Другая формулировка космологического принципа состоит в том, что средние значения всех физических величия по достаточно большому объему одинаковы для любых частей Вселенной.
— Вообразим, что мы разбили Вселенную на множество таких «элементарных» областей, что каждая из них содержит большое количество галактик, — говорит А. Зельманов. — Тогда однородность и изотропия означают, что свойства и поведение Вселенной в каждую эпоху одинаковы во всех достаточно больших областях и но всем направлениям. А одним из важнейших свойств однородного изотропного пространства является его постоянная кривизна.
Таким образом, эйнштейновская космология была космологией однородной и изотропной Вселенной.
Она, подобно классической физике, описывала стационарную Вселенную, то есть такую Вселенную, которая с течением времени не только не меняется в общих чертах, но в которой вообще нет каких-либо движений достаточно крупного масштаба и средняя плотность вещества не изменяется со временем.
Итак, Вселенная Эйнштейна обладает конечным объемом, но вместе с тем она не меняется со временем — ее возраст бесконечен.
Вот тогда-то новый острослов добавил к старинной эпиграмме, о которой мы упоминали, еще две строки;
Разумеется, здесь верно лишь то, что от классических представлений о пространстве пришлось отказаться. Но это вовсе не означает, что теория относительности вернула науку к доньютоновским, аристотелевским временам. Новая физика явилась очередным шагом к еще более глубокому пониманию строения мира.
Разумеется, пространственная конечность первой космологической модели Вселенной не могла служить доказательством конечности реального пространства. Но сам Эйнштейн считал эту возможность наиболее разумной.
И все же модель — это всего лишь модель. Ответить на вопрос, в каком пространстве мы живем — эвклидовом или искривленном, — могут только наблюдения. И, в принципе, такая возможность существует.
Например, плоские обитатели двухмерной сферы могли бы установить, что живут на шарообразной поверхности, определив, что в их мире сумма углов любого треугольника больше 180°.
Мы тоже можем путем наблюдений определить величину радиуса кривизны Вселенной. Но технически это пока неосуществимо, так как для решения подобной задачи необходимо с очень большой точностью измерить огромные расстояния порядка миллиардов световых лет.
Так, благодаря созданию общей теории относительности был совершен новый весьма существенный шаг к пониманию геометрических свойств реального мира.
Стало ясно, что эта проблема значительно шире, чем просто вопрос о конечности или бесконечности пространства. Геометрия мира непосредственно связана с распределением материи. И чтобы в ней разобраться, необходимо изучить распределение и свойства различных космических объектов.
Стационарная космологическая модель Эйнштейна была первым шагом на этом новом пути.
Но только первым шагом. Очень скоро выяснилось, что реальная Вселенная — нестационарна.
Вселенная расширяется
В оцта из летних месяцев 1922 года в берлинском физическом журнале появилась небольшая статья никому не известного ленинградского математика Александра Александровича Фридмана (1888–1925).
Статья называлась «О кривизне пространства» и была посвящена анализу уравнений общей теории относительности.
Фридману удалось обнаружить совершенно неожиданный факт: оказалось, что эти уравнения имеют не только статические, но и нестатические решения, то есть такие решения, которым соответствуют нестационарные — расширяющиеся или сжимающиеся однородные изотропные модели Вселенной.
Согласно выводу Фридмана, «непустая», заполненная материей, Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься, а кривизна пространства и плотность вещества при этом соответственно уменьшаться или увеличиваться.
Александр Фридман не был физиком-теоретиком. По терминологии, принятой в наше время, его специальностью была математическая физика — он занимался изучением динамики метеорологических явлений.
Течение атмосферных процессов зависит от множества различных причин, и поэтому системы дифференциальных уравнений, с помощью которых их описывают, чрезвычайно сложны. Занимаясь изучением таких систем, Фридман, увлекшийся динамической метеорологией, еще в бытность студентом физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета накопил огромный опыт.