Физика времени

Казалось бы, все так просто, что об этом можно было догадаться очень давно, хоть на другой день после того, как Ньютон открыл законы движения и всемирного тяготения. И в самом деле, о динамике однородного распределения вещества говорил в 1692 году еще сам Ньютон. В одном письме, которое потом стало знаменитым, он рассуждал о том, как должно вести себя однородное, равномерное распределение вещества, заполняющего всю Вселенную. Ньютон говорил, что вещество может либо сжиматься все в целом, либо распадаться на отдельные сжимающиеся сгустки. Но его интересовала не космология, а космогония. Ему хотелось понять, как образовались планеты, Солнце и звезды. И он считал, что они могли бы сгуститься, сжаться под действием собственного тяготения из разреженной допланетной, дозвездной среды, которая первоначально была равномерно рассеяна по всему пространству Вселенной. Эта идея оказалась чрезвычайно плодотворной — она дала толчок теории происхождения небесных тел, которая и сейчас развивается в этом направлении*).

_{*) См., например, книгу: Гуревич Л. Э., Чернин А. Д. Происхождение галактик и звезд. - М.: Наука, 1983.}

Всего один шаг отделял Ньютона от космологической постановки вопроса. Или даже полшага. Ньютон сказал, что вещество, однородно распределенное по всей Вселенной, может сжиматься как целое. Оставалось сказать, что оно может как целое еще и расширяться.

Остается только гадать, почему Ньютон не упомянул о расширении вещества Вселенной. Может быть, дело в том, что тяготение всегда стремится сблизить тела — на то оно и тяготение, взаимное притяжение. Мяч, выпущенный из рук, падает на Землю под действием ее притяжения. На падение мяча похоже и сжатие однородного вещества: это примеры движения в том направлении, в котором действует сила тяготения. Но разве запрещено движение против силы тяготения?

Мяч может лететь и вверх, если его подбросить. Летит вверх, преодолевая земное тяготение, и космическая ракета. Движение происходит против силы тяготения просто потому, что так была направлена вначале скорость этих тел. Все дело в начальной скорости, в ее направлении.

И это справедливо также для однородного вещества Вселенной. Если начальные скорости всех масс направлены к их взаимному сближению, происходит общее сжатие вещества. Если же эти скорости направлены так, что с самого начала массы удаляются друг от друга, происходит общее расширение. В обоих случаях, конечно, сила тяготения стремится сблизить массы. Поэтому она ускоряет сжатие и тормозит расширение.

Как мы видим, динамика космологического расширения не таит в себе ничего особенно загадочного. Хотя она была открыта на основе общей теории относительности, по самой своей физической сути она может быть осмыслена и в рамках классической механики. Интересно, что не только общие принципиальные черты, но даже и конкретные математические законы космологического расширения можно получить из решения соответствующей задачи в классической механике. Что и было сделано, но не во времена Ньютона, а через 10 лет после Фридмана, английскими теоретиками Э. Милном и В. Мак-Кри, знавшими уже законы фридмановской космологии.

Космическое время

Во все времена люди смотрели на небо, на мир звезд как на нечто незыблемое и вечное. Небо и в самом деле неизменно, но только если судить о нем по нашим обычным, человеческим меркам. Например, следя за небом хоть всю жизнь, не заметишь никаких изменений в очертаниях созвездий. Не уловить и изменений в расстояниях до галактик или скоплений. Перемены на небе происходят слишком медленно, чтобы их можно было увидеть на глаз. Здесь требуются совсем другие мерки времени, значительно превышающие дни, годы, наш собственный возраст.

За какое же время может произойти значительное изменение расстояний между галактиками в расширяющейся Вселенной? Сколько времени требуется для того, чтобы эти расстояния возросли, скажем, вдвое по сравнению с современными?

Об этом можно судить на основании теории Фридмана и наблюдений Хаббла. Согласно теории, скорость взаимного удаления двух галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними. Наблюдения позволяют определить и коэффициент пропорциональности в этой зависимости. Он называется постоянной Хаббла и по современным данным составляет от 50 до 75 километров в секунду на мегапарсек. (Такая размерность удобна в астрономии. Напомним, что 1 парсек равен 3 • 10¹³ км; 1 мегапарсек равен 1 миллиону парсек.) Значение постоянной Хаббла определено пока не слишком точно из-за трудностей в измерении расстояний до небесных тел.

Итак, скорость удаления одной галактики от другой равна постоянной Хаббла, умноженной на расстояние между галактиками. Эта зависимость называется законом Хаббла.