По сути дела, существовавшие на каждом этапе развития чело­веческой цивилизации представления о строении мира можно считать космологическими теориями соответствующей эпохи. Геоцентрическая система Аристотеля — Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной. Спустя 1500 лет ее сменила новая космологическая модель — гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.

Космология — раздел астроно­мии, который изучает строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и до­стижения физики, математики и философии.

Теоретические модели, описы­вающие наиболее общие свойства строения и эволюции Вселенной, проверяются астрофизическими ме­тодами наблюдений. Очевидно, что выводы космологии имеют важное значение для формирования совре­менной научной картины мира.

Теоретическим фундаментом современной космологии явилась созданная Альбертом Эйнштейном (1879 — 1955) в начале XX в. общая теория относительности — релятивист­ская теория тяготения. Наиболее существенным отличием современных космологических моделей, первые из которых были разработаны Александром Александровичем Фридма­ном (1888 — 1925) на основе теории Эйнштейна, является их эволюционный характер. Идея глобальной эволюции Все­ленной оказалась столь необычной, что первоначально не была принята даже самим создателем теории относительнос­ти, таким выдающимся ученым, как Эйнштейн.

Даже позднее, когда стало очевидно, что все объекты во Вселенной изменяются с течением времени, казалось, что процессы, происходящие в ее отдельных составных частях, не меняют облика всей Вселенной.

Эта идея была для Эйнштейна настолько очевидной, что для уравнений теории относительности, примененных ко всей Вселенной, он стал искать решения, описывающие ее состояние, не меняющееся со временем. Для того чтобы уравновесить силы тяготения, он предположил, что кроме них во Вселенной существует сила отталкивания. Эта сила должна быть универсальной, зависящей только от расстоя­ния между телами и независящей от их массы. Ускорение, ко­торое она будет создавать этим телам, должно быть пропор­ционально расстоянию: а = const · R. Так в уравнениях по­явилась Λ. обусловленная гипотети­ческими силами отталкивания кос­мологическая постоянная — лямбда-член.

В 1922 — 1924 гг. российский математик Фридман вывел из общей теории относительности Эйнштейна уравнения, которые описывали общее строение и эво­люцию Вселенной. Решения, полу­ченные Фридманом для этих кос­мологических уравнений, означа­ли, что материя в масштабах одно­родной и изотропной Вселенной не может находиться в покое — Вселенная должна либо сжимать­ся, либо расширяться. Суть этого вывода, сделанного на основе ма­тематически строгого решения уравнений, можно объяснить довольно просто, оперируя только привычными понятиями теории тяготения Ньютона.

Будем исходить из предполо­жения, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однород­ным. Тогда галактика, которая на­ходится на поверхности шара про­извольного радиуса, притягивает­ся к его центру согласно закону всемирного тяготения с силой, прямо пропорциональной массе шара М и обратно пропорциональной квадрату его радиуса R. Все осталь­ные галактики, лежащие вне этого шара, не меняют величины этой силы. Для доказательства этого важного утверждения произвольно выделим во Вселенной шаровой слой толщиной h такого ра­диуса, чтобы внутри него оказались не только галактика А, но и весь шар радиуса R (рис. 6.26). Рассмотрим силы тяготе­ния, действующие на галактику А со стороны тех галактик, которые расположены в этом слое в противоположных от нее направлениях. Эти силы создаются галактиками, располо­женными в объеме элементов слоя V₁ и V₂. Сравним объем и массу этих элементов. Толщина их одинакова — h, а площа­ди S₁ и S₂ и объемы пропорциональны квадратам расстояний от галактики до поверхности слоя — r₁ и r₂:

Так как распределение галактик во Вселенной считается однородным, отношение масс этих элементов будет таким же:

Силы, с которыми эти массы притягивают галактику А, согласно закону всемирного тяготения равны:

и

где m — масса галактики А.

Запишем отношение этих сил

и, подставив в него значение  получим

или

F₁ = F₂.

Таким образом, эти силы, равные по абсолютной величи­не и направленные в противоположные стороны, уравнове­шивают друг друга. Значит, галактики, находящиеся вне ша­ра радиуса R, не влияют на величину силы, с которой галак­тика А притягивается галактиками, находящимися внутри этого шара.

Следовательно, можно написать следующее выражение для ускорения, которое имеет одна из этих галактик по отно­шению к галактике, расположенной в его центре:

 

Знак минус означает, что ускорение соответствует притя­жению, а не отталкиванию. Из этой формулы следует, что Вселенная должна быть нестационарной, поскольку в ней действует тяготение. Галактики могут находиться в покое только мгновение. В следующий момент они придут в движе­ние и будут сближаться под действием сил тяготения. Если же в начальный момент галактики будут иметь скорости, на­правленные так, чтобы они удалялись друг от друга, то в этом случае тяготение будет тормозить расширение Вселенной. Величина и направление скорости, которую имеют галактики в определенный момент, из теории тяготения не выводятся, их можно получить только на основе наблюдений.

Теоретические выводы Фридмана получили важное на­блюдательное подтверждение в открытом Хабблом законе пропорциональности скорости удаления галактик их рас­стоянию:

v = Н · R.

Этот закон не выполняется только для нескольких бли­жайших галактик, включая Туманность Андромеды.

Удаление галактик, которое происходит во все стороны со скоростями, прямо пропорциональными расстоянию от нас, не означает, однако, что наша Галактика занимает какое-то особое положение во Вселенной. Точно такая же кар­тина «разбегания» галактик будет наблюдаться для любой другой галактики.

Выберем в пространстве, занятом галактиками, произволь­но направленную прямую, которая проходит через нашу Га­лактику (рис. 6.27). На этой прямой окажется несколько галактик. которые удаляются со скоростями, подчиняющимися за­кону Хаббла, от нашей Галактики А (рис. 6.27, а). Теперь по­пробуем представить, какую картину разбегания галактик мы увидим, если перенесемся на галактику В, Для того чтобы оп­ределить скорости всех галактик относительно нее, надо из скоростей, изображенных на рисунке 6.27, а, вычесть скорость галактики В (рис. 6.27, б). Полученная картина, которая пред­ставлена на рисунке 6.27. в, принципиально но отличается от предыдущей: скорости удаления галактик по-прежнему пропорциональны расстояниям.

Для того чтобы узнать, когда примерно началось наблю­даемое расширение, необходимо воспользоваться постоян­ной Хаббла H. Галактика, находящаяся от нас на расстоянии R, удаляется со скоростью H · R. Следовательно, разделив расстояние, пройденное галактикой с момента начала расши­рения, на ее скорость, мы получим:

R/(H · R) = 1/H.

Величина, обратная постоянной Хаббла, дает примерную оценку времени, которое прошло с момента начала расшире­ния Вселенной. Нетрудно подсчитать, что это время состав­ляет примерно 13,5 млрд. лет.

Открытие Хабблом «красного смещения» и работы Фридмана, показавшего, что Вселенная не может быть ста­ционарной, явились только началом исследований эволюции Вселенной.

Взаимное удаление галактик означает, что в прошлом они были гораздо ближе друг к другу, чем теперь. В еще бо­лее раннюю эпоху плотность вещества была так велика, что во Вселенной не могло существовать ни галактик, ни звезд и никаких других наблюдаемых ныне объектов. Расчеты про­шлого, проведенные на основе космологических моделей Фридмана, показывают, что в момент начала расширения Вселенной ее вещество должно иметь огромную (бесконечно большую) плотность.

Перед наукой встала задача изучения тех физических процессов, которые происходят в расширяющейся Вселен­ной на разных этапах её эволюции вплоть до современности, а также тех, которые предстоят во Вселенной в будущем.

В 1948 г. в работах Георгия Антоновича Гамова (1904 — 1968) и его сотрудников была выдвинута гипотеза о том, что вещество во Вселенной на начальных стадиях расширения имело не только большую плотность, но и высокую темпера­туру. Так, спустя 0,1 с после начала расширения температура была около 3 · 10¹⁰ К. При столь высокой температуре взаи­модействие фотонов высокой энергии, которых в горячем ве­ществе было много, приводило к образованию пар всех известных частиц и античастиц: электрон — позитрон, нейтрино — антинейтрино и т.п. При аннигиляции этих пар снова рождались фотоны, а протоны и нейтроны, взаимодей­ствуя с ними, превращались друг в друга.

При очень высокой темпе­ратуре сложные атомные ядра существовать не могут — они моментально были бы разру­шены окружающими энергич­ными частицами, поэтому не об­разуются даже ядра дейтерия, хотя нейтроны и протоны су­ществуют.

По мере расширения плот­ность вещества и его темпера­тура уменьшаются. Позднее, когда температура в расши­ряющейся Вселенной опустит­ся ниже 1 млрд. К, станет воз­можным сохранение некоторо­го количества ядер дейтерия и, следовательно, образование ге­лия. Согласно расчетам, к это­му моменту нейтроны составят примерно 15% массы всего ве­щества. Остальное вещество — протоны (ядра атомов водоро­да). Соединение равного количества протонов и нейтронов приведет к образованию дейтерия, а в процессе следующих ядерных реакций образуются ядра гелия. Рассматривая ядер­ные реакции в горячем веществе в начале космологического расширения, удалось рассчитать, что в процессе этих реакций могли образоваться только водород и гелий. Спустя пять ми­нут после начала расширения, когда температура во Вселенной становится недостаточной для термоядерных реакций, ве­щество состоит из смеси ядер водорода (70% массы) и ядер ге­лия (30%). Таким его состав остается до того времени, пока не происходит образование звезд и галактик.

Исследования показали, что содержание гелия в звездах и межзвездном веществе действительно составляет около 30% по массе. Это достаточно хорошо согласуется с вывода­ми теории, которая основана на предположении о «горячей Вселенной».

Спустя примерно миллион лет после начала расширения, когда температура снижается до 4000 К, ядра атомов водоро­да и гелия, захватывая электроны, превращаются в нейтраль­ные атомы. Эта эпоха явилась важнейшим этапом в эволю­ции Вселенной. Во-первых, только с появлением нейтрально­го вещества становится возможным формирование отдель­ных небесных тел и их систем. Во-вторых, излучение, которое играло важную роль в процессах, происходивших прежде, практически не взаимодействовало с нейтральным вещест­вом. Иначе говоря, теория «горячей Вселенной» предсказы­вала существование в настоящее время реликтового электро­магнитного излучения, оставшегося от того далекого про­шлого, когда вещество во Вселенной было плотным и го­рячим. Температура этого излучения, которая в процессе космологического расширения уменьшалась так же, как и температура вещества, должна составлять в нашу эпоху всего несколько кельвинов. Это излучение, получившее название реликтового, было случайно обнаружено на волне 7,35 см американскими инженерами Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном. Открытие реликтового излучения явилось одним из важнейших научных открытий XX в., которое подтверди­ло, что на ранних стадиях расширения Вселенная была горя­чей. Авторы этого открытия в 1978 г. удостоены Нобелевской премии по физике.

Обнаружение реликтового излучения — очень важное, но не единственное достижение космологии за последние десяти­летия. К их числу относится теоретическое исследование крупномасштабной структуры Вселенной, проведенное акаде­миком Я. Б. Зельдовичем и его учениками. В процессе эво­люции Вселенной флуктуации плотности вещества под дейст­вием гравитации должны постепенно превращаться в объекты, напоминающие по своей форме блины. Наблюдения под­твердили, что именно такие структуры образуют во Вселенной галактики, их скопления и сверхскопления.

Теория горячей расширяющейся Вселенной, которая опи­рается на работы А. Д. Фридмана и Г. А. Гамова, стала обще­признанной, хотя не смогла дать ответ на два важных вопроса: в чем первопричина взаимного удаления галактик и как в даль­нейшем будет происходить расширение Вселенной.

Найти ответы на эти вопросы удалось новому поколению ученых. Оба ответа оказались весьма неожиданными. В 1965 г. российский физик-теоретик Э. Б. Глинер выдвинул гипотезу, согласно которой начальным состоянием Вселенной был вакуум. Дальнейшие исследования показали, что для гравитационных сил вакуума характерно не привычное всем притяжение, а отталкивание.

Чтобы ответить на второй вопрос, необходимо было установить зависимость скорости удаления галактики от расстояния до нее. В первом приближении она выражается законом Хаббла: v = H · R. Чтобы проверить, насколько эта зависимость выполняется для наиболее удаленных объектов, необходимо определить скорость галактики и ее расстояние независимо друг от друга. Измерения тригонометрического параллакса для определения расстояния до галактик не­пригодны. Для таких огромных расстояний используется ме­тод фотометрического параллакса. Поток фотонов, приходя­щих от источника излучения и регистрируемых наблюдателем, обратно пропорционален квадрату расстояния до источника. Если известна мощность излучения (светимость) наблюдае­мого объекта, то, измерив поток света, можно вычислить, на каком расстоянии этот объект находится.

Оказалось, что объектами с известной светимостью явля­ются наиболее яркие сверхновые звезды, светимость которых в момент вспышки сравнима со светимостью целой галакти­ки — Сверхновые типа 1а. При наблюдениях этих звезд независимо измерялись две величины. Первая — крас­ное смещение линий в спектре. Оно выражается величиной z = (λ – λ₀)/λ₀, где λ — длина волны регистрируемого излучения, a λ₀ — длина волны испускаемого излучения. Вто­рая — блеск звезды, который выражается в звездных величинах — т. По существу, это освещенность, которая создастся звездой на плоскости, перпендикулярной к лучу зрения. Зная, что светимость всех Сверхновых типа 1а одинакова, можно вычислить расстояние до каждой из них.

На графике (рис. 6.28) показаны кривые, которые соответствуют двум возможным вариантам зависимости рас­стояния до звезды от красного смещения. Кривая А соот­ветствует известному закону Хаббла. Кривая В при малых z практически сливается с кривой А, но при больших значениях z проходит значительно выше. Наблюдаемое отклонение су­щественно превышает ошибки измерения, что и позволило сделать вывод: Вселенная расширяется с ускорением. Это означает, что расширение Вселенной будет продолжаться не­ограниченно. Более того, ученые пришли к выводу: наблю­даемое ускорение создает неизвестный прежде вид материи, который обладает свойством антигравитации, Он получил название темной энергии, За это открытие две группы ученых получили Нобелевскую премию но физике за 2011 год.

Открытие антитяготения, которое оказалось неожидан­ным для большинства людей, подтвердило предвидение А. Эйнштейна.

В связи с этим выяснился глубокий смысл λ-члена в урав­нениях обшей теории относительности. А. Эйнштейн, по су­ществу, выдвинул гипотезу о наличии во Вселенной материи, которая создает не притяжение, а отталкивание. Наблюде­ния подтвердили справедливость этой гипотезы. Дальнейшие исследования позволили выяснить, что по своей природе темная энергия является практически однородной, в отличие от двух других составляющих Вселенной — «обычной» и тем­ной материи, которые распределены в космическом про­странстве неоднородно, образуя звезды, галактики и другие объекты. Можно считать, что темная энергия — это свойство самого пространства.

Детальный анализ анизотропии реликтового излучения позволил определить плотность каждого из трех видов мате­рии. Было установлено, что «обычная» материя, изучению которой человечество посвятило всю предшествующую исто­рию, составляет всего лишь несколько процентов массы Все­ленной. Примерно 24% составляет темная материя, а 74%, большая часть массы Вселенной, приходится на долю темной энергии — нового вила материи, уникальные свойства кото­рой ещё предстоит изучить.

Развитие современной космологии в очередной раз пока­зало безграничные возможности человеческого разума, спо­собного исследовать сложнейшие процессы, которые проис­ходят во Вселенной на протяжении миллиардов лет.

Вопросы

1. Какие факты свидетельствуют о том, что во Все­ленной происходит процесс эволюции?
2. Каково соотноше­ние масс «обычной» материи, темной материи и темной энер­гии во Вселенной?