Современные космологические представления. Понятие Вселенной в космологии. Пригожин И. От существующего к возникающему. М.,1985

КОСМОЛОГИЯ

КОСМОЛОГИЯ

Ряд существующих космологич. концепций складывался под влиянием позитивизма. Это сказалось прежде всего в стремлении развивать К. независимо от философии, далее, в неосноват. претензии получить сразу и окончательно исчерпывающее решение вопроса о строении Вселенной в целом. Отсюда стремление рассматривать космологич. модели не как очередные ступеньки бесконечного процесса познания бесконечной Вселенной, а как окончат. результат, не как схематич. модели Метагалактики, а как адекватную модель всей Вселенной. Это сказалось, наконец, в игнорировании диалектич. противоречивости Вселенной. Объект К. – Вселенная – одновременно является предельно всеобщим (ибо не существует ничего, что не входило бы во Вселенную) и в то же время предельно единичным (ибо, помимо нее, вообще ничего не существует). Поэтому, напр., в общем виде вопрос о том, какие черты Вселенной являются единичными, какие особенными и какие всеобщими, без дальнейшего уточнения лишен смысла: наиболее общие свойства Вселенной – это и ее индивидуальные свойства, не присущие какому бы то ни было другому объекту. Но поскольку мы всегда наблюдаем не непосредственно к.-л. "свойства Вселенной в целом" (напр., ее или кривизну ее пространственно-временного континуума), а лишь свойства определ. космич. системы как ее части, то вопрос о разделении индивидуальных, особых и общих свойств приобретает в познании Вселенной решающее . Так, если Вселенная однородна, как утверждает космологич. , то в зависимости от отбора данных можно получить, напр., вывод о ее конечности в пространстве или времени, о том, что возраст Вселенной в целом меньше возраста ее составных частей и т.п. Если же она неоднородна (в широком смысле), т.е. можно допустить, напр., что в каких-то др. метагалактиках действует иной закон тяготения, то это означало бы, что мы наблюдаем лишь единичные и особенные свойства космич. систем, не отражающие общих черт строения Вселенной; тогда доля познанного во Вселенной не превышает ее познанной доли и даже при сколь угодно быстром прогрессе познания мы всегда будем знать лишь бесконечно малую часть Вселенной и никогда не сможем ничего сказать о Вселенной в целом. Др. словами, мы должны были бы сделать вывод, что Вселенная как непознаваема, и предмета К. не существует. Диалектика состоит здесь в том, что бесконечная (в пространстве – времени и по неисчерпаемости свойств) всеохватывающая Вселенная является единством и взаимопроникновением взаимоисключающих противоположностей: однородности и неоднородности, прерывного и непрерывного, единого и многообразного, конечного и бесконечного, симметричного и несимметричного, обратимого и необратимого. Познавая , мы всегда познаем и какие-то черты бесконечного, по части можем делать нек-рые выводы о целом, но не можем просто переносить свойства одного на другое. Проблемы совр. К. должны решаться общими усилиями астрономии, физики и философии. Сов. имеет в этом отношении определ. успехи. До недавнего времени К. уделялось у нас несравненно меньше внимания, чем др. разделам астрономии, что объясняется, во-первых, тем, что до недавнего времени в СССР отсутствовали сверхмощные инструменты, необходимые для работ в области внегалактич. астрономии. Во-вторых, в условиях догматизма, порожденного культом личности Сталина, теоретич. основа совр. К. – – подвергалась со стороны ряда философов и отд. физиков нигилистич. критике, а релятивистская К. рассматривалась ими как всецело идеалистическая. Сейчас, когда оба эти препятствия преодолены, Сов. Союз, занимающий ведущее положение в освоении космоса, имеет также все предпосылки для того, чтобы сделать крупный шаг вперед в теоретич. осмысливании его общих закономерностей.

Лит.: Шкловский И. С., Фотометрич. парадокс для радиоизлучения метагалактики, "Астрономич. журнал", 1953, т. 30, вып. 5, с. 495–508; Внегалактич. и К. Тр. шестого совещания по вопросам космогонии 5–7 июня 1957 г., М., 1959; Зельманов А. Л., К., БСЭ, 2 изд., т. 23; его же, К., в сб.: Астрономия в СССР за тридцать лет (1917–1947), М.–Л., 1948 (имеется библ.); его же, К постановке космологич. проблемы, в кн.: Тр. второго съезда Всесоюзного астрономо-геодезич. об-ва 25–31 янв. 1955 г., М., 1960; Hаан Г. И., О совр. состоянии космологич. науки, в кн.: Вопр. космогонии, т. 6, М., 1958; его же, О бесконечности Вселенной, "Вопр. философии", 1961, No 6; Mак-Витти Г. К., Общая теория относительности и К., М., 1961; Ландау Л. Д. и Лифшиц Е. М., Теория поля, 4 изд., М., 1962; Амбарцумян В. Α., Проблемы внегалактич. исследований, в сб.: Вопр. космогонии, т. 8, М., 1962, с. 3–26; Robertson H. P., Relativistic cosmology, "Rev. of Modern Physics", 1933, v. 5, No 1; Τolman R. С., Relativity, thermodynamics and cosmology, Oxf., 1934; Heckmann O. H. L., Schücking Ε., Newtonsche und Einsteinsche Kosmologie, Handbuch der Physik, hrsg. von S. Flügge, Bd 53, В.–Gött.–Hdlb., 1959; Βondi Η., Cosmology, 2 ed., Camb., 1960.

Вселенная как целое является предметом особой астрономической науки - космологии, имеющей древнюю историю. Истоки ее уходят в античность. Космология долгое время находилась под значительным влиянием религиозного мировоззрения, будучи не столько предметом познания, сколько делом веры. Даже И. Кант, пробивший серьезную брешь в религиозном толковании предмета космологии, полностью не освободился от представления об активности сверхъестественного фактора - Творца материи. В XX в. ситуация изменилась кардинально: был достигнут существенный прогресс в научном понимании природы и эволюции Вселенной как целого.

В наши дни космологические проблемы - не дело веры, а предмет научного познания. Они решаются с помощью научных понятий, представлений, теорий, а также приборов и инструментов, позволяющих понять, какова структура Вселенной и как она сформировалась. Конечно, понимание этих проблем пока еще далеко от своего завершения, и, несомненно, будущее приведет к новым великим переворотам в принятых сейчас взглядах на картину мироздания. Тем не менее важно отметить, что здесь мы имеем дело именно с наукой, с рациональным знанием, а не с верованиями и религиозными убеждениями.

Современная космология - это сложная, комплексная и быстро развивающаяся система естественно-научных (астрономия, физика, химия и др.) и философских знаний о Вселенной в целом, основанная как на наблюдательных данных, так и на теоретических выводах, относящихся к охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Теоретико-методологический фундамент космологии составляют современные физические теории, а также философские принципы и представления. Глубинная связь космологии и физики базируется на том, что космологи в современной Вселенной ищут «следы» тех процессов, которые происходили в момент рождения Вселенной. А такими «следами» прежде всего выступают фундаментальные свойства физического мира - три пространственных измерения и одно временное; четыре фундаментальных взаимодействия; преобладание частиц над античастицами и др. Эмпирические данные, представленные главным образом внегалактической астрономией, свидетельствуют о том, что мы живем в эволюционирующей, расширяющейся, нестационарной Вселенной.

Имеет ли смысл рассматривать Вселенную в целом как единый целостный динамический объект? Современная космология в основном исходит из предположения, что на этот вопрос следует ответить положительно. Иначе говоря, предполагается, что Вселенная в целом подчиняется тем же естественным законам, которые управляют поведением ее отдельных составных частей. При этом определяющую роль в космологических процессах играет гравитация.

Понятие релятивистской космологии . Поскольку именно тяготение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях, а значит, динамику космической материи в масштабах Вселенной, то теоретическим ядром космологии выступает теория тяготения, а современной космологии - релятивистская теория тяготения. Поэтому современную космологию называют релятивистской.

Ньютоновская физика рассматривает пространство и время как «арену», на которой разыгрываются физические процессы; она не связывает воедино пространство и время. Согласно общей теории относительности (см. 9.2), распределение и движение материи изменяют геометрические свойства пространства-времени и в то же время сами зависят от них; гравитационное поле проявляется как искривление пространства-времени (чем значительнее кривизна пространства-времени, тем сильнее гравитационное поле).

Первым релятивистскую космологическую модель попытался построить А. Эйнштейн. В соответствии с методологическими установками классической астрономии о стационарности Вселенной, он исходил из предположения о неизменности свойств Вселенной как целого во времени (радиус кривизны пространства он считал постоянным). Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительности, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнительную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд.

Вселенная Эйнштейна пространственно конечна; она имеет конечные размеры, но не имеет границ! В этой модели пространственный объем Вселенной с равномерно распределенными в нем галактиками конечен; но границ у этого пространства нет. Оно не распространено бесконечно во все стороны, а замыкается само на себя. Как и на поверхности сферы, в нем можно совершать «кругосветные» путешествия: обитатель такой вселенной мог бы, послав в каком-либо направлении (световой или радио) сигнал, со временем обнаружить, что этот сигнал вернулся к нему с противоположной стороны, обойдя всю Вселенную.

Как и многие другие абстрактные понятия современной физики и астрономии, идея замкнутой, конечной, но неограниченной вселенной трудно представима в наглядных образах. Поэтому часто спрашивают, что же находится «снаружи» конечной вселенной. Дело в том, что этот вопрос не имеет смысла для трехмерных существ, т.е. в пространственно-временной метрике нашего мира. Как не имеет смысла аналогичный вопрос, что находится «вне» поверхности сферы, для плоских существ, вынужденных постоянно жить на сферической поверхности. В такой вселенной просто нет понятия «снаружи». Ведь различение «снаружи» и «внутри» предполагает некоторую границу, которой на самом деле нет, и каждая точка в ней эквивалентна любой другой - ни края, ни центра здесь нет.

Нестационарная релятивистская космология. С критикой предложенной Эйнштейном космологической модели выступил наш отечественный выдающийся математик и физик-теоретик А. А. Фридман. Именно А.А. Фридман, опубликовавший свою работу в 1922 г., впервые сделал из общей теории относительности космологические выводы, имеющие поистине революционное значение: он заложил основы нестационарной релятивистской космологии.

Фридман показал, что теоретическая модель Эйнштейна является лишь частным решением гравитационных уравнений для однородных и изотропных моделей, а в общем случае решения зависят от времени. Кроме того, они не могут быть однозначными и не могут дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. Исходя из противоположного постулата (о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени), Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений» Эйнштейна.

Встретив решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого физика. Нестационарные решения уравнений Эйнштейна, основанные на постулатах однородности и изотропии, называются фридмановскими космологическими моделями.

А. А. Фридман показал, что решения уравнений общей теории относительности для Вселенной позволяют построить три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет и Вселенная бесконечно расширяется (в одной модели - из точки; в другой - начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически изменяющимся радиусом кривизны. Выбор моделей зависит от средней плотности вещества во Вселенной.

Модели Вселенной Фридмана уже вскоре получили удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик - в эффекте «красного смещения», который свидетельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик. Таким образом, в настоящее время наблюдается расширение Вселенной. Характер дальнейшей ее эволюции зависит от средней плотности вещества во Вселенной и его отношения с критической плотностью ρ = ЗH 2 /8πG. Если средняя плотность окажется больше критической, то расширение Вселенной через некоторое время прекратится и сменится сжатием. Если средняя плотность меньше критической, то расширение будет продолжаться неограниченно долго.

В настоящее время критическая плотность определяется величиной 10 -29 г/см 3 . А средняя плотность вещества во Вселенной по современным представлениям оценивается 3 10 -31 г/см 3 . Иначе говоря, Вселенная будет сколь угодно долго расширяться. Но определение средней плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Вселенной могут присутствовать не обнаруженные еще виды материи, дающие свой вклад в среднюю плотность. И тогда на «вооружение» придется брать «закрытую» модель Вселенной, в которой предполагается, что расширение в будущем сменится сжатием.

Космологический постулат . В современной космологии представление о нестационарности Вселенной удивительным образом сочетается с представлением об однородности Вселенной. Достаточно неожиданно то, что Вселенная оказывается однородной в самых различных смыслах.

Во-первых, Вселенная однородна в том смысле, что структурные элементы далеких звезд и галактик, физические законы, которым они подчиняются, и физические константы, по-видимому, с большой степенью точности одинаковы повсюду, т.е. те же, что и в нашей области Вселенной, включая Землю. Типичная галактика, находящаяся в сотне миллионов световых лет от нас, выглядит в основном также, как наша. Спектры атомов, следовательно, законы химии и атомной физики там идентичны известным на Земле. Это обстоятельство позволяет уверенно распространять открытые в земной лаборатории законы физики на более широкие области Вселенной.

Во-вторых, говоря о космической однородности Вселенной, имеют в виду также однородность распределения вещества. Вещество Вселенной «разбросано» в виде сгустков - оно собрано в звезды, которые в свою очередь группируются в скопления, в галактики, в скопления галактик. В настоящее время распространено убеждение, подкрепленное наблюдениями, что подобное объединение останавливается на скоплениях галактик, а более крупномасштабное распределение вещества одинаково во всей Вселенной. Это распределение однородно (одинаково во всех областях) и изотропно (одинаково во всех направлениях). Предположение о том, что Вселенная в крупных масштабах однородна, разделяют большинство (хотя и не все) космологи; оно известно как космологический постулат.

Представление об однородности Вселенной еще раз доказывает, что Земля не занимает во Вселенной сколько-нибудь привилегированного положения. Даже после Коперника у астрономов время от времени возникали допущения, что с Землей, Солнцем, нашей Галактикой может быть связана какая-нибудь исключительность. Но сейчас физические условия в ближайших к нам областях Вселенной не рассматриваются как особые; доказано, что они характерны для любой области во Вселенной. Конечно, Земля, Солнце и Галактика кажутся нам, людям, важными и исключительными, но для Вселенной в целом они такими не являются.

Возраст Вселенной . Космологический постулат может трактоваться еще более широко: не только наша область Вселенной типична для нее в целом, но и наша современная эпоха типична во все времена. То есть Вселенная, когда бы ее ни рассматривали, должна была бы выглядеть более или менее одинаковой - так, как мы видим ее сейчас. Такое представление о Вселенной, распространенное среди астрономов в XIX в., существенно изменилось в XX в. Одно из важнейших следствий фридмановских космологических моделей - представление об ограниченности эволюции Вселенной во времени и наличии особых, сингулярных состояний, в которых радиус Вселенной обращается в нуль, а плотность материи - в бесконечность. (О теоретических моделях таких состояний см. далее.) Ограниченность эволюции во времени приводит к понятию возраста Вселенной.

В 1929 г. Э. Хаббл показал, что удаленные галактики разбегаются от нас; и чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Отсюда следовал однозначный вывод - Вселенная находится в состоянии расширения. Это открытие подтвердило идеи Фридмана и коренным образом изменило все представления космологии. Расширяющаяся Вселенная - это Вселенная изменяющаяся. А значит, у нее есть своя история, время возникновения и время гибели; можно сказать, своя биография, имеющая даты рождения и смерти.

Закон Хаббла дает возможность определить возраст Вселенной. Современная оценка постоянной Хаббла от 50 до 100 км/(с Мпк). Обратная величина t= 1/Н имеет размерность времени и равна 10- 20 млрд лет, что определяет приблизительный возраст нашей Вселенной. В соответствии с наиболее распространенным представлением возраст Вселенной составляет 15 млрд лет.

Космологический горизонт . Конечность времени, прошедшего с момента сингулярности, приводит к существованию космологического горизонта - границы, отделяющей область пространства, которую в данный момент может видеть наблюдатель, oт области, которая для него пока принципиально ненаблюдаема.

Существование космологического горизонта связано с расширением Вселенной. От момента сингулярного состояния Вселенной прошло t ≈ 15-20 млрд лет. За это время свет успевает пройти в расширяющейся Вселенной конечное расстояние l ≈ ct , т.е. примерно 15-20 млрд световых лет. Поэтому каждый наблюдатель в момент t" после начала расширения может видеть только область, ограниченную сферой, имеющей в этот момент радиус r = ct". За этой границей, являющейся горизонтом наблюдений, объекты принципиально ненаблюдаемы в момент t" : свет от них еще не успел дойти до наблюдателя, даже если он вышел в момент начала расширения Вселенной. Вблизи горизонта мы видим вещество в далеком прошлом, когда плотность его была гораздо больше сегодняшней.

С течением времени горизонт расширяется по мере того, как к наблюдателю доходит свет от более далеких областей Вселенной. В настоящее время космологический горизонт равен: ct ≈ c/H ≈ 6000 Мпк (при H = 50 км/(с Мпк). Таким образом, он охватывает больше половины доступного в принципе для наблюдений объема пространства Вселенной. С каждым днем доступная земным телескопам область Вселенной возрастает на 10 18 кубических световых лет.

Представление о космологическом горизонте позволяет понять, что в каждый данный момент для наблюдателя доступна некоторая конечная часть объема Вселенной, с конечным числом галактик и звезд. Более того, очевидно, что у каждого наблюдателя, находящегося в каком-либо месте во Вселенной, в каждый данный момент времени свой горизонт, своя конечная Вселенная. Это подобно тому, как и на земном шаре каждый наблюдатель имеет свой горизонт.

Строго говоря, космологический горизонт ограничен еще одним фактором, связанным со свойствами электромагнитного поля. На ранних стадиях развития Вселенной при большой плотности вещества фотоны не могли свободно распространяться из-за поглощения и рассеяния. До Земли в неискаженном виде дошло только то излучение, которое возникло в эпоху, когда Вселенная стала практически прозрачной для излучения, и не раньше. Эта эпоха связана с процессом рекомбинации водорода, который протекал через 1 млн лет после начала расширения Вселенной и соответствовал плотности вещества ρ = 10 -20 г/см 3 . Но 1 млн лет-весьма незначительный период по сравнению с 15-20 млрд лет. Поэтому горизонт видимости во Вселенной практически определяется началом ее расширения.

Эволюция Вселенной

Содержание статьи

КОСМОЛОГИЯ – раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений. Для их интерпретации в настоящее время используется общая теория относительности А.Эйнштейна (1915). Создание этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале 1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого она скорее была областью философии. Сейчас сложились две космологические школы: эмпирики ограничиваются интерпретацией наблюдательных данных, не экстраполируя свои модели в неизученные области; теоретики пытаются объяснить наблюдаемую Вселенную, используя некоторые гипотезы, отобранные по принципу простоты и элегантности. Широкой известностью пользуется сейчас космологическая модель Большого взрыва, согласно которой расширение Вселенной началось некоторое время тому назад из очень плотного и горячего состояния; обсуждается и стационарная модель Вселенной, в которой она существует вечно и не имеет ни начала, ни конца.

КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ

Под космологическими данными понимают результаты экспериментов и наблюдений, имеющие отношение к Вселенной в целом в широком диапазоне пространства и времени. Любая мыслимая космологическая модель должна удовлетворять этим данным. Можно выделить 6 основных наблюдательных фактов, которые должна объяснить космология:

1. В больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, т.е. галактики и их скопления распределены в пространстве равномерно (однородно), а их движение хаотично и не имеет явно выделенного направления (изотропно). Принцип Коперника , «сдвинувшего Землю из центра мира», был обобщен астрономами на Солнечную систему и нашу Галактику, которые также оказались вполне рядовыми. Поэтому, исключая мелкие неоднородности в распределении галактик и их скоплений, астрономы считают Вселенную такой же однородной везде, как и вблизи нас.

2. Вселенная расширяется. Галактики удаляются друг от друга. Это обнаружил американский астроном Э.Хаббл в 1929. Закон Хаббла гласит: чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Но это не означает, что мы находимся в центре Вселенной: в любой другой галактике наблюдатели видят то же самое. С помощью новых телескопов астрономы углубились во Вселенную значительно дальше, чем Хаббл, но его закон остался верен.

3. Пространство вокруг Земли заполнено фоновым микроволновым радиоизлучением. Открытое в 1965, оно стало, наряду с галактиками, главным объектом космологии. Его важным свойством является высокая изотропность (независимость от направления), указывающая на его связь с далекими областями Вселенной и подтверждающая их высокую однородность. Если бы это было излучение нашей Галактики, то оно отражало бы ее структуру. Но эксперименты на баллонах и спутниках доказали, что это излучение в высшей степени однородно и имеет спектр излучения абсолютно черного тела с температурой около 3 К. Очевидно, это реликтовое излучение молодой и горячей Вселенной, сильно остывшее в результате ее расширения.

4. Возраст Земли, метеоритов и самых старых звезд немногим меньше возраста Вселенной, вычисленного по скорости ее расширения. В соответствии с законом Хаббла Вселенная всюду расширяется с одинаковой скоростью, которую называют постоянной Хаббла Н . По ней можно оценить возраст Вселенной как 1/Н . Современные измерения Н приводят к возрасту Вселенной ок. 20 млрд. лет. Исследования продуктов радиоактивного распада в метеоритах дают возраст ок. 10 млрд. лет, а самые старые звезды имеют возраст ок. 15 млрд. лет. До 1950 расстояния до галактик недооценивались, что приводило к завышенному значению Н и малому возрасту Вселенной, меньшему возраста Земли. Чтобы разрешить это противоречие, Г.Бонди, Т.Голд и Ф.Хойл в 1948 предложили стационарную космологическую модель, в которой возраст Вселенной бесконечен, а по мере ее расширения рождается новое вещество.

5. Во всей наблюдаемой Вселенной, от близких звезд до самых далеких галактик, на каждые 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия. Кажется невероятным, чтобы всюду местные условия были столь одинаковы. Сильная сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она предсказывает везде одинаковое соотношение между гелием и водородом.

6. В областях Вселенной, удаленных от нас в пространстве и во времени, больше активных галактик и квазаров, чем рядом с нами. Это указывает на эволюцию Вселенной и противоречит теории стационарной Вселенной.

КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию гравитации. Таких теорий много, но лишь некоторые из них удовлетворяют наблюдаемым явлениям. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в пределах Солнечной системы. Лучше всех согласуется с наблюдениями общая теория относительности Эйнштейна, на основе которой русский метеоролог А.Фридман в 1922 и бельгийский аббат и математик Ж.Леметр в 1927 математически описали расширение Вселенной. Из космологического принципа, постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они получили модель Большого взрыва. Их вывод подтвердился, когда Хаббл обнаружил связь между расстоянием и скоростью разбегания галактик. Второе важное предсказание этой модели, сделанное Г.Гамовым, касалось реликтового излучения, наблюдаемого сейчас как остаток эпохи Большого взрыва. Другие космологические модели не могут так же естественно объяснить это изотропное фоновое излучение.

Горячий Большой взрыв.

Согласно космологической модели Фридмана – Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – ок. 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечные плотность и температуру; такое состояние называют сингулярностью.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает. С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной.

Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

Чем более ранние события мы рассматриваем, тем меньше был их пространственный масштаб; по мере приближения к началу расширения горизонт наблюдателя сжимается (рис. 1). В самые первые мгновения масштаб так мал, что мы уже не в праве применять общую теорию относительности: для описания явлений в столь малых масштабах требуется квантовая механика . Но квантовой теории гравитации пока не существует, поэтому никто не знает, как развивались события до момента 10 –43 с, называемого планковским временем (в честь отца квантовой теории). В тот момент плотность материи достигала невероятного значения 10 90 кг/см 3 , которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее 10 г/см 3), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 10 12 кг/см 3) – наибольшей плотностью, доступной в лаборатории. Поэтому для современной физики началом расширения Вселенной служит планковское время.

Вот при таких условиях немыслимо высокой температуры и плотности состоялось рождение Вселенной. Причем это могло быть рождением в прямом смысле: некоторые космологи (скажем, Я.Б.Зельдович в СССР и Л.Паркер в США) считали, что частицы и гамма-фотоны были рождены в ту эпоху гравитационным полем. С точки зрения физики, этот процесс мог состояться, если сингулярность была анизотропной, т.е. гравитационное поле было неоднородным. В этом случае приливные гравитационные силы могли «вытащить» из вакуума реальные частицы, создав таким образом вещество Вселенной.

Изучая процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи. Швейцарский физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли формироваться при температуре порядка 10 12 К, когда гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное) взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения температура излучения понизилась примерно до 10 10 К, лептонные пары перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали; остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.

Следующая фаза расширения – фотонная эра – характеризуется абсолютным преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты, но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец, сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое (реликтовое) радиоизлучение.

Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва.

Можно отметить 4 проблемы, стоящие сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.

1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.

2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.

3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого взрыва.

4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она превосходит некоторое критическое значение, то геометрия пространства-времени замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.

Происхождение крупномасштабной структуры.

У космологов на эту проблему есть две противоположные точки зрения.

Самая радикальная состоит в том, что вначале был хаос. Расширение ранней Вселенной происходило крайне анизотропно и неоднородно, но затем диссипативные процессы сгладили анизотропию и приблизили расширение к модели Фридмана – Леметра. Судьба неоднородностей весьма любопытна: если их амплитуда была большой, то неизбежно они должны были коллапсировать в черные дыры с массой, определяемой текущим горизонтом. Их формирование могло начаться прямо с планковского времени, так что во Вселенной могло быть множество мелких черных дыр с массами до 10 –5 г. Однако С.Хокинг показал, что «мини-дыры» должны, излучая, терять свою массу, и до нашей эпохи могли сохраниться только черные дыры с массами более 10 16 г, что соответствует массе небольшой горы.

Первичный хаос мог содержать возмущения любого масштаба и амплитуды; наиболее крупные из них в виде звуковых волн могли сохраниться от эпохи ранней Вселенной до эры излучения, когда вещество было еще достаточно горячим, чтобы испускать, поглощать и рассеивать излучение. Но с окончанием этой эры остывшая плазма рекомбинировала и перестала взаимодействовать с излучением. Давление и скорость звука в газе упали, вследствие чего звуковые волны превратились в ударные волны, сжимающие газ и заставляющие его коллапсировать в галактики и их скопления. В зависимости от типа исходных волн расчеты предсказывают весьма различную картину, далеко не всегда соответствующую наблюдаемой. Для выбора между возможными вариантами космологических моделей важной является одна философская идея, известная как антропный принцип: с самого начала Вселенная должна была иметь такие свойства, которые позволили сформироваться в ней галактикам, звездам, планетам и разумной жизни на них. Иначе некому было бы заниматься космологией.

Альтернативная точка зрения состоит в том, что об исходной структуре Вселенной можно узнать не более того, что дают наблюдения. Согласно этому консервативному подходу, нельзя считать юную Вселенную хаотической, поскольку сейчас она весьма изотропна и однородна. Те отклонения от однородности, которые мы наблюдаем в виде галактик, могли вырасти под действием гравитации из небольших начальных неоднородностей плотности. Однако исследования крупномасштабного распределения галактик (в основном проведенные Дж.Пиблсом в Принстоне), кажется, не подтверждают эту идею. Другая интересная возможность состоит в том, что скопления черных дыр, родившихся в адронную эру, могли стать исходными флуктуациями для формирования галактик.

Открыта или замкнута Вселенная?

Ближайшие галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию; но более далекие не подчиняются этой зависимости: их движение указывает, что расширение Вселенной со временем замедляется. В замкнутой модели Вселенной под действием тяготения расширение в определенный момент останавливается и сменяется сжатием (рис. 2), но наблюдения показывают, что замедление галактик происходит все же не так быстро, чтобы когда-либо произошла полная остановка.

Чтобы Вселенная была замкнута, средняя плотность материи в ней должна превышать определенное критическое значение. Оценка плотности видимого и невидимого вещества весьма близка к этому значению.

Распределение галактик в пространстве весьма неоднородно. Наша Местная группа галактик, включающая Млечный Путь, Туманность Андромеды и несколько галактик поменьше, лежит на периферии огромной системы галактик, известной как Сверхскопление в Деве (Virgo), центр которого совпадает со скоплением галактик Virgo. Если средняя плотность мира велика и Вселенная замкнута, то должно было бы наблюдаться сильное отклонение от изотропного расширения, вызванное притяжением нашей и соседних галактик к центру Сверхскопления. В открытой Вселенной это отклонение незначительно. Наблюдения скорее согласуются с открытой моделью.

Большой интерес космологов вызывает содержание в космическом веществе тяжелого изотопа водорода – дейтерия, который образовался в ходе ядерных реакций в первые мгновения после Большого взрыва. Содержание дейтерия оказалось чрезвычайно чувствительно к плотности вещества в ту эпоху, а следовательно, и в нашу. Однако «дейтериевый тест» осуществить нелегко, ибо нужно исследовать первичное вещество, не побывавшее с момента космологического синтеза в недрах звезд, где дейтерий легко сгорает. Изучение предельно далеких галактик показало, что содержание дейтерия соответствует низкой плотности материи и, следовательно, открытой модели Вселенной.

Альтернативные космологические модели.

Вообще говоря, в самом начале своего существования Вселенная могла быть весьма хаотична и неоднородна; следы этого мы, возможно, наблюдаем сегодня в крупномасштабном распределении вещества. Однако период хаоса не мог длиться долго. Высокая однородность космического фонового излучения свидетельствует, что Вселенная была очень однородна в возрасте 1 млн. лет. А расчеты космологического ядерного синтеза указывают, что если бы по истечении 1 с после начала расширения существовали большие отклонения от стандартной модели, то состав Вселенной был бы совсем иным, чем в действительности. Однако о том, что было в течение первой секунды, еще можно спорить. Кроме стандартной модели Большого взрыва, в принципе существуют и альтернативные космологические модели:

1. Модель, симметричная относительно материи и антиматерии, предполагает равное присутствие этих двух видов вещества во Вселенной. Хотя очевидно, что наша Галактика практически не содержит антивещества, соседние звездные системы вполне могли бы целиком состоять из него; при этом их излучение было бы точно таким же, как у нормальных галактик. Однако в более ранние эпохи расширения, когда вещество и антивещество были в более тесном контакте, их аннигиляция должна была рождать мощное гамма-излучение. Наблюдения его не обнаруживают, что делает симметричную модель маловероятной.

2. В модели Холодного Большого взрыва предполагается, что расширение началось при температуре абсолютного нуля. Правда, и в этом случае ядерный синтез должен происходить и разогревать вещество, но микроволновое фоновое излучение уже нельзя прямо связывать с Большим взрывом, а нужно объяснять как-то иначе. Эта теория привлекательна тем, что вещество в ней подвержено фрагментации, а это необходимо для объяснения крупномасштабной неоднородности Вселенной.

3. Стационарная космологическая модель предполагает непрерывное рождение вещества. Основное положение этой теории, известное как Идеальный космологический принцип, утверждает, что Вселенная всегда была и останется такой, как сейчас. Наблюдения опровергают это.

4. Рассматриваются измененные варианты эйнштейновской теории гравитации. Например, теория К.Бранса и Р.Дикке из Принстона в общем согласуется с наблюдениями в пределах Солнечной системы. Модель Бранса – Дикке, а также более радикальная модель Ф.Хойла, в которой некоторые фундаментальные постоянные изменяются со временем, имеют почти такие же космологические параметры в нашу эпоху, как и модель Большого взрыва.

5. На основе модифицированной эйнштейновской теории Ж.Леметр в 1925 построил космологическую модель, объединяющую Большой взрыв с длительной фазой спокойного состояния, в течение которой могли формироваться галактики. Эйнштейн заинтересовался этой возможностью, чтобы обосновать свою любимую космологическую модель статической Вселенной, но когда было открыто расширение Вселенной, он публично отказался от нее.

Космология изучает происхождение и процесс развития и эволюции Вселенной. Изучите основы, проблемы и принципы современной космологии и астрофизики Вселенной.

То есть, эта наука (астрофизика, астрономия, геология, физика и климатология) прослеживает развитие пространства от Большого Взрыва и даже пытается смоделировать будущее.

Космологи рассматривают довольно экзотические и непривычные концепции, а объекты космологии включают темную материю и темную энергию, теорию струн, количество вселенных. Если другие аспекты астрономии изучают определенные явления, то современная космология Вселенной старается охватить масштабную картинку.

История космологии и астрономии

Основы и теории космологии не появились на пустом месте. Разумеется, с развитием человечества наше понимание пространства также эволюционировало. Сначала Земля воспринималась как центр и начало всего, а прочие объекты либо просто закреплены на своих неподвижных позициях, либо же вращаются вокруг. Все изменилось с приходом Николая Коперника в 16 веке, выдвинувшем гелиоцентрическую систему, объясняющую, что мы лишь часть масштабной Вселенной и расположены далеко не в центре. Но это не единственный ученый, которого выдвинула космология.

В 17 веке Исаак Ньютон интересовался силами, возникающими между планетами, и пришел к гравитации. В 20-м веке всех шокировал Альберт Эйнштейн своей общей теорией относительности. В 1900-х гг. люди задумались о размере Вселенной. То есть, все ограничивается Млечным Путем или есть что-то дальше?

Новый шаг сделал Эдвин Хаббл. Он исследовал далекое туманное пятно и понял, что оно расположено за пределами нашей галактики! Также он выяснил, что эти объекты выступают галактиками, которые отдаляются от нас, а значит, пространство не статично, оно расширяется (расширяющаяся Вселенная).

Современный популярный физик-теоретик Стивен Хокинг полагает, что у Вселенной есть конец, а значит и размер. Однако, нам никогда не увидеть ее границу. Это похоже на ситуацию с нашей планетой: можно обойти ее по кругу, но вы вернетесь на старт. Также Хокинг считает, что расширение продолжится вечно, пока не закончится.

Что существовало до Большого Взрыва?

Теория космологии утверждает, что пространство началось с Большого Взрыва. Есть мнение, что существуют и другие вселенные, однако нет практического способа их «увидеть», поэтому пока можно лишь сказать, что до Большого Взрыва не было ничего.

Где произошло это событие?

Нет определенной точки, так как до того ничего не существовало. Большой Взрыв просто произошел.

Если другие галактики отходят от нас, то не стоим ли мы в центре Вселенной?

Нет. Если вы окажитесь в другой галактике, то заметите, что остальные отдаляются уже от этой. Наша Вселенная как воздушный шар. Надуйте и взорвите его. Ни одна из точек не будет располагаться в центре, они все просто расширяются.

Сколько Вселенной лет?

Возраст Вселенной составляет 13.7 миллиардов лет (+/- 100 миллионов).

У Вселенной есть конец?

Все зависит от ее плотности. Ученым удалось вычислить критическое число. Если истинная плотность превышает его, то расширение приостановится и пространство начнет сжиматься, пока не вернется в изначальную точку. Если же показатель меньше, то мы получим вечное расширение.

Что было первым: галактика или звезды?

Классическая космология гласит, что после Большого Взрыва пространство представляло собою скопление водорода и немного гелия. Гравитация заставила водород сжиматься и создавать структуры. Но ученые точно не знают механизма формирования. Возможно, сначала создались звезды, которые объединились в галактики, или же это были массивные галактические глыбы, внутри которых начали появляться звезды. Основы современной космологии и развитие ее теорий и принципов раскрываются в видео, смотреть которые можно бесплатно онлайн на нашем сайте.

Наблюдательные тесты космологии и стандартный спектр

Астрофизик Олег Верходанов о красном смещении, расширяющейся Вселенной и построении углового спектра мощности:

Нестыковки в космологии

Астрофизик Олег Верходанов о темной энергии, постоянной Хаббла и расширяющейся Вселенной:

Стандартная космологическая модель

Астрофизик Олег Верходанов об угловом спектре мощности, холодной темной материи и измерении космологических параметров:

Гравитация

Космолог Мартин Рис об истории изучения гравитации, теориях Ньютона и Эйнштейна и поиске черных дыр:

Картина мира за один час

Астрофизик Сергей Попов о всеволновой астрономии, современных телескопах и строении Вселенной:

Движение небесных тел: гравитация и приливы

Астроном Владимир Сурдин о движении тел под действием гравитации, конических сечениях и теории приливов:

Что нового открыли в космосе

Астрофизик Сергей Попов о внегалактической астрономии, исследованиях экзопланет и теориях гравитации:

Роль нейтрино в космологии

Физик Дмитрий Горбунов о массе нейтрино, эволюции ранней Вселенной и измерении реликтового излучения: