11. Общая теория относительности

В 1905 г. Эйнштейну было 26 лет, но его имя уже приобрело широкую известность. В 1909 г. он избран профессором Цюрихского университета, а через два года – Немецкого университета в Праге. В 1912 г. Эйнштейн возвратился в Цюрих, где занял кафедру в Политехникуме, но уже в 1914 г. принял приглашение переехать на работу в Берлин в качестве профессора Берлинского университета и одновременно директора Института физики. Германское подданство Эйнштейна было восстановлено. К этому времени уже полным ходом шла работа над общей теорией относительности. В результате совместных усилий Эйнштейна и его бывшего студенческого товарища М. Гроссмана в 1912 г. появилась статья «Набросок обобщенной теории относительности», а окончательная формулировка теории датируется 1915 г. Эта теория, по мнению многих ученых, явилась самым значительным и самым красивым теоретическим построением за всю историю физики. Опираясь на всем известный факт, что «тяжелая» и «инертная» массы равны, удалось найти принципиально новый подход к решению проблемы, поставленной еще И. Ньютоном: каков механизм передачи гравитационного взаимодействия между телами и что является переносчиком этого взаимодействия.

Ответ, предложенный Эйнштейном, был ошеломляюще неожиданным: в роли такого посредника выступала сама «геометрия» пространства – времени. Любое массивное тело, по Эйнштейну, вызывает вокруг себя «искривление» пространства, то есть делает его геометрические свойства иными, чем в геометрии Евклида, и любое другое тело, движущееся в таком «искривленном» пространстве, испытывает воздействие первого тела.

Созданная А. Эйнштейном общая теорией относительности является обобщением ньютоновской теории тяготения на основе специальной теории относительности. В основе общей теории относительности лежит принцип эквивалентности – локальной неразличимости сил тяготения и сил инерции, возникающих при ускорении системы отсчета. Этот принцип проявляется в том, что в заданном поле тяготения тела любой массы и физической природы движутся одинаково при одинаковых начальных условиях. Теория Эйнштейна описывает тяготение как воздействие физической материи на геометрические свойства пространства-времени; в свою очередь, эти свойства влияют на движение материи и другие физические процессы. В таком искривленном пространстве-времени движение тел «по инерции» (т.е. при отсутствии внешних сил, кроме гравитационных) происходит по геодезическим линиям, аналогичным прямым в неискривленном пространстве, но эти линии уже искривлены. В сильном поле тяготения геометрия обычного трехмерного пространства оказывается неевклидовой, а время течет медленнее, чем вне поля.

Общая теория относительности привела к предсказанию эффектов (конечной скорости изменения поля тяготения, равной скорости света в вакууме – это изменение переносится в виде гравитационных волн; возможности возникновения черных дыр и др.), которые вскоре получили экспериментальное подтверждение. Она позволила также сформулировать принципиально новые модели, относящиеся ко всей Вселенной, в том числе и модели нестационарной (расширяющейся) Вселенной.

Из уравнений релятивистской механики (как и механики Ньютона) вытекает закон сохранения энергии, для которого получается новое выражение: E = mc2. Это – знаменитое соотношение Эйнштейна, связывающее массу тела и его энергию. Иногда это соотношение ошибочно истолковывают как указание на возможность взаимных превращений массы и энергии. В действительности же оно означает лишь то, что масса всегда пропорциональна энергии. В частности, наличие у покоящейся частицы массы говорит и о наличии у нее энергии (энергии покоя), что не играет роли в классической механике, но приобретает принципиальное значение при рассмотрении процессов, в которых число и сорт частиц может изменяться и поэтому энергия покоя может переходить в другие формы. В атомных ядрах энергия притяжения частиц приводит к тому, что общая масса ядра оказывается меньше суммы масс отдельных частиц (дефект массы). Установление этого факта явилось одним из важнейших шагов к возникновению ядерной энергетики, так как позволило оценить ту значительную энергию, которая должна высвобождаться при делении тяжелых и слиянии легких ядер.

13. Взгляд на возникновение, эволюцию и структуру Вселенной является вторым столпом, на котором основывается современная картина мира. В этой статье будет рассказано о сегодняшнем видении Вселенной и об имеющих здесь место проблемах и противоречиях.

Современные теоретические представления о Вселенной основываются на релятивистской теории тяготения - Общей теории относительности А.Эйнштейна (1916г.), описывающей гравитационное взаимодействие релятивистской материи (её скорость движения ограничена скоростью света). Эта материя является предметом изучения физики.

На основе этой теории А.А.Фридман в 1922-1924 гг. создал модель однородной расширяющейся Вселенной. В ней инициированное каким-то образом расширение образовавшегося вещества тормозится гравитацией. Если плотность вещества превышает критическое значение, то в какой-то момент расширение сменяется сжатием (осциллирующая Вселенная). В противном случае Вселенная должна непрерывно расширяться. Согласно наблюдательным данным, наша Вселенная эволюционирует по последнему сценарию. Модель Фридмана первоначально была отвергнута Эйнштейном, который полагал Вселенную стационарной. Однако после работ Э.Хаббла (1927-1929 гг.), установившего факт разбегания близлежащих галактик со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними, расширение Вселенной оказалось доказанным и модель Фридмана получила признание. Вместе с гипотезой «Большого Взрыва» Г.А.Гамова (1948г.), лежащей в основе стандартной модели Ранней Вселенной, модель Фридмана является основой современных представлений о Вселенной.

В однородной и изотропной Вселенной расширение происходит в соответствии с законом Хаббла. Но Хаббл установил свой закон, определяя относительные скорости и расстояния между близлежащими галактиками, распределёнными крайне неоднородно. Получается, что гравитационное взаимодействие галактик, которое должно определять их относительное движение, на глобальном разбегании галактик не сказывается. Тогда чем же оно определяется? Это противоречие получило название «загадка Хаббла».

Модель Фридмана, будучи классической теорией, не может описать рождение и нагрев вещества и электромагнитного излучения, а также квантовые физические процессы, происходящие с ними при расширении Вселенной. Эту задачу исследует утвердившаяся сегодня в космологии стандартная модель Ранней Вселенной. В ней о взрыве в обычном понимании речь не идёт, поскольку предполагается, что вещество Вселенной при рождении и расширении является однородным и изотропным по плотности, температуре и давлению. Его разлёт обусловлен полученным неизвестным образом начальным толчком. Таким образом, модель оставляет вне рассмотрения само рождение и нагрев материи Вселенной, причину её расширения. Она исследует изменение состава вещества и излучения, происходящее в остывающей «горячей» Вселенной. Для этого используются представления теории элементарных частиц. Согласно ей рождение пары частица-античастица есть результат распад фотона с высокой энергией, а при столкновении частицы и античастицы происходит их аннигиляция. В начале расширения Вселенной почти вся энергия сосредоточена в высокотемпературном излучении, но по мере его остывания энергия фотонов падает и оказывается недостаточной, чтобы рождать пары частиц и античастиц и разбивать образующиеся ядра легких элементов. При возрасте Вселенной 30-300 секунд образуются основные компоненты дозвёздного вещества: водород (его массовая доля 65-75%) и гелий-4 (25-35%), из которых в дальнейшем образуются первые звезды. Эти теоретические оценки соответствуют наблюдаемой пропорции указанных элементов, что является аргументом в пользу стандартной модели Ранней Вселенной.

Но против неё то, что при образовании вещества из квантов излучения число частиц и античастиц строго одинаково. Мы же живём в мире, где антивещества ничтожно мало. Это т.н. проблема зарядовой асимметрии. Избыток вещества, из которого построена Вселенная, должен возникать либо изначально, либо на ранней стадии расширения. Как он возникает, остаётся неясным до сих пор. Когда температура вещества Вселенной достигает примерно 3000 градусов Кельвина (3000К), происходит очень важное событие: свободные электроны и протоны, соединяясь, образуют нейтральные атомы водорода, с которыми электромагнитное излучение взаимодействует очень слабо. Это означает, что Вселенная становится прозрачной, а излучение и вещество начинают остывать независимо друг от друга и в разном темпе, т.е. термодинамическое равновесие фотонов и частиц нарушается. Теперь расширение Вселенной определяется веществом, а не излучением. Последующее энерговыделение в веществе, происходящее в некоторых процессах, не влияет на температуру излучения, которое тем самым несет информацию о состоянии Вселенной в момент обособления излучения от вещества. Это излучение, названное реликтовым, образовалось, когда возраст Вселенной составлял примерно полмиллиона лет.

В 1965 г. реликтовое излучение случайно было обнаружено А. Пензиасом и Р. Вилсоном. Его температура по современным данным не сильно отличается от полученного ими значения и составляет 2,7К. Важно, что обнаруженное излучение оказалось в высокой степени изотропным! Оно было интерпретировано как реликтовое излучение. А это означает, что в момент отделения излучения от вещества Вселенная была практически однородной. Это открытие стало существенным аргументом в поддержку гипотезы однородной и изотропной Ранней Вселенной. Но, естественно, не доказательством, т.к. нельзя исключать неизвестных процессов, сглаживающих первичные неоднородности.

Открытия и достижения Э. Хаббла в астрономии

Его труды положили начало современной внегалактической астрономии. В 1924 г. Хаббл при помощи телескопа с диаметром зеркала 260 см на обсерватории Маунт-Вилсон доказал, что Туманность Андромеды и некоторые другие туманности имеют звездное строение и находятся далеко за пределами Млечного Пути. То есть Хаббл установил, что наша Галактика – не единственная звездная система во Вселенной. В те времена Вселенную представляли как целиком и полностью состоящей только из единственной галактики Млечного Пути.

Используя телескоп Хукера в Маунт-Вилсон, Эдвин Хаббл идентифицировал цефеиды (класс пульсирующих переменных звёзд) в нескольких спиральных туманностях, включая Туманность Андромеды и Треугольник. Его наблюдения 1922-1923 гг. убедительно подтвердили, что эти туманности были слишком далеки, чтобы быть частью Млечного Пути, и являлись в действительности отдельными галактиками за пределами нашей собственной. Эта идея была оспорена очень многими учёными в астрономических кругах того времени. Но, вопреки оппозиции, Эдвин Хаббл, которому на ту пору было 35 лет, представил свои открытия в печатном виде на собрании Американского астрономического сообщества 1 января 1925 года. Эти открытия фундаментальным образом изменили научное видение Вселенной.

Хаббл исследовал множество туманностей, которые он сам назвал внегалактическими. Теперь их называют галактиками. Оказалось, что далеко не все галактики имеют спиральную форму. Многие из них имеют эллиптическую или неправильную формы. В 1925 г. Хаббл составил первую подробную классификацию галактик по их формам и другим особенностям.

Классификация галактик Хаббла (Последовательность галактик)Эту классификацию Хаббл предложил в 1936 г. С тех пор предложены более подробные классификации, но классификация Хаббла всё ещё актуальна.

E0—E7 — эллиптические галактики, имеют относительно равномерное распределение звёзд без явного ядра. Цифра показывает эксцентриситет: галактики E0 практически шарообразны, с увеличением номера развивается уплощение. Число показывает форму проекции на плоскость наблюдения, а не реальную форму галактики, которую трудно установить.

S0 — линзообразные галактики дискообразной формы с явно выраженным центральным балджем (выпуклостью), но без наблюдаемых рукавов.

Sa, Sb, Sc, Sd — спиральные галактики, состоящие из балджа и внешнего диска, содержащего рукава. Буква показывает, насколько плотно расположены рукава.

SBa, SBb, SBc, SBd — спиральные галактики с перемычкой, в которых центральный балдж пересекает яркий бар (перемычка), от которого отходят рукава.

Irr — неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. Галактики типа IrrI содержат остатки спиральной структуры, а IrrII имеют совершенно неправильную форму.

Сам Хаббл считал эту последовательность эволюционной. По его мнению, эволюция происходила от эллиптических к спиральным галактикам. С тех пор эллиптические галактики называют ранним классом, а спиральные — поздним.

Эдвин Хаббл открыл астероид 1373 Цинциннати в 1935 году.

Закон Хаббла

В 1929 г. Хаббл обнаружил, что между лучевыми скоростями движения галактик и расстояниями до них существует линейная зависимость (закон Хаббла). Хаббл определил численное значение коэффициента этой зависимости (постоянная Хаббла). Это открытие стало наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной.

Расширение Вселенной — явление, состоящее в почти однородном и изотропном (одинаковость физических свойств во всех направлениях) расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной. Экспериментально расширение Вселенной наблюдается в виде выполнения закона Хаббла. Началом расширения Вселенной наука считает так называемый Большой взрыв. Теоретически явление было предсказано и обосновано А. Фридманом на раннем этапе разработки общей теорией относительности из общефилософских соображений об однородности и изотропности Вселенной.

Закон Хаббла согласуется с решениями Эйнштейновских уравнений общей теории относительности для гомогенных изотропных расширяющихся пространств. Хотя основные концепции, лежащие в основе теории расширяющейся Вселенной, были хорошо известны и понятны и ранее, это утверждение, сделанное Эдвином Хабблом и Милтоном Хьюмасоном, привело к широкому признанию этой точки зрения, которая утверждает, что чем больше расстояние между какими-либо двумя галактиками, тем выше скорость их взаимного удаления (то есть тем быстрее они разлетаются друг от друга).

Ранее, в 1917 году, Альберт Эйнштейн обнаружил, что его только что разработанная Общая теория относительности указывает на то, что Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. Будучи не в состоянии поверить в то, что его собственные уравнения говорили ему, Альберт Эйнштейн ввёл в свои уравнения «космологическую постоянную» (которая, по сути, являлась искусственно введенным «фактором подгонки» данных под правильный и/или объяснимый ответ), чтобы избежать возникшую «проблему» с расширением/сжатием. Когда Альберт Эйнштейн узнал про открытия Эдвина Хаббла, он сказал, что изменения, которые он внёс в свои уравнения, были «самой большой ошибкой (самым грубым просчётом) в его жизни».