Fridman Aleksander Aleksandrowicz - radziecki naukowiec, jeden z twórców współczesnej dynamicznej meteorologii. Urodzony 17 czerwca 1888 w Petersburgu. W 1906 r. Aleksander Fridman ukończył II gimnazjum w Petersburgu ze złotym medalem i wstąpił na wydział matematyczny Wydziału Fizyki i Matematyki Uniwersytetu w Petersburgu. W tym samym roku 18-letni Alexander opublikował swoją pierwszą pracę matematyczną w jednym z czołowych czasopism naukowych w Niemczech „Mathematical Annals” („Mathematische Annalen”). W 1910 ukończył Uniwersytet w Petersburgu i pozostał na Wydziale Matematyki Czystej i Stosowanej, aby przygotować się do profesury.

Do wiosny 1913 Friedman studiował matematykę - prowadził zajęcia praktyczne w Instytucie Kolejarzy (1910-1914), wykładał w Instytucie Górnictwa (1912-1914). A wiosną 1913 r., po zdaniu egzaminów mistrzowskich, poszedł do pracy w Obserwatorium Aerologicznym Rosyjskiej Akademii Nauk w Pawłowsku pod Petersburgiem i zaczął studiować metody obserwacji atmosfery, meteorologię dynamiczną.

Kiedy rozpoczęła się I wojna światowa, Aleksander Aleksandrowicz dołączył do ochotniczego oddziału lotniczego. Był zaangażowany w organizację obserwacji lotniczych i tworzenie specjalnej służby lotniczej na frontach północnym i południowo-zachodnim, osobiście brał udział w operacjach rozpoznawczych, ucząc się latania samolotem. Później Fridman został zaproszony do nauczania w szkole lotników w Kijowie. Od 1917 wykładał na Uniwersytecie Kijowskim, następnie przeniósł się do Moskwy, a stamtąd do Piotrogrodu.

13 kwietnia 1918 r. Aleksander Aleksandrowicz został wybrany na stanowisko profesora nadzwyczajnego na Wydziale Mechanicznym Uniwersytetu Permskiego. Z powodu braku nauczycieli musiał prowadzić zajęcia z geometrii różniczkowej i fizyki. Dogłębne badanie tych dyscyplin wkrótce pomogło Friedmanowi zbliżyć się do odkrycia jego życia - teorii rozszerzania się wszechświata.

W maju 1920 Alexander Fridman bierze urlop naukowy i wyjeżdża do Piotrogrodu. Od 1920-1925 - Starszy fizyk, kierownik biura matematycznego, dyrektor GPO (St. Petersburg), profesor na wielu uniwersytetach w Petersburgu (uniwersytet, instytut inżynierów kolejowych, instytut politechniczny, akademia morska).

Aktywność naukowa Friedmana koncentrowała się głównie w dziedzinie meteorologii teoretycznej i hydrodynamiki. Zajmował się również zastosowaniem teorii procesów fizycznych w atmosferze w lotnictwie. Dużo wysiłku poświęcono poszukiwaniu wzorców procesów zachodzących w atmosferze ziemskiej, które decydują o pogodzie. Pierwsze niestatyczne rozwiązania równań Einsteina uzyskane przez niego w latach 1922–1924 w badaniach relatywistycznych modeli Wszechświata zapoczątkowały rozwój teorii Wszechświata niestacjonarnego. Naukowiec badał niestacjonarne jednorodne modele izotropowe z przestrzenią o dodatniej krzywiźnie wypełnioną materią pyłopodobną (przy zerowym ciśnieniu). Friedman odkrył rodzaje zachowania takich modeli, na które pozwalają równania grawitacji, a model stacjonarnego Wszechświata Einsteina okazał się przypadkiem szczególnym. Obalił się pogląd, że ogólna teoria względności wymaga założenia skończoności przestrzeni. Wyniki Friedmana wykazały, że równania Einsteina nie prowadzą do unikalnego modelu wszechświata, niezależnie od stałej kosmologicznej. Z modelu jednorodnego izotropowego Wszechświata wynika, że ​​gdy się rozszerza, należy zaobserwować przesunięcie ku czerwieni proporcjonalne do odległości. Potwierdził to w 1929 r. E.P. Hubb na podstawie obserwacji astronomicznych: linie widmowe w widmach galaktyk okazały się przesunięte na czerwony koniec widma.

Alexander Fridman urodził się w 1959 roku w Rydze. Fridman zdobył wykształcenie w Instytucie Politechnicznym w Rydze, specjalizując się w automatyce i technologii komputerowej. Tak więc, otrzymawszy zawód inżyniera serwisu, Aleksander zaczął pracować, a od 1988 r. Wszedł do tak zwanego ruchu spółdzielczego, zakładając własną firmę.

Później w jednym z wywiadów Friedman powiedział, że nigdy nie był specjalnie zainteresowany konsultingiem, ale gdy w firmie, w której pracował, pojawiały się trudności, prawie zawsze znajdował właściwe rozwiązanie. Później Aleksander zaczął pomagać swoim przyjaciołom i znajomym i wkrótce był prawie pewien, że wymyślił nowy rodzaj działalności. Zdziwienie Friedmana nie miało granic, gdy dowiedział się, że ten obszar – i to był konsulting – został odkryty w XIX wieku. Tak więc, łatwo rezygnując z prymatu otwierania nowego biznesu, Friedman postanowił jednak studiować nową naukę. Bardzo szybko zdecydował się na najbliższy mu kierunek – okazało się, że jest to doradztwo antykryzysowe. Warto zauważyć, że nawet Friedman nie odszedł daleko od swojego głównego zawodu – będąc nastawicielem, kontynuował w istocie tę samą czynność, „dostrajając” teraz nieco inne przedmioty. Właściwie zaczął zajmować się konsultingiem od 1993 roku.

Ogólnie rzecz biorąc Friedman konsekwentnie uczęszczał na kilka zaawansowanych kursów szkoleniowych, w tym studia w Niemczech (Niemcy), Francji (Francja) i Polsce (Polska). Następnie jego głównym celem w konsultingu było Zarządzanie rozwojem organizacyjnym.

Do tej pory Alexander Fridman zorganizował już ponad 100 własnych projektów; pracuje w takich segmentach biznesowych jak Produkcja, Bankowość i Finanse, Sieć Detaliczna i Detaliczna, Ubezpieczenia oraz w kilku innych obszarach.

Klientami Friedmana są: Norilsk Nickel, ROSNO, Salym Petroleum, Ilim Group OJSC, Lukoil Overseas Service, SAVAGE, MIR KNIGI, ABAMET, UPS – Rosja, „ASCON, ACCORD POST, Corporation YUGRANEFT, AVTOVAZ, Aeronavigation of the North of Syberia, South Ural Systemy Kontroli Technicznej, Kawiarnia, MUZTORG, EXTROBANK, MDM-Bank, "DIATEK", "CD COM" i wiele innych.

"Nie udaję, że jestem innowacyjny, nie odrzucam też wszystkich innych systemów, koncepcji i prac. Na szczęście zarządzanie wciąż nie ma jednego alfabetu, trzech praw Newtona ani, powiedzmy, układu okresowego pierwiastków" - mówi seminaria Alexander. , szkolenia i coaching rozwijałem swój system Punktami odniesienia była zarówno bezpośrednia reakcja studentów jak i realizacja projektów optymalizacji systemów ładu korporacyjnego Zawsze interesowało mnie - wybaczcie moim klientom - praktyczne zastosowanie zasad, które sformułowali."

Fridman Aleksander Aleksandrowicz
Urodzony: 4 czerwca (16), 1888 r.
Zmarł: 16 września 1925 (37 lat).

Biografia

Aleksandra Aleksandrowicza Fridmana (4 czerwca (16), 1888 r., Petersburg - 16 września 1925 r., Leningrad) - wybitny rosyjski i radziecki matematyk, fizyk i geofizyk, twórca teorii Wszechświata niestacjonarnego, prorektor ( 1919-1920), dziekan Wydziału Fizyki i Matematyki (1919) Perm University. Syn kompozytora A. A. Fridmana.

Urodzony 16 czerwca 1888 w Petersburgu w rodzinie absolwenta Konserwatorium Petersburskiego (wówczas studenta i artysty trupy baletowej), kompozytora Aleksandra Aleksandrowicza Fridmana (1866-1909) i nauczyciela gry na fortepianie ( w tym czasie także studentki konserwatorium Ludmiła Ignatiewna Fridman (z domu Voyachek, 1869-1953). Dziadek ze strony matki, Ignacy Kasparowicz Wojaczek (1825-1916), był organistą i dyrygentem Cesarskiego Teatru Maryjskiego. W 1897 r., gdy przyszły naukowiec miał 9 lat, jego rodzice rozstali się, a później wychowywał się w nowej rodzinie ojca, a także w rodzinach dziadka – asystenta lekarskiego Sądu Okręgowego i Wojewódzkiego sekretarz Aleksander Iwanowicz Fridman (1839-1910) i ciotka, pianistka Maria Aleksandrowna Fridman (A. A. Fridman wznowił stosunki z matką dopiero na krótko przed śmiercią).

Uczył się w II gimnazjum w Petersburgu. W latach gimnazjalnych i studenckich lubił astronomię. W październiku 1905 Friedman wraz ze swoim kolegą z klasy Yakovem Tamarkinem wysłał swoją pierwszą pracę matematyczną do jednego z wiodących czasopism naukowych w Niemczech „Roczniki Matematyczne” („Mathematische Annalen”); artykuł o liczbach Bernoulliego został opublikowany w 1906 roku. W czasie rewolucji 1905 r. brał udział w działalności politycznej, był członkiem Komitetu Centralnego Północnej Socjaldemokratycznej Organizacji Szkół Średnich w Petersburgu, drukował odezwy na hektografie. Kolega Fridmana (w gimnazjum, później na uniwersytecie i studiach podyplomowych) i przyjaciel był Ya. V. I. Smirnov studiował klasę starszego, w przyszłości także matematyka, akademika Akademii Nauk ZSRR, autora popularnego pięciotomowego Kursu Matematyki Wyższej.

Po ukończeniu gimnazjum ze złotym medalem Fridman w 1906 wstąpił na wydział matematyczny Wydziału Fizyki i Matematyki Uniwersytetu w Petersburgu, który ukończył w 1910 roku. Został na Wydziale Matematyki Czystej i Stosowanej pod kierunkiem prof. V. A. Steklov przygotować się do profesury. Do wiosny 1913 Friedman studiował matematykę, prowadził także zajęcia praktyczne w Instytucie Kolejarzy oraz wykładał w Instytucie Górnictwa. Fridman i Tamarkin, jeszcze jako studenci, uczęszczali regularnie na zajęcia koła nowej fizyki teoretycznej, zorganizowane w 1908 r. przez przybyłego niedawno z Niemiec PS Ehrenfesta, którego Friedman uważał, podobnie jak Steklov, za jednego ze swoich nauczycieli.

W 1913 wstąpił do Obserwatorium Aerologicznego w Pawłowsku pod Petersburgiem i zaczął studiować meteorologię dynamiczną (obecnie ta dziedzina nauki nazywa się hydrodynamiką geofizyczną). Wiosną 1914 r. został wysłany w podróż służbową do Lipska, gdzie mieszkał wówczas słynny norweski meteorolog Wilhelm Freeman Koren Bjerknes (1862-1951), twórca teorii frontów w atmosferze. Latem tego roku Friedman latał na sterowcach, biorąc udział w przygotowaniach do obserwacji zaćmienia Słońca w sierpniu 1914 roku.

Wraz z wybuchem I wojny światowej Friedman zgłosił się na ochotnika do jednostki lotniczej. W latach 1914-1917 brał udział w organizacji służby lotniczo-aerologicznej na frontach północnych i innych, był pilotem doświadczalnym, uczestniczył w wypadach bojowych, bombardował Przemyśl, prowadził rozpoznanie lotnicze. Friedman – rycerz św. Jerzego, został odznaczony złotą bronią oraz Orderem św. Włodzimierza z mieczami i łukiem. Sporządza tabele precyzyjnego bombardowania i sprawdza je w walce.

W latach 1916-1917 chorąży Fridman przebywał w Kijowie, gdzie wykładał w Wojskowej Szkole Pilotów Obserwacyjnych, prowadził kursy nawigacji lotniczej i przyrządów lotniczych, a także kierował Centralną Stacją Żeglugi Powietrznej. Organizuje służbę meteorologiczną na froncie oraz naprawę przyrządów nawigacji lotniczej w jednostkach wojska w terenie. E. Palen, w przyszłości znany astronom, służył w oddziale lotniczym we Lwowie i Kijowie pod dowództwem Fridmana.

W Kijowie Friedman wygłosił kilka próbnych wykładów na Uniwersytecie św. Vladimira, niezbędnego do uzyskania tytułu Privatdozenta, a także brał udział w działalności Kijowskiego Towarzystwa Fizyki i Matematyki, stając się jego pełnoprawnym członkiem.

Friedman jako pierwszy w Rosji zrozumiał potrzebę stworzenia krajowego przemysłu przyrządów lotniczych. W latach wojny i zniszczeń urzeczywistnił tę ideę, stając się twórcą i pierwszym dyrektorem fabryki Aviapribor w Moskwie (czerwiec 1917).

Od kwietnia 1918 do 1920 - profesor Wydziału Mechanicznego nowo utworzonego (najpierw jako filia Piotrogrodzkiego) Uniwersytetu Permskiego.

Od 15 sierpnia do 30 września 1919 Fridman był dziekanem Wydziału Fizyki i Matematyki Uniwersytetu w Permie. W 1920 r. utworzył na wydziale trzy katedry i dwa instytuty (geofizyczny i mechaniczny).

Od lipca 1919 do maja 1920 (jednocześnie z obowiązkami dziekana) - prorektor ds. gospodarczych Uniwersytetu Permskiego.

W czerwcu 1918 r. Fridman został jednym z organizatorów Permskiego Towarzystwa Fizyczno-Matematycznego (które liczyło ok. 60 osób), został jego sekretarzem i zorganizował publikację prac Towarzystwa. Od wiosny do połowy sierpnia 1919 został wysłany do Jekaterynburskiego Obserwatorium Magnetyczno-Meteorologicznego.

W maju 1920 wrócił do Piotrogrodu. 12 lipca 1920 został nauczycielem na Wydziale Matematyki i Mechaniki Uniwersytetu, pracował w Głównym Obserwatorium Fizycznym (od 1924 - Głównym Obserwatorium Geofizycznym im. w Katedrze Aerodynamiki Stosowanej, wykładał na nowo utworzonym Wydziale Łączności Lotniczej Instytutu łączności inżynierów. 2 sierpnia 1920 został wybrany profesorem mechaniki teoretycznej na Wydziale Fizyki i Mechaniki Piotrogrodzkiego Instytutu Politechnicznego. Ponadto Fridmana przyciągnął AN Kryłow, szef Akademii Marynarki Wojennej, aby uczyć jako adiunkt na wydziale mechaniki akademii. Friedman pracuje również w Komisji Atomowej Państwowego Instytutu Optycznego, gdzie oblicza modele atomów wieloelektronowych i prowadzi badania niezmienników adiabatycznych.

Od 1923 był redaktorem naczelnym Journal of Geophysics and Meteorology. Od lipca do września 1923 r. Friedman odbywał służbową podróż zagraniczną do Niemiec i Norwegii. Kolejny wyjazd za granicę, do Holandii i Niemiec, odbył się w kwietniu-maju 1924 r.

5 lutego 1925, krótko przed śmiercią, Friedman został mianowany dyrektorem Głównego Obserwatorium Geofizycznego.

Podczas podróży poślubnej z młodą żoną przez Krym w lipcu-sierpniu 1925 r. Friedman zachorował na tyfus. Zmarł w Leningradzie na niezdiagnozowany dur brzuszny z powodu nieprawidłowo wykonanych zabiegów medycznych 16 września 1925 r. Według samego Friedmana zaraził się tyfusem, prawdopodobnie jedząc niemytą gruszkę kupioną na jednej ze stacji kolejowych w drodze z Krymu do Leningradu. Został pochowany na smoleńskim cmentarzu prawosławnym.

Według niektórych źródeł w 1931 r. Fridman został pośmiertnie odznaczony Nagrodą V. I. Lenina, wiarygodność tego jest kwestionowana.

Osiągnięcia naukowe

Główne prace Friedmana poświęcone są zagadnieniom meteorologii dynamicznej (teoria wirów atmosferycznych i porywistych wiatrów, teoria nieciągłości w atmosferze, turbulencje atmosferyczne), hydrodynamiki płynów ściśliwych, fizyce atmosfery i kosmologii relatywistycznej. W lipcu 1925 r. w celach naukowych poleciał balonem wraz z pilotem P.F. zaczął prowadzić na uniwersytecie kurs rachunku tensorowego jako część wprowadzającą do kursu ogólnej teorii względności. W 1923 roku ukazała się jego książka The World as Space and Time (ponownie opublikowana w 1965), wprowadzająca nową fizykę do ogółu społeczeństwa.

Friedman zyskał światową sławę tworząc modele wszechświata niestacjonarnego, w którym przewidział w szczególności ekspansję wszechświata. Niestacjonarne rozwiązania równań Einsteina uzyskane przez niego w latach 1922-1924 w badaniach relatywistycznych modeli Wszechświata położyły podwaliny pod rozwój teorii Wszechświata niestacjonarnego. Naukowiec badał niestacjonarne jednorodne modele izotropowe z przestrzenią, najpierw o krzywiźnie dodatniej, a potem ujemnej, wypełnioną materią pyłopodobną (przy zerowym ciśnieniu). Niestacjonarność rozważanych modeli opisuje zależność promienia krzywizny i gęstości od czasu, a gęstość zmienia się odwrotnie proporcjonalnie do sześcianu promienia krzywizny. Friedman odkrył rodzaje zachowania takich modeli, na które pozwalają równania grawitacji, a model stacjonarnego Wszechświata Einsteina okazał się przypadkiem szczególnym. Friedman obalił w ten sposób pogląd, że ogólna teoria względności wymaga skończonej przestrzeni. Wyniki Friedmana wykazały, że równania Einsteina nie prowadzą do unikalnego modelu wszechświata, niezależnie od stałej kosmologicznej. Z modelu jednorodnego izotropowego Wszechświata wynika, że ​​gdy się rozszerza, należy zaobserwować przesunięcie ku czerwieni proporcjonalne do odległości. Potwierdził to w 1929 r. Edwin Hubble na podstawie obserwacji astronomicznych: linie widmowe w widmach galaktyk zostały przesunięte na czerwony koniec widma. Teoria Friedmanna początkowo spotkała się z silnym sprzeciwem Einsteina, ale później Einstein przyznał się do nieważności swojego modelu wszechświata, nazywając stałą kosmologiczną (wprowadzoną do równań jako środek do utrzymania stacjonarności wszechświata) „największym błędem naukowym”. Możliwe jednak, że Einstein pomylił się w tym przypadku: odkryto teraz ciemną energię, której właściwości można opisać w modelu stałą kosmologiczną Einsteina, choć bez zakładanej stacjonarności.

Rodzina

Pierwsza żona (od 1911 r.) - Ekaterina Pietrowna Fridman (z domu Dorofeeva).

Drugą żoną (od 1923 r.) jest Natalya Evgenievna Fridman (z domu Malinina), późniejszy doktor nauk fizycznych i matematycznych, dyrektor leningradzkiego oddziału Instytutu Magnetyzmu Ziemskiego, Jonosfery i Propagacji Fal Radiowych Akademii Nauk ZSRR. Ich syn - Aleksander Aleksandrowicz Fridman (1925-1983) - urodził się po śmierci ojca.

Wybrane prace

Fridman A. A. O krzywiźnie przestrzeni. Fiz. 10 (1922), s. 377-386.
Fridman A. A. Doświadczenie w hydromechanice płynu ściśliwego / Wyd. N. E. Kochina, z dodatkiem. Sztuka. B. I. Izvekova, I. A. Kibelya, N. E. Kochina. - L.; M.: ONTI Gos. teoria tech. wydawnictwo, 1934. - 370 s.
Fridman A. A. Mir jako przestrzeń i czas. Druga edycja. - M.: Nauka, 1965.
Fridman A. A. Wybrane prace. Pod redakcją LS Polaka. M.: Nauka, 1966. Seria: Klasyka nauki. Sekcje zbiorcze: hydromechanika płynu ściśliwego; meteorologia dynamiczna i fizyka atmosfery; kosmologia relatywistyczna; listy; notatki; biografia; bibliografia.

„Wody, w które wchodzę, nigdy nie zostały przekroczone” Alexander Friedman i początki współczesnej kosmologii

Dziewięćdziesiąt lat temu rosyjski fizyk Alexander Friedman przewidział, że wszechświat może się rozszerzać lub kurczyć z przyspieszeniem lub spowolnieniem, a nawet może narodzić się z „niczego”. Te rewolucyjne idee naukowe początkowo spotkały się z krytyką i niezrozumieniem ze strony Alberta Einsteina, a już sześć lat po śmierci Friedmanna twórca teorii względności uznał go za rację i stał się jego gorącym zwolennikiem.

Friedman zmarł wcześnie - w wieku 37 lat. Być może dlatego tytuł odkrywcy rozszerzającego się wszechświata przypisywano na przemian Georgesowi Lemaitre'owi lub Edwinowi Hubble'owi. Najnowsze obserwacje astronomiczne potwierdziły słuszność jednego z przewidywanych przez Friedmana scenariuszy ewolucji Wszechświata, dlatego tak ważne jest dziś przypomnienie priorytetu naszego rodaka w tym wielkim odkryciu

W 1922 roku fizyk z Piotrogrodu Alexander Friedman odkrył, że równania ogólnej teorii względności Einsteina dopuszczają nie tylko rozwiązania statyczne, ale także dynamiczne. W konsekwencji wyprowadza dwa równania różniczkowe (obecnie równania Friedmanna) opisujące trzy możliwe scenariusze rozwoju wszechświata. Według nich Wszechświat może się kurczyć, rozszerzać, zapadać, a nawet powstawać z punktu (jak mówią fizycy, z osobliwości). W 1924 Friedman zaproponował kolejny rewolucyjny pomysł dotyczący możliwości istnienia dynamicznego wszechświata o ujemnej krzywiźnie, a więc nieskończonego w objętości i nieograniczonego w przestrzeni.

Kilkadziesiąt lat później obserwacje kosmosu potwierdziły, że jeden z trzech scenariuszy rozwoju kosmosu, zaproponowany przez Friedmana w latach 1922-1924, okazał się prawdziwy. Trzech amerykańskich astronomów, którzy odkryli przyspieszoną ekspansję Wszechświata, zostało uhonorowanych Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki za 2011 rok. W uzasadnieniu wagi tego odkrycia Królewska Szwedzka Akademia Nauk odwołuje się do pracy Friedmana (Podstawy naukowe dotyczące Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki). , 2011), ale jednocześnie mocno wypacza istotę jego wkładu.

Niestety, niezrozumienie i zaprzeczenie od samego początku towarzyszyły kosmologicznym ideom Friedmana, bezbłędnie sformułowanym z matematycznego punktu widzenia. Ale czas stawia wszystko na swoim miejscu...

Ogólna teoria względności: Einstein kontra De Sitter

Ogólna teoria względności sugeruje, że oddziaływanie grawitacyjne między ciałami fizycznymi powstaje w wyniku krzywizny przestrzeni spowodowanej przez znajdujące się w niej masy. Jej podstawowe równania wiążą krzywiznę przestrzeni, opisaną za pomocą tensora czwartego rzędu (trzy współrzędne przestrzenne i czas), z rozkładem i strumieniami masy materii. Matematycznie ogólna teoria względności jest układem nieliniowych równań różniczkowych cząstkowych i dlatego jej rozwiązanie analityczne można znaleźć tylko dla kilku najprostszych przypadków.

Pierwsze takie rozwiązanie, znalezione przez niemieckiego astronoma i fizyka Karla Schwarzschilda w 1916 roku, opisuje pole grawitacyjne wokół masywnych ciał, takich jak Słońce, w szczególności ruch planet i propagację światła słonecznego. Ograniczającym przypadkiem tego rozwiązania jest kolaps grawitacyjny prowadzący do powstania czarnych dziur.

Zakrzywienie przestrzeni przez znajdujące się w niej masy można wyraźnie zademonstrować dla przypadku dwuwymiarowego. Kula to powierzchnia, dwuwymiarowa przestrzeń o dodatniej krzywiźnie. Odległość między dwoma punktami na nim jest większa niż odległość między dwoma punktami na płaszczyźnie o tych samych współrzędnych przestrzennych, a suma kątów trójkąta jest większa niż 180 stopni. Poniżej pokazano powierzchnię z krzywizną ujemną - suma kątów trójkąta w tym przypadku jest mniejsza niż 180°, ale odległość między punktami, tak jak w pierwszym przypadku, jest większa niż dla przypadku płaskiego. Jeśli przestrzeń ma krzywiznę dodatnią, to jej objętość jest skończona, jest zamknięta sama w sobie, ale jest nieograniczona. Jeśli jest ujemna, jest otwarta, a jej objętość jest nieskończona.
Krzywizna trójwymiarowej przestrzeni jest trudniejsza do wizualizacji. Jeśli narysujesz siatkę współrzędnych w przestrzeni, wpływ masy doprowadzi do jej zniekształcenia. Ciało, które poruszałoby się w niezakrzywionej przestrzeni wzdłuż prostych linii siatki, będzie również poruszało się wzdłuż tych linii w zakrzywionej przestrzeni, ale teraz nie będą już proste.

Wkrótce przed fizykami pojawiło się pytanie: czy ogólna teoria względności może opisać sam Wszechświat? Dla uproszczenia obliczeń sformułowano następującą podstawową zasadę kosmologiczną: Wszechświat jest jednorodny (tj. każdy obserwator widzi podobny obraz) i izotropowy (Wszechświat jest taki sam w każdym kierunku). Wysunięto mniej ważne założenia: gęstość materii jest taka sama we wszystkich punktach przestrzeni, prędkości poruszających się ciał są znikome w porównaniu z prędkością światła oraz że nie ma interakcji między ciałami poza oddziaływaniem grawitacyjnym.

Rzeczywiście, gdziekolwiek astronomowie skierują swoje teleskopy, zawsze widzą podobny obraz. Ponadto najwyższe znane wówczas prędkości gwiazd względem Słońca nie przekraczały 5 km/s.

W lutym 1917 roku Einstein znalazł pierwsze z takich kosmologicznych rozwiązań: w jego modelu Wszechświat przedstawiony jest jako trójwymiarowa hipersfera o stałym promieniu krzywizny, który nie zmienia się w czasie. Aby zapobiec zapadaniu się Wszechświata pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego, Einstein wprowadza do swoich równań jeszcze jeden wyraz o współczynniku Λ, zwanym stałą kosmologiczną. Na podstawie znanych wówczas danych astronomicznych jego teoria oszacowała promień wszechświata na 800 milionów lat świetlnych.

Einsteinowi wydaje się, że cel został osiągnięty. Ale drugie rozwiązanie kosmologiczne, znalezione przez holenderskiego astronoma Willema de Sittera zaledwie miesiąc później, działa na Einsteina jak zimny prysznic. Wszechświat de Sittera jest również statyczny, ale w nim każdego obserwatora otacza swego rodzaju „horyzont”, w którym czas zwalnia, a nawet zatrzymuje się. Ponadto w tym modelu Wszechświata nie „przewidziano” takich rzeczywistości jak materia i promieniowanie.

Ze względu na tę ostatnią okoliczność Einstein uznaje model de Sittera za niedopuszczalny, ponieważ jest on sprzeczny z zasadą Ernsta Macha, która głosi, że bezwładność i bezwładność (stąd zasady ogólnej teorii względności oparte na bezwładnościowych własnościach materii) nie mogą istnieć bez materii. Model de Sittera miał jednak jedną ważną zaletę: gdy czas zwalnia, na „horyzoncie” pojawia się efekt pseudo-dopplera, za pomocą którego można by wyjaśnić przesunięcie ku czerwieni linii w widmie odległych galaktyk. , odkryty w 1914 roku przez amerykańskiego astronoma Westo Slifera (obserwatorium Lowell, Arizona).

De Sitter oszacował promień wszechświata na 4,5 miliona lat świetlnych. Ale nawet wtedy ta liczba wydawała się niemożliwie mała, ponieważ istniejący wówczas teleskop amerykańskiego Obserwatorium Mount Wilson był w stanie rozróżnić obiekty znajdujące się w odległości nawet 150 milionów lat świetlnych!

KRÓTKIE, PEŁNE ŻYCIE

Większość życia Aleksandra Fridmana spędził w Petersburgu, gdzie się urodził i wychował. Tutaj ukończył gimnazjum w rewolucyjnym roku 1905, aw 1906 wstąpił na wydział matematyczny uniwersytetu. Jego rozprawą kieruje przyszły akademik Władimir Andriejewicz Stekow. Do końca życia Friedman zwracał się do niego w swoich listach w następujący sposób: „Głęboko szanowany i drogi Władimir Andriejewicz”. Będąc jeszcze studentem ostatnich kursów i po ukończeniu uniwersytetu uczęszcza na domowe seminaria wiedeńczyka Paula Ehrenfesta, który w 1907 r. przeniósł się z żoną Rosjanką do Petersburga. Po ukończeniu uniwersytetu w 1910 roku Friedman zajmował się fizyką matematyczną, głównie w zastosowaniach w aerodynamice i meteorologii. Jego mentorem jest słynny meteorolog książę B. B. Golicyn. W 1912 roku Fridman poślubia Jekaterinę Dorofeevę, która towarzyszy mu we wszystkich jego podróżach do 1924 roku.
I wojna światowa, która rozpoczęła się w sierpniu 1914 roku, przerwała jego studia naukowe, a Friedman zgłosił się na ochotnika na front austriacki, gdzie służył w lotnictwie jako instruktor balistyki. Opracowuje tabele celowanych bombardowań, bierze udział w lotach rozpoznawczych. Za odwagę podczas walk Fridman został odznaczony Krzyżem św. Jerzego i awansowany na oficera.
Po rewolucji lutowej w Rosji na prowincjach powstały nowe uniwersytety, a Fridman w 1918 r., z polecenia Stekłowa, otrzymał pierwszą profesurę w Permie. Tam uczy kilku dyscyplin stosowanych. W 1919 został ewakuowany wraz z humanitarną częścią uniwersytetu wraz z wycofującą się armią Kołczaka, ale wkrótce zmienił zdanie i zawrócił do Jekaterynburga.
W 1920 roku Fridman wrócił do Piotrogrodu i rozpoczął pracę w obserwatorium geofizycznym, a pięć lat później został jego dyrektorem. Jego główne zainteresowania w tym czasie koncentrowały się na aerodynamice i teorii turbulencji. Równolegle wykłada również mechanikę w Piotrogrodzkim Instytucie Politechnicznym i interesuje się ogólną teorią względności i teorią kwantową. W 1924 r. Friedman wygłosił prezentację na Pierwszym Międzynarodowym Kongresie Mechaniki w Delft (Holandia), jego pracą interesowali się Levi-Civita, Courant i inni najlepsi matematycy europejscy. Bierze czynny udział w przygotowaniu dzieł zebranych niedawno zmarłego akademika A. M. Lapunowa. O naukowym entuzjazmie i energii Friedmana świadczy fakt, że w lipcu 1925 uczestniczy on w ryzykownym locie balonem stratosferycznym w celu zebrania danych o stanie atmosfery na dużych wysokościach. Po osiągnięciu wysokości 7400 metrów on i pilot Fedoseenko są bliscy śmierci z powodu braku tlenu. Niezwykle ciekawe są wspomnienia obu uczestników tego lotu, opublikowane po śmierci Friedmana w czasopiśmie I Want to Know Everything.
W Rosji dobrze znana była szczególna teoria względności, która pojawiła się w 1905 roku. Ale artykuł Einsteina, napisany w 1915 roku, w którym sformułował zasady ogólnej teorii względności, dotarł do rosyjskich naukowców z opóźnieniem z powodu I wojny światowej. Wkrótce po zakończeniu wojny doniesienia o tej teorii oraz obserwacje Arthura Eddingtona dotyczące zaćmienia Słońca w maju 1919 r., potwierdzające zaćmienie Słońca, w końcu dotarły do ​​Rosji i zostały entuzjastycznie przyjęte przez społeczność naukową.
Od 1921 r. wznowiono dostarczanie europejskich publikacji naukowych do Rosji, a rosyjscy naukowcy mają dostęp do niezbędnej literatury. Ponadto cenne informacje na temat nowej teorii przyniósł do Piotrogrodu fizyk Wsiewołod Frederiks, który faktycznie wiedział o tym z pierwszej ręki. W czasie wojny był internowany w Niemczech jako „więzień cywilny”. Za pozwoleniem władz niemieckich Fredericks pracował w Getyndze jako asystent Davida Hilberta, który na początku 1916 r. formułował równania ogólnej teorii względności niezależnie od Einsteina i był bardzo zaznajomiony z ich zasadami.
W ścisłej współpracy z Frederiksem Friedmanem tworzy swoje fundamentalne prace z ogólnej teorii względności.
Niestety w tym momencie kończy się życie Aleksandra Fridmana – we wrześniu 1925 roku po powrocie z Krymu zachorował na tyfus, a po dwóch tygodniach walki z chorobą umiera w wieku 37 lat.

A jednak model de Sittera przez długi czas pozostawał w centrum uwagi kosmologów. W pracach Felixa Kleina, Corneliusa Lanczosa i Georgesa Lemaitre'a rozważano jego warianty w zależności od wyboru układu współrzędnych: w postaci świata sferycznego (przestrzeni czasoprzestrzeni) o stałej dodatniej krzywiźnie lub nawet płaskiego świata o wykładniczo narastającej skala przestrzeni. A w latach 1923-1924. oszacowanie przesunięcia spektralnego w modelu de Sittera poprawili Hermann Weyl i Ludwik Silberstein.

Wszystkie te idee były szeroko dyskutowane aż do 1930 roku. Uczestnicy dyskusji praktycznie nie zauważyli zupełnie nowej, rewolucyjnej idei, wprowadzonej przez przybysza z dalekiego rewolucyjnego Piotrogrodu.

Wszechświat Friedmanna: trzy scenariusze ewolucji

W swoim pierwszym artykule, datowanym na 29 maja 1922 r., Friedman odwołuje się do opisanej powyżej pracy Einsteina i de Sittera. Ale zamiast wybierać między dwoma modelami statycznymi, rozważa problem znalezienia kosmologicznego rozwiązania równań ogólnej teorii względności z bardziej ogólnych pozycji.

Podobnie jak Einstein, Friedman wyobrażał sobie przestrzeń jako trójwymiarową hipersferę. Jednak w przeciwieństwie do Einsteina rozumiał, że jednorodny i izotropowy wszechświat nie musi być statyczny i że promień krzywizny przestrzeni R może się zmieniać w czasie. W tym przypadku istnieją dwie klasy rozwiązań równań ogólnej teorii względności - statyczne i dynamiczne. Do tych pierwszych należą modele Einsteina i de Sittera; do drugiego - Friedman, który dochodzi do dwóch równań różniczkowych zwyczajnych dla promienia krzywizny w funkcji czasu.

W tym przypadku promień krzywizny uzyskuje się odwracając pewną całkę eliptyczną, czyli rozwiązując równanie względem R:

W tym wyrażeniu R 0 to aktualny promień wszechświata, a t 0 to „czas, który upłynął od stworzenia świata” (według własnych słów Friedmana).

Stała kosmologiczna Λ, podobnie jak Einsteina, wchodzi w równania Friedmanna, ale pełni rolę niezależnego parametru, który należy określić empirycznie. Okazuje się, że w zależności od relacji między Λ a średnią gęstością materii we Wszechświecie istnieją trzy główne scenariusze ewolucji Wszechświata.

Jeżeli stała kosmologiczna Λ jest większa niż pewna wartość krytyczna zależna od gęstości materii, to Wszechświat powstaje z osobliwości(punkty), gdzie jego promień wynosi zero. Po pewnym czasie gwałtowna ekspansja początkowa zwalnia, a od pewnego momentu faza ekspansji rozpoczyna się wraz z przyspieszeniem, kiedy promień Wszechświata R(t) rośnie wykładniczo w czasie. Friedman nazywa ten scenariusz „monotonicznym światem pierwszego rodzaju” (M1). Jego cechą charakterystyczną jest szczególny punkt przejścia z fazy zwalniania do fazy przyspieszania.

Matematyczne sformułowanie ogólnej teorii względności opiera się na geometrii riemannowskiej lub geometrii przestrzeni o dowolnej metryce.
Metryka przestrzenna to funkcja, której można użyć do określenia odległości między dwoma nieskończenie bliskimi punktami. Na przykład dla płaszczyzny euklidesowej definiuje się ją jako dr2=dx2+dy2, a dla powierzchni dwuwymiarowej kuli o promieniu R - dr 2 \u003d R 2 (dθ 2 + sin 2 θ dφ 2), gdzie θ (szerokość geograficzna) i φ (długość geograficzna) – współrzędne kątowe na kuli. Podobnie definiuje się metrykę kuli trójwymiarowej: promień kuli (R) można uznać za promień krzywizny przestrzeni. W modelu Einsteina promień R jest stały, natomiast w modelu Friedmanna jest zależny od czasu.

Jeśli stała kosmologiczna jest mniejsza niż ta sama wartość krytyczna, możliwe są dwa scenariusze. Dla dodatniej wartości Λ Wszechświat w chwili początkowej ma skończony promień, a potem rozszerza się nieskończenie z przyspieszeniem. Friedman nazwał ten scenariusz "monotonicznym światem drugiego rodzaju" (M2).

Szczególnie interesujący jest inny scenariusz: można go również zrealizować z ujemną wartością stałej kosmologicznej. W tym przypadku wszechświat wyłania się z osobliwości, a następnie rozszerza się. Tempo ekspansji stale spada i po pewnym czasie zaczyna kurczyć się w coraz szybszym tempie, aż zapadnie się z powrotem w osobliwość.

Czas życia takiego świata jest skończony, a jego istnienie kończy się wydarzeniem wprost przeciwnym do Wielkiego Wybuchu - Wielkim Upadkiem. Friedman nazwał taki świat okresowym, ponieważ proces rozszerzania się i zapadania może zachodzić nieskończenie wiele razy. Friedman oszacował ten okres na 10 miliardów lat świetlnych, co jest zaskakująco bliskie współczesnym szacunkom czasu od Wielkiego Wybuchu.

Friedman opisuje również dwa scenariusze graniczne swojego modelu w przypadku, gdy stała kosmologiczna Λ jest równa wartości krytycznej. W jednym z nich Wszechświat rozszerza się z wyhamowaniem, asymptotycznie zbliżając się do wielkości statycznego modelu Einsteina; w innym zaczyna się od rozmiaru statycznego modelu Einsteina, a następnie „pozostawia” go na nieskończenie długi czas, rozszerzając się wykładniczo.

Friedman i Einstein

W The World as Space and Time, opublikowanym w 1923 roku, Friedman podsumowuje swoje wyniki, mówiąc o Wielkim Wybuchu w całkowicie nowoczesnych terminach: „Zmienny typ wszechświata przedstawia wielką różnorodność przypadków; dla tego typu możliwe są przypadki, gdy promień krzywizny świata, zaczynając od pewnej wartości, stale rośnie z czasem; możliwe są dalsze przypadki, gdy promień krzywizny zmienia się okresowo: Wszechświat kurczy się do punktu (do zera), potem znowu z punktu sprowadza swój promień do pewnej wartości, potem znowu, zmniejszając promień swojej krzywizny, zamienia się w punkt itp.

Mimowolnie przywołuje się legendę hinduskiej mitologii o okresach życia, można też mówić o „stworzeniu świata z niczego”, ale na razie wszystko to należy uznać za ciekawostki, których nie da się solidnie potwierdzić przez niewystarczający materiał astronomiczny. Wobec braku wiarygodnych danych astronomicznych bezużyteczne jest podawanie jakichkolwiek liczb charakteryzujących „życie” zmiennego Wszechświata; jeśli jednak zaczniemy liczyć dla ciekawości czas, jaki upłynął od momentu powstania Wszechświata od punktu do jego obecnego stanu, a zatem zaczniemy określać czas, jaki upłynął od stworzenia świata , wtedy otrzymamy liczby w dziesiątkach miliardów naszych zwykłych lat.

W czerwcu 1922 r. Friedmann wysłał rosyjskojęzyczną wersję swojej pracy do Lejdy holenderskiemu fizykowi teoretycznemu Paulowi Ehrenfestowi, który przesłał ją do publikacji w centralnym niemieckim „Dzienniku fizycznym” (Zeitschrift für Physik). Sam Einstein zwraca uwagę na artykuł opublikowany w lipcu 1922 roku, co jednak nie dziwi – wszak Ehrenfest był bliskim przyjacielem twórcy ogólnej teorii względności.

Ocena Einsteina teorii Friedmanna jako „podejrzanej” pokazała, jak nie do zaakceptowania wydawała mu się wówczas idea zmieniającego się wszechświata. Jego zdaniem poprawną teorią było potwierdzenie „oczywistej” stałości kosmosu.

We wrześniu 1922 Einstein wysłał krótką notatkę do Zeitschrift für Physik, sugerując, że Friedmann popełnił błąd matematyczny. W liście z odpowiedzią z grudnia 1922 r. Friedman przedstawia swoje obliczenia bardziej szczegółowo. List ten dociera jednak do adresata dopiero w maju następnego roku, kiedy Einstein wraca z wykładów na całym świecie.

Miesiąc później kolega Friedmana, radziecki fizyk Jurij Aleksandrowicz Krutkow, spotyka się z Einsteinem w domu Ehrenfesta w Lejdzie i udziela ostatecznych wyjaśnień. Natychmiast po tym spotkaniu Einstein publikuje w Zeitschrift für Physik kolejny komunikat, w którym uznaje matematyczne obliczenia Friedmanna za prawidłowe. Co prawda w projekcie zauważa jednak, że „rozwiązanie nie ma fizycznego znaczenia”, ale po namyśle przekreśla tę nieostrożną uwagę.

Niemniej jednak minęło kolejnych osiem lat, zanim Einstein zaakceptował ideę rozszerzającego się wszechświata.

W poszukiwaniu nieskończonego wszechświata

Friedman od początku rozumiał, że geometrii, topologii i kinematyki rzeczywistego wszechświata nie można określić wyłącznie na podstawie równań ogólnej teorii względności i że wybór jednego z kilku możliwych rozwiązań kosmologicznych musi opierać się na obserwacjach astronomicznych.

Przede wszystkim jednak interesowała go idea skończoności wszechświata, już wtedy mocno zakorzeniona w umysłach społeczności fizycznej dzięki autorytecie Einsteina. Dlatego w swoich pracach z lat 1922-23. Friedman twierdzi, że sama lokalna metryka przestrzeni nie może jednoznacznie określić globalnych właściwości (a w szczególności skończoności) Wszechświata. Na początek proponuje raczej spekulatywną konstrukcję algebrotopologiczną nieskończonej przestrzeni z metryką sferyczną.

Konstrukcja topologii algebraicznej została po raz pierwszy zastosowana w kosmologii w 1900 roku przez niemieckiego astronoma Schwarzschilda, a później, w 1917 roku, przez de Sittera pod nazwą przestrzeń eliptyczna(teraz lepiej znany jako prawdziwa przestrzeń rzutowa). W dowolnym wymiarze jest to hipersfera, w której identyfikowane są punkty antypodów. Innymi słowy, jest to przestrzeń wszystkich możliwych kierunków z dowolnego punktu w przestrzeni euklidesowej, mająca jeszcze jeden wymiar.

Ponieważ na hipersferze każde źródło światła jest widoczne z dwóch przeciwnych stron, możliwe jest całkowite ograniczenie się tylko do połowy sfery. Rzeczywista przestrzeń rzutowa w nieparzystych wymiarach (w szczególności w wymiarze trzecim) nie tylko zachowuje metrykę hipersfery, ale jest również orientowana w taki sam sposób, jak sama hipersfera. Ale jego objętość będzie dwa razy mniejsza niż hipersfery, a masa takiego Wszechświata będzie odpowiednio dwa razy mniejsza niż masa sferycznego Wszechświata o tej samej gęstości materii.

Na seminarium Ehrenfest Friedman zapoznał się z teorią pokrycia rozmaitości riemannowskich, którą sformułował na początku XX wieku Henri Poincaré. Zainspirowany tą teorią Friedman proponuje wariant nieskończonej przestrzeni z metryką sferyczną, którą można uzyskać poprzez „pokrycie” hipersfery nieskończoną przestrzenią euklidesową o tym samym wymiarze. W przypadku jednowymiarowym jest to równoznaczne z „pokryciem” skończonego okręgu nieskończoną linią prostą, która jest nieskończenie cienkim i nieskończenie długim nawinięciem okręgu. W tym przypadku okrąg i uzwojenie będą miały tę samą metrykę, ale każdy punkt okręgu będzie „pokryty” nieskończoną liczbą punktów prostej. Jednak w przypadku przestrzeni dwu- i trójwymiarowej procedura ta nie pozwala na uzyskanie przestrzeni poprawnej fizycznie: bieguny hipersfery pozostają w tym przypadku nie „zakryte”, a takiej niejednorodności nie obserwuje się w prawdziwy Wszechświat.

Równolegle Friedman wysuwa kolejny argument przeciwko idei przestrzeni zamkniętej. Na sugestię swojego długoletniego przyjaciela, matematyka Jakowa Tamarkina, zadaje sobie pytanie: czy równania ogólnej teorii względności mają rozwiązania w postaci hiperboloidy o nieskończonej objętości o tej samej ujemnej krzywiźnie w każdym punkcie przestrzeni?

W swoim nowym artykule, opublikowanym w Zeitschrift für Physik w styczniu 1924, podaje dwa takie rozwiązania: statyczne i dynamiczne. Statyczne rozwiązanie dla przestrzeni o ujemnej krzywiźnie, takie jak rozwiązanie de Sittera, wymaga zerowej gęstości materii we Wszechświecie, a zatem nie jest interesujące fizycznie. W przypadku rozwiązania dynamicznego gęstość materii powinna być taka sama jak w przypadku krzywizny dodatniej. Z czego np. wynika, że ​​nie da się określić znaku krzywizny przestrzeni na podstawie pojedynczego pomiaru gęstości materii.

Ten artykuł Friedmana został również zignorowany przez międzynarodową społeczność fizyków, w tym Einsteina.

Śladami Friedmanna: odkrycia Georgesa Lemaitre

Dalszy los teorii Friedmana okazał się daleki od „liniowości”. Wkrótce została ponownie odkryta i wzbogacona o nowe idee, z których główne dotyczyły „ciemnej materii” i „stałej Hubble'a”.

W 1927 belgijski fizyk i ksiądz Georges Lemaitre odkrywa na nowo równania Friedmanna i je rozwiązuje. Znając wyniki Sliphera dotyczące dominacji przesunięcia ku czerwieni w widmie galaktyk, dochodzi do wniosku, że Wszechświat najprawdopodobniej się rozszerza. Dlatego nazywa swoją pracę „O jednorodnym wszechświecie o stałej masie i rosnącym promieniu”. Ale zamiast rozważać wszystkie możliwe scenariusze, wybiera graniczny przypadek monotonicznego świata - M2 według klasyfikacji Friedmana, w którym rozmiar wszechświata powoli rośnie logarytmicznie od promienia Einsteina do nieskończoności. Ten scenariusz, jak się później okazało, nie jest fizycznie spójny.

Z drugiej strony Lemaitre idzie dalej niż Friedmann w innej kwestii, łącząc matematykę z astronomią. Friedman nie wiedział o wynikach Slifera, opublikowanych w 1923 roku, natomiast Lemaitre otrzymał je, jak mówią, z pierwszej ręki: w 1925 dużo podróżował po Ameryce, odwiedzając wszystkie obserwatoria astronomiczne.

Lemaitre dokonuje eleganckiego oszacowania wielkości „przesunięcia ku czerwieni” na podstawie swojej teorii i wyprowadza ważną zależność:

gdzie v to prędkość galaktyki, r- odległość do niego, R jest promień krzywizny przestrzeni i Ṙ jest szybkością zmiany promienia krzywizny.

Ponieważ w modelu Lemaitre'a promień rośnie z czasem niemal wykładniczo, prawa strona równania jest bliska wartości stałej. Oznacza to, że prędkości galaktyk muszą być proporcjonalne do ich odległości przy tym samym stałym współczynniku. Lemaitre porównuje prędkości 42 galaktyk spiralnych obliczonych przez Sliphera z ich odległościami wyznaczonymi przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a i uzyskuje pożądaną stałą, równą 625 km/s/Mpc.

Gdyby Lemaitre wybrał inny scenariusz ekspansji Wszechświata - z osobliwości, mógłby oszacować "czas od stworzenia świata". Ale w rezultacie ocenia tylko to, co może, tj. początkowy promień Wszechświata.

Lemaitre, który opublikował swoje odkrycia w mało znanym czasopiśmie Belgijskiej Akademii Nauk, czekał na los Friedmanna: żaden z luminarzy, nawet jego były nauczyciel Arthur Eddington, nie wykazuje zainteresowania jego pomysłami. Na konferencji w Solvay w 1927 roku Einstein poinformował Lemaitre'a, że ​​Friedmann już wcześniej uzyskał te rozwiązania, a ideę rozszerzającego się wszechświata nazwał „odrażającym” (dosłownie: „obrzydliwym”).

Wielki przełom: Najlepsza godzina Edwina Hubble'a

W 1929 roku Hubble oszacował odległości do 46 galaktyk za pomocą specjalnej techniki, a umieszczając ich prędkości uzyskane przez Slifera na wykresie, w zależności od odległości do nich, stwierdza, że ​​otrzymane punkty leżą dość blisko linii prostej. Nachylenie tej linii, obliczone jako 530 km/s/Mpc (linia ciągła na wykresie), nazywa się stałą Hubble'a.

Na spotkaniu Angielskiego Towarzystwa Astronomicznego w styczniu 1930 r. Eddington i de Sitter przyznali, że model de Sittera nie jest w stanie wyjaśnić odkrytego liniowego związku między odległościami do galaktyk a ich prędkościami. Następnie Lemaitre zwraca uwagę Eddingtona na swoją pracę w 1927 roku i postrzega ideę rozszerzającego się wszechświata jako objawienie. De Sitter był następny, oświadczając, że „w końcu zasłona została zdjęta z jego oczu”.

Einstein najdłużej sprzeciwia się nowej teorii, ale jego opinia stopniowo się zmienia, czemu sprzyja publikacja wyników Hubble'a oraz dowód na niestabilność statycznego rozwiązania Einsteina znalezionego przez Eddingtona w tym samym roku, nawet w obecności pozytywnego kosmologicznego stały.

Na początku 1931 roku Einstein udał się do kalifornijskiego Obserwatorium Mount Wilson, aby osobiście porozmawiać z Hubble'em i omówić jego wyniki. Wracając do Berlina, pisze artykuł, w którym uznaje teorię rozszerzania się Wszechświata, zwracając uwagę na pierwszeństwo Friedmanna, i proponuje wykluczenie jego dawnego „wroga” z ogólnej teorii względności – stałej kosmologicznej Λ.

Do odkrycia, że ​​ekspansja wszechświata przyspiesza, minęło jeszcze prawie pół wieku. Nic dziwnego, że Einstein uważał, że model rozszerzającego się Wszechświata, rozwiązanie wynikające z teorii Friedmanna przy zerowej wartości stałej kosmologicznej, jest jedynym prawdziwym opisem Wszechświata.

W dodatku „O problemie kosmologicznym”, dodanym do głównego tekstu swego słynnego zbioru wykładów „The Meaning of Relativity” (1946), Einstein zauważa: „… matematyk Friedman znalazł sposób na rozwiązanie tego problemu [z stała kosmologiczna]. Jego wyniki znalazły nieoczekiwane potwierdzenie w ekspansji systemu gwiezdnego odkrytego przez Hubble'a*. Dalsza prezentacja to nic innego jak prezentacja pomysłu Friedmana…”. A następnie na 15 stronach Einstein szczegółowo wyjaśnia teorię Friedmanna.

W 1932 roku Einstein i de Sitter napiszą wspólny artykuł, w którym proponują wyłączenie z ogólnej teorii względności nie tylko stałej kosmologicznej, ale także idei zakrzywionego Wszechświata, sugerując, że należy brać pod uwagę tylko płaski model. To właśnie ten model stanie się podstawą teorii rozszerzającego się Wszechświata na nadchodzące dziesięciolecia, a niemal do końca stulecia podręczniki kosmologii będą omawiać tylko modele z niezerową stałą kosmologiczną w przypisach.

Z drugiej strony za pomocą obserwacji astronomicznych nie znaleziono jeszcze dowodów na to, że Wszechświat w skali kosmicznej różni się od niezakrzywionej przestrzeni euklidesowej. Jednak możliwe jest, że dokładniejsze pomiary nadal ujawnią jego dodatnią lub ujemną krzywiznę, przewidywaną przez Friedmana.

Ze scenariuszem Friedmana

Na końcu swojej książki Friedman (1923) pisze: „Teorię Einsteina uzasadnia doświadczenie; wyjaśnia stare, pozornie niewytłumaczalne zjawiska i przewiduje nowe, niesamowite korelacje. Najpewniejszym i najgłębszym sposobem badania geometrii świata i struktury naszego Wszechświata za pomocą teorii Einsteina jest zastosowanie tej teorii na całym świecie i wykorzystanie badań astronomicznych. Jak na razie metoda ta może nam niewiele dać, ponieważ analiza matematyczna rzuca się w oczy w obliczu trudności problemu, a badania astronomiczne nie dają jeszcze wystarczająco wiarygodnej podstawy do eksperymentalnego badania naszego Wszechświata. Ale w tych okolicznościach nie można nie dostrzec przejściowych trudności; nasi potomkowie bez wątpienia rozpoznają naturę wszechświata, w którym skazani jesteśmy na życie…”

Sam Friedman wyróżnił w szczególności świat okresowy. Cykliczne narodziny i znikanie wszechświata przypominały mu filozoficzne idee reinkarnacji wywodzące się z Indii i starożytnej Grecji. Ale dzięki autorytetowi Einsteina wśród kosmologów od lat 30. XX wieku. głównym faworytem był płaski wszechświat, rozszerzający się do nieskończoności z wytracaniem prędkości (ponieważ przy braku stałej kosmologicznej nic nie przeciwdziała sile grawitacji, która uniemożliwia przyspieszanie płaskiego świata).

To prawda, od lat 80. XX wieku. wśród teoretyków zaczęły pojawiać się głosy za podejściem Lemaitre'a, który przekonywał, że stała kosmologiczna Λ pomaga rozwiązać szereg trudności stojących przed teorią. A jednak otrzymał w latach 1998-1999. wyniki obserwacji astronomicznych okazały się prawdziwą niespodzianką dla środowiska naukowego.

Badając jasność supernowych klasy 1a, oddalonych o 5 miliardów lat świetlnych, dwa niezależne zespoły astronomów, kierowane przez trzech przyszłych laureatów Nagrody Nobla Saula Perlmuttera, Adama Riessa i Briana Schmidta, odkryły przyspieszenie Wszechświata w tym okresie. Oznaczało to, że okresowy świat Friedmanna musiał zostać odrzucony. Ponadto obie grupy stwierdziły, że stała kosmologiczna jest dość duża i ustaliły stosunek ilości energii materii (w tym ciemnej materii) i ciemnej energii w obecnym wszechświecie odpowiednio na 30% i 70%.

Jednak wyniki te nie umożliwiły jeszcze dokładnego określenia, który z dwóch monotonnych scenariuszy Friedmana jest realizowany - z osobliwością lub ze skończonym promieniem Wszechświata na początku czasu.

Wybór ten był możliwy ze względu na specyfikę pierwszego scenariusza, który polegał na tym, że przyspieszenie ekspansji Wszechświata najpierw maleje, a potem rośnie. Jeżeli przyjmiemy wiek Wszechświata na 13,75 mld lat, wyznaczony z bieżącej wartości stałej Hubble'a oraz stosunku energii materii do energii ciemnej, to okaże się, że punkt zmiany znaku przyspieszenia znajduje się 5,5 miliarda lat świetlnych od nas.

W 2004 roku zespół Riessa był w stanie zmierzyć odległość do supernowej, która wybuchła w erze spowolnienia ekspansji wszechświata oddalonego od nas o 8 miliardów lat świetlnych. Wyniki te wskazują, że około 5 ± 1 miliard lat świetlnych temu spowolnienie ekspansji Wszechświata naprawdę ustąpiło przyspieszeniu.

Tym samym scenariusz monotonnego świata M1 Friedman dojechał do mety jako pierwszy.

Kto jest pierwszy?

Po opublikowaniu sensacyjnych wyników astronomicznych w latach 1998-1999. historycy nauki zaczęli spierać się o priorytet w odkryciu teorii Wielkiego Wybuchu. Po krótkiej dyskusji Lemaitre i Hubble dostali się do „finału”, ten ostatni uznano za faworyta – tylko jemu przypisywano ideę rozszerzającego się wszechświata. Ale nagle okazało się, że sam Hubble nigdy nie wierzył w tę teorię.

Jedna tajemnicza historia znalazła się w centrum dyskusji. Artykuł Lemaitre'a z 1927 r. został przetłumaczony w 1931 r. i opublikowany w Journal of the English Astronomical Society, ale w tym przedruku pominięto duży, wielostronicowy rozdział wywodzący stałą Hubble'a z danych astronomicznych. Pojawiła się opinia, że ​​to Hubble osobiście lub przez znajomych był cenzorem artykułu Lemaitre'a. Jednak ostatnio udowodniono, że ta wersja jest całkowicie nie do utrzymania: znaleziono list Lemaitre'a do redaktora angielskiego czasopisma, w którym sam zgadza się usunąć ten artykuł jako nieaktualny (Livio, 2011).

Ale historycy już uznali Lemaitre'a za autora stałej Hubble'a i zwycięzcę w sporze o tytuł odkrywcy. Rzeczywiście, zasługi tego wybitnego naukowca są niezaprzeczalne. Po czterech latach wahań i wątpliwości Lemaitre nadal przyjmuje ideę Friedmanna o narodzinach Wszechświata z osobliwości i w 1934 roku próbuje nadać jej sens fizyczny, mówiąc o „wybuchu pierwotnego atomu”, później ironicznie nazwanym przez F. Hoyle jako „Wielki Wybuch” (dosłownie „Wielki Wybuch”).

Ponadto, pomimo autorytetu Einsteina, Lemaitre do końca życia konsekwentnie bronił potrzeby stałej kosmologicznej dla ogólnej teorii względności, nadając jej status „ciemnej energii” lub „energii próżni”, która wciąż nie jest całkiem jasne.

Jednak w swoim pierwszym artykule Lemaitre faktycznie pominął opcję rozwoju Wszechświata zgodnie ze scenariuszem Wielkiego Wybuchu. Odkrywszy na nowo równania Friedmana, nie wziął jednak pod uwagę wszystkich klas ich możliwych rozwiązań, skupiając się tylko na jednym z nich, na ograniczającej wersji świata M2 o skończonym promieniu początkowym Wszechświata i nieskończenie długim rozszerzeniu do obecnego promienia . Ale nawet to rozwiązanie uzyskał zakładając, że stała kosmologiczna ma pewną wartość krytyczną, zależną od gęstości materii we Wszechświecie.

Zastanawiające jest zatem, że historycy nauki Harry Nussbaumer i Lydia Bieri doszli niedawno do wniosku, że „Lemaitre nie jest nic winien Friedmannowi” (Nussbaumer i Bieri, 2009, s. 111). I rzeczywiście „nic”, poza zrozumieniem, że stała kosmologiczna jest parametrem niezależnym, a Wszechświat narodził się z osobliwości!

Jak na ironię, teoria Wielkiego Wybuchu wkrótce po jej uznaniu przez Einsteina stała się pasierbem w świecie naukowym z powodu niedokładności wczesnych prób określenia wartości stałej Hubble'a. Przez kilkakrotne niedoszacowanie odległości do odległych galaktyk Hubble uzyskał odpowiednio mniejszy wiek Wszechświata. Nawet Einstein w ostatnich latach życia rozpaczał nad znalezieniem wyjścia z tego paradoksu: według danych geologicznych wiek Ziemi oszacowano na 4 miliardy lat, a według danych kosmologicznych wiek samego Wszechświata tak. nie przekracza 1,7 miliarda lat.

Dopiero w latach pięćdziesiątych, po śmierci Hubble'a i Einsteina, astronomowie Walter Baade i Allan Sandage z Obserwatorium Palomar (Południowa Kalifornia, USA) ponownie przetworzyli wyniki obserwacji Hubble'a, ośmiokrotnie obniżyli oszacowanie stałej Hubble'a i podniósł ją o ten sam wiek wszechświata. Teoria Wielkiego Wybuchu ponownie stała się ulubioną w świecie naukowym.

Dodajemy, że wkład samego Hubble'a w empiryczną weryfikację teorii rozszerzającego się Wszechświata jest obecnie ponownie oceniany przez astronomów – na korzyść Slifera.

Historycy Helge Kragh i Robert Smith (Kragh, Smith 2008) przedstawiają Friedmana jako czystego matematyka, który nie przywiązywał dużej wagi do fizycznego znaczenia swoich odkryć. Ale ten punkt widzenia obalają nawet jego znaczące osiągnięcia w aerodynamice i meteorologii. Zbiór wybranych przez niego prac z 1966 roku i szeroki wachlarz problemów, które tam rozwiązuje, nie pozostawiają wątpliwości, że Friedman zawsze szukał fizycznego potwierdzenia swoich teorii. Dopiero przedwczesna śmierć w wieku 37 lat uniemożliwiła mu jako pierwsze powiązanie teorii kosmologicznej z danymi empirycznymi i przyczyniła się do późniejszego niedoszacowania jego wkładu we współczesną kosmologię.

Według wspomnień Ekateriny Fridman jej mąż lubił cytować słowa Dantego: „Nikt jeszcze nie przekroczył wód, do których wchodzę”. Rzeczywiście, jako filozof kosmologii, Friedman jest o głowę i ramiona ponad wszystkimi innymi w debacie lat dwudziestych, w tym Einsteinem. Wiadomo, że Einstein pod koniec życia nazwał stałą kosmologiczną „swoim największym błędem”, odnosząc się do tego, że według Friedmanna teoria rozszerzającego się wszechświata w zasadzie mogła się bez niej obejść.

W literaturze sowieckiej teorię Wielkiego Wybuchu przez długi czas nazywano jedynie „reakcyjną teorią Lemaitre'a”. W takich warunkach dla sowieckich fizyków obrona priorytetu Friedmana była po prostu niebezpieczna: otwarcie zaczęli bronić osiągnięć Friedmana dopiero po śmierci Stalina. Zmieniło to stosunek do jego osiągnięć ze strony zachodnich naukowców, a od lat 70. XX wieku. w podręcznikach kosmologii równania i metryki Friedmana zaczęto nazywać jego imieniem.

Najbardziej zagorzały zwolennik Friedmana, fizyk teoretyczny Jac Zeldowicz, podkreśla, jak trudne były czasy, kiedy Friedman dokonywał swoich odkryć: „Dzieła Friedmana zostały opublikowane w latach 1922-1924, w okresie wielkich trudności. „Rosja w ciemności” to wrażenie H.G. Wellsa na temat Moskwy i Piotrogrodu w 1921 roku. W tym samym numerze [niemieckiego] czasopisma, w którym opublikowano pracę Friedmana, skierowano apel do niemieckich naukowców: o zebranie literatury naukowej dla rosyjskich kolegów, którzy zostały od niej odcięte w czasie wojny i rewolucji. W tych warunkach stworzenie teorii o wielkiej wadze było wyczynem nie tylko naukowym, ale i uniwersalnym”.

* Niestety Einstein przypisał to osiągnięcie wyłącznie E. Hubble'owi, choć w rzeczywistości należy ono do co najmniej kilku naukowców, głównie V. Slifera.

L literatura

Fridman A. A. Selected Works / Seria „Classics of Science” / Akademia Nauk ZSRR, 1966.

The Acceleration Universe (Podstawy naukowe dotyczące Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki 2011) / Klasa Fizyki Królewskiej Szwedzkiej Akademii Nauk.

Belenkiy A. Alexander Friedmann i początki współczesnej kosmologii // Physics Today. 2012. Nr 65(10). s. 38-43.

Einstein A. Znaczenie względności. Wydawnictwo Uniwersytetu Princeton. Wydanie trzecie z załącznikiem (1946), wydanie czwarte z dalszym załącznikiem (1950), wydanie piąte (1951), wydanie szóste (2004).

Eddington A.S. Matematyczna teoria względności. Londyn: Cambridge U. Press, 1923.

Kragh H., Smith R. W. Kto odkrył rozszerzający się wszechświat? // Historia nauki. 2003. Nr 41. P. 141-162.

Livio M. Zagubiony w tłumaczeniu: Tajemnica brakującego tekstu rozwiązana // Natura. 2011. Nr 479. S. 171-173.

Nussbaumer H., Bieri L. Odkrywanie rozszerzającego się wszechświata. Puchar, 2009.

Perlmutter S. Supernowe, ciemna energia i przyspieszający wszechświat // Physics Today. 2003. Nr 56(4). str. 53-60.

Tropp E.A. i in. Alexander A. Friedmann: Człowiek, który sprawił, że wszechświat się rozszerzył. Cambridge University Press, 1993, 2006.

Tropp E.A. i inni Aleksander Aleksandrowicz Fridman. Życie i aktywność. Kijów: KomKniga, 2006. 304 s.

Autor jest wdzięczny Alexeiowi Kojevnikovowi (UBC) za omówienie tła, Carlo Beenakkerowi (Leiden University) z Uniwersytetu w Leiden za opublikowanie listów Friedmanna do Ehrenfest i Sabine Lehr (Springer DE) z wydawnictwa Springer za dokładną publikację dat Fridman i Einstein, Galina Zhitlina (Richmond BC) za pomoc w przygotowaniu tekstu do publikacji

Redakcja pragnie podziękować Liliane Moens (George Lemaitre Archives, Catholic University of Louvain, George Lemaitre Centre for Earth and Climate Studies, Louvain-la-Neuve, Belgia) za pomoc w uzyskaniu zdjęć i prawo do ich niezwłocznego opublikowania; Carlo Beenakker (Lorenz Institute, Leiden University, Leiden, Holandia), Lauren Amundson (Lowell Observatory Archive, Flagstaff, Arizona, USA), V. M. Kattsova i E. L. Makhotkina (Main Geophysical A. I. Voeikov Observatory, St. Petersburg)

Obszar naukowy: Alma Mater: Znani studenci: Znany jako:

Twórca teorii niestacjonarnego Wszechświata

Aleksander Aleksandrowicz Fridman(16 czerwca, St. Petersburg - 16 września, Leningrad) - rosyjski i radziecki matematyk i geofizyk, twórca teorii niestacjonarnego Wszechświata.

Biografia

Pierwszą żoną A. A. Fridmana (od 1911 r.) jest Ekaterina Pietrowna Fridman (z domu Dorofeeva). Druga żona (od 1923) - doktor nauk fizycznych i matematycznych Natalia Evgenievna Fridman (z domu Malinina), ich syn - Aleksander Aleksandrowicz Fridman (1925-1983) - urodził się po śmierci ojca.

Zobacz też

• Friedman (krater)

Spinki do mankietów

Uwagi

Fundacja Wikimedia. 2010 .

Zobacz, co „Friedman, Aleksander Aleksandrowicz” znajduje się w innych słownikach:

Data urodzenia: 16 czerwca 1888 Miejsce urodzenia: Petersburg, Imperium Rosyjskie Data śmierci: 16 września 1925 Miejsce śmierci: Leningrad, ZSRR Nau ... Wikipedia

Encyklopedia „Lotnictwo”

Fridman Aleksander Aleksandrowicz- A. A. Fridman Fridman Aleksander Aleksandrowicz (1888-1925) - radziecki naukowiec, jeden z twórców współczesnej meteorologii dynamicznej, profesor (1918), doktor nauk fizycznych i matematycznych (1922). Ukończył Uniwersytet w Petersburgu (1910) ... Encyklopedia „Lotnictwo”

Fridman Aleksander Aleksandrowicz- A. A. Fridman Fridman Aleksander Aleksandrowicz (1888-1925) - radziecki naukowiec, jeden z twórców współczesnej meteorologii dynamicznej, profesor (1918), doktor nauk fizycznych i matematycznych (1922). Ukończył Uniwersytet w Petersburgu (1910) ... Encyklopedia „Lotnictwo”

Fridman Aleksander Aleksandrowicz- A. A. Fridman Fridman Aleksander Aleksandrowicz (1888-1925) - radziecki naukowiec, jeden z twórców współczesnej meteorologii dynamicznej, profesor (1918), doktor nauk fizycznych i matematycznych (1922). Ukończył Uniwersytet w Petersburgu (1910) ... Encyklopedia „Lotnictwo”

- (1888 1925) rosyjski matematyk i geofizyk. W 1922 24 ustalił, że równania grawitacyjne Einsteina mają rozwiązania niestacjonarne, co stanowiło podstawę współczesnej kosmologii. Jeden z twórców nowoczesnej teorii turbulencji i szkoły dynamiki... Wielki słownik encyklopedyczny

Radziecki naukowiec, jeden z twórców współczesnej meteorologii dynamicznej. Absolwent Uniwersytetu w Petersburgu (1910). W 1913 rozpoczął pracę w obserwatorium aerologicznym w Pawłowsku. W 1914 17… … Wielka radziecka encyklopedia

- (1888 1925) radziecki naukowiec, jeden z twórców nowoczesnej meteorologii dynamicznej, profesor (1918), doktor nauk fizycznych i matematycznych (1922). Absolwent Uniwersytetu w Petersburgu (1910). Od 1913 pracował w obserwatorium aerologicznym w Pawłowsku... Encyklopedia technologii

Rodzaj. 19 V 1866 w Petersburgu; 1889 ukończył Petersburg. Konserwatorium w klasie kompozycji Rimskiego Korsakowa. Od 1895 jest kapelmistrzem orkiestr smyczkowych i dętych. gwardia Pułk Preobrazhensky, z którym 1897 podróżował do Paryża, Rouen i innych Napisał dwa ... ... Wielka encyklopedia biograficzna

- (1888 1925), matematyk i geofizyk. W 1922 1924 znalazł niestacjonarne rozwiązania równań grawitacji Einsteina, które stały się podstawą teorii niestacjonarnego (rozszerzającego się) Wszechświata. Jeden z twórców współczesnej teorii turbulencji i domowego ... ... słownik encyklopedyczny

Książki

• Zarządzanie stresem dla biznesmena Aleksandra Fridmana, Jurija Wiktorowicza Shcherbatykh, Dmitrija Aleksandrowicza Galantseva. Zarządzanie stresem w biznesie. Techniki zarządzania stresem sprawdzone w wojnach korporacyjnych, bitwach sądowych i trudnych negocjacjach. Zarządzanie stresem to umiejętność...
• , Tropp E.A.. Czytelnikom proponujemy książkę o życiu i pracy naukowej klasyka nauki radzieckiej A.A. Fridmana (1888-1925). Poczesne miejsce zajmuje w nim szkic biograficzny, w tym szereg ...