Нестационарная релятивистская космология.

 С критикой предложенной Эйнштейном космологической модели выступил наш отечественный выдающийся математик и физик-теоретик А. А. Фрид­ман. Именно А.А. Фридман, опубликовавший свою работу в 1922 г., впервые сделал из общей теории относительности космологические выводы, имеющие поистине революционное значение: он заложил основы нестационарной релятивистской космологии.

Фридман показал, что теоретическая модель Эйнштейна является лишь частным решением гравитационных уравнений для однород­ных и изотропных моделей, а в общем случае решения зависят от времени. Кроме того, они не могут быть однозначными и не могут дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или беско­нечности. Исходя из противоположного постулата (о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени), Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений» Эйнштейна.

Встретив решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого фи­зика. Нестационарные решения уравнений Эйнштейна, основанные на постулатах однородности и изотропии, называются фридмановскими космологическими моделями. 

Модель Вселенной Фридмана

А. А. Фридман показал, что решения уравнений общей теории относительности для Вселенной позволяют построить три возмож­ные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет и Вселенная бесконечно расширяется (в одной модели — из точки; в другой — начиная с некоторого конечного объе­ма). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически изменяющимся радиусом кривизны. Выбор моделей зависит от средней плотности вещества во Вселенной.

Модели расширяющейся Вселенной Фридмана уже вскоре получили удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик — в эффекте «красного смещения», который свиде­тельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик. Таким образом, в настоящее время наблюдается рас­ширение Вселенной. Характер дальнейшей ее эволюции зависит от средней плотности вещества во Вселенной и его отношения с крити­ческой плотностью ρ = ЗH²/8πG. Если средняя плотность окажется больше критической, то расширение Вселенной через некоторое время прекратится и сменится сжатием. Если средняя плотность меньше критической, то расширение будет продолжаться неограни­ченно долго.

В настоящее время критическая плотность определяется величи­ной 10^-29 г/см³. А средняя плотность вещества во Вселенной по совре­менным представлениям оценивается 3 • 10^-31 г/см³. Иначе говоря, Вселенная будет сколь угодно долго расширяться. Но определение средней плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Все­ленной могут присутствовать не обнаруженные еще виды материи, дающие свой вклад в среднюю плотность. И тогда на «вооружение» придется брать «закрытую» модель Вселенной, в которой предпола­гается, что расширение в будущем сменится сжатием.

Вселенная Фридмана (метрика Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера) — это одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности (ОТО), первая из нестационарных моделей Вселенной.

Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную в общем случае нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала первым основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915—1917 гг.

Термины:

работы Фридмана

какой закон следовал из моделей фридмана описывающих расширяющуюся вселенную

в чем состоит основной вывод Фридмана