Вселенная стивена хокинга. Как называют расширение Вселенной. Кварки не бывают одиноки

И.Гордеев. А.Горелов. КСЕ. Лекция 4. 1

Лекция 4. Расширяющаяся Вселенная

1/ Происхождение Вселенной

2/ Модель расширяющейся Вселенной

3/ Эволюция и строение галактик

4/ Астрономия и космонавтика

1 Происхождение Вселенной

Во все времена люди хотели знать, откуда и каким образом произо­шел мир. Когда в культуре господствовали мифологические пред­ставления, происхождение мира объяснялось, как, скажем, в «Ве­дах» распадом первочеловека Пуруши. То, что это была общая ми­фологическая схема, подтверждается и русскими апокрифами, например, «Голубиной книгой». Победа христианства утвердила представления о сотворении Богом мира из ничего.

С появлением науки в ее современном понимании на смену мифо­логическим и религиозным приходят научные представления о проис­хождении Вселенной. Следует разделять три близких термина: бытие, универсум и Вселенная. Первый является философским и обозначает все существующее, бытующее. Второй употребляется и в философии, и в науке, не имея специфической философской нагрузки (в плане проти­вопоставления бытия и сознания), и обозначает все как таковое.

Значение термина Вселенная более узкое и приобрело специ­фически научное звучание. Вселенная - место вселения человека, доступное эмпирическому наблюдению. Постепенное сужение науч­ного значения термина Вселенная вполне понятно, так как естество­знание, в отличие от философии, имеет дело только с тем, что эмпи­рически проверяемо современными научными методами.

Вселенную в целом изучает наука, называемая космологией, т. е. наукой о космосе. Слово это тоже не случайно. Хотя сейчас кос­мосом называют все находящееся за пределами атмосферы Земли, не так было в Древней Греции. Космос тогда принимался как «поря­док», «гармония», в противоположность «хаосу» - «беспорядку». Таким образом, космология, в основе своей, как и подобает науке, открывает упорядоченность нашего мира и нацелена на поиск зако­нов его функционирования. Открытие этих законов и представляет собой цель изучения Вселенной как единого упорядоченного целого.

Это изучение зиждется на нескольких предпосылках.

Во-пер­вых, формулируемые физикой универсальные законы функциони­рования мира считаются действующими во всей Вселенной.

Во-вторых, производимые астрономами наблюдения тоже признаются распространяемыми на всю Вселенную. И, в-третьих, истинными признаются только те выводы, которые не противоречат возможнос­ти существования самого наблюдателя, т. е. человека (так называе­мый антропный принцип).

Выводы космологии называются моделями происхождения и развития Вселенной. Почему моделями? Дело в том, что одним из ос­новных принципов современного естествознания является пред­ставление о возможности проведения в любое время управляемого и воспроизводимого эксперимента над изучаемым объектом. Только если можно провести бесконечное, в принципе, количество экспери­ментов и все они приводят к одному результату, на основе этих экс­периментов делают заключение о наличии закона, которому подчи­няется функционирование данного объекта. Лишь в этом случае ре­зультат считается вполне достоверным с научной точки зрения,

Ко Вселенной это методологическое правило остается непри­менимым. Наука формулирует универсальные законы, а Вселенная уникальна. Это противоречие, которое требует считать все заключе­ния о происхождении и развитии Вселенной не законами, а лишь мо­делями, т. е. возможными вариантами объяснения. Строго говоря, все законы и научные теории являются моделями, поскольку они могут быть заменены в процессе развития науки другими концепциями, но модели Вселенной как бы в большей степени модели, чем многие иные научные утверждения.

2.Модель расширяющейся Вселенной

Наиболее общепринятой в космологии является модель однородной изотропной нестационарной горячей расширяющейся Вселенной, построенная на основе общей теории относительности и релятивист­ской теории тяготения, созданной Альбертом Эйнштейномв 1916 го­ду.

В основе модели однородной изотропной нестационарной горячей расширяющейся Вселенной лежат два предположения:

1) свойства Все­ленной одинаковы во всех ее точках (однородность) и направлениях (изотропность);

2) наилучшим известным описанием гравитацион­ного поля являются уравнения Эйнштейна. Из этого следует так на­зываемая кривизна пространства и связь кривизны с плотностью массы (энергии). Космология, основанная на этих постулатах, - ре­лятивистская.

Важным пунктом данной модели является ее нестационар­ность. Это определяется двумя постулатами теории относительнос­ти: 1) принципом относительности, гласящим, что во всех инерцион­ных системах все законы сохраняются вне зависимости от того, с ка­кими скоростями, равномерно и прямолинейно движутся эти системы друг относительно друга; 2J экспериментально подтверж­денным постоянством скорости света.

Из принятия теории относительности вытекало в качестве следствия (первым это Заметил петроградский физик и математик Александр Александрович Фридман в 1922 году), что искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расши* ряться, или сжиматься. На этот вывод не было обращено внимания вплоть до открытий американским астрономом Эдвином Хабблом в 1929 году так называемого «красного смещения».

Красное смещение - это понижение частот электромагнит­ного изЛучёнияТЁГ1идимой части спектра линии смещаются к его красному концу. Обнаруженный ранее эффект Доплера гласил, что при удалении от нас какого-либо источника колебаний, восприни­маемая нами частота колебаний уменьшается, а длина волны соот­ветственно увеличивается. При излучении происходит «покрасне­ние», т. е. линии спектра сдвигаются в сторону более длинных крас­ных волн.

Так вот, для всех далеких источников света красное смещение было зафиксировано, причем чем дальше находился источник, тем в большей степени. Красное смещение оказалось пропорционально расстоянию до источника, что и подтверждало гипотезу об удалении их, т. е. о расширении Метагалактики-видимой части Вселенной.

Красное смещение надежно подтверждает теоретический вы­вод о нестационарности области нашей Вселенной с линейными разме­рами порядка нескольких миллиардов парсек на протяжении по мень­шей мере нескольких миллиардов лет. В то же время кривизна прост­ранства не может быть измерена, оставаясь теоретической гипотезой.

Составной частью модели расширяющейся Вселенной явля­ется представление о Большом Взрыве, происшедшем где-то при­мерно 12 -18 млрд. лет назад. «Вначале был взрыв. Не такой взрыв, который знаком вам на Земле и который начинается из определенно­го центра и затем распространяется, захватывая все больше и боль­ше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала"все пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы» (Вейнберг С. Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Все­ленной.- М., 1981.- С. 30).

Начальное состояние Вселенной (так называемая сингуляр­ная точка): бесконечная плотность массы* бесконечная кривизна пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение при высокой темдературе, при которой могла существовать только смесь элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино). Горячесть начального состояния подтверждена открытием в 1965 году реликтового излучения фотонов и нейтрино, образовавшихся на ранней стадии расширения Вселенной.

Возникает интересный вопрос: из чего же образовалась Все­ленная? Чем было то, из чего она возникла. В Библии утверждается, что Бог создал все из ничего. Зная, что в классической науке сформулированы законы сохранения материи и энергии, религиозные фи­лософы спорили о том, что значит библейское «ничего», и некоторые в угоду науке полагали, что под ничем имеется в виду первоначаль­ный материальный хаос, упорядоченный Богом.

Как это ни удивительно, современная наука допускает (именно. допускает, но не утверждает),-что все могло создаться из ничего. «Ни­чего» в научной терминологии на§ы§дщ:сялакуумом. Вакуум, кото­рый физика XIX века считала пустотой, по современным научным представлениям является своеобразной формой материи, способной при определенных условиях «рождать» вещественные частицы.

Современная квантовая механика допускает (это не противо­речит теории), что вакуум может приходить в «возбужденное состо­яние», вследствие чего в нем может образоваться поле, а из него (что подтверждается современными физическими экспериментами) - вещество.

Рождение Вселенной «из ничего» означает с современной на­учной точки зрения ее самопроизвольное возникновение из вакуума, когда в отсутствии частиц происходит случайная флуктуация. Бели число фотонов равно нулю, то напряженность поля не имеет опреде­ленного значения (По «принципу неопределенности» Гейзенберга): поле постоянно испытывает флуктуации, хотя среднее (наблюдае­мое) значение напряженности равно нулю.

Флуктуация представляет собой появление виртуальных час­тиц, которые непрерывно рождаются и сразу же уничтожаются, но так же участвуют во взаимодействиях, как и реальные частицы. Благодаря флуктуациям, вакуум приобретает особые свойства, про­являющиеся в наблюдаемых эффектах.

Итак, Вселенная могла образоваться из «ничего», т. е. из «воз­бужденного вакуума». Такая гипотеза, конечно, не является решаю­щим подтверждением существования Бога. Ведь все это могло про­изойти в соответствии с законами физики естественным путем без вмешательства извне каких-либо идеальных сущностей. И в этом случае научные гипотезы не подтверждают и не опровергают рели­гиозные догмы, которые лежат по ту сторону эмпирически под­тверждаемого и опровергаемого естествознания.

На этом удивительное в современной физике не кончается. Отвечая на просьбу журналиста изложить суть теории относитель­ности в одной фразе, Эйнштейн сказал: «Раньше полагали, что если бы из Вселенной исчезла вся материя, то пространство и время со­хранились бы; теория относительности утверждает, что вместе с материей исчезли бы также пространство и время». Перенеся этот вывод на модель расширяющейся Вселенной, можно заключить, что др образования Вселенной не было ни пространства, ни времени.

Отметим, что теория относительности соответствует двум разновидностям модели расширяющейся Вселенной. В первой из них кривизна пространства-времени отрицательна или в пределе равна нулю; в этом варианте все расстояния со временем неограни­ченно возрастают. Во второй разновидности модели кривизна поло­жительна, пространство конечно, и в этом случае расширение со временем заменяется сжатием. В обоих вариантах теория относи­тельности согласуется с нынешним эмпирически подтвержденным расширением Вселенной.

Досужий ум неизбежно задается вопросами: что же было тог­да, когда не было ничего, и что находится за пределами расшире­ния. Первый вопрос, очевидно, противоречив сам по себе, второй выходит за рамки конкретной науки. Астроном может сказать, что как ученый он не вправе отвечать на такие вопросы. Но поскольку они все же возникают, формулируются и возможные обоснования ответов, которые являются не только научными, сколько натур­философскими.

Так, проводится различие между терминами «бесконечный» и «безграничный». Примером бесконечности, которая не безгранична, служит поверхность Земли: мы можем идти по ней бесконечно долго, но тем не менее она ограничена атмосферой сверху и земной корой снизу. Вселенная также может быть бесконечной, но ограниченной. С другой стороны, известна точка зрения, в соответствии с которой в материальном мире не может быть ничего бесконечного, потому что он развивается в виде конечных систем с петлями обратной связи, которыми эти системы создаются в процессе преобразования среды.

Но оставим эти соображения области натурфилософии, по­тому что в естествознании в конечном счете критерием истины яв­ляются не абстрактные соображения, а эмпирическая проверки гипотез.

Что же было после Большого Взрыва? Образовался сгусток плазмы-состояния, в котором находятся элементарные частицы-- нечто среднее между твердым и жидким состоянием, который и на­чал расширяться все больше и больше под действием взрывной вод­ны. Через 0,01 сек после начала Большого Взрыва во Вселенной по* явилась смесь легких ядер (2/3 водорода и 1/3 гелия). Как образова­лись все остальные химические элементы?

3.Эволюция и строения галактик

Поэт спрашивал: «Послушайте! Ведь, если звезды зажигают-значит - это кому-нибудь нужно? Мы знаем, что звезды нужны, что­бы светить, и наше Солнце дает необходимую для нашего существо­вания энергию. А зачем нужны галактики? Оказывается и галактики нужны, и Солнце не только обеспечивает нас энергией. Астрономи­ческие наблюдения показывают, что из ядер галактик происходит непрерывное истечение водорода. Таким образом, ядра галактик яв­ляются фабриками по производству основного строительного мате­риала Вселенной-водорода.

Водород, атом которого состоит из одного протона в ядре и од­ного электрона на его орбите, является самым простым «кирпичи­ком», из которого в недрах звезд образуются в процессе атомных ре­акций более сложные атомы. Причем оказывается, что звезды совер­шенно не случайно имеют различную величину. Чем больше масса звезды, тем более сложные атомы синтезируются в ее недрах.

Наше Солнце как обычная звезда производит только гелий из водорода (который дают ядра галактик), очень массивные звез­ды производят углерод - главный «кирпичик» живого вещества. Вот для чего нужны галактики и звезды. А для чего нужна Земля? Она производит все необходимые вещества для существования жизни человека. А для чего существует человек? На этот вопрос не может ответить наука, но она может заставить нас еще раз заду­маться над ним.

Если «зажигание» звезд кому-то нужно, то может и человек кому-то нужен? Научные данные помогают нам сформулировать представление о нашем предназначении, о смысле нашей жизни. Обращаться при ответе на эти вопросы к эволюции Вселенной - это значит мыслить космически. Естествознание учит мыслить космически, в то же время не отрываясь от реальности нашего бытия.

Вопрос об образовании и строении галактик - следующий важный вопрос происхождения Вселенной. Его изучает не только космология как наука о Вселенной - едином целом, но также и ко­смогония (греч. «гонейа» означает рождение) - область науки, в которой изучается происхождение и развитие космических тел и их систем (различают планетную, звездную, галактическую кос­могонию).

Галактика представляет собой гигантские скопления звезд и их систем, имеющие свой центр (ядро) и различную, не только сфе­рическую, но часто спиралевидную, эллиптическую, сплюснутую или вообще неправильную форму. Галактик - миллиарды, и в каждой из них насчитываются миллиарды звезд.

Наша галактика называется Млечный Путь и состоит из 150 млрд, звезд. Она состоит из ядра и нескольких спиральных ветвей. Ее Размеры -100 тыс. световых лет. Большая часть звезд нашей галак­тики сосредоточена в гигантском «диске» толщиной около 1500 све­товых лет. На расстоянии около 30 тыс. световых лет от центра галак­тики расположено Солнце.

Ближайшая к нашей галактика (до которой световой луч бежит 2 млн. лет) - «туманность Андромеды». Она названа так потому, что именно в созвездии Андромеды в 1917 году был открыт первый внегалактический объект. Его принадлежность к другой галактике была доказана в 1923 году Э. Хабблом, нашедшим путем спектраль­ного анализа в этом объекте звезды. Позже были обнаружены звезды и в других туманностях.

А в 1 963 году были открыты квазары (квазизвездные радиоис­точники) - самые мощные источники радиоизлучения во Вселенной со светимостью в сотни раз большей светимости галактик и размера­ми в десятки раз меньшими их. Было предположено, что квазары представляют собой ядра новых галактик и стало быть процесс обра­зования галактик продолжается и поныне.

4. Астрономия и космонавтика

Звезды изучает астрономия (от греч. «астрой» - звезда и «номос» - закон) - наука о строении и развитии космических тел и их систем. Эта классическая наука переживает в XX веке свою вторую моло­дость в связи с бурным развитием техники наблюдений - основного своего метода исследований: телескопов-рефлекторов, приемников излучения (антенн) и т. п. В СССР в 1974 году вступил в действие в Ставропольском крае рефлектор с диаметром зеркала 6 м., собираю­щий света в миллионы раз больше, чем человеческий глаз.

В астрономии исследуются радиоволны, свет, инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское излучения и гамма-лучи. Астро­номия делится на небесную механику, радиоастрономию, астрофи­зику и другие дисциплины.

Особое значение приобретает в настоящее время астрофизика - часть астрономии, изучающая физические и химические явле­ния, происходящие в небесных телах, их системах и в космическом пространстве. В отличие от физики, в основе которой лежит экспе­римент, астрофизика основывается главным образом на наблюдени­ях. Но во многих случаях условия, в которых находится вещество в небесных телах и системах отличается от доступных современным лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокая температура и т. д.). Благодаря этому астрофизические исследова­ния приводят к открытию новых физических закономерностей.

Собственное значение астрофизики определяется тем, что в настоящее время основное внимание в релятивистской космологии переносится на физику Вселенной - состояние вещества и физиче­ские процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии.

Один из основных методов астрофизики - спектральный ана­лиз. Если пропустить луч белого солнечного света через узкую щель, а затем сквозь стеклянную трехгранную призму, то он распадается на составляющие цвета, и на экране появится радужная цветовая полоска с постепенным переходом от красного к фиолетовому - не-прерывный спектр. Красный конец спектра образован лучами, наи­менее отклоняющимися при прохождении через призму, фиолето­вый - наиболее отклоняемыми. Каждому химическому элементу соответствуют вполне определенные спектральные линии, что и позволяет использовать данный метод для изучения веществ.

К сожалению, коротковолновые излучения - ультрафиоле­товые, рентгеновские и гамма-лучи - не проходят сквозь атмосфе­ру Земли, и здесь на помощь астрономам приходит наука, которая до недавнего времени рассматривалась как прежде всего техническая -космонавтика (от греч. «наутике»-искусство кораблевождения), обеспечивающая освоение космоса для нужд человечества с исполь­зованием летательных аппаратов.

Космонавтика изучает проблемы: теории космических поле­тов - расчеты траекторий и т. д.; научно-технические - конструи­рование космических ракет, двигателей, бортовых систем управле­ния, пусковых сооружений, автоматических станций и пилотируе­мых кораблей, научных приборов, наземных систем управления полетами, служб траекторных измерений, телеметрии, организация и снабжение орбитальных станций и др.; медико-биологические - создание бортовых систем жизнеобеспечения, компенсация небла­гоприятных явлений в человеческом организме, связанных с пере- ; грузкой, невесомостью, радиацией и др.

История космонавтики начинается с теоретических расчетов выхода человека в неземное пространство, которые дал К. Э. Циол­ковский в труде «Исследование мировых пространств реактивными (Приборами» (1903 г,)- Работы в области ракетной техники начаты в СССР в 1921 году. Первые запуски ракет на жидком топливе осуще­ствлены в США в 1926 году.

Основными вехами в истории космонавтики стали запуск первого искусственного спутника Земли 4 октября 1957 года, пер­вый полет человека в космос 12 апреля 1961 года, лунная экспеди­ция в 1969 году, создание орбитальных пилотируемых станций на околоземной орбите, запуск космического корабля многоразового использования.

Работы велись параллельно в СССР и США, но в последние годы наметилось объединение усилий в области исследования космического пространства. В 1995 году осуществлен совместный проект«Мир» - «Шаттл», в котором американские корабли «Шаттл» использовались для.доставки космонавтов на российскую орбиталь­ную станцию «Мир».

Возможность изучать на орбитальных станциях космическое излучение, которое задерживается атмосферой Земли, способству­ем ет существенному прогрессу в области астрофизики.

Кембриджский университет предоставил пользователям со всего мира возможность ознакомиться с электронной копией работы Хокинга под названием «Свойства расширяющихся вселенных». Желающих оказалось так много, что вскоре сайт рухнул.

Следующая новость

Кембриджская библиотека открыла доступ к докторской диссертации самого известного ученого современности в понедельник, в 00:01 по местному времени. Как сообщает The Telegraph , в первые 12 часов соответствующую страницу в библиотечной системе Apollo посетили более 60 тысяч человек. Сайт не справляется с наплывом пользователей до сих пор, время от времени выходя из строя.

Когда в 1966 году никому не известный студент-физик защищал свою докторскую диссертацию, он не представлял, что 50 лет спустя тысячи людей будут нуждаться в возможности почитать ее. <…> Теперь его докторская диссертация стала доступна широкой аудитории, и каждый, кто разделяет его страсть к звездам, может следовать за ним

«Диссертация Стивена Хокинга так популярна, что она, кажется, сломала интернет. По крайней мере, его часть», — пишет The Independent . Сам ученый заявил, что его радует информация об интересе читателей, и выразил надежду, что его работа вдохновит новые поколения исследователей на новые научные свершения.

Основные вопросы этого исследования — сущность и последствия непрерывного расширения вселенной. Среди сделанных Хокингом выводов одним из ключевых является тезис о том, что рост и коллапс первоначальных малых возмущений не мог быть причиной формирования галактик.

Предоставляя открытый доступ к моей диссертации, я надеюсь вдохновить людей по всему миру смотреть вверх, на звезды, а не себе под ноги; размышлять о нашем месте во вселенной, пытаться — и суметь постичь смысл космоса. Каждый человек из любой точки мира должен иметь свободный, беспрепятственный доступ не только к моему исследованию, но и к каждой выдающейся и пытливой мысли среди обширного спектра человеческого разума

— Стивен Хокинг.

Хокинг завершил этот труд в 24 года. К тому времени ему уже был поставлен диагноз «боковой амиотрофический склероз». В 1963 году врачи сообщили Хокингу, что ему осталось жить около двух лет, однако спустя три года ученый успешно защитил диссертацию, а спустя еще 22 года опубликовал свою «Краткую историю времени». Очень скоро книга стала бестселлером, она до сих пор занимает важнейшее место среди научно-популярной литературы. В основу знаменитой книги легла, в частности, и диссертация Хокинга — одна из глав «Краткой истории времени» посвящена проблеме расширяющихся вселенных.

В настоящее время Стивену Хокингу 75 лет. Прожив более 50 лет с неизлечимым заболеванием, постепенно угнетающим центральную нервную систему организма, и утратив способность двигаться и говорить, ученый продолжает вести исследовательскую деятельность и популяризировать науку. В прошлом году он поддержал технологический проект The Breakthrough Initiatives, направленный на изучение проблемы существования жизни во вселенной.

Каждое поколение стоит на плечах тех, кто прошел перед ними — и я тоже, будучи юным студентом Кембриджа, вдохновлялся работами Исаака Ньютона, Джеймса Максвелла и Альберта Эйнштейна. Замечательно слышать, сколько людей уже проявили интерес к моей диссертации, скачав ее. Надеюсь, они не будут разочарованы теперь, когда, наконец, получили к ней доступ!

— Стивен Хокинг.

Диссертация «Свойства расширяющихся вселенных» является самой запрашиваемой научной работой библиотеки Кембриджа. По данным BBC , с мая 2016 на ознакомление с ней было оформлено 199 заявок — при этом предполагается, что они были оставлены людьми, не причастными к академической среде. Для сравнения, следующая работа в «топе» самых востребованных кембриджских публикаций была запрошена всего 13 раз.

Руководство Кембриджа надеется, что вслед за Хокингом разрешение на публикацию своих работ в открытом доступе дадут и другие ведущие ученые университета. С момента учреждения Нобелевской премии ее лауреатами стали 98 выпускников и сотрудников этого учебного заведения. О том, почему важно сделать их труды общедоступными, Cambridge News рассказал заместитель начальника отдела научных коммуникаций вуза Артур Смит: «Устранив барьеры между людьми и знанием, мы реализуем прорывы во всех областях науки, медицины и технологий».

С октября 2017 года все аспиранты, окончившие Кембриджский университет, будут обязаны предоставлять электронные копии своих докторских диссертаций для сохранения и дальнейшей публикации в интегрированной библиотечной системе Apollo. На данный момент в ее базе хранится более 200 тысяч цифровых документов — в том числе около 15 тысяч научных статей, 10 тысяч изображений и 2,4 тысячи диссертаций. Электронная библиотека доступна пользователям по всему миру.

Следующая новость

Если посмотреть на небо ясной безлунной ночью, то самыми яркими объектами, скорее всего, окажутся планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. А еще вы увидите целую россыпь звезд, похожих на наше Солнце, но расположенных намного дальше от нас. Некоторые из этих неподвижных звезд в действительности едва заметно смещаются друг относительно друга при движении Земли вокруг Солнца. Они вовсе не неподвижны! Это происходит, потому что такие звезды находятся сравнительно близко к нам. Вследствие движения Земли вокруг Солнца мы видим эти более близкие звезды на фоне более далеких из различных положений. Тот же самый эффект наблюдается, когда вы едете на машине, а деревья у дороги словно бы изменяют свое положение на фоне ландшафта, уходящего к горизонту (рис. 14). Чем ближе деревья, тем заметнее их видимое движение. Такое изменение относительного положения называется параллаксом. В случае со звездами это настоящая удача для человечества, потому что параллакс позволяет нам непосредственно измерить расстояние до них.

Рис. 14. Звездный параллакс.

Движетесь ли вы по дороге или в космосе, относительное положение ближних и дальних тел изменяется по мере вашего движения. Величина этих изменений может быть использована для определения расстояния между телами.

Самая близкая звезда, Проксима Центавра, удалена от нас примерно на четыре световых года или сорок миллионов миллионов километров. Большинство других звезд, видимых невооруженным глазом, находятся в пределах нескольких сотен световых лет от нас. Для сравнения: от Земли до Солнца всего восемь световых минут! Звезды разбросаны по всему ночному небу, но особенно густо рассыпаны они в полосе, которую мы называем Млечным Путем. Уже в 1750 г. некоторые астрономы высказывали предположение, что вид Млечного Пути можно объяснить, если считать, что большинство видимых звезд собраны в дискообразную конфигурацию, наподобие тех, что мы теперь называем спиральными галактиками. Только через несколько десятилетий английский астроном Уильям Гершель подтвердил справедливость этой идеи, кропотливо подсчитывая число звезд, видимых в телескоп на разных участках неба. Тем не менее полное признание эта идея получила лишь в двадцатом столетии. Теперь мы знаем, что Млечный Путь - наша Галактика - раскинулся от края до края приблизительно на сто тысяч световых лет и медленно вращается; звезды в его спиральных рукавах совершают один оборот вокруг центра Галактики за несколько сотен миллионов лет. Наше Солнце - самая обычная желтая звезда средних размеров - находится у внутреннего края одного из спиральных рукавов. Определенно, мы проделали длинный путь со времен Аристотеля и Птолемея, когда люди считали Землю центром Вселенной.

Современная картина Вселенной начала прорисовываться в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что Млечный Путь не единственная галактика. Он открыл, что существует множество других звездных систем, разделенных обширными пустыми пространствами. Чтобы подтвердить это, Хаббл должен был определить расстояние от Земли до других галактик. Но галактики находятся так далеко, что, в отличие от ближайших звезд, действительно выглядят неподвижными. Не имея возможности использовать параллакс для измерения расстояний до галактик, Хаббл вынужден был применить косвенные методы оценки расстояний. Очевидной мерой расстояния до звезды является ее яркость. Но видимая яркость зависит не только от расстояния до звезды, но также и от светимости звезды - количества испускаемого ею света. Тусклая, но близкая к нам звезда затмит самое яркое светило из отдаленной галактики. Поэтому, чтобы использовать видимую яркость в качестве меры расстояния, мы должны знать светимость звезды.

Светимость ближайших звезд можно рассчитать по их видимой яркости, поскольку благодаря параллаксу мы знаем расстояние до них. Хаббл заметил, что близкие звезды можно классифицировать по характеру испускаемого ими света. Звезды одного класса всегда имеют одинаковую светимость. Далее он предположил, что если мы обнаружим звезды этих классов в далекой галактике, то им можно приписать ту же светимость, какую имеют подобные звезды поблизости от нас. Располагая такой информацией, несложно вычислить расстояние до галактики. Если вычисления, проделанные для множества звезд в одной и той же галактике, дают одно и то же расстояние, то можно быть уверенным в правильности нашей оценки. Таким способом Эдвин Хаббл вычислил расстояния до девяти различных галактик.

Сегодня мы знаем, что звезды, видимые невооруженным глазом, составляют ничтожную долю всех звезд. Мы видим на небе примерно 5000 звезд - всего лишь около 0,0001% от числа всех звезд нашей Галактики, Млечного Пути. А Млечный Путь - лишь одна из более чем сотни миллиардов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы. И каждая галактика содержит порядка сотни миллиардов звезд. Если бы звезда была крупинкой соли, все звезды, видимые невооруженным глазом, уместились бы в чайной ложке, однако звезды всей Вселенной составили бы шар диаметром более тринадцати километров.

Звезды настолько далеки от нас, что кажутся светящимися точками. Мы не можем различить их размер или форму. Но, как заметил Хаббл, есть много различных типов звезд, и мы можем различать их по цвету испускаемого ими излучения. Ньютон обнаружил, что, если солнечный свет пропустить через трехгранную стеклянную призму, он разложится на составляющие цвета, подобно радуге (рис. 15). Относительная интенсивность различных цветов в излучении, испускаемом неким источником света, называется его спектром. Фокусируя телескоп на отдельной звезде или галактике, можно исследовать спектр испускаемого ими света.

Рис. 15. Звездный спектр.

Анализируя спектр излучения звезды, можно определить как ее температуру, так и состав атмосферы.

В числе прочего излучение тела позволяет судить о его температуре. В 1860 г. немецкий физик Густав Кирхгоф установил, что любое материальное тело, например звезда, будучи нагретым, испускает свет или другое излучение, подобно тому как светятся раскаленные угли. Свечение нагретых тел обусловлено тепловым движением атомов внутри них. Это называется излучением черного тела (несмотря на то что сами нагретые тела не являются черными). Спектр чернотельного излучения трудно с чем нибудь перепутать: он имеет характерный вид, который изменяется с температурой тела (рис. 16). Поэтому излучение нагретого тела подобно показаниям термометра. Наблюдаемый нами спектр излучения различных звезд всегда похож на излучение черного тела, это своего рода извещение о температуре звезды.

Рис. 16. Спектр излучения черного тела.

Все тела - а не только звезды - испускают излучение вследствие теплового движения составляющих их микроскопических частиц. Распределение излучения по частоте характеризует температуру тела.

Если внимательно изучить звездный свет, он сообщит нам еще больше информации. Мы обнаружим отсутствие некоторых строго определенных цветов, причем у разных звезд они будут разными. И поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает характерный для него набор цветов, то, сравнивая эти цвета с теми, что отсутствуют в спектре звезды, мы сможем точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 1920 е гг., когда астрономы начали изучать спектры звезд в других галактиках, было обнаружено нечто очень интересное: это оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд в нашей собственной галактике, но все они были смещены к красному концу спектра, причем в одинаковой пропорции. Физикам смещение цвета или частоты известно как эффект Доплера.

Мы все знакомы с тем, как это явление воздействует на звук. Прислушайтесь к звуку проезжающего мимо вас автомобиля. Когда он приближается, звук его двигателя или гудка кажется выше, а когда машина уже проехала мимо и стала удаляться, звук понижается. Полицейский автомобиль, едущий к нам со скоростью сто километров в час, развивает примерно десятую долю скорости звука. Звук его сирены представляет собой волну, чередование гребней и впадин. Напомним, что расстояние между ближайшими гребнями (или впадинами) называется длиной волны. Чем меньше длина волны, тем большее число колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон, или частота, звука.

Эффект Доплера вызван тем, что приближающийся автомобиль, испуская каждый следующий гребень звуковой волны, будет находиться все ближе к нам, и в результате расстояния между гребнями окажутся меньше, чем если бы машина стояла на месте. Это означает, что длины приходящих к нам волн становятся меньше, а их частота - выше (рис. 17). И наоборот, если автомобиль удаляется, длина улавливаемых нами волн становится больше, а их частота - ниже. И чем быстрее перемещается автомобиль, тем сильнее проявляется эффект Доплера, что позволяет использовать его для измерения скорости.

Рис. 17. Эффект Доплера.

Когда источник, испускающий волны, движется по направлению к наблюдателю, длина волн уменьшается. При удалении источника она, напротив, увеличивается. Это и называют эффектом Доплера.

Свет и радиоволны ведут себя подобным же образом. Полиция использует эффект Доплера для определения скорости автомобилей путем измерения длины волны отраженного от них радиосигнала. Свет представляет собой колебания, или волны, электромагнитного поля. Как мы отмечали в гл. 5, длина волны видимого света чрезвычайно мала - от сорока до восьмидесяти миллионных долей метра.

Человеческий глаз воспринимает световые волны разной длины как различные цвета, причем наибольшую длину имеют волны, соответствующие красному концу спектра, а наименьшую - относящиеся к синему концу. Теперь представьте себе источник света, находящийся на постоянном расстоянии от нас, например звезду, испускающую световые волны определенной длины. Длина регистрируемых волн будет такой же, как у испускаемых. Но предположим теперь, что источник света начал отдаляться от нас. Как и в случае со звуком, это приведет к увеличению длины волны света, а значит, спектр сместится в сторону красного конца.

Доказав существование других галактик, Хаббл в последующие годы занимался определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время многие предполагали, что галактики движутся беспорядочно, и ожидали, что число спектров, смещенных в синюю сторону, будет примерно таким же, как число смещенных в красную. Поэтому полной неожиданностью стало открытие того, что спектры большинства галактик демонстрируют красное смещение - почти все звездные системы удаляются от нас! Еще более удивительным оказался факт, обнаруженный Хабблом и обнародованный в 1929 г.: величина красного смещения галактик не случайна, а прямо пропорциональна их удаленности от нас. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется! Отсюда вытекало, что Вселенная не может быть статичной, неизменной в размерах, как считалось ранее. В действительности она расширяется: расстояние между галактиками постоянно растет.

Осознание того, что Вселенная расширяется, произвело настоящую революцию в умах, одну из величайших в двадцатом столетии. Когда оглядываешься назад, может показаться удивительным, что никто не додумался до этого раньше. Ньютон и другие великие умы должны были понять, что статическая Вселенная была бы нестабильна. Даже если в некоторый момент она оказалась бы неподвижной, взаимное притяжение звезд и галактик быстро привело бы к ее сжатию. Даже если бы Вселенная относительно медленно расширялась, гравитация в конечном счете положила бы конец ее расширению и вызвала бы сжатие. Однако, если скорость расширения Вселенной больше некоторой критической отметки, гравитация никогда не сможет его остановить и Вселенная продолжит расширяться вечно.

Здесь просматривается отдаленное сходство с ракетой, поднимающейся с поверхности Земли. При относительно низкой скорости тяготение в конце концов остановит ракету и она начнет падать на Землю. С другой стороны, если скорость ракеты выше критической (больше 11,2 километра в секунду), тяготение не может удержать ее и она навсегда покидает Землю.

Исходя из теории тяготения Ньютона такое поведение Вселенной могло быть предсказано в любой момент в девятнадцатом или восемнадцатом веке и даже в конце семнадцатого столетия. Однако вера в статическую Вселенную была столь сильна, что заблуждение сохраняло власть над умами до начала двадцатого столетия. Даже Эйнштейн был настолько уверен в статичности Вселенной, что в 1915 г. внес специальную поправку в общую теорию относительности, искусственно добавив в уравнения особый член, получивший название космологической постоянной, который обеспечивал статичность Вселенной.
Космологическая постоянная проявлялась как действие некой новой силы - «антигравитации», которая, в отличие от других сил, не имела никакого определенного источника, а просто была неотъемлемым свойством, присущим самой ткани пространства времени. Под влиянием этой силы пространство время обнаруживало врожденную тенденцию к расширению. Подбирая величину космологической постоянной, Эйнштейн мог варьировать силу данной тенденции. С ее помощью он сумел в точности уравновесить взаимное притяжение всей существующей материи и получить в результате статическую Вселенную.
Позже Эйнштейн отверг идею космологической постоянной, признав ее своей «самой большой ошибкой». Как мы скоро убедимся, сегодня есть причины полагать, что в конце концов Эйнштейн мог все же быть прав, вводя космологическую постоянную. Но Эйнштейна, должно быть, более всего удручало то, что он позволил своей вере в неподвижную Вселенную перечеркнуть вывод о том, что Вселенная должна расширяться, предсказанный его же собственной теорией. Кажется, только один человек разглядел это следствие общей теории относительности и принял его всерьез. Пока Эйнштейн и другие физики искали, как избежать нестатичности Вселенной, российский физик и математик Александр Фридман, наоборот, настаивал на том, что она расширяется.

Фридман сделал относительно Вселенной два очень простых предположения: что она одинаково выглядит, в каком бы направлении мы ни смотрели, и что данное положение верно, независимо от того, из какой точки Вселенной мы смотрим. Опираясь на эти две идеи и решив уравнения общей теории относительности, он доказал, что Вселенная не может быть статической. Таким образом, в 1922 г., за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман в точности предсказал расширение Вселенной!

Предположение, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, не совсем соответствует действительности. Например, как мы уже знаем, звезды нашей Галактики формируют на ночном небе отчетливую светлую полосу - Млечный Путь. Но если мы посмотрим на отдаленные галактики, похоже, их число будет более или менее равным во всех частях неба. Так что Вселенная выглядит примерно одинаково в любом направлении, если наблюдать ее в крупном масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и игнорировать различия в малых масштабах.

Представьте себе, что вы в лесу, где деревья растут беспорядочно. Посмотрев в одном направлении, вы увидите ближайшее дерево в метре от себя. В другом направлении самое близкое дерево обнаружится на расстоянии трех метров. В третьем вы увидите сразу несколько деревьев в одном, двух и трех метрах от себя. Непохоже, будто лес выглядит одинаково в любом направлении. Но если принять во внимание все деревья в радиусе километра, такого рода различия усреднятся и вы увидите, что лес одинаков по всем направлениям (рис. 18).

Рис. 18. Изотропный лес.

Даже если распределение деревьев в лесу в целом равномерно, при ближайшем рассмотрении может оказаться, что они местами растут гуще. Так же и Вселенная не выглядит одинаковой в ближайшем к нам космическом пространстве, тогда как при увеличении масштаба мы наблюдаем одинаковую картину, в каком бы направлении ни вели наблюдение.

Долгое время однородное распределение звезд служило достаточным основанием для принятия фридмановской модели в качестве первого приближения к реальной картине Вселенной. Но позднее счастливый случай обнаружил еще одно подтверждение того, что предположение Фридмана удивительно точно описывает Вселенную. В 1965 г. два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон из «Белл телефон лабораторис» в Нью Джерси, отлаживали очень чувствительный микроволновый приемник. (Микроволнами называют излучение с длиной волны около сантиметра.) Пензиаса и Вильсона беспокоило, что приемник регистрировал больший уровень шума, чем ожидалось. Они обнаружили на антенне птичий помет и устранили другие потенциальные причины сбоев, но скоро исчерпали все возможные источники помех. Шум отличался тем, что регистрировался круглые сутки в течение всего года независимо от вращения Земли вокруг своей оси и ее обращения вокруг Солнца. Так как движение Земли направляло приемник в различные сектора космоса, Пензиас и Вильсон заключили, что шум приходит из за пределов Солнечной системы и даже из за пределов Галактики. Казалось, он шел в равной мере со всех сторон космоса. Теперь мы знаем, что, куда бы ни был направлен приемник, этот шум остается постоянным, не считая ничтожно малых вариаций. Так Пензиас и Вильсон случайно наткнулись на поразительный пример, подкрепляющий первую гипотезу Фридмана о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях.

Каково происхождение этого космического фонового шума? Примерно в то же время, когда Пензиас и Вильсон исследовали загадочный шум в приемнике, два американских физика из Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались микроволнами. Они изучали предположение Георгия (Джорджа) Гамова (в прошлом студента Александра Фридмана) о том, что на ранних стадиях развития Вселенная была очень плотной и добела раскаленной. Дик и Пиблс полагали, что если это правда, то мы должны иметь возможность наблюдать свечение ранней Вселенной, поскольку свет от очень далеких областей нашего мира приходит к нам только сейчас. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет должен быть столь сильно смещен в красный конец спектра, что превратится из видимого излучения в микроволновое. Дик и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Вильсон, услышав об их работе, поняли, что уже нашли его. За эту находку Пензиас и Вильсон были в 1978 г. удостоены Нобелевской премии (что кажется несколько несправедливым в отношении Дика и Пиблса, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд тот факт, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, свидетельствует о том, что мы занимаем в ней какое то особенное место. В частности, может показаться, что раз все галактики удаляются от нас, то мы должны находиться в центре Вселенной. Есть, однако, другое объяснение этого феномена: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях также и при взгляде из любой другой галактики. Если помните, именно в этом и состояло второе предположение Фридмана.

Мы не располагаем никакими научными аргументами за или против второй гипотезы Фридмана. Столетия назад христианская церковь признала бы его еретическим, так как церковная доктрина постулировала, что мы занимаем особое место в центре мироздания. Но сегодня мы принимаем это предположение Фридмана по едва ли не противоположной причине, из своего рода скромности: нам показалось бы совершенно удивительным, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только для нас, но не для других наблюдателей во Вселенной!

Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает расползание цветных пятен на поверхности надуваемого воздушного шара. С ростом размеров шара увеличиваются и расстояния между любыми двумя пятнами, но при этом ни одно из пятен нельзя считать центром расширения. Более того, если радиус воздушного шара постоянно растет, то чем дальше друг от друга находятся пятна на его поверхности, тем быстрее они будут удаляться при расширении. Допустим, что радиус воздушного шара удваивается каждую секунду. Тогда два пятна, разделенные первоначально расстоянием в один сантиметр, через секунду окажутся уже на расстоянии двух сантиметров друг от друга (если измерять вдоль поверхности воздушного шара), так что их относительная скорость составит один сантиметр в секунду. С другой стороны, пара пятен, которые были отделены десятью сантиметрами, через секунду после начала расширения разойдутся на двадцать сантиметров, так что их относительная скорость будет десять сантиметров в секунду (рис. 19). Точно так же в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Тем самым модель предсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас - это та самая зависимость, которую позднее обнаружил Хаббл. Хотя Фридману удалось предложить удачную модель и предвосхитить результаты наблюдений Хаббла, его работа оставалась почти неизвестной на Западе, пока в 1935 г. аналогичная модель не была предложена американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уокером уже по следам открытого Хабблом расширения Вселенной.

Рис. 19. Расширяющаяся Вселенная воздушного шара.

Вследствие расширения Вселенной галактики удаляются друг от друга. С течением времени расстояние между далекими звездными островами увеличивается сильнее, чем между близкими галактиками, подобно тому как это происходит с пятнами на раздувающемся воздушном шаре. Поэтому наблюдателю из любой галактики скорость удаления другой галактики кажется тем больше, чем дальше она расположена.

Фридман предложил только одну модель Вселенной. Но при сделанных им предположениях уравнения Эйнштейна допускают три класса решений, то есть существует три разных типа фридмановских моделей и три различных сценария развития Вселенной.

Первый класс решений (тот, который нашел Фридман) предполагает, что расширение Вселенной происходит достаточно медленно, так что притяжение между галактиками постепенно замедляет и в конечном счете останавливает его. После этого галактики начинают сближаться, а Вселенная - сжиматься. В соответствии со вторым классом решений Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитация лишь немного замедлит разбегание галактик, но никогда не сможет остановить его. Наконец, есть третье решение, согласно которому Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы только избежать схлопывания. Со временем скорость разлета галактик становится все меньше и меньше, но никогда не достигает нуля.

Удивительная особенность первой модели Фридмана - то, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, но при этом нигде в пространстве нет никаких границ. Гравитация настолько сильна, что пространство свернуто и замыкается на себя. Это до некоторой степени схоже с поверхностью Земли, которая тоже конечна, но не имеет границ. Если двигаться по поверхности Земли в определенном направлении, то никогда не натолкнешься на непреодолимый барьер или край света, но в конце концов вернешься туда, откуда начал путь. В первой модели Фридмана пространство устроено точно так же, но в трех измерениях, а не в двух, как в случае поверхности Земли. Идея о том, что можно обогнуть Вселенную и вернуться к исходной точке, хороша для научной фантастики, но не имеет практического значения, поскольку, как можно доказать, Вселенная сожмется в точку прежде, чем путешественник вернется в к началу своего пути. Вселенная настолько велика, что нужно двигаться быстрее света, чтобы успеть закончить странствие там, где вы его начали, а такие скорости запрещены (теорией относительности. - Перев.). Во второй модели Фридмана пространство также искривлено, но иным образом. И только в третьей модели крупномасштабная геометрия Вселенной плоская (хотя пространство искривляется в окрестности массивных тел).

Какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда нибудь расширение Вселенной, и сменится ли оно сжатием, или Вселенная будет расширяться вечно?

Оказалось, что ответить на этот вопрос труднее, чем поначалу представлялось ученым. Его решение зависит главным образом от двух вещей - наблюдаемой ныне скорости расширения Вселенной и ее сегодняшней средней плотности (количества материи, приходящегося на единицу объема пространства). Чем выше текущая скорость расширения, тем б о льшая гравитация, а значит, и плотность вещества, требуется, чтобы остановить расширение. Если средняя плотность выше некоторого критического значения (определяемого скоростью расширения), то гравитационное притяжение материи сможет остановить расширение Вселенной и заставить ее сжиматься. Такое поведение Вселенной отвечает первой модели Фридмана. Если средняя плотность меньше критического значения, тогда гравитационное притяжение не остановит расширения и Вселенная будет расширяться вечно - как во второй фридмановской модели. Наконец, если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, расширение Вселенной будет вечно замедляться, все ближе подходя к статическому состоянию, но никогда не достигая его. Этот сценарий соответствует третьей модели Фридмана.

Так какая же модель верна? Мы можем определить нынешние темпы расширения Вселенной, если измерим скорость удаления от нас других галактик, используя эффект Доплера. Это можно сделать очень точно. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы можем измерять их только косвенно. Поэтому нам известно лишь то, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10% за миллиард лет. Еще более расплывчаты наши знания о нынешней средней плотности Вселенной. Так, если мы сложим массы всех видимых звезд в нашей и других галактиках, сумма будет меньше сотой доли того, что требуется для остановки расширения Вселенной, даже при самой низкой оценке скорости расширения.

Но это далеко не все. Наша и другие галактики должны содержать большое количество некой «темной материи», которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря ее гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Возможно, лучшим свидетельством существования темной материи являются орбиты звезд на периферии спиральных галактик, подобных Млечному Пути. Эти звезды обращаются вокруг своих галактик слишком быстро, чтобы их могло удерживать на орбите притяжение одних только видимых звезд галактики. Кроме того, большинство галактик входят в состав скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о присутствии темной материи между галактиками в этих скоплениях по ее влиянию на движение галактик. Фактически количество темной материи во Вселенной значительно превышает количество обычного вещества. Если учесть всю темную материю, мы получим приблизительно десятую часть от той массы, которая необходима для остановки расширения.

Нельзя, однако, исключать существования других, еще не известных нам форм материи, распределенных почти равномерно повсюду во Вселенной, что могло бы повысить ее среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые чрезвычайно трудно обнаружить.

(В одном из новых нейтринных экспериментов используется подземный резервуар, заполненный 50 тысячами тонн воды.) Считается, что нейтрино невесомы и поэтому не вызывают гравитационного притяжения.

Однако исследования нескольких последних лет свидетельствуют, что нейтрино все же обладает ничтожно малой массой, которую ранее не удавалось зафиксировать. Если нейтрино имеют массу, они могли бы быть одной из форм темной материи. Тем не менее, даже с учетом такой темной материи, во Вселенной, похоже, гораздо меньше вещества, чем необходимо для остановки ее расширения. До недавнего времени большинство физиков сходилось на том, что ближе всего к реальности вторая модель Фридмана.

Но затем появились новые наблюдения. За последние несколько лет разные группы исследователей изучали мельчайшую рябь того микроволнового фона, который обнаружили Пензиас и Вильсон. Размер этой ряби может служить индикатором крупномасштабной структуры Вселенной. Ее характер, похоже, указывает, что Вселенная все таки плоская (как в третьей модели Фридмана)! Но поскольку суммарного количества обычной и темной материи для этого недостаточно, физики постулировали существование другой, пока не обнаруженной, субстанции - темной энергии.

И словно для того, чтобы еще больше усложнить проблему, недавние наблюдения показали, что расширение Вселенной не замедляется, аускоряется. Вопреки всем моделям Фридмана! Это очень странно, поскольку присутствие в пространстве вещества - высокой или низкой плотности - может только замедлять расширение. Ведь гравитация всегда действует как сила притяжения. Ускорение космологического расширения - это все равно что бомба, которая собирает, а не рассеивает энергию после взрыва. Какая сила ответственна за ускоряющееся расширение космоса? Ни у кого нет надежного ответа на этот вопрос. Однако, возможно, Эйнштейн все таки был прав, когда ввел в свои уравнения космологическую постоянную (и соответствующий ей эффект антигравитации).

С развитием новых технологий и появлением превосходных космических телескопов мы стали то и дело узнавать о Вселенной удивительные вещи. И вот хорошая новость: теперь нам известно, что Вселенная продолжит в ближайшее время расширяться с постоянно возрастающей скоростью, а время обещает длиться вечно, по крайней мере для тех, кому хватит благоразумия не угодить в черную дыру. Но что же было в самые первые мгновения? Как начиналась Вселенная, и что заставило ее расширяться?

Природа темной энергии является предметом ожесточенных споров. Открытый чуть менее чем тридцать лет назад, невидимый компонент Вселенной все еще не получил единого объяснения. Пришло время разобраться: почему темная энергия вызывает столько проблем, и как ученые пытаются ее детектировать?

Форма вселенной

С хорошей степенью точности наша Вселенная пространственно-однородна и изотропна – она не содержит «особых» точек и направлений, относительно которых ее свойства меняются. Такое пространство создать непросто: необходимо поддерживать определенную плотность энергии всех входящих в нее компонентов.

Уже в 1980-х годах ученым была точно известна так называемая критическая плотность, обеспечивающая пространственно-плоскую Вселенную. Но полученные результаты измерения количества барионного вещества в галактических кластерах совместно с плотностью, которую мог обеспечить Большой взрыв, скорее указывали на низкую плотностью материи в пространстве.

Также о недостатке материи говорил возраст шаровых скоплений – весьма немолодых конгломератов звезд. Оказалось, что такие скопления родились как минимум 10 миллиардов лет назад: но при наблюдаемом количестве вещества после Большого взрыва расширение Вселенной должно было постепенно замедляться и в целом оценка ее возраста была меньше. Наш мир оказывался моложе, чем его составляющие.

Сверхновые типа Ia

Окончательно убедить ученых в необходимости поиска нового источника энергии во Вселенной смогли сверхновые типа Iа – звезды, жизненный цикл которых заканчивается вспышкой, настолько интенсивной, что ее возможно наблюдать на Земле.

Две команды ученых, Supernova Cosmology Project, руководителем которого был Сол Перлмуттер, и High-Z Supernova Research Team, возглавляемый Брайаном Шмидтом, предложили процедуру использования самых мощных телескопов в мире для изучения сверхновых.

Прорыв совершил Марк Филлипс, астроном, работающий в Чили: он предложил новый способ определения внутренней светимости сверхновых типа Ia, которая напрямую связана с расстоянием до небесного тела. С другой стороны, расстояние до некоторых из звезд можно было определить с помощью закона Хаббла, описывающего изменение длины волны излучаемых объектом фотонов вследствие расширения Вселенной.

Оказалось, что сверхновые в далеких галактиках гораздо более «бледные»: их светимость была сильно меньше предсказанной исходя из расстояния, рассчитанного по закону Хаббла. Иными словами, сверхновые должны были находится гораздо дальше: так ученые впервые предположили, что Вселенная не просто расширяется, а с некоторым ускорением.

Наблюдение далеких сверхновых типа Ia в одночасье перевернуло представление ученых о Вселенной. Исследования показали, что около 70 % плотности энергии составляет новый, неизвестный компонент с отрицательным давлением.

Термин «темная энергия» предложил позднее космолог Майкл Тeрнер, а перед учеными встала новая загадка: объяснить природу еe возникновения.

Можно ли объяснить ускоренное расширение Вселенной?

В настоящее время существуют три класса теорий, претендующих на роль темной энергии. Первый вариант постулирует наличие энергии у вакуума: по сути дела это стало возвращением к космологической постоянной, предложенной Эйнштейном для поддержания статической Вселенной. В новом варианте плотность вакуума одинакова во всем пространстве, но не исключается, что она могла меняться со временем.

Второй вариант, получивший название квинтэссенции, предложенный немецким физиком Кристофом Веттерихом, предполагает наличие нового поля – фактически, новых частиц, вносящих вклад в общую плотность Вселенной. Энергия таких частиц уже не только изменяется со временем, но и в пространстве: для того, чтобы сильные колебания плотности темной энергии отсутствовали, частицы должны быть достаточно легкими. В этом, пожалуй, состоит основная проблема квинтэссенции: предложенные варианты частиц, согласно основным принципам современной физики, не могут оказываться легкими, а наоборот, приобретать значительную массу, и на данный момент никаких указаний на этот сценарий не получено.

К третьему варианту относятся различные теории модифицированной гравитации, в которой взаимодействие между массивными объектами не подчиняется стандартным законам Общей теории относительности (ОТО). Существует великое множество модификаций гравитации, но к настоящему времени отклонения от ОТО в экспериментах не были обнаружены.

Темная энергия, несмотря на огромный вклад в состояние Вселенной, упорно «прячется» от наблюдателей, и изучаются лишь косвенные проявления ее свойств. Среди них основную роль играют барионные акустические осцилляции, анизотропия реликтового излучения и слабое гравитационное линзирование.

Барионные акустические осцилляции

Барионные акустические осцилляции, или, сокращенно, БАО – наблюдаемое периодическое изменение плотности обычного, барионного вещества на больших масштабах. В первоначальной, горячая космической плазме, состоявшей из барионов и фотонов, конкурировали два процесса: гравитационное притяжение, с одной стороны, и отталкивание за счет высвобождения энергии при реакциях между веществом и фотонами – с другой. Подобное «противостояние» приводило к акустическим колебаниями, подобно звуковым волнам в воздухе между областями с различной плотностью.

При остывании Вселенной в определенный момент произошла рекомбинация – отдельным частицам стало выгоднее образовывать атомы, а фотоны фактически стали «свободными» и отделились от вещества. При этом вследствие колебаний вещество успело разлететься на некоторое определенное расстояние, называемое звуковым горизонтом. Последствия наличия горизонта в настоящее время наблюдаются в распределении галактик во Вселенной.

Сам по себе звуковой горизонт – величина, предсказываемая космологически. Он напрямую зависит от параметра Хаббла, определяющего скорость расширения Вселенной, который в свою очередь определяется и параметрами темной энергии.

Реликтовое излучение

Микроволновое реликтовое излучение – дальний «отголосок» Большого взрыва, равномерно заполняющие Вселенную фотоны с практически одинаковой энергией. В настоящее время именно реликтовое излучение является основным источником ограничений на различные космологические модели.

Однако, с увеличением чувствительности инструментов было обнаружено, что реликтовое излучение анизотропно и имеет неоднородности – с каких-то направлений приходит несколько больше фотонов, чем с других. Такое различие в том числе также вызвано наличием неоднородностей в распределении вещества, и масштаб распределения «горячих» и «холодных» пятен на небе определяется свойствами темной энергии.

Слабое гравитационное линзирование

Еще один важный для исследования темной энергии эффект – гравитационное темное линзирование – состоит в отклонении пучков света в поле вещества. Линзирование одновременно позволяет изучать структуру Вселенной и её геометрию, то есть форму пространства-времени.

Существуют различные виды гравитационного линзирования, среди которых наиболее удобным для изучения темной энергии является слабое линзирование за счет отклонения света крупномасштабной структурой Вселенной – это приводит к размыванию изображений далеких галактик.

Темная энергия одновременно влияет как на свойства источника, например расстояние до него, так и на свойства искажающего картинку пространства. Поэтому слабое линзирование, с учетом постоянно обновляющихся астрономических данных, является вдвойне важным способом постановки ограничений на свойства темной энергии.

Темная энергия – по прежнему в тени

Подведем итоги, что же удалось узнать физикам за практически тридцатилетний стаж изучения темной энергии?

С большой точностью известно, что темная энергия обладает отрицательным давлением: более того, уравнение зависимости давления от плотности энергии определено с большой достоверностью, и такими свойствами не обладает ни одна другая известная нам среда.

Темная энергия пространственно-однородна, а ее вклад в плотность энергии стал доминирующим относительно недавно – около пяти миллиардом лет назад; при этом она влияет одновременно и на расстояния между объектами и на саму структуру Вселенной.

Различные космологические эксперименты позволяют изучать темную энергию, но в настоящее время ошибки измерения слишком велики, чтобы делать точные предсказания. Пока что ученые еще явно далеки от ответа на вопрос о природе темной энергии, которая многие миллиарды лет тайно управляет устройством Вселенной.

По мере усовершенствования наблюдательной техники становится доступным измерение красных смещений спектров у все более слабых объектов. Список спектров, у которых Δƛ/ƛ>1, уже стал обширным, а самое большое обнаруженное красное смещение спектра соответствует Δƛ/ƛ=3,14

Согласно формуле υ / c = (((Δƛ / ƛ)+1)2-1)/(((Δƛ / ƛ)+1)2+1) это означает скорость удаления 270000 км/с. Примем как наиболее вероятное значение постоянной Хаббла равным 65 км/с Мпс. Тогда расстояние до объекта по формуле υ=H*r составляет 4200 мегапарсеков.

Все более становится очевидным, что закон разбегания во все стороны галактик является универсальным, всеоб­щим законом. Происходит расширение, экспансия всей Вселенной в целом.

Раздел астрономии, изучающий свойства Вселенной как единого целого, называется космологией. Ее теоретиче­ские основы, заложенные Эйнштейном, опираются на два главных наблюдаемых явления. Первое из них состоит в том, что галактики и их скопления сравнительно равно­мерно распределены по небу, если не считать зоны избе­гания, вызванной поглощающей свет материей нашей Галактики. Второе важное наблюдаемое явление - закон разбегания во все стороны галактик со скоростями, про­порциональными их расстояниям. Сопоставление этих наблюдаемых явлений приводит к заключению, что Все­ленная, образовавшись в результате начального взрыва, подобна однородному расширяющемуся шару.

Каковы закономерности эволюции этого расширяюще­гося шара, в котором галактики и их скопления притяги­вают друг друга согласно закону всемирного тяготения? Что ждет Вселенную в будущем? Будет ли она безгра­нично расширяться, или взаимное тяготение отдельных ее частей, замедлив и остановив расширение, заставит Вселенную затем сжиматься?

Процесс расширения происходит согласно релятивист­ской механике Эйнштейна, но некоторые стороны процес­са понятны и в представлениях привычной нам ньютоновской механики.

Из того, что взаимное тяготение отдельных частей Вселенной замедляет ее расширение, следует, что расши­рение в прошлом происходило быстрее и, следовательно, в оценку возраста Вселенной нужно внести поправку - его нужно уменьшить. Величина поправки зависит от средней плотности материи во Вселенной. Чем плотность материи больше, тем сильнее замедление скорости и тем значительнее должна быть вносимая поправка.

Если при данной скорости расширения плотность мате­рии в шаре достаточно велика, то гравитационные силы будут в состоянии остановить расширение и сменить его сжатием. Если же плотность материи мала и гравитаци­онные силы, следовательно, слабы, процесс экспансии ни­когда не прекратится, Вселенная будет расширяться без­гранично и средняя плотность материи в ней будет стре­миться к нулю.

Существует, очевидно, некоторое критическое значе­ние средней плотности материи - ρ 0 . Если при действую­щем в настоящий момент значении постоянной Хаббла H средняя плотность материи во Вселенной больше ρ 0 , то в будущем расширение Вселенной прекратится и сменит­ся сжатием. Если же плотность равна ρ 0 или меньше его, то экспансия Вселенной будет продолжаться без­гранично.

Справедливо и обратное утверждение. Когда задана средняя плотность материи во Вселенной, то существует некоторое критическое значение постоянной Хабла Н 0 . Если действительное Н меньше Н о, то расширение Все­ленной сменится сжатием, если же Н ≥ H 0 , то экспансия Вселенной будет безгранична.

Эти соотношения по смыслу близки к соотношениям, связывающим среднюю плотность Земли и критическую (вторую космическую) скорость, которую нужно придать какому-то телу, находящемуся на ее поверхности, чтобы оно бесконечно удалилось от Земли, не упав обратно на ее поверхность. Разница лишь в том, что у Вселенной происходит расширение в целом, всех ее частей, а не от­дельного ее элемента.

Согласно законам релятивистской теории относитель­ности, а именно ее законам подчиняется расширяющаяся Вселенная, процессу расширения свойственны непривыч­ные для нашего сознания соотношения между понятиями пространства, материи и времени. Если средняя плот­ность материи больше ρ 0 и расширение должно смениться сжатием, то гравитация материи замыкает пространство на само себя. Не существует пространства вне расширяю­щегося объема, содержащего материю. Такую Вселенную принято называть закрытой.

Пространство закрытой Вселенной ограничено. Но при этом Вселенная не имеет ни центра, ни граничных обла­стей, все точки в ней равноправны по занимаемому положению.

Чтобы попытаться понять, как это может быть с трех­мерным пространством, полезно рассмотреть ее двумер­ную аналогию - поверхность сферы. Поверхность сферы имеет ограниченную площадь, все точки на ней по зани­маемому положению равноправны, нет ни центральных ни граничных точек.

Так же непривычны нашим представлениям законы геометрии, действующие во Вселенной с плотностью ма­терии, большей критического значения ρ 0 . Они отличаются от законов евклидовой геометрии, которой на нашей планете обучают в школах. В этой геометрии, называемой римановой, через точку вне прямой нельзя провести пря­мую, ей параллельную. Сумма углов в треугольнике –не равна двум прямым. Она тем больше двух прямых, чем больше площадь треугольника. Длина окружности в ри­мановой геометрии растет не пропорционально первой, степени радиуса, а медленнее. И площадь круга растет не пропорционально квадрату радиуса, а медленнее.

Чтобы помочь нашему сознанию поверить в возмож­ность осуществления в каком-то трехмерном пространстве таких закономерностей, обратимся снова к двумерной ана­логии - поверхности сферы. Кратчайшая линия на любой поверхности, соединяющая две точки, называется геоде­зической линией. На сфере кратчайшее расстояние между двумя точками определяется длиной дуги большого кру­га, т. е. круга, получаемого пересечением сферы плоско­стью, проходящей через ее центр. Поэтому аналогами прямых в пространстве, на сфере являются дуги больших кругов. Но всякий большой круг, проведенный через не­которую точку, пересекает другой фиксированный боль­шой круг. Сумма углов сферического треугольника, т. е. треугольника, составленного из трех дуг больших кругов, действительно больше двух прямых углов. Она тем боль­ше, чем больше площадь поверхности треугольника. И длина окружности на сфере, радиусом r которой явля­ется длина дуги большого круга, соединяющего центр окружности с точкой окружности, меньше, чем 2Πr. А площадь круга меньше, чем Πr 2 .

Только в том случае, когда рассматривается бесконеч­но малый сферический треугольник, сумма его углов равна двум прямым, и только у окружности бесконечно малого радиуса на сфере длина равна 2Πr, а у соответст­вующего круга площадь поверхности равна яг 2 .

В соответствии с релятивистской теорией человек в его обыденной жизни и даже при выполнении космических полетов наших дней не обнаруживает отклонений от законов, постулируемых евклидовой геометрией, только потому, что объем области пространства, в котором он оперирует, ничтожно мал в сравнении с объемом прост­ранства Вселенной в целом.

Если средняя плотность материи во Вселенной точно оказывается равной критическому значению ρ 0 , то в этом случае (который нужно, конечно, считать крайне мало­вероятным) во всем трехмерном пространстве Вселенной действуют законы евклидовой геометрии. Двумерной ана­логией такого пространства является поверхность плос­кости.

Если же в природе осуществилась третья возможность, средняя плотность материи во Вселенной меньше крити­ческого значения ρ 0 , то в пространстве бесконечно расши­ряющейся открытой Вселенной должны действовать законы еще одной геометрии - геометрии Лобачевского. В таком пространстве через точку, лежащую вне прямой, мож­но провести бесчисленное множество прямых, ей па­раллельных, сумма углов треугольника меньше двух прямых, а длина окружности и площадь круга больше, чем соответственно 2Πr и Πr 2 .

Некоторой двумерной аналогией такого пространства может служить гиперболический параболоид, имеющий седлообразную форму, на поверхности которого прямые, треугольники и окружности, построенные на основе гео­дезических линий, соответствуют свойствам геометрии Лобачевского. Данная двумерная аналогия, однако, не вполне отвечает безгранично расширяющейся Вселенной, так как гиперболический параболоид имеет центр, а рас­ширяющаяся Вселенная центра не имеет.

Интересно отметить, что когда Н. И. Лобачевский и немецкий математик Риман создали свои неевклидовы геометрии, многие их коллеги считали, что, хотя полу­ченные построения логически безупречны, они не могут найти какого-нибудь применения. Прошло несколько де­сятилетий и оказалось, что большой мир, в котором мы живем, подчиняется законам одной из этих двух геомет­рий. Только потому, что деятельность человека ограничена пока очень малой областью пространства, отклонения его закономерностей от геометрии Евклида ничтожны и не могут быть обнаружены.

В какой же Вселенной мы живем? В открытой или закрытой?

При значении постоянной Хаббла 65 км/с Мпс кри­тическая плотность материи для Вселенной ρ 0 = 8 10 -30 г/см 3 . Следовательно, нужно определить, боль­ше или меньше этой величины реальная средняя плот­ность материи в ней.

Оценка средней плотности материи во Вселенной одна из наиболее трудных задач. Необходимо, во-первых, как-то определять массы галактик, во-вторых, находить сред­нее число галактик в единице объема и, наконец, поста­раться учесть вклад в общую плотность материи диффуз­ного межгалактического вещества, а может быть, и твер­дых тел, подобных планетам и астероидам.

До последнего времени оценки, которые удается сде­лать, приводят к величинам, лежащим в пределах от 2 10 -31 до 5 10 -31 г/см 3 , т. е. к плотностям, более чем в десять раз уступающим критической плотности материи. Из этого следует, что Вселенная бесконечно расширяется, является открытой.
Т.А.Агекян «Звезды, Галактики, Метагалактики» 1981 год. Издание третье, переработаное и дополненое

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем .