, в противен случай интензитетът на сигнала ще се промени, когато антената се завърти в различни посоки в съответствие с движението на Земята.
Всъщност сега знаем, че радиацията по пътя си към нас трябваше да пресече цялата видима Вселена. Тъй като е еднаква във всички посоки, тогава Вселената трябва да е еднаква във всички посоки (поне в голям мащаб). Знаем, че в каквато и посока да обърнем очите си, флуктуациите във „фоновия шум“ на космическата радиация не надвишават 1/10 000. Така Пензиас и Уилсън случайно се натъкнаха на удивително точно потвърждение на първото предположение на Фридман.
Приблизително по същото време други двама американски физици от близкия Принстънски университет в Ню Джърси, Боб Дик и Джим Пийбълс, също се заинтересуваха от космическото микровълново лъчение. Те работиха върху хипотезата на Джордж (Джордж) Гамов, който някога е бил ученик на Александър Фридман, че в най-ранния етап на развитие Вселената е билаизключително плътен и горещ, нагрят до "бял жар". Дик и Пийбълс стигнаха до заключението, че все още можем да наблюдаваме миналото му сияние, тъй като светлината от най-отдалечените части на ранната вселена едва достига Земята. Въпреки това, поради разширяването на Вселената, тази светлина очевидно е претърпяла толкова голямо червено отместване, че сега трябва да се възприема от нас под формата на микровълново лъчение. Дик и Пийбълс бяха в процес на търсене на такава радиация, когато Пензиас и Уилсън, чувайки за тяхната работа, осъзнаха, че са намерили това, което търсят. За това откритие Пензиас и Уилсън са удостоени с Нобелова награда за физика през 1978 г., което изглежда малко несправедливо за Дик и Пийбълс.
На пръв поглед това доказателство, че Вселената изглежда еднакво във всички посоки, предполага, че Земята има някакво специално място във Вселената. Например, човек може да си представи, че тъй като всички
галактиките се отдалечават от нас, ние сме в самия център на космоса. Има обаче алтернативно обяснение: Вселената може да изглежда еднакво във всички посоки и от всяка друга галактика. Това, както вече беше споменато, беше второто предложение на Фридман.
Нямаме доказателства в подкрепа или опровергаване на това предположение. Ние го приемаме на вяра само от скромност. Би било много изненадващо, ако Вселената изглеждаше еднакво във всички посоки около нас, но не и около друга точка. В модела на Фридман всички галактики се отдалечават една от друга. Представете си балон с точки, нарисувани по повърхността му. Когато балонът се надуе, разстоянието между всеки две точки се увеличава, но нито едно от тях не може да се нарече център на разширение. Освен това, колкото повече се разминават петната, толкова по-бързи саотдалечете се един от друг. По същия начин, в модела на Фридман, скоростта на рецесия на всеки две галактики е пропорционална на разстоянието между тях. От това следва, че големината на червеното отместване на галактиките трябва да бъде правопропорционална на разстоянието им от Земята, което беше открито от Хъбъл.
Въпреки че моделът на Фридман беше успешен и се оказа съвместим с резултатите от наблюденията на Хъбъл, той остана почти неизвестен на Запад дълго време. Открит е едва след като през 1935 г. американският физик Хауърд Робъртсън и английският математик Артър Уокър разработват подобни модели, за да обяснят хомогенното разширяване на Вселената, открито от Хъбъл.
Въпреки че Фридман предложи само един модел, три различни модела могат да бъдат изградени въз основа на неговите две основни допускания. В първия от тях (формулира го Фридман) разширяването е толкова бавно, че гравитационното привличане между галактиките постепенно го забавя още повече, а след това го спира.
След това галактиките започват да се движат една към друга и Вселената се свива. Разстоянието между две съседни галактики първо се увеличава от нула до определен максимум, а след това отново намалява до нула.
При второто решение скоростта на разширяване е толкова голяма, че гравитацията никога не може да я спре, въпреки че я забавя донякъде. Разделянето на съседни галактики в този модел започва от нулево разстояние и след това те се разпръскват с постоянна скорост.
И накрая, има трето решение, при което скоростта на разширяване на Вселената е достатъчна само за предотвратяване на обратно свиване или колапс. В този случай делението също започва от нула и нараства неограничено. Скоростта на разширяване обаче постоянно намалява, въпреки че никога не достига нула.
Забележителна характеристика на първия тип модел на Фридман е, че Вселената не е безкрайна в пространството, но пространството няма граници. Гравитацията в този случай е толкова силна, че пространството е извито, затварящо се в себе си като повърхността на Земята. Пътуването по земната повърхност в една посока никога не среща непреодолимо препятствие и не рискува да падне от „ръба на Земята“, а просто се връща към началната точка. Това е пространството в първия модел на Фридман, но вместо двете измерения, присъщи на земната повърхност, то има три. Четвъртото измерение - времето - има ограничена степен, но може да се оприличи на линия с два ръба или граници, начало и край. След това ще покажем, че комбинацията от разпоредбите на общата теория на относителността и принципа на несигурността на квантовата механика позволява ограничеността на пространството и времето, като в същото време те нямат ограничения или граници. Идеята за космически скитник, който обикаля вселената и се връща в началната си точка, е добра за фантастични истории, но няма практическа стойност, защото - и това може да се докаже - вселената ще се свие до нулев размер, преди пътешественикът да се върне в началото. За да има време да се върне в началната точка, преди Вселената да престане да съществува, този нещастник трябва да се движи по-бързо от светлината, което, уви, известните ни природни закони не позволяват.
Какъв модел на Фридман отговаря на нашата вселена? Ще спре ли разширяването на Вселената, отстъпвайки място на свиването, или ще продължи вечно? За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем скоростта на разширяване на Вселената и нейната текуща средна плътност. Ако тази плътност е по-малка от някаква критична стойност, определена от скоростта на разширение,гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре рецесията на галактиките. Ако плътността е по-голяма от критичната стойност, гравитацията рано или късно ще спре разширяването и ще започне обратното свиване.
Можем да определим текущата скорост на разширяване, като измерим скоростта, с която другите галактики се отдалечават от нас, използвайки ефекта на Доплер. Това може да се направи с висока точност. Разстоянията до галактиките обаче не са добре известни, защото ги измерваме индиректно. Знаем едно нещо: Вселената се разширява с около 5-10% на всеки милиард години. Въпреки това, нашите оценки за настоящата плътност на материята във Вселената страдат от още по-голяма несигурност.
Ако сумираме масата на всички звезди, които виждаме в нашата собствена и в други галактики, общата сума ще бъде по-малко от една стотна от стойността, необходима за спиране на разширяването на Вселената, дори при най-ниската й скорост. Знаем обаче, че нашата и други галактики съдържат голямо количество тъмна материя, която не можем да наблюдаваме директно, чието влияние обаче се открива чрез гравитационното й влияние върху орбитите на звездите и галактическия газ. Освен това повечето галактики образуват гигантски клъстери и може да се предположи, че има още повече тъмна материя между галактиките в тези клъстери от ефекта, който има върху движението на галактиките. Но дори да добавим цялата тази тъмна материя, получаваме една десета от необходимото, за да спрем разширяването. Въпреки това е възможно да има други форми на материя, които все още не сме идентифицирали, които биха могли да повишат средната плътност на Вселената до критична стойност, която може да спре разширяването.
По този начин съществуващите доказателства предполагат, че Вселената,изглежда се разширява завинаги. Но не залагайте на това. Можем само да сме сигурни, че ако Вселената е предопределена да колабира, това няма да се случи по-рано от десетки милиарди години, тъй като тя се е разширявала поне за същия период от време. Така че не се притеснявайте преди време. Ако не успеем да се установим извън Слънчевата система, човечеството ще загине много преди това, заедно с нашата звезда Слънцето.
Не намерихте това, което търсихте? Използвайте търсачката: