13.4. Элементы эволюции Вселенной

Космология — это физическое учение о Вселенной как целом, включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями мира как части Вселенной. Ньютон считал, что Вселенная стационарна, вечна и бесконечна. Он, конечно, пони­мал, что одна сила тяготения не способна обеспечить устойчи­вость стационарной Вселенной. В развивающихся скоплениях обязательно возникнет неустойчивость, но наличие устойчивого мира и светимость звезд он объяснял ссылкой на Творца (1692). Общая теория относительности (1917) изменила представления о пространстве и времени — наличие материи приводит к искрив­лению пространства-времени. Эйнштейн вывел космологическое уравнение и, основываясь на кривизне пространства k > 0, по­лучил «абсолютные» размеры Вселенной. Ее стационарность обеспечивалась введением в уравнение космологической посто­янной ᴧ, которая означала, что силы гравитации должны вклю­чать в себя и неведомые силы отталкивания. Эти силы с увели­чением расстояний должны были возрастать, а не уменьшаться. Вселенная может быть замкнутой и иметь конечные размеры.

Российский ученый А.А.Фридман показал (1922—1924), что решение Эйнштейна не может быть устойчивым, т.е. Вселенная может сжиматься или расширяться в зависимости от плотности вещества в ней. Из его расчетов следовало, что кривизна про­странства-времени k зависит от времени, она может принимать как положительные, так и отрицательные значения. Это означа­ло, что в зависимости от знака k существует несколько моделей эволюции Вселенной. Во всех моделях начальному состоянию соответствует бесконечно большая плотность — так называемое сингулярное состояние вещества (по современным оценкам эта плотность ρ = 5 · 10⁹⁶ кг/м³).

Если k = 0, пространство евклидово, равномерно расширяю­щееся. Если k > 0, Вселенная замкнута с неевклидовой геомет­рией (сферический мир). Расширение сменится сжатием и воз­вратом в исходное сингулярное состояние, после чего она вновь начнет расширяться. Это модель пульсирующей Вселенной. При k < 0 Вселенная с неевклидовой геометрией будет монотонно рас­ширяться (гиперболический мир). Эйнштейн, конечно, болезненно признал свое заблуждение, но после некоторых колебаний оце­нил правоту теории Фридмана. Но ее еще нужно было экспери­ментально подтвердить.

Решающее значение в этом имели открытия американского астронома Э.Хаббла, который показал, что наша Галактика не единственная (1924), а затем обнаружил смещение спектральных линий в красную сторону в излучении далеких галактик (1929). Он установил, что чем галактика дальше, тем больше линии в ее спектре испускания смещены в красную сторону. Используя эф­фект Доплера, он заключил, что галактики удаляются от Земли. Рассчитав их скорости, Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик υ возрастают пропорционально расстоянию R до них: υ = H·R.

В настоящее время постоянная Хаббла Н=75 км/(с·Мпк). Смысл ее в том, что время разлета галактик t=(L/υ) = (1/Н), т.е. величина, обратная постоянной Хаббла, есть возраст Вселен­ной. Из эмпирического закона Хаббла следовало, что если Все­ленная равномерно расширяется и существует начальный мо­мент ее возникновения, возможно оценить ее возраст. Поскольку 1 пк = 3,1 · 10¹⁶ м, то Т ≈ 13,5 млрд лет.

По какой из трех вышеперечисленных моделей происходит рас­ширение нашей Вселенной, зависит от соотношения между сред­ней плотностью вещества в ней и критической плотностью:

ρ_кр = 3(Н²/8πG). Для современного значения Н ρ_кр ≈1 · 10^{- 26} кг/м³. Зная среднюю плотность во Вселенной ρ и сравнив ее с ρ_кр, можно предсказать будущую судьбу нашей Вселенной. При ρ < ρ_кр рас­ширение будет продолжаться неограниченно долго, а при ρ > ρ_кр рано или поздно наступит сжатие: вместо красного смещения в спектрах галактик будет наблюдаться голубое, и в конце концов Вселенная вернется к сверхплотному состоянию, из которого она начала свое расширение. Если все светящееся вещество равно­мерно распределить по Вселенной, то получится значение плот­ности ρ ≈ 3 · 10^{- 28} кг/м³, которое меньше ρ_кр .

Наблюдения за орбитальными движениями звезд и газа указы­вают, что во Вселенной кроме светящегося вещества существуют другие формы трудно обнаруживаемой материи (скрытые мас­сы). Предполагается, что ≈ 30 % массы Вселенной составляет эк­зотическая форма вещества, которую назвали темной материей. Природа темной материи пока не ясна.

Из последних экспериментальных данных и теоретических раз­работок следует, что Вселенная расширяется с ускорением. Это говорит о том, что кроме сил гравитации должны существовать и силы отталкивания (антигравитация). Эти силы связывают c тем­ной энергией. На долю темной энергии приходится 70 — 80 % всей энергии — массы наблюдаемой Вселенной. Она на макроуровне мыслится как среда, заполняющая пространство и обладающая положительной плотностью и отрицательным давлением. Таким образом, вопрос о дальнейшей эволюции Вселенной остается от­крытым.

Возможные варианты развития Вселенной (1—4) приведены на рис. 13.2.

Начальному состоянию Вселенной с бесконечно большой плот­ностью должны были соответствовать бесконечно большие зна­чения температуры и давления, т.е. горячая Вселенная начала расширяться из своеобразного состояния – сингулярности, и вещество в обычном понимании (в виде атомов) не могло существовать. Взрыв вызвал быстрое расширение пространства и остывание, поэтому теорию начального этапа расширения Вселенной, которую разработал Г.Гамов (1946), назвали «Большим Взрывом». Эта теория дала необходимое соотношение водорода (по массе 70%) и гелия (по массе 29%) в современной Вселенной из ядерных реакций в ранней Вселеной. По его расчетам от Большого Взрыва должно было остаться микроволновое излучение малой плотности и его температура должна быть низкой – около 5К (- 268⁰С).

Американские ученые А.Пензиас и Р.Вильсон, изучая «радиопомехи» Галактики, обнаружили (1964) одинаковое по всем направлениям фоновое микроволновое излучение, имеющее температуру около 2,7К. Космологи сразу же поняли, что это открытие подтверждает модель Большого Взрыва, и по предложению И.С.Шкловского это излучение стали называть реликтовым. Теория «горячего начала» или «Большого Взрыва» является общепринятой, но она описывает расширение Вселенной начиная с 10 ^-2 с после Взрыва. Она объяснила происхождение химических элементов и их количественные соотношения, но в ней вызывало затруднения объяснение образования крупномасштабных скучиваний в пространстве, приводящих к образованию галактик, и изотропности реликтового излучения.

В состоянии сингулярности бесконечны плотность энергии и плотность вещества, обычные законы физики неприменимы. Минимальным масштабом, с которого можно использовать су­ществующие теории, является планковская длина (ℓ_р ≈ 10^{- 35} м), а минимальным временным интервалом — планковское время (t_p≈ 10^{- 43} с). В таких масштабах все фундаментальные взаимодей­ствия неотличимы друг от друга, преобладающими становятся гра­витация и квантовые эффекты. В ОТО сила гравитации обуслов­лена геометрией пространства-времени, но в планковских масш­табах из-за соотношения неопределенностей пространственно- временные структуры должны сильно флуктуировать. Поэтому нельзя использовать представления о непрерывном пространстве- времени, а возможно образование виртуальных черных дыр, и пространство-время, по-видимому, представляет собой губкооб­разную пенистую структуру. Теория квантовой гравитации пока не создана.

Но откуда берется колоссальная энергия, необходимая для рож­дения частиц? Один из ответов дает теория инфляционной Все­ленной, предложенная А. Гутом и А. Линде (1980), — в начальные мгновения Вселенной (от 10^-43 до 10^{- 36} с) скорость расширения была в 10⁵⁰ раз больше, чем по модели Большого Взрыва. Это — фаза инфляции (раздувания). Она обусловлена особыми свой­ствами вакуума. На этом этапе за счет квантовых флуктуаций во Вселенной могли образоваться неоднородности, из которых че­рез 1 млрд лет началось зарождение звезд и галактик.

Различные этапы эволюции Вселенной можно представить в виде табл. 13.3.

Дальнейшая эволюция Вселенной в случае открытой модели представлена в табл. 13.4.

Лекциява 14

Концепции эволюционного естествознания