Эволюция космологических представлений об устройстве Вселенной

Вселенная

В 1922—1924 годах А. А. Фридман создал теорию расширяющейся Вселенной на основе релятивистской теории тяготения Эйнштейна (общей теории относительности). А. А. Фридман исходил из предположения, что в больших масштабах (по современным данным это — сотни миллионов световых лет и более) вещество достаточно однородно распределено в пространстве и все направления равноправны (свойство изотропии). Тогда на крупномасштабное распределение вещества действует только сила всемирного тяготения. Она неизбежно приводит к нестатичности вещества Вселенной. Вселенная не может быть статичной и, как следствие этого, должна изменяться, эволюционировать — таков был вывод Фридмана. Значение этого вывода трудно переоценить. До работ Фридмана на протяжении веков ученые предполагали неизменность Вселенной в целом. Преодоление вековой инертности человеческого мышления было величайшим научным подвигом.

В 1929 году американский астрофизик Э. Хаббл, используя наблюдения движения галактик, доказал, что Вселенная расширяемся и действительно нестационарна. Галактики (как выяснилось позже — скопления галактик) удаляются друг от друга, и скорость их удаления пропорциональна расстоянию между ними. Удаление других звездных систем от нашей Галактики вызывает «покраснение» света в их спектрах из-за эффекта Доплера (красное смещение). Обнаружение этого эффекта и явилось началом наблюдательной космологии.

Открытия Фридмана и Хаббла, доказавшие глобальную эволюцию Вселенной, — выдающееся достижение человеческого разума. С этих открытий начался период изучения «механики Вселенной», изучения законов ее расширения. Последовали многочисленные теоретические и наблюдательные работы, проверяющие правильность полученного закона расширения Вселенной.

Необходимо отметить, что теория расширяющейся Вселенной далеко не сразу завоевала всеобщее признание. В 30-е годы и позже неоднократно пытались дать иное (отличное от эффекта Доплера) объяснение красному смещению в спектрах галактик. Например, высказывалось предположение, что фотоны, распространяясь в космическом пространстве, самопроизвольно распадаются с испусканием каких-то частиц и в результате теряют энергию и «краснеют» («стареют»).

В настоящее время установлено, что смещение радиолинии нейтрального водорода (частота 1420 МГц), регистрируемой в излучении галактик, точно такое же, как и спектральных линий в оптическом диапазоне (частота около 10э МГц). Значит, предположение о «старении» фотонов (покраснении их со временем) отпадает. Не увенчались успехом и другие попытки «недоплеровских» объяснений красного смещения. Единственным приемлемым объяснением является удаление галактик друг от друга — расширение Вселенной.

Все, что говорилось до сих пор о космологическом расширении, относилось к модели Вселенной, в которой вещество распределено однородно. Теперь же предстояло учесть реальную неоднородность распределения материи в пространстве. Работа в этом направлении была начата А. Л. Зельмановым. Он исследовал законы эволюции Вселенной, отбросив предположения об однородности распределения материи и равноправности всех направлений в пространстве.

Выяснение механики расширения Вселенной стало лишь началом изучения ее эволюции. Потребовалось установить, какие физические процессы протекали в расширяющейся Вселенной прежде, какие идут сейчас, какие ожидаются в дальнейшем.

В прошлом в расширяющейся Вселенной расстояния между галактиками были меньше, чем сейчас, и существовала эпоха, когда отдельных галактик заведомо не могло быть. В ранние эпохи расширения не могли существовать вообще никакие отдельные небесные тела — состояние вещества Вселенной совсем не походило на современное. Понадобилось изучить физику этого состояния, процессы возникновения небесных тел и их систем. Из теории Фридмана следовало, что расширение Вселенной началось в некоторый момент времени в прошлом. По современным оценкам, этот «момент», получивший название сингулярности, отстоит от нас на 15—20 млрд. лет.

Вопрос о сингулярности вызывал (и вызывает сейчас) особенно много споров среди физиков и философов. Что послужило причиной расширения Вселенной? Что было до сингулярности?

Развитие физики, создание больших оптических и радиотелескопов, а затем наступление эры космических исследований, когда появилась возможность вынести приемники излучения за пределы земной атмосферы, создали фундамент для научной космологии, прочно опирающейся на данные наблюдений.

Выдающееся значение имела работа Е. М. Лифшица, выполненная в 40-х годах прошлого ХХ века. В ней исследовался рост малых вначале отклонений от однородной модели Вселенной, предложенной Фридманом. Эта работа заложила фундамент теории гравитационной неустойчивости расширяющейся Вселенной — современной теории возникновения структуры Вселенной.

Е. М. Лифшиц показал, что небольшие неоднородности расширяющегося вещества ведут себя по-разному в зависимости от того, каково давление вещества. Если давление велико и по порядку величины сравнимо с полной плотностью энергии материи (это условие соблюдается при высокой температуре), тогда, несмотря на то, что в области сгущений вещества силы тяготения стремятся еще больше увеличить неоднородность, мощные силы давления препятствуют этому, в результате чего возникают лишь звуковые волны постоянной амплитуды. Такие сгустки не способны стать большими, образование изолированных тел невозможно. Если же давление незначительно, то силы тяготения собирают вещество в сгустки, формируя небесные тела. Чтобы решить проблему возникновения структуры Вселенной, необходимо было выяснить физические условия в начале расширения и в первую очередь определить, было вещество горячим или холодным. От ответа на этот вопрос зависело и решение многих других проблем. Главная из них — проблема происхождения химических элементов.

черные области во вселенной

Горячая Вселенная

В конце 40-х годов Г. А. Гамов высказал предположение, что в начале расширения Вселенной температура вещества была большой. Он предложил гипотезу горячей Вселенной, стремясь объяснить распространенность различных ядер и изотопов химических элементов. Время, прошедшее с начала расширения Вселенной, оценивалось тогда в несколько миллиардов лет, и Г. А. Гамов считал, что практически все элементы возникли в ядерных реакциях в самом начале расширения Вселенной при большой температуре, а последующий синтез элементов в звездах не успевает за несколько миллиардов лет существенно повлиять на распространенность элементов во Вселенной.

В начале расширения, при большой температуре, в термодинамическом равновесии с веществом должно находиться электромагнитное излучение. По мере расширения Вселенной вещество и излучение остывают, так что к настоящему времени должно остаться лишь низкотемпературное излучение, для которого вещество сегодняшней Вселенной практически прозрачно. Это излучение было впоследствии названо И. С. Шкловским реликтовым. В 1956 году Г. А. Гамов, основываясь на соображениях о нуклеосинтезе в начале расширения Вселенной (которые с сегодняшней точки зрения неубедительны), оценил температуру реликтового излучения для настоящего времени около 6 К.

В 50-х годах удалось показать, что распространенность всех элементов нельзя объяснить только их синтезом в самом начале расширения Вселенной. В начале расширения горячей Вселенной в результате ядерных реакций появляются водород, гелий и незначительная примесь других легких элементов и изотопов, а тяжелые элементы практически совсем не образуются. Вскоре стало ясно, что время расширения Вселенной заведомо больше 10 млрд. лет и распространенность тяжелых элементов может быть объяснена их нуклеосинтезом в звездах.

Решающим тестом, проверяющим справедливость гипотезы о высокой температуре Вселенной в начале расширения, было бы обнаружение реликтового излучения. В 1964 году впервые рассчитали спектр плотности электромагнитного излучения от всех источников в эволюционирующей Вселенной (включая радиогалактики и звезды) и показали, что в области сантиметровых и миллиметровых волн интенсивность реликтового излучения с температурой около 1 К и выше должна на много порядков превосходить излучение отдельных источников. Именно в этом диапазоне реликтовое излучение и могло быть обнаружено.

Его открыли случайно американские радиофизики А. Пензиас и Р. Вилсон в 1964 году, когда они налаживали радиоаппаратуру для спутниковой связи на волне 7,35 см. Р. Дике, П. Пиблс, П. Ролл и Д. Вилкинсон, в то время готовившие радиоаппаратуру для поисков реликтового излучения, сразу же объяснили наблюдения Пензиаса и Вилсона как открытие реликтового излучения. Они определили температуру этого излучения — около 3 К. Последующие наблюдения показали, что реликтовое излучение действительно является равновесным, как предсказывает гипотеза горячей Вселенной, и имеет температуру около 2,7 К.

Так была подтверждена гипотеза горячей Вселенной. Дальнейшее исследование физических процессов проводилось уже в рамках этой теории.

Космология на современном этапе

Большой вклад внесли ученые в исследование двух принципиальных вопросов — проблемы сингулярности и проблемы происхождения структуры Вселенной. Для решения первой требовалось знать, всегда ли расширение Вселенной было изотропным, а распределение вещества в ней однородным, как следует из модели Фридмана, или расширение и распределение вещества было первоначально совсем иным и только с течением времени стало соответствовать фридмановской модели. В 70-х годах В. А. Белинский, Е. М. Лифшиц и И. М. Халатников нашли общее решение уравнений Эйнштейна, которое описывает любое возможное начало расширения Вселенной. Каким конкретно оно было, можно узнать, сравнив предсказания теории с данными наблюдений.

В настоящее время рассматриваются физические процессы, которые протекали в сверхплотном и сверхгорячем веществе в самом начале космологического расширения. Речь идет о временах меньше одной секунды после начала расширения и о температурах много больше десятков миллиардов градусов. Эти исследования, опирающиеся на последние достижения физики и современные математические методы, очень трудны, так как в столь необычных условиях проявляются новые законы природы, меняются свойства самого пространства-времени. Именно в этой области космологии в ближайшее время следует ждать интереснейших и удивительных открытий. Может быть, нам вскоре станет ясно, как и в каком смысле следует задавать вопросы: «Что было до сингулярности?» и «Почему началось расширение?».

Первые успехи в этом направлении уже достигнуты. Вероятно, в самом начале расширения, в эпоху, близкую к 10-43 доли секунды, свойства вакуума были таковы, что существовали мощные силы гравитационного отталкивания, и Вселенная стала расширяться с огромным ускорением (как говорят, по экспоненциальному закону). И только спустя несколько мгновений (за которые, однако, Вселенная успела невероятно «раздуться») свойства вакуума изменились, появились обычные частицы вещества, гравитационное отталкивание сменилось притяжением, и расширение Вселенной стало протекать с замедлением (по степенному закону). Этапы ускоренного расширения могли повторяться в первые мгновения. В ходе ускоренного расширения происходили фазовые переходы, которые были вызваны объединением различных идов физических взаимодействий — сильного, слабого, электромагнитного.

Другое важнейшее направление исследований космологов — это происхождение структуры Вселенной. В начале расширения вещество представляло собой горячую однородную плазму. Давление в плазме, обусловленное главным образом реликтовым излучением, для которого плазма непрозрачна, было огромным и, как мы уже отмечали, такое давление препятствовало образованию отдельных небесных тел. Спустя примерно 3*105 лет после начала расширения плазма остыла до температуры 3500 К и превратилась в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для реликтового излучения, которое уже больше не участвует в создании давления, отчего давление в газе резко падает. Теперь под действием гравитационных сил начинается рост отдельных уплотнений, и затем формируются галактики и их системы.

Первостепенное значение имеет проверка космологических гипотез всевозможными наблюдениями. Только после того, как предсказания теории подтверждены данными наблюдений, она становится достоверным знанием.

Интерпретация данных наблюдений крупнейших структурных единиц Вселенной — скоплений и сверхскоплений галактик — успешно проводится, в частности, эстонскими астрофизиками во главе с Я. Э. Эйнасто. Они показали, что сверхскопления галактик формируют сравнительно тонкие слои и длинные цепочки. Размеры таких образований достигают многих десятков миллионов парсек.

В современной Вселенной реликтовое излучение распространяется почти без поглощения. Оно путешествует свободно в течение длительного времени и несет информацию о той далекой эпохе, когда еще не было галактик и вещество из плазмы превращалось в нейтральный газ, становясь прозрачным. Небольшие уплотнения вещества, которые тогда существовали и потом развились в галактики, должны были вызывать небольшие изменения интенсивности наблюдаемого сегодня реликтового излучения (масштабы — десяток минут угловой меры). Обнаружение таких «пятен» означало бы, что мы наблюдаем процесс зарождения галактик. Тщательный поиск пока не привел к положительным результатам.

Большие задачи стоят перед будущими космологическими наблюдениями. Одна из них — измерение интенсивности реликтового излучения в разных направлениях с помощью радиотелескопов, установленных на космических аппаратах. Это позволит освободиться от помех, вызванных земной атмосферой, и существенно увеличить точность измерений.

Мы рассказали в общих чертах об эволюции наших знаний о Вселенной за последние 100 лет, о тех аспектах космологии, которыми занимаются ученые разных стран мира.

Автор: И. Д. Новиков, кандидат физико-математических наук.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *