Модель большого взрыва и расширяющейся вселенной

Тогда поглощающее вещество, возможно, еще не  успело  разогреться  или  же

свет далеких звезд еще не  дошел  до  нас.  Но  возникает  вопрос:  почему

зажглись звезды?

 

          Конечно, проблема возникновения Вселенной занимала умы людей  уже

очень давно.  Согласно  ряду  ранних  космогонии  и  иудейско-христианско-

мусульманским мифам, наша Вселенная возникла в какой-то определенный и  не

очень отдаленный момент  времени  в  прошлом.  Одним  из  оснований  таких

верований была потребность найти "первопричину"  существования  Вселенной.

Любое событие во Вселенной объясняют, указывая его причину, т.  е.  другое

событие, произошедшее  раньше;  подобное  объяснение  существования  самой

Вселенной возможно лишь в том случае,  если  у  нее  было  начало.  Другое

основание  выдвинул  Блаженный  Августин  (православная  Церковь   считает

Августина блаженным, а Католическая - святым. - прим. ред.). в книге "Град

Божий". Он указал на то, что цивилизация прогрессирует, а мы  помним,  кто

совершил то или иное деяние и кто что  изобрел.  Поэтому  человечество,  а

значит, вероятно, и Вселенная, вряд ли очень долго  существуют.  Блаженный

Августин считал  приемлемой  дату  сотворения  Вселенной,  соответствующую

книге "Бытия": приблизительно 5000 год до нашей эры. (Интересно,  что  эта

дата не так уж далека от конца последнего ледникового периода - 10 000 лет

до н. э., который археологи считают началом цивилизации).

 

 

3. Расширяющаяся Вселенная

 

          Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, скорее всего,

самыми яркими объектами, которые вы увидите, будут планеты  Венера,  Марс,

Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы увидите огромное количество звезд, похожих

на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При  вращении  Земли

вокруг Солнца некоторые из этих "неподвижных" звезд чуть-чуть меняют  свое

положение относительно друг друга, т.  е.  на  самом  деле  они  вовсе  не

неподвижны! Дело в том,  что  они  несколько  ближе  к  нам,  чем  другие.

Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время

в  разных  точках  фона  более  удаленных  звезд.  Благодаря  этому  можно

непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем  они  ближе,

тем сильнее заметно  их  перемещение.  Самая  близкая  звезда,  называемая

Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно  четырех

световых лет (т. е. свет от нее идет до  Земли  около  четырех лет),  или

около 37 миллионов километров. Большинство  звезд,  видимых  невооруженным

глазом, удалены от нас на несколько сотен световых  лет.  Сравните  это  с

расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего  восемь  световых  минут!

Видимые звезды рассыпаны но всему ночному небу, но особенно  густо  в  той

полосе, которую мы  называем  Млечным  Путем.  Еще  в  1750  г.  некоторые

астрономы высказывали мысль, что существование Млечного  Пути  объясняется

тем,  что  большая  часть  видимых  звезд  образует   одну   дискообразную

конфигурацию - пример того, что сейчас называется  спиральной  галактикой.

Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям  Гершель  подтвердил  это

предположение,  выполнив  колоссальную  работу  но  составлению   каталога

положений огромного количества звезд и расстояний до них.  Но  даже  после

этого представление о спиральных галактиках  было  принято  всеми  лишь  в

начале нашего века.

 

          Современная картина Вселенной возникла только в  1924  г.,  когда

американский  астроном  Эдвин  Хаббл  показал,  что  наша   Галактика   не

единственная. На самом деле существует много других галактик,  разделенных

огромными  областями  пустого  пространства.  Для  доказательства   Хабблу

требовалось определить расстояния  до  этих  галактик,  которые  настолько

велики, что, в отличие  от  положений  близких  звезд,  видимые  положения

галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл

был вынужден  прибегнуть  к  косвенным  методам.  Видимая  яркость  звезды

зависит от двух факторов: от того, какое количество света излучает  звезда

(се светимости), и от того, гдe она находится.  Яркость  близких  звезд  и

расстояние до них мы можем измерить; следовательно, мы можем  вычислить  и

их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других  галактиках,  мы

могли бы вычислить расстояние до них, измерив их  видимую  яркость.  Хаббл

заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та  же,  когда

они находятся достаточно близко для того,  чтобы  можно  было  производить

измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звезды обнаружатся в

другой галактике, то, предположив у них такую  же  светимость,  мы  сумеем

вычислить  расстояние  до  этой  галактики.  Если  подобные  расчеты   для

нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот  же  результат,

то полученную оценку расстояния можно считать надежной.

          Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик.

Теперь известно, что наша Галактика -  одна  из  нескольких  сотен  тысяч

миллионов галактик, которые можно наблюдать  в  современные  телескопы,  а

каждая из этих галактик в свою  очередь  содержит  сотни  тысяч  миллионов

звезд. На рис. 3.1 показано, какой увидел бы нашу  Галактику  наблюдатель,

живущий в какой-нибудь другой галактике. Наша Галактика  имеет  около  ста

тысяч световых лет в поперечнике. Она медленно вращается, а  звезды  в  ее

спиральных рукавах каждые несколько сотен миллионов  лет  делают  примерно

один оборот вокруг ее  центра.  Наше  Солнце  представляет  собой  обычную

желтую звезду средней величины, расположенную на внутренней стороне одного

из спиральных рукавов. Какой же огромный путь мы прошли  от  Аристотеля  и

Птолемея, когда Земля считалась центром Вселенной!

 

          Открытие  расширяющейся   Вселенной   было   одним   из   великих

интеллектуальных переворотов двадцатого века. Задним числом мы можем  лишь

удивляться тому, что эта идея не пришла никому в голову раньше.  Ньютон  и

другие ученые должны были бы сообразить, что статическая Вселенная  вскоре

обязательно начала бы сжиматься под действием гравитации. Но  предположим,

что Вселенная,  наоборот,  расширяется.  Если  бы  расширение  происходило

достаточно медленно, то под действием  гравитационной  силы  оно  в  конце

концов прекратилось бы  и  перешло  в  сжатие.  Однако  если  бы  скорость

расширения превышала некоторое критическое  значение,  то  гравитационного

взаимодействия  не  хватило  бы,  чтобы  остановить  расширение,   и   оно

продолжалось бы вечно. Все это немного напоминает  ситуацию,  возникающую,

когда с поверхности Земли запускают вверх ракету. Если скорость ракеты  не

очень велика, то из-за гравитации она в конце концов остановится и  начнет

падать обратно. Если  же  скорость  ракеты  больше  некоторой  критической

(около одиннадцати километров в секунду), то гравитационная сила не сможет

ее вернуть, и ракета  будет  вечно  продолжать  свое  движение  от  Земли.

Расширение Вселенной могло быть предсказано на основе ньютоновской  теории

тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII века. Однако вера в статическую

Вселенную была столь велика, что жила в умах еще  в  начале  нашего  века.

Даже Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. общую  теорию  относительности,  был

уверен в статичности  Вселенной.  Чтобы  не  вступать  в  противоречие  со

статичностью, Эйнштейн модифицировал свою теорию, введя  в  уравнения  так

называемую космологическую постоянную. Он ввел новую  "антигравитационную"

силу,  которая  в  отличие  от  других  сил  не   порождалась   каким-либо

источником,  а  была  заложена  в  саму  структуру   пространства-времени.

Эйнштейн утверждал, что пространство-время само по себе всегда расширяется

и  этим  расширением  точно  уравновешивается  притяжение  всей  остальной

материи  во  Вселенной,  так  что  в  результате   Вселенная   оказывается

статической. По-видимому, лишь один  человек  полностью  поверил  в  общую

теорию относительности: пока Эйнштейн и другие физики думали над тем,  как

обойти не статичность Вселенной,  предсказываемую  этой  теорией,  русский

физик и математик А. А. Фридман, наоборот, занялся ее объяснением.

 

          Фридман сделал два  очень  простых  исходных  предположения:  во-

первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком  бы направлении  мы  ее  ни

наблюдали, и во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в

том случае, если бы мы производили  наблюдения  из  какого-нибудь  другого

места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал,  что

Вселенная не должна быть статической. В  1922  г.,  за  несколько  лет  до

открытия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат!

 

          Предположение об одинаковости Вселенной во всех  направлениях  на

самом деле, конечно, не выполняется. Как мы, например, уже  знаем,  другие

звезды в нашей  Галактике  образуют  четко  выделяющуюся  светлую  полосу,

которая идет пo всему небу ночью  -  Млечный  Путь.  Нo  если  говорить  о

далеких галактиках, то их число во всех направлениях  примерно  одинаково.

Следовательно,  Вселенная  действительно  "примерно"  одинакова  во   всех

направлениях  -  при  наблюдении  в  масштабе,  большом  по  сравнению   с

расстоянием  между  галактиками,   когда   отбрасываются   мелкомасштабные

различия.

 

          Правда, на первый взгляд, тот факт,  что  Вселенная  кажется  нам

одинаковой во всех направлениях, может говорить  о  какой-то  выделенности

нашего местоположения во Вселенной. В частности, раз  мы  видим,  что  все

остальные галактики удаляются  от  нас,  значит,  мы  находимся  в  центре

Вселенной.  Но  есть  и  другое  объяснение:  Вселенная  будет   выглядеть

одинаково во всех направлениях и в том случае, если  смотреть  на  нее  из

какой-нибудь  другой  галактики.  Это,  как  мы  знаем,  вторая   гипотеза

Фридмана. У нас нет научных доводов ни за, ни против этого  предположения,

и мы приняли его, так сказать, из скромности: было бы крайне странно, если

бы Вселенная казалась одинаковой во всех направлениях только вокруг нас, а

в других ее  точках  этого  не  было!  В  модели  Фридмана  все  галактики

удаляются друг от друга. Это  вроде  бы  как  надутый  шарик,  на  который

нанесены точки, если его все  больше  надувать.  Расстояние  между  любыми

двумя точками увеличивается, но ни одну  из  них  нельзя  назвать  центром

расширения. Притом чем больше расстояние между точками,  тем  быстрее  они

удаляются друг от друга. Но и в модели Фридмана скорость, с которой  любые

две галактики удаляются друг от друга,  пропорциональна  расстоянию  между

ними. Таким образом, модель Фридмана предсказывает, что  красное  смешение

галактики должно быть прямо  пропорционально  ее  удаленности  от  нас,  в

точном соответствии с открытием Хаббла. Несмотря на успех этой модели и на

согласие ее предсказаний с наблюдениями Хаббла, работа Фридмана оставалась

неизвестной на  Западе,  и  лишь  в  1935  г.  американский  физик  Говард

Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели  в

связи с открытием Хаббла.

 

 

         В  первой  модели  Фридмана  (в  которой  Вселенная  расширяется  и

сжимается)  пространство  искривляется,  замыкаясь,  само   на   себя,   как

поверхность Земли. Поэтому размеры его  конечны.  Во  второй  же  модели,  в

которой Вселенная расширяется  бесконечно,  пространство  искривлено  иначе,

как  поверхность  седла.  Таким  образом,  во  втором  случае   пространство

бесконечно. Наконец, в третьей  модели  Фридмана  (с  критической  скоростью

расширения) пространство плоское (и, следовательно,  тоже  бесконечное).  Но

какая же из моделей Фридмана годится  для  нашей  Вселенной?  Перестанет  ли

Вселенная, наконец расширяться и начнет сжиматься или же  будет  расширяться

вечно?  Чтобы  ответить  на  этот  вопрос,  нужно  знать  нынешнюю  скорость

расширения  Вселенной  и  ее  среднюю  плотность.  Если  плотность   меньше

некоторого критического значения,  зависящего  от  скорости  расширения,  то

гравитационное притяжение будет слишком мало, чтобы  остановить  расширение.

Если же плотность больше критической, то в какой-то момент в  будущем  из-за

гравитации расширение Вселенной прекратится и начнется сжатие.

 

         Сегодняшнюю  скорость  расширения   Вселенной   можно   определить,

измеряя (по эффекту Доплера)  скорости  удаления  от  нас  других  галактик.

Такие измерения  можно  выполнить  очень  точно.  Но  расстояния  до  других

галактик нам плохо известны, потому что их нельзя измерить  непосредственно.

Мы знаем лишь, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов  лет  на

5-10%. Однако неопределенность  в  современном  значении  средней  плотности

Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд  в  нашей  и