Ейнштейн уявляв Всесвіт статичним, тобто нерухомим, вічним і незмінним у часі. Будь-якої миті Всесвіт однаковий. Із таких однакових нерозрізнених миттєвостей складається загальний час Всесвіту. На початку XX століття такі уявлення про Всесвіт і його час здавалися природними і навіть очевидними.

Всесвіт Фрідмана

У 1922 році радянський фізик і математик Олександр Фрідман, спираючись на рівняння Ейнштейна, показав, що речовина у Всесвіті не може перебувати в спокої, тобто Всесвіт не може бути стаціонарним, незмінним. Він повинен або стискатися, або розширюватися як ціле. Причому мова йде про розширення самого простору, тобто про збільшення всіх відстаней Світу. "Всесвіт Фрідмана" нагадував мильну бульбашку що роздувається, в якої і радіус, і площа поверхні невпинно збільшуються.

Ідея Фрідмана про Всесвіт, що розширюється, спочатку здалася Ейнштейну занадто сміливою і необґрунтованою. Він навіть мав підозру, що Фрідман помилився у своїх обчисленнях. Однак, ознайомившись з ними більш уважно, Ейнштейн привселюдно визнав, що Фрідман має рацію, і ми, очевидно, справді живемо у Світі, що розширюється.

Закон Хаббла й дослідження Слайфера

У тому ж 1917 році, коли Ейнштейн запропонував світу свою модель скінченного стаціонарного Всесвіту, американський астроном В. Слайфер завершив роботи з дослідження спектрів 41 туманності. У 36 туманностей лінії їхніх спектрів виявилися зміщеними до червоної частини спектра, що, природно, можна було пояснити ефектом Допплера — відаленням цих туманностей, точніше, галактик, від нас.

Коли п'ять років потому ідеї Фрідмана набули поширення, відкриття Слайфера розцінили як доказ реальності Світу, який розширюється.

Довгий ланцюг відкриттів увінчався надзвичайно важливою подією в 1929 році, коли Хаббл встановив, що в космосі "все розбігається". Вимірявши швидкості роз-бігання 36 галактик, Хаббл виявив, що ці швидкості тим більші, чим далі від нас знаходяться зоряні системи. У цьому — суть знаменитого закону Хаббла:

де V — стала Хаббла (у наш час прийнято, що вона дорівнює 50 км/с-),

r — відстань до галактики.

Не слід вважати, однак, що Земля — це якесь особливо неприємне місце світобудови, від якого майже всі галактики прагнуть відлетіти якнайдалі. Віддалення галактик, яке ми спостерігамо, є наслідком розширення всього простору Всесвіту. При такому розширенні простору всі відстані у Всесвіті збільшуються подібно до того, як зростають відстані між точками на поверхні мильної бульбашки, що роздувається.

Крім загального роздування, зумовленого розширенням простору, галактикам властиві й порівняно незначні власні рухи в самому просторі. Такі власні рухи спрямовані в різні боки, і швидкості найближчих з галактик перевищують швидкості їх розбігання. От чому деякі з найближчих галактик мають фіолетове зміщення, тобто наближаються до Землі (туманність Андромеди). Для віддалених же зоряних систем швидкість розбігання значно перевищує їх власну швидкість і ніякого фіолетового зміщення в їхніх спектрах не спостерігається.

Якщо радіус Всесвіту невпинно збільшується, тобто є всі підстави вважати, що в минулому він був меншим, ніж сьогодні, і що колись, дуже давно, він був близький до нуля. Вік Всесвіту, оцінений за сталою Хаббла, становить 15-18 мільярдів років.

У Всесвіті Фрідмана початок — це момент, коли густина космічної речовини мала нескінченно велике значення, а її радіус дорівнював нулю. Початковий стан нескінченної щільності називається космологічною сингулярністю ("сингулярність" означає "особливість").

Але нескінченність — поняття математичне, а не фізичне. І якщо в математичних формулах, що описують фізичне явище, виникає нескінченність, то для фізики—це сигнал тривоги. Нескінченність означає, що виникає щось надзвичайне, і дана теорія неспроможна вірно описати новий факт. Космологічна сингулярність указує межі застосовності моделі Фрідмана. Швидше за все, у зоні сингулярності стає непридатною і сама загальна теорія відносності, їй на зміну повинна прийти квантова теорія гравітації.

Моделі Всесвіту

Для вивчення загальних закономірностей розвитку Всесвіту створюються космологічні моделі. Підставою для їх створення є рівняння загальної теорії відносності (ЗТВ), яку обгрунтував Ейнштейн у 1916 році. Утім, було встановлено, що основні характеристики космологічних моделей можна одержати також, виходячи з класичних рівнянь, що виражають (у диференціальній формі) закони збереження маси, імпульсу й енергії. Усього створено більше двох десятків моделей, які поділяються на дві великі групи — стаціонарні й нестаціонарні моделі. Розглянемо основні з них.

Стаціонарні моделі. У цих теоріях, крім першого космологічного принципу, використовується так званий другий космологічний принцип, за яким Всесвіт залишається незмінним незалежно від того, коли ми його спостерігаємо. Незалежність стану Всесвіту від часу й стала причиною появи прикметника "стаціонарний" у назві моделей.

1. Модель Ейнштейна. Рівняння ЗТВ дають можливість обгрунтувати моделі Всесвіту однорідні й ізотропні, але не стаціонарні. Для того, щоб компенсувати гравітаційну силу тяжіння, що діє між будь-якими тілами у Всесвіті, Ейнштейн запропонував нову силу — силу "космічного відштовхування". Ейнштейн довів, що такий Всесвіт може бути стаціонарним, якщо він скінченний, але в той же час і безмежний.

Чи може об'єкт бути скінченним і не мати меж? Може. Наприклад, сфера: площа її скінченна, але меж у неї немає. Ще простіше — коло: довжина його теж скінченна, але ні початку, ні кінця в нього немає. А те, що ми намагаємося собі уявити, математики називають тривимірною межею (гіперсферою) чотиривимірної гіперкулі.

У цього простору немає меж. Точно так само, як рухаючись по поверхні звичайної сфери вздовж будь-якого кола, ми зрештою потрапимо у вихідну точку, так і у Всесвіті Ейнштейна, рухаючись по прямій, ми повернемося до початкового положення.

Рівняння Ейнштейна дозволяють визначити розміри Всесвіту: при густині речовини г/см3 радіус гіперефери R = 3,3 *  см.

2. Модель де Сіттера. Буквально через два місяці після опублікування моделі Ейнштейна з'явилася стаття нідерландського астронома Віллема де Сіттера, в якій стверджувалося, що існує ще одне вирішення, яке відповідає стаціонарному замкнутому Всесвіту. У цій моделі увагу привертали три моменти. Перше: швидкість фотона тут залежить від відстані фотона до точки, у якій знаходиться спостерігач, і тому спостерігач ніколи не зможе дізнатися про те, що відбувається далі, за межами якоїсь певної відстані. Друге: модель припускає ефект червоного зміщення. І, нарешті, третє: матеріальні частинки "розбігатимуться" одна від однієї.

3. Модель Хойла. У цій моделі Всесвіт являє собою гіперплощину, яка розширюється. Густина залишається сталою за рахунок "народження речовини" з особливого енергетичного поля.

Теорії стаціонарного Всесвіту можна перевірити, оскільки з них випливає твердження про незмінність усіх статичних параметрів, наприклад, незмінність числа галактик в одиниці об'єму в далеких і близьких частинах Всесвіту, незмінність середньої тривалості життя галактик й ін.

Віддалені частини Всесвіту сучасні спостерігачі бачать такими, якими вони були в далекому минулому. Далекі ділянки виглядають "молодшими", ніж наші найближчі сусіди по космосу, тому що світло від них іде значно довше. Якби вдалося виявити, що колір галактик або їхня яскравість змінюються залежно від відстані, то таке відкриття спростовувало б теорії стаціонарного Всесвіту.

Нестаціонарні моделі. Нестаціонарні моделі мають загальну назву "моделей Ф рід мана". Найважливіші з них такі:

1. Пульсуюча модель. Стадія розширення Всесвіту змінюється стадією стиснення, і навпаки. Після того, як Всесвіт розшириться до певного об'єму, починається стиснення. Воно триває доти, поки густина матерії не досягне деякого граничного значення, після чого знову починається нове розширення, і так до нескінченності. Розширення Всесвіту почалося 15-18 млрд років тому в результаті так званого "Великого Вибуху".

2. Гіперболічна модель. У цій моделі стадія розширення триває як завгодно довго. Обидві моделі принципово не відрізняються одна від однієї, і при їх розгляді напрошується аналогія з рухом тіла, що падає на поверхню Землі.

Якщо єдиною силою в цих космологічних моделях є гравітація, під дією якої об'єкт стискається, а не розширюється, то як же вдалося Фрідману створити моделі Всесвіту, який розширюється? Для того, щоб дістати відповідь на це питання, поспостерігаємо за дитиною, яка підкидає м'ячик угору. Хоч сила земного тяжіння тягне м'ячик униз, він якийсь час летить угору. Відбувається це тому, що хлопчик Альоша надав м'ячику початкової швидкості, спрямованої угору. І підійматися вгору м'ячик буде доти, поки його кінетична енергія не вичерпається. Аналогічно, незважаючи на наявність гравітації, Всесвіт розширюється тому, що на початковому етапі — під час Великого Вибуху — він набув колосальної кінетичної енергії.

Якби не було гравітації, швидкості розбігання галактик залишалися б незмінно великими. Однак, гравітація у Всесвіті існує, і вона спричинює уповільнення розбігання — аналогічно тому, як за рахунок земного тяжіння сповільнюється політ м'яча вгору.

Повернемося до нашого Альоші. Він підкинув м'ячик угору, м'ячик втрачає швидкість, зупиняється, змінює напрямок руху й летить униз, ударяється об землю, відскакує вгору й т.д., тобто рух м'яча циклічний. Гіпотетично можлива й інша ситуація: початкова швидкість м'яча настільки велика, що він переборює силу земного тяжіння й ніколи більше не повертається на Землю. Для Всесвіту ситуація цілком аналогічна. Тут також має значення критичний параметр, від величини якого залежить, чи буде Всесвіт