Викия

Виртуальная лаборатория

Космологический член

204 615статей на
этой вики
Добавить новую страницу
Обсуждение0 Поделиться

Эта страница использует содержимое оригинальной статьи, которая находится по адресу www.popularmechanics.ru / Наука в соответствии с принципом добросовестного использования. Не преследуя коммерческие цели, а только в исследовательских и учебных целях. Если Вы автор этой статьи и размещение здесь этой статьи нарушает Ваши авторские права сообщите нам это здесь Нарушение авторских прав - статья будет немедленно удалена.



История Править

Переделка уравнения далась Эйнштейну нелегко. «Надо признать, – отметил он в той самой статье 1917 года «Космологические аспекты общей теории относительности», – что введенное расширение уравнений гравитационного поля отнюдь не оправдывается тем, что нам достоверно известно о тяготении... Этот член нужен лишь для того, чтобы обеспечить квазистатичное распределение материи, которое вытекает из малости звездных скоростей». Он назвал добавленный член космологическим, имея в виду, что его влияние может сказаться лишь в масштабах всей Вселенной. Это обстоятельство связано с исключительной малостью коэффициента при метрическом тензоре, который называют космологической постоянной.

Нередко говорят, что эту константу можно рассматривать как плотность энергии и давления вакуума. Это верно, но сам Эйнштейн не только не делал подобного вывода, но и не предлагал для l никакой явной интерпретации. А вот неявная имела место. Поставив космологический член в левую часть своего уравнения, он тем самым модифицировал закон тяготения в космологических масштабах. К современному пониманию лямбды как вакуумной энергии первым пришел бельгийский космолог Жорж-Анри Леметр, который в конце 1920-х годов вслед за Александром Фридманом (но совершенно независимо) построил общепринятую ныне нестационарную модель однородной и изотропной Вселенной, которая спустя два десятка лет превратилась в основу теории Большого взрыва.

Поначалу космологи отнеслись к лямбде с уважением. Модифицированное уравнение Эйнштейна использовал де Ситтер, предложивший в 1917 году модель мира без физической материи, но с космологической константой («пустая Вселенная»). Этот космос, как и эйнштейновский, сферичен, но не замкнут в постоянном объеме, а расширяется от некоего минимального радиуса до бесконечности (поэтому такой мир не возникает из бесконечно малого объема, как у Фридмана и Леметра). В дальнейшем радиус растет по экспоненте, показатель которой пропорционален квадратному корню из лямбды (в модели Фридмана он увеличивается не быстрее, чем пропорционально времени).

Из модели де Ситтера следует, что расширение пространства увеличивает длину волн электромагнитного излучения. Однако сам де Ситтер этого не заметил, скорее всего, потому, что геометрические следствия его модели замаскированы весьма экзотической системой координат. В итоге он решил, что красное смещение обусловлено воздействием гравитации. Подлинная природа этого явления, названного эффектом де Ситтера, выяснилась спустя много лет.

Космологическую постоянную учитывал и Фридман, но, скорее, формально. А в 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой знаменитый закон, утверждающий, что дальние галактики разбегаются во всех направлениях и что их радиальная скорость пропорциональна расстоянию до нашей планеты. Это непосредственно следует из моделей Фридмана и Леметра с нулевым значением лямбды, на что Леметр обратил внимание за два года до появления первой статьи Хаббла. Таким образом, получалось, что ОТО позволяет реалистично описать эволюцию мироздания без космологического члена, что Эйнштейн и признал в 1931 году.

Ошибся ли Энштейн?

Георгий Гамов в своей автобиографии «Моя мировая линия» сообщил, что Эйнштейн назвал космологический член «возможно, крупнейшей» из своих ошибок (предположительно, научных). Так ли это, в точности не известно, поскольку сам Эйнштейн ничего подобного не писал, а мемуаристы подчас ошибаются. Во всяком случае, с начала 1930-х годов большинство астрономов забыли о космологическом члене.

В 1932 году Эйнштейн и де Ситтер опубликовали модель нестационарного мира с нулевой пространственной кривизной (это частный случай модели Фридмана, который тот почему-то не рассмотрел). В этой статье они рекомендовали не пользоваться космологической константой, «пока более точные данные наблюдений не позволят определить ее знак и численную величину». Таким образом, Эйнштейн и де Ситтер все же допускали, что лямбда может отличаться от нуля (и даже быть отрицательной). Это предсказание начало подтверждаться лишь через полвека.

Если космологический член с положительным значением лямбды перенести в правую часть уравнения Эйнштейна (как положено, с обратным знаком), он будет вычитаться из материальных источников тяготения. Это означает возникновение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, которое противодействует тяготению, то есть создает антигравитацию. Космологический член с отрицательной лямбдой, напротив, усиливает «материальную» гравитацию. Первым это понял Леметр, который отличался редкой интуицией по части космологии. К сожалению, эта идея сильно опередила свое время.

Литература Править

Обнаружено использование расширения AdBlock.


Викия — это свободный ресурс, который существует и развивается за счёт рекламы. Для блокирующих рекламу пользователей мы предоставляем модифицированную версию сайта.

Викия не будет доступна для последующих модификаций. Если вы желаете продолжать работать со страницей, то, пожалуйста, отключите расширение для блокировки рекламы.

Викия-сеть

Случайная вики