Каков возраст Вселенной Конечен ли он. В современной теоретической космологии все еще занимают ведущее место модели однородной и изотропной Вселенной.
Таковы космологические модели Фридмана-Робертсона-Уокера ФРУ, появившиеся в 20-х гг. нынешнего столетия. Средняя плотность вещества определяет, будет ли у трехмерного пространства положительная кривизна и конечный объем замкнутая модель Вселенной, или же при бесконечном объеме это пространство окажется плоским плоская модель, или обладающим отрицательной кривизной открытая модель. В случае замкнутого мира расширение на каком-то этапе сменится сжатием, а плоский и открытый миры расширяются вечно.
Помимо обсуждавшихся несоответствий между светимостью вещества и его динамикой проблема темной материи, существует еще одно вопиющее несоответствие возраст Вселенной в стандартных ФРУ-моделях получается меньше возраста шаровых скоплений и галактик.
Теория строения и эволюции звезд, обширная и разработанная область теоретической астрофизики, хорошо согласуется с наблюдениями. Можно не сомневаться, что она достаточно уверенно оценивает возраст звезд. По оценкам разных исследователей возраст старейших объектов в галактиках составляет от 14 до 17 млрд. лет. Во ФРУ-моделях возраст Вселенной Т обратно пропорционален постоянной Хаббла H0 TH0-1 Эта постоянная входит в закон разбегания Хаббла скорость далекого объекта V связана с расстоянием до него I соотношением VH0I. Хотя ее физическая размерность есть обратная секунда, принято выражать ее в 50-100 кмс-1Мпк-1. Единственного мнения о ее точном назначении не было никогда.
Но если последние двадцать лет большинство астрономов считали ее близкой к 50, то теперь новые данные склоняют многих к величине 80 кмс-1Мпк-1. Помимо обратной постоянной Хаббла теоретическое значение возраста Вселенной зависит от модели, оно тем больше, чем меньше плотность вещества.
Это говорит о том, что на плотность темной материи существует ограничение, ее нельзя наращивать слишком сильно. Наиболее популярными являются модели с критической суммарной плотностью темной и светящейся материи Щ1. Здесь Щ параметр плотности, равный по отношению средней плотности вещества во Вселенной к критической, при которой трехмерный мир является плоским. В этом случае возраст Вселенной выражается простой формулой T23H0-1 Когда космологи надеялись, что численное значение Н0 близко к 50 кмс-1Мпк-1, то возраст Вселенной оказывался близким к 13 млрд лет, что еще хоть как-то можно было совместить с возрастом шаровых скоплений, но для значения 80 возраст такой Вселенной получается слишком малым примерно 8 млрд лет. Резюмируя эти три сюжета, можно сказать, что для разрешения космологических проблем динамики и возраста нужно позволить силе тяготения спадать с расстоянием медленнее, чем по закону обратных квадратов, и как-то замедлить расширение Вселенной, не вступая при этом в противоречие с динамикой.
Оказывается, достаточно предположить, что размерность пространства в космологических масштабах есть нецелое число меньше трех и что она может уменьшаться с ростом масштаба.
При этом не потребуется никакая материя. Действительно возрастание количества темной материи говорит лишь о более медленном законе падения силы тяготения с расстоянием. Предельным значением размерности могло быть число два. 7.