Cтраница 4
Что произойдет после сжатия тела до радиуса rgj внешний наблюдатель никогда не узнает. В простейшем случае сферической симметрии здесь также возникает сингулярность: бесконечная кривизна, бесконечная плотность материи. Возможно ли избежать сингулярности в общем случае. [46]
Все эти факты находятся в соответствии с принятой в настоящее время стандартной моделью горячей Вселенной. Согласно этой модели на ранних этапах Вселенная представляла собой в среднем однородное и изотропное распределение горячей материи, расширение которой началось примерно 10 - 20 млрд, лет тому назад. Формально ( если, не задумываясь, верить в неограниченную применимость теории Эйнштейна) это расширение началось из состояния вещества с бесконечной плотностью. Однако по крайней мере при плотности, большей чем р - с5 / йС2 - Ю93 г / см3, классическая теория гравитации неприменима из-за большой величины квантово-гравитационных эффектов. Обычные представления о структуре и свойствах пространства-времени, по-вндимому, требуют значительного пересмотра при значениях кривизны порядка 1066 см-2, соответствующего этой плотности. Поэтому фактически обычные классические уравнения Эйнштейна описывают эволюцию Вселенной, начиная с некоторого момента времени to, в который вещество имело большое, но конечное значение плотности ро. Распределение плотности вещества в этот момент предполагается в среднем однородным и изотропным. [47]
В моделях расширяющейся Вселенной раньше галактики были ближе друг к другу, а средняя плотность превышала сегодняшнюю. Значит тогда скорость взаимного удаления галактик оказывалась больше и мы с неизбежностью должны прийти к выводу, что ов прошлом был момент бесконечной плотности. Этот момент формально бесконечной плотности вещества, момент начала расширения, называют космологической сингулярностью. [48]
Гюйгенс не признавал, что соседние материальные частицы притягивают одна другую, но допускал существование силы тяготения, направленной все время к фиксированной точке. В соответствии с этим в одной из моделей он предполагал, что сила тяготения Земли - это единая центральная сила, которая меняется обратно пропорционально квадрату расстояния от центра. Как теперь известно, этот результат равносилен условию бесконечной плотности в центре Земли; его следует сравнить с работой Ньютона, где Земля считалась однородной. В действительности измеряемое для Земли значение / заключено между значениями, которые вывели в своих экстремальных моделях Ньютон и Гюйгенс. [49]
Согласно теории горячей Вселенной, пространственно-временные свойства Вселенной с большой степенью точности описываются одной из трех моделей Фридмана - открытой, замкнутой или плоской. Во всех случаях Вселенная должна была родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью и темп-рой в нек-рый нач. При последующем расширении темп-ра Вселенной должна была падать н постепенно достигнуть совр. В дальнейшем замкнутая Вселенная должна была бы снова сжаться до состояния с бесконечной плотностью и темп-рой, а открытая или плоская Вселенная - неограниченно расширяться, продолжая постепенно остывать. [50]