42. Теория расширяющейся Вселенной. "Большой взрыв".

Расширяющаяся Вселенная

Сейчас вселенная расширяется. Но если плотность вещества больше критической, то расширение может сменится гравитационным сжатием, и размеры вселенной вновь могут стать микроскопическими. Если же плотность вещества мала, то расширение будет происходить неограниченно.

Еще одним важным фактором, влияющим на расширение вселенной, является так называемый лямбда член – самый таинственный параметр в уравнении Эйнштейна. Этот параметр играет роль как бы антигравитации. Если он действительно отличен от нуля, то вселенная расширяется ускоренно, то есть постоянная Хаббла со временем будет только расти. При таком положении вещей расширение уже не сменится сжатием.

В 1929 году Эдвин Хаббл впервые экспериментально обнаружил эффект "разбегания" галактик. Позднее появился физический закон, названный законом Хаббла. Согласно этому закону, красное смещение удаленных объектов (звезд, галактик и т.д.) пропорционально их расстоянию от наблюдателя. Красное смещение отвечает за скорость объекта относительно наблюдателя и, таким образом, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется.

Разумеется, галактики удаляются не только от Земли, но и друг от друга. Наглядно представить себе такое расширение вселенной довольно легко. Представим себе небольшой воздушный шарик, на котором мы нарисуем различные космические объекты. Когда мы начнем надувать этот шарик, то расстояние между всему нарисованными объектами будет увеличиваться. Причем, чем больше будет расстояние между рисунками, там быстрее оно будет увеличиваться. Таким образом, мы получаем картину расширения вселенной под действием закона Хаббла. Математически закон Хаббла выражается очень просто:

v = Hr

Где v - скорость разбегания галактик, r - расстояние до галактики, H - постоянная Хаббла. Наиболее надёжная оценка H на 2008 год составляет (70,1±1,3) (км/с)/Мпк.

Закон Хаббла сразу вызвал ряд физических предположений. Если сейчас вселенная расширяется, значит можно предположить, что когда то давно она было очень маленькой. Возможны размеры вселенной были меньше атомного ядра. По непонятной причине произошел Большой Взрыв, в следствии которого вся материя приобрела скорость и стала разлетаться, образуя то, что мы сейчас называем наша вселенная.

На сегодняшний день весь процесс расширения вселенной от большого взрыва до настоящего времен описан уравнениями Фридмана. Александр Фридман первый сформулировал и решил нестационарные уравнения теории гравитации Эйнштейна в 1922 году.

В связи с развитием экспериментальной техники уравнения Фридмана представляют особый интерес. Дело в том, что уравнения этой модели содержат в себе несколько параметров, значение которых как раз определяются в эксперименте. От этих самых параметров зависит во первых, как выглядит наша вселенная, а во вторых, как она расширяется.

Поговорим в начале о том, какой вид имеет наша вселенная. Согласно современным представлениям наша вселенная есть 4 мерное риманово многообразие. Основной вопрос заключается в том, какую форму имеет это многообразие. В уравнения Фридмана входит такой параметр как критическая плотность вещества во вселенной.

Если плотность вещества во вселенной больше критической, то вселенная открытая, если меньше, то замкнутая или закрытая, а если в точности равна, то пространственно плоское. Согласно современным данным, плотность вещества во вселенной приблизительно равна критической плотности. Из-за слишком большой ошибки сказать что-то определенное по этому поводу не удается.

Давайте попробуем представить, как выглядит этот объекты.

Закрытая вселенная. Довольно легко представить двухмерную сферу - это поверхность земного шара. Наша вселенная в таком варианте есть трехмерная сфера. Представьте, что мы находимся в обычном трехмерном пространстве. Но стоит нам достаточно долго идти в каком нибудь направлении, как мы вернемся в точку, с которой стартовали. Это и есть трехмерная сфера. В нашей вселенной такой трюк невозможен, так как эта самая сфера раздувается, а скорость нашего движения ограничена скоростью света.

Открытая и плоская модели вселенной мало чем отличаются от обычного трехмерного пространства. В случае плоской модели вселенная, фактически, есть трехмерное пространство которое расширяется. Открытая же вселенная отличается лишь наличием кривизны пространства.

Что касается расширения вселенной, то тут тоже не все так просто. Сейчас вселенная расширяется. Но если плотность вещества больше критической, то расширение может сменится гравитационным сжатием, и размеры вселенной вновь могут стать микроскопическими. Если же плотность вещества мала, то расширение будет происходить неограниченно.

Еще одним важным фактором, влияющим на расширение вселенной, является так называемый лямбда член – самый таинственный параметр в уравнении Эйнштейна. Этот параметр играет роль как бы антигравитации. Если он действительно отличен от нуля, то вселенная расширяется ускоренно, то есть постоянная Хаббла со временем будет только расти. При таком положении вещей расширение уже не сменится сжатием.

Ответить точно на вопрос о положении дел во вселенной пока не позволяем низкая точность в экспериментальных данных. Однако, прогресс не стоит на месте, и можно надеяться что довольно скоро мы будем знать уже больше о том мире в котором живем.

Большой взрыв

Большой взрыв — гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена А. Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.

Многие слышали, что наша Вселенная произошла в результате большого взрыва. Так это или нет утверждать определенно довольно сложно, однако, все существующие астрономические наблюдения подтверждают теорию большого взрыва. В этой статье мы, опираясь на современные научные теории, попробуем в самых общих чертах описать жизнь Вселенной в первые мгновения своего существования.

Итак, мы знаем, что возраст Вселенной около 13 миллиардов лет, и еще мы знаем, что все это время Вселенная расширялась. Представим себе тот отдаленный момент, когда Вселенная представляла собой некую сингулярность с температурой 10 в 32 степени градусов, и плотность 10 в 96 степени килограммов на метр кубический. (Слово сингулярность означает что это что-то непонятное науке.) Некоторый объект, в котором не работают наши обычные представления о мире. Можно лишь сказать, что он был очень маленький (возможно порядка атомного ядра), очень горячий и имел очень большую плотность.

По еще не выясненным причинам произошел большой взрыв. Этот непонятный по своим свойствам объект стал с огромной скоростью расширяться. Произошло рождение нашей Вселенной. В процессе расширения Вселенная остывала, плотность Вселенной уменьшалась, она меняла свои физические свойства. Рассмотрим более детально первые мгновения после большого взрыва.

Когда возраст Вселенной был меньше 10-37 секунды в ней преобладала квантовая гравитация. А если точнее, все существующие сейчас взаимодействия действовали как одно общее взаимодействие. Это единое взаимодействие, по всей видимости, подчинялось законам квантовой гравитации. К сожалению квантовая гравитация еще почти не изучена, поэтому про эту раннюю эпоху мы сказать ничего не можем.

Примерно в возрасте 10-37 секунд, когда температура опустилась до 1026K единое взаимодействие распалось на 4 вида взаимодействия. Гравитационное взаимодействие стало менее значительным чем другие виды взаимодействия. С этого момента мир уже можно было описывать законами классической, не квантовой гравитации.

Еще немногим позже в возрасте 10-6 секунд, когда температура упала до 1013K появились электроны и кварки. Вещество в таком состоянии называется кваркглюонной плазмой. Примечательно, что сейчас в центре Европы, в Женеве запущен в эксплуатацию ускоритель элементарных частиц. С помощью этого прибора мы планируем получить эту самую кваркглюонную плазму, и с помощью нее лучше исследовать первые мгновения жизни Вселенной.

Вернемся к расширению Вселенной. Всего через минуту после большого взрыва образовались протоны и нейтроны и постепенно стало образовываться ядра гелия и дейтерия. Эти ядра еще нельзя было назвать атомами, так как существовавшие на тот момент электроны находились в свободном состоянии. Энергия вещества была столь велика, что все электроны непрерывно излучали и поглощали фотоны. Вселенная в то время была не прозрачна. Мы легко можем представить себе такую Вселенную, если посмотрим в топку печки, в тот момент, когда дрова горят так жарко, что видно одно только пламя.

Вид Вселенной кардинально поменялся спустя 400 000 лет. В этот момент энергия уменьшилась настолько, что образовались атомы. Излучение перестало взаимодействовать с веществом и Вселенная стала прозрачна. Оставшееся излучение до сих пор наполняет Вселенную – сейчас оно называется реликтовое или фоновое излучение.

Согласно мнению ученых, такие процессы, как разделение единого взаимодействия на 4 вида, образование кварк-глюонной плазмы, появление протонов и нейтронов, и некоторые другие происходили не постепенно, а почти мгновенно. Такие преобразования называются фазовыми переходами, аналогичным образом, например, происходит превращение пара в воду при остывании. Благодаря тому, что фазовые переходы происходили очень быстро они оставляли после себя некоторые следы, такие как фоновое излучение после образования атомов. Именно поэтому нам удается обнаружить доказательства, подтверждающие теорию большого взрыва.

С того самого времени Вселенная была похожа на ту, что мы видим сейчас. Со временем образовались звезды, планеты, в том числе и наша Земля.