Добавил:
ivanov666
Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз:
Предмет:
Файл:Естественно-научная картина мира. Учебник
.pdf
161
ной служит планковское время. Планковская эра предположительно длилась от 0 до 10
–43
с и названа она так потому, что из-
мерить ее продолжительность можно только планковским временем. Ввиду экстремальных температур и бесконечной плотности материи состояние Вселенной в этот период времени
было крайне нестабильным.
Приблизительно в период с 10
–43
до 10
–36
с во Вселенной
происходил процесс столкновения состояний переходных температур. Считается, что именно в этот момент фундаментальные
силы, которые управляют нынешней Вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом этого отделения явилось
появление гравитационных сил. В период примерно с 10
–36
до
10
–32
с после Большого взрыва температура Вселенной стала до-
статочно низкой (1 028 К), что привело к разделению электромагнитных сил, сильного взаимодействия и слабого взаимодействия.
Еще спустя 10
–35
с под воздействием первоначального импульса, возникшего в момент Большого взрыва при выделении
из состояния ложного вакуума огромной энергии, начинается
стремительное расширение, раздувание первоначального локального объема сингулярной точки Вселенной. Этот этап развития Вселенной принято называть инфляционной эрой.
Инфляция — особая стадия ранней эволюции Вселенной,
в ходе которой она чрезвычайно быстро (за время ~ 10
–34
с)
и сильно (в ~ 1043 раз) расширилась. По окончании инфляции
Вселенная разогрелась до очень высокой температуры, после
чего наступила эпоха горячего Большого взрыва.
За краткий период инфляционной эры формируется вещественная основа Вселенной, возникают частицы и античастицы.
В этот момент произошло скачкообразное расширение, которое
во много раз превышало обычное. Именно период космической
инфляции позволил найти ответ на вопрос о том, почему температура во всех точках Вселенной является одинаковой: вещество после того, как произошел Большой взрыв, по Вселенной
разлетелось не сразу, а в течение 10
–35
с еще оставалось ком-
пактным, и в нем установилось тепловое равновесие, которое
при инфляционном расширении не оказалось разрушенным. В
162
этом периоде сформировался базовый материал для формирования нейтронов и протонов — кварк-глюонная плазма.
Процесс образования кварк-глюонной плазмы произошел
после дальнейшего снижения температуры. Этот процесс получил название «бариогенезис». В процессе зарождения материи
происходило одновременно формирование антиматерии. Два
противоположных вещества аннигилировали, становясь излучением, однако количество частиц было большим и превалировало, что позволило возникнуть Вселенной. Следующий фазовый
переход произошел после снижения температуры, и привел к
появлению известных науке элементарных частиц. Вслед за
этим пришедшая эпоха, получившая название эпохи «нуклеосинтеза», примечательна объединением протонов в легкие изотопы. Первые ядра, образованные в этот момент, обладали коротким сроком существования и при столкновениях с другими
частицами неизбежно распадались. После трех минут с момента
сотворения мира возникли более устойчивые элементы.
Доминирование гравитации над другими имеющимися
силами ознаменовало новый этап эволюции Вселенной. Спустя
380 тыс. лет с момента Большого взрыва образовался атом водорода. Возрастание влияния гравитационной силы явилось завершающим этапом начального периода формирования Вселенной. В этот период начался процесс формирования первых
звездных систем.
Однако самые ранние периоды зарождения Вселенной —
продлившиеся от 10
–43
до 10
–11
с после Большого взрыва, — по-
прежнему являются предметом споров и обсуждений. Если
учесть, что те законы физики, которые нам сейчас известны, не
могли существовать в это время, то очень сложно понять, каким
же образом регулировались процессы в этой ранней Вселенной.
Кроме того, экспериментов с использованием тех возможных
видов энергий, которые могли присутствовать в то время, до сих
пор не проводилось. Как бы там ни было, многие теории о возникновении Вселенной в конечном итоге согласны с тем, что в
какой-то период времени имелась отправная точка, с которой
все началось.
163
Согласно общей теории относительности, гравитация не
является реальной силой, а есть искривление пространствавремени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было
бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный
момент материя и пространство одновременно взорвались везде
во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает. С. Хокинг и Р. Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было
сингулярное состояние, если общая теория относительности
применима для описания физических процессов в очень ранней
Вселенной. Чтобы избежать катастрофической сингулярности в
прошлом, требуется существенно изменить физику, например,
предположив возможность самопроизвольного непрерывного
рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но
астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.
Современной стандартной космологической моделью
Большого Взрыва является модель Лямбда-CDM, где лямбда —
это лямбда-член, отвечающий за темную энергию, CDM — это
Cold Dark Matter (холодная темная материя). Выбрана она была
потому, что решает все противоречия, которые появлялись в
других космологических моделях. Согласно этой модели на холодную темную материю приходится около 23 процентов всей
материи / энергии во Вселенной, при этом частицы темной материи двигаются медленнее скорости света. Доля барионного
вещества составляет около 4,6 процента. Лямбда-CDM ссылается на так называемую космологическую постоянную: теорию,
предложенную Альбертом Эйнштейном, которая характеризует
свойства вакуума и показывает соотношение баланса между
массой и энергией как постоянную статичную величину. В этом
случае она связана с темной энергией, которая служит в качестве акселератора расширения Вселенной и поддерживает гигантские космологические структуры в значительной степени
однородными.
164
Стандартная космологическая модель — это эволюционное понятие, она меняется фактически с каждым годом, делаются какие-то уточнения, чуть-чуть изменяются параметры. Необходимо отметить ряд свойств, которые во всех моделях пока
остаются неизменными.
1. Большой взрыв происходил во всех точках простран-
ства одновременно и синхронно, нельзя указать на какую-либо
точку как на центр взрыва, в пространстве нет крупномасштабных градиентов давления и плотности и нет никаких границ или
фронтов, отделяющих расширяющееся вещество от пустоты.
2. Большой взрыв следует представлять как расширение
самого пространства вместе с содержащейся в нем материей,
которая в среднем в каждой данной точке покоится.
3. На всех стадиях Большого взрыва выполняется так
называемый космологический принцип — Вселенная в любой
данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в
любой точке пространства. В частности, в любой данный момент во всех точках пространства плотность материи в среднем
одна и та же.
6.7. Нерешенные проблемы космологии
Сейчас основной проблемой астрономии стали «темная
материя» и «темная энергия», исследования которых продолжаются уже несколько десятилетий. Современные космологические модели предполагают, что Вселенная всего на 4 % состоит
из обычного вещества. Долю «темной материи» оценивают в
22 %, а все остальное (74 %) называют «темной энергией».
В 1933 г. швейцарско-американский астроном Фриц
Цвикки заметил, что кроме светящегося вещества галактик во
Вселенной должны быть еще невидимые, «скрытые» массы, которые проявляют себя только своим тяготением. Он изучал
скопление галактик Кома в созвездии Волосы Вероники —
крупное образование, содержащее тысячи звездных систем, подобных туманности Андромеды или нашей Галактике. Галактики движутся в этом скоплении со скоростями, достигающими
1 000 км/с. Чтобы удержать их в объеме скопления, требуется
165
тяготение, которое не способны создать одни только видимые,
светящиеся массы самих галактик. Для этого необходимо более
сильное тяготение, и, согласно подсчетам Цвикки, требуются
дополнительные массы, которые примерно в 10 раз больше
суммарной видимой массы галактик скопления.
Позднее, в 1970-х гг., усилиями астрономов СССР и США
было обнаружено, что скрытые массы должны присутствовать
не только в скоплениях галактик, но и в изолированных крупных галактиках. Яан Эйнасто, Вера Рубин, Джеремайя Острайкер, Джим Пиблс и их коллеги выяснили, что скрытые массы
образуют невидимые гало галактик. Дело в том, что можно измерить зависимость скорости вращения спиральных галактик от
расстояния до центра (кривая вращения), которое прослеживается как внутри звездной системы, так и вне ее (по движению
облаков нейтрального водорода). В области вне видимого диска
галактики кривая вращения становится, как правило, плоской,
т.е. практически не зависит от расстояния. Во всех случаях ход
этой «плоской» зависимости указывает на присутствие скрытой
материи и внутри звездной системы, и вне ее, причем масса невидимой материи в гало в 3–10 раз больше массы галактики.
Невидимое вещество, наполняющее гало галактик и скоплений,
принято сейчас называть темной материей.
Темная материя — форма материи, которая не излучает,
не поглощает и не рассеивает свет. Наличие темной материи
определяется только по ее гравитационному воздействию на
наблюдаемые объекты. Во многих галактиках в пределах их
видимых границ темная материя сравнима с массой всех звезд,
вместе взятых, или даже превышает ее. Основное количество
темной материи предположительно находится в
межгалактическом пространстве. О природе темной материи
имеются лишь различные предположения. Ее единственным
взаимодействием является гравитация.
Другие интересные эмпирические данные, подтверждающие существование темной материи, связаны с эффектом гравитационной линзы. Скопления галактик создают эйнштейновский
эффект отклонения света полем тяготения. Источником света
служат в этом случае далекие галактики и квазары. Изображе-
166
ния галактик искажаются при прохождении их света в гравитационном поле скопления, служащего своеобразной гравитационной линзой. Различают сильное и слабое линзирование. При
сильном линзировании искажение столь значительно, что появляется несколько изображений источника. Это происходит, когда угловое расстояние между линзой и источником относительно невелико. При сравнительно больших угловых расстояниях искажение не так значительно (слабое линзирование), и
оно сводится к изменению видимой формы источника, но уже
без дробления его изображения. В обоих случаях этот эффект
дает указание на массу скопления, служащего гравитационной
линзой. Изучая такие искажения для сотен тысяч и миллионов
далеких галактик, можно получить сведения о величине и распределении массы в скоплениях-линзах. Наблюдения такого рода неизменно указывают на то, что скопления содержат большие
скрытые массы.
Открытие темной материи — второе (после открытия
космологического расширения) важнейшее событие в истории
космологии. Обычное вещество, из которого состоит планета
Земля (и все, что на ней, включая и нас самих), Солнце, другие
звезды, складывается всего из трех видов элементарных частиц:
протонов, нейтронов и электронов. А темная материя, которой
во Вселенной гораздо больше, имеет совсем другой состав: это
не барионы (протоны и нейтроны), не электроны, а неизвестно что.
В 1998 г. по изучению вспышек сверхновых (точнее, одного из нескольких известных их типов, именно, Iа) в предельно
далеких галактиках было сделано неожиданное открытие, приведшее к пересмотру имевшихся представлений о динамике
расширения Вселенной и о роли в ней обычной материи. Было
установлено, что в настоящее время Вселенная расширяется
ускоренно. Агент, вызывающий это ускорение, получил название темной энергии. В отличие от обычного вещества, она создает отрицательное давление. Природа темной энергии неизвестна.
167
Темная энергия — гипотетический вид энергии, введенный в математическую модель Вселенной ради объяснения
наблюдаемого ее расширения с ускорением.
Вещество (считая и с темной материей) не способно ускорять галактики, а лишь тормозит их разлет: взаимное притяжение галактик стремится сблизить их друг с другом. Поэтому открытый астрономами факт ускоренного расширения указывает
на то, что наряду с обычным веществом, создающим тяготение,
во Вселенной присутствует особая космическая масса, или энергия, которая создает не тяготение, а антитяготение — всеобщее
отталкивание тел. При этом в космологическом масштабе антитяготение сильнее тяготения. Новая энергия получила название
темной энергии. Она действительно невидима: не излучает, не
рассеивает и не поглощает света (и всех вообще электромагнитных волн); она проявляет себя только антитяготением. Физическая природа и микроскопическая структура темной энергии
стала сейчас центральной проблемой космологии и всей фундаментальной физики. Похоже, она столь же сложна, как и вопрос
о происхождении космологического расширения.
Эйнштейн не оставил нам физической интерпретации
космологической постоянной, входящей в уравнения общей
теории относительности. Согласно предложению Э. Б. Глинера,
высказанному еще в 1965 г., космологическую постоянную
можно рассматривать как физическую характеристику особого
рода сплошной среды, идеально равномерно заполняющей все
пространство Вселенной. Плотность этой среды не только однородна, но и не зависит от времени, она одна и та же во всех системах отсчета. Из этого представления вытекают особые макроскопические свойства темной энергии. Так, оказывается, что у
нее имеется давление, причем оно отрицательно, а по абсолютной величине равно плотности энергии (напомним, что плотность энергии и давление имеют одну и ту же размерность).
Именно из-за своего отрицательного давления темная энергия
создает антитяготение — это специфический эффект общей теории относительности.
Если бы во Вселенной присутствовало только обычное тяготение, разбегание галактик замедлялось бы со временем. Од-
168
нако в 1998–1999 гг. было установлено, что по крайней мере
вторую половину своей истории Вселенная расширяется, наоборот, с ускорением. Этот факт свидетельствует в пользу существования антитяготения — всеобщего отталкивания. Новая
энергия получила название «темной энергии».
Первые 7 млрд лет расширяющаяся Вселенная практически не чувствовала присутствия в ней темной энергии: плотность вещества (темной материи и барионов) была значительно
выше плотности темной энергии. Предполагается, что плотность
темной энергии не зависит от времени, это величина постоянная. А плотность вещества убывает в ходе расширения, так что в
прошлом она была выше, чем сейчас; по этой причине до определенного момента тяготение вещества было сильнее антитяготения темной энергии. Эти две силы как раз и сравнялись по величине примерно 7 млрд лет тому назад. С тех пор темная энергия
доминирует.
Физическая природа и микроскопическая структура темной энергии стала сейчас центральной проблемой космологии и
всей фундаментальной физики. Похоже, она столь же сложна,
как и вопрос о происхождении космологического расширения.
Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва.
Можно отметить ряд проблем, стоящих сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.
1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в при-
менимости общей теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.
2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропно-
сти Вселенной. Кажется странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось столь изотропным. Не
исключено, правда, что анизотропное вначале расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.
3. Физическая природа Большого взрыва.
4. Возникновение галактик — появление крупных грави-
тационно-связанных скоплений материи, имевшее место в далеком прошлом Вселенной, началось с конденсации нейтрального
газа, начиная с окончания темных веков. На данный момент
169
удовлетворительной теории возникновения и эволюции галактик не существует. Есть несколько конкурирующих теорий,
объясняющих это явление, но каждая имеет свои серьезные
проблемы.
5. Происхождение крупномасштабной структуры Вселенной. Однородная на самых больших масштабах, на меньших
масштабах Вселенная весьма неоднородна. Трудно понять, как
одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому космологи изучают возможности неоднородных
моделей Большого взрыва.
6. Проблема геометрии Вселенной. Для ответа необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она
превосходит некоторое критическое значение, то геометрия
пространства-времени замкнутая, и в будущем Вселенная
непременно сожмется. Замкнутая Вселенная не имеет границ, но
ее объем конечен. Если плотность ниже критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.
7. Проблема появления у галактик огромных скоростей
разбегания. Что заставило их стремительно удаляться друг
от друга?
На эти вопросы не смогли ответить ни знаменитые астро-
номы–наблюдатели, основатели космологии, ни великие физики, начиная с Эйнштейна. Нет ответа на них и у космологов
наших дней. Возможно, это самая трудная и самая не поддающаяся разрешению загадка из когда-либо возникавших в естественных науках. Мы не знаем, с чего, собственно, началось
космологическое расширение, не имеем представления о физике, которая могла бы за этим стоять. Не известно даже, как нужно ставить задачу о причине космологического расширения. Тем
более ничего нельзя сказать о том, что было до этого события, и
даже не вполне понятно, что значит здесь «до».
8. Космологам не удается понять, почему реликтовых фотонов так много (по сравнению с протонами). Впрочем, правильнее было бы сказать, что это вопрос не о фотонах, а, скорее,
о протонах: почему их именно столько, сколько известно из
наблюдений? Ответа пока нет. С этой проблемой не удалось
справиться даже А. Д. Сахарову, который считал ее одной из
170
самых принципиальных как в космологии, так и во всей фундаментальной физике.
9. Проблема будущего Вселенной.
Итак, за 100 с небольшим лет своего существования, считая от первых наблюдений Слайфера и теоретической работы
Эйнштейна, космология превратилась из области абстрактных и
почти фантастических, как казалось, занятий на далекой периферии тогдашней науки в одно из центральных направлений
естествознания XXI в. Она обладает надежным наблюдательным фундаментом, который складывается из базовых фактов о
Вселенной. На нем строится и развивается теория, прочно связанная со всей современной физикой, включая общую теорию
относительности, ядерную физику и физику элементарных частиц. Космология ставит новые важные вопросы, выдвигает содержательные идеи и гипотезы, делает смелые предсказания.
Она дает широкую, богатую и согласованную картину мира, которая становится сейчас неотъемлемой частью общей культуры
человечества. А нерешенные проблемы в живой, сложной науке
всегда есть и должны быть — это источник и резерв ее дальнейшего развития.
Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]