Проблема Дикке. Часть 1
К тому же вопросу о природе фридмановских интегралов сводится и еще одна острая проблема космологии, известная более 30 лет, с 1970-х гг.
Мы уже говорили не раз, что представление о плоском сопутствующем пространстве является хорошим приближением к реальности. Ничто этому представлению не противоречит — ни сама по себе космологическая теория, ни вся совокупность космологических наблюдательных данных. В современной стандартной космологической модели пространство считается плоским. Но почему из трех теоретически допустимых типов геометрии этот (к нашему счастью, самый простой) оказался предпочтительным?
Вообще говоря, возможны два подхода к этому вопросу.
Можно, например, заявить, что природа стремится к простоте, и потому мир с самого начала имел плоское сопутствующее пространство. В таком подходе есть, очевидно, своя привлекательность. Теоретики и вообще исследователи стараются без нужды не усложнять модели или гипотезы. Как правило, но не всегда, этот прием — выбор простейшего варианта — оправдывается. Но кто может знать наперед о вкусах и предпочтениях природы? Они совсем не обязательно должны совпадать с нашими...
Другой подход к проблеме выглядит иначе. В качестве основы для рассуждений принимается решение Фридмана в его самой общей форме и допускается, что изначально трехмерное пространство
могло быть по своей геометрии и плоским и искривленным, так что параметр кривизны пространства мог быть любым: к = 0, 4-1, — 1. Если оно плоское, то оно таким и предстанет перед нами сейчас в астрономических наблюдениях. Но если оно не плоское, то оно должно выглядеть в наблюдениях как почти плоское.
В этом втором подходе тоже немало привлекательного. Это по сути отказ от каких-либо априорных гипотез о кривизне реального пространства. Но если стать на эту точку зрения, то нужно доказать, что в случае к = ±1 отличие пространства от плоского должно быть практически незаметным в наблюдениях. Такой подход к проблеме предложил Роберт Дикке [106], знаменитый физик и космолог из Принстона, США, в 1970 г.
Как уже было отмечено в первой главе книги, величина \П — \ \ может служить мерой отличия пространства от плоского, т. е. мерой его искривленности. В случае плоского пространства эта величина тождественно обращается в нуль; а для искривленного пространства она отлична от нуля и тем больше по величине, чем сильнее искривленность.
В 1970-е гг., когда на эту проблему впервые обратили внимание, наблюдательные пределы для величины Q были таковы:
(2.66)
причем ничто в теории заранее не исключало и гораздо большего простора значений для этой величины, т. е. Cl могла бы быть и заметно меньше, чем 0,1, и больше, чем 10.
В ходе космологического расширения величина fl(t) изменяется, это отнюдь не константа. Каковы же должны быть значения этой величины в более ранние эпохи, чтобы сейчас она оказалась в найденных наблюдателями пределах? Это вопрос о «начальных условиях» для Вселенной, которые были «заданы» когда-то в прошлом.
Другие части: