ГЛАВА 6. ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

6.1.Развитие представлений о Вселенной

ВXVIII-XIX веках и даже в первой половине XX века в астрономии господствовал взгляд на Вселенную как на нечто статическое, не изменяющееся.

Современная космология начала складываться в 20-е годы XX века на основе созданной Эйнштейном общей теории относительности. Из этой теории следует так называемая кривизна пространства и связь кривизны с плотностью массы (энергии). Космология, основанная на этих постулатах, — релятивистская. Еще в 1922 году советский математик и геофизик А.А.Фридман нашел решение уравнений общей теории относительности для замкнутой Вселенной. Он установил, что Вселенная не может быть стационарной: она должно или расширяться, или сжиматься.

Существует два различных типа моделей Фридмана:

- если средняя плотность материи во Вселенной меньше некоторой критической величины или равна ей, то тогда Вселенная должна расширяться;

- если плотность материи во Вселенной больше той же критической величины, тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривляет Вселенную, замыкая ее на себя. Вселенная в этом случае конечна, хотя и не ограничена, вроде поверхности сферы. Гравитационные поля достаточно сильны для того, чтобы в конце концов остановить расширение Вселенной, так что рано или поздно она начнет снова сжиматься к состоянию бесконечно большой плотности.

Уравнения Фридмана теоретически обосновали нестационарность Вселенной. На этот вывод ученые не обращали внимание вплоть до открытия американским астрономом Эдвином Хабблом (1889-1953) в 1929 году так называемого «красного смещения». Дело в том, что еще в XIX веке австрийский физик и астроном Кристиан Доплер обнаружил, что если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сторону более коротких волн, если удаляется — в сторону более длинных (красных) волн. Это явление было названо эффектом Доплера. Э. Хаббл открыл «красное смещение» для всех далеких галактик, причем установил, что далекие галактики (скопления звезд) удаляются от нас со скоростями, пропорциональными расстояниям до них v = H L, где H – постоянная Хаббла. Тем самым теоретически построенные Фридманом модели нестационарной Вселенной были обоснованы результатами наблюдений. Совмещение этого факта с теорией Эйнштейна привело к выводу, что Вселенная представляет собой расширяющую-

128

ся четырехмерную сферу. Так, например, если надувать воздушный шар, то все расстояния между точками на его поверхности будут увеличиваться, и чем больше расстояние между двумя точками, тем быстрее они удаляются друг от друга в полном соответствии с законом Хаббла.

Основываясь на теории расширяющейся Вселенной, оказалось возможным проследить развитие Вселенной в «обратную сторону», т. е. попробовать вернуться возможно дальше назад. Расчеты показывают, что около 13 млрд. лет назад все галактики находились в одной точке (точке сингулярности), из которой началось расширение Вселенной, получившее название Большого взрыва.

В 1965 году американские ученые-астрономы А. Пензиас и Р. Вилсон с помощью радиотелескопа установили, что во Вселенной имеется так называемое фоновое радиоизлучение, названное советским ученым И.С. Шкловским реликтовым. Реликтовое радиоизлучение образовалось на раннем этапе существования Вселенной. Два экспериментально установленных положения

— расширение Вселенной и реликтовое излучение — являются убедительными доводами в пользу так называемой теории Большого взрыва, ставшей теперь общепризнанной.

Таким образом, современное представление о Вселенной базируется на представлении о нестационарной, конечной в пространстве и во времени Вселенной. С этой точки зрения объясняется и фотометрический парадокс, который говорил, что если количество звезд во Вселенной и время жизни Вселенной бесконечны, то ночное небо должно быть заполнено звездами и ярко светиться.

Современные космологические модели очень сложны и подчас внутренне противоречивы. К примеру, применяются ко Вселенной уравнения ОТО, хотя ОТО это локальная теория, и ее использование в масштабе Вселенной, мягко скажем, приводит к некоторого рода затруднениям.

6.2. Вселенная. Основные этапы ее эволюции Вселенная — фундаментальное понятие астрономии, строго не опреде-

ляемое. Включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами. Под возрастом Вселенной подразумевается время с начала её расширения.

Большинство астрономов утверждают, что смогли с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным со-

129

ставляет 13,73 ± 0,12 миллиардов лет. Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света. Границей космического светового горизонта является расстояние 24 Гигапарсека. Действительное расстояние до границы наблюдаемой Вселенной больше благодаря всё увеличивающейся скорости расширения Вселенной и оценивается в 93 миллиарда световых лет. (1 световой год ≈ 1013 км, в астрономии также для измерения расстояний используется 1 парсек = 3,3 световых года, астрономическая единица (а.е.) равная расстоянию от Земли до Солнца – 150 млн. км).

То, что мы можем увидеть называют «известной» или «наблюдаемой» Вселенной. Значительные части Вселенной увидеть невозможно, что находится там можно только предполагать. Если посмотреть на ту часть Вселенной, которая находится в пределах видимости современных телескопов, и проанализировать среднюю плотность распределения вещества в космических масштабах, окажется, что она одинакова во всех направлениях с точностью до 10–5. Сейчас все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому космологическому принципу. Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого принципа является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах.

В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской, с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время.

Расчеты показывают, что 13,73 млр. лет назад материя нашей Вселенной была сконцентрирована в необычайно малом объеме, около 10-33 см3, и имела огромную плотность – 1033 г/см3 при температуре 1027 К (так называемая точка сингулярности). Полагают, что наблюдаемая сейчас Вселенная возникла благодаря Большому взрыву Вселенной из возбужденного состояния физического вакуума.

Сегодня наша Вселенная состоит из большого числа звезд, не говоря уж о скрытой массе. И может показаться, что полная энергия и масса Вселенной огромны. И совершенно непонятно, как это все могло поместиться в первоначальном объеме. Однако во Вселенной существует не только материя, но и гравитационное поле. Известно, что энергия последнего отрицательна и, как оказалось, в нашей Вселенной энергия гравитации в точности компенсирует энергию, заключенную в частицах, планетах, звездах и прочих массивных

130

объектах. Таким образом, закон сохранения энергии прекрасно выполняется,

исуммарная энергия и масса нашей Вселенной практически равны нулю.

Внастоящее время принята следующая периодизация развития Вселенной (табл. 6.1):

-самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это планковское время 10−43 с после Большого взрыва. Предполагается, что в это время выделилось гравитационное взаимодействие. По современным представлениям эта эпоха продолжалась до времени порядка 10−11 с после Большого взрыва;

-следующая эпоха характеризуется рождением кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода;

-современная эпоха началась через 0,01 секунды после Большого взрыва

ипродолжается до сих пор. В это время во Вселенной происходили термоядерные реакции, аналогичные реакциям, протекающим в центре Солнца или

втермоядерной бомбе. В результате этих реакций часть протонов связалась с нейтронами и образовала легкие ядра — ядра гелия, дейтерия и лития. В этот период при температуре 3000 градусов произошло объединение электронов и протонов в атомы водорода, и Вселенная оказалась заполненной этим газом. Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям это произошло через 300 000 лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде Реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной. Реликтовое излучение также хранит в себе информацию о состоянии Вселенной в момент перехода плазма – газ.

Высокая однородность этого фонового излучения представляет собой свидетельство в пользу теорий так называемой "инфляции" ("раздувания") - то есть предполагается существование раннего периода в развитии Вселенной, когда ее расширение происходило по особым физическим законам. Во время инфляционного периода (10-33 секунды после Большого взрыва), в ходе экспоненциального расширения размеры Вселенной увеличились в 1050 раз. В этот период происходили своеобразные фазовые переходы, связанные с выделением разных типов взаимодействий, переходы материи из одного состояния в другое в масштабах Вселенной – явление, подобное превращению

131