Современное состояние космологии. Теории рождения и развития Вселенной

Эта идея нашла свое выражение в  космогонических моделях. Основателем наблюдательной космогонии считается великий английский астроном В. Гершель (1738— 1822). Он является автором морфологической гипотезы образования звезд из ярких газовых туманностей, которые, в свою очередь, в соответствии с законом всемирного тяготения, образовались из аморфных, бесформенных неконцентрированных туманностей. Гипотеза В. Гершеля имела много последователей в XIX в. На ее основе возникло так называемое великое космологическое заблуждение XIX в. Считалось, что звезды образуются из туманностей, типа туманности Андромеды. В ХХ в. было доказано, что эти яркие туманности являются на самом деле галактиками, состоящими из огромного количества звезд.

В 1912 г. американский астроном В. Слайфер, пользуясь телескопом с приборами спектрального анализа, установил, что яркие туманности В. Гершеля — это галактики. Он же установил факт «разбегания», удаления галактик. Но в то время шла Первая мировая война, и на данное открытие не обратили внимания. Надо подчеркнуть, что это открытие не было известно ни А. Эйнштейну, ни А. Фридману, когда они создавали свои модели Вселенной.

Что касается космологического заблуждения XIX в., то еще в 1847 г. наш соотечественник  В. Струве (1793—1864) доказал, что пространство между звездами уменьшает светимость звезд приблизительно на 0,6 звездной величины. Этот факт позволил бы избежать великого космологического заблуждения XIX в. Существуют не только яркие туманности (галактики), но и собственно туманности (холодные, теплые, горячие туманности из атомарного, молекулярного водорода) в межзвездной среде. Но это было известно уже в ХХ в. Космогонические идеи В. Гертеля получили развитие в начале ХХ в.

В 1902 г. английский астроном Д. Джинc (1877—1946) опубликовал работу «Устойчивость сферической туманности», в ней он использовал информацию из газовой термодинамики. Он полагал, что звезды образуются из газовых облаков за счет действия силы тяготения, которая заставляет их сжиматься, скручиваться и уменьшаться в объеме. Этот процесс, по Джинсу, приводит к увеличению плотности газа в объеме его нагревания, что выражается в возникновении силы давления, направленной против действия силы тяготения. Таким образом, у него плотность газового облака соответствует силе гравитации, а давление — упругости среды в результате сжатия гравитацией газового облака. Сила гравитации и сила давления составляют физическую основу его гипотезы: соотношение между давлением и плотностью определяет степень устойчивости звезды, образованной из газового облака. Д. Джинc вычислил некоторые величины, необходимые для звездообразования, получившие название — величины Джинса: Rj — приблизительно 1,5 · 104 (радиус облака, необходимый для звездообразования); Mj— приблизительно 1,4 массы Солнца; Lj— длина Джинса, расстояние, на котором сила тяготения и давления сравнимы по величине.

Д. Джине не располагал сведениями о химическом составе межзвездной среды (МЗС). Эти сведения появились позднее. Одним из интересных следствий данной гипотезы является возможность возникновения в расширяющейся однородной среде областей, в которых собственная скорость расширения отстает от скорости расширения всей среды в целом. В 40-х годах ХХ в. наш соотечественник Ε. Μ. Лившиц сформулировал гипотезу, согласно которой «отстающие» области в расширяющейся однородной среде могут создавать относительно устойчивые структуры в таких средах. Это является одним из способов решение парадокса, сформулированного немецким астрономом Г. Ольберсом в 1826 г.

Космогонические идеи звездообразования  В. Гершеля и Д. Джинса получили дальнейшее развитие с созданием квантовой  механики, открытием законов микромира. Особый интерес был проявлен к выяснению процессов, происходящих внутри Солнца. Одной из первых моделей физических процессов, происходящих внутри Солнца, была модель английского физика А. Эддингтона, опубликованная в его книге «Звезды и атомы» (1927). Эта модель учитывала информацию из квантовой механики. До появления этой модели теории и гипотезы эволюции Вселенной основывались в большинстве случаев на данных спектральных исследований небесных тел, что позволило расширить сведения о наблюдаемых небесных телах в астрономических каталогах (греч. katalogs — список), определить размеры звезд и разбить их на спектральные классы, включая туманности и другие известные объекты наблюдения того времени.

В 1900 г. американский астроном Э. Пнкеринг (1846—1919) предложил разбить все известные звезды на спектральные классы, учитывающие светимость (силу света, яркость) звезд. Светимость (I) — величина полного светового потока, испускаемого единицей поверхности источника света (измеряется в люменах). Астрономы древности предложили называть наиболее яркие, видимые звезды звездами первой величины, а самые слабые, еле видимые — звездами шестой величины. Была предложена шкала светимости от -1m до 6m, где символ т означает видимую звездную величину, определяемую при наблюдении с Земли. Эта величина зависит не только от яркости звезды (или другого объекта) и расстояния до нее, но и от среды (ее физических и химических свойств), в которой распространяется свет от звезд до наблюдателя.

Для того чтобы получить точные данные о светимости звезды, астрономы используют методы «мысленного перемещения звезды (другого объекта) на эталонные, стандартные расстояния от Земли». Такое расстояние равно 10 парсекам. С такого расстояния измеряется абсолютная звездная величина наблюдаемого объекта, которая обозначается символом М. Надо иметь в виду, что астрономия при изучении своих объектов пользуется разветвленной системой абстракций и идеализации. Например, при измерении светимости звезд они представляются сферическими образованиями (шарами). Например, Солнце представляется как шар с радиусом в 700 000 км, с поверхности которого, имеющей форму сферы, излучается энергия светового потока, равная величине: L = 3,86 · 1033 эрг/с.

Абсолютная звездная величина нашего Солнца на расстоянии 10 парсек равна 4,8m видимой звездной величины. Это означает, что при наблюдении с Земли на расстоянии 10 парсек наше Солнце видится как звезда со светимостью, равной 4,8m, т. е. как маленькая, тусклая звездочка 5-й видимой звездной величины. В дальнейшем шкала светимости была расширена: для очень ярких звезд стали использовать отрицательные величины: 0m, -1m, —2т и т. д., дробные и промежуточные значения светимости. Исследования показали, что звезды, отличающиеся на одну звездную величину, создают на Земле освещенность (наблюдаемую силу света, яркость), различающуюся приблизительно в 2,5 раза. В 1924 г. стала известна связь между массой звезды и ее светимостью. Э. Пикеринг разбил наблюдаемые звезды (святящиеся объекты) на спектральные классы и обозначил их соответствующими буквами латинского алфавита (О, В, A, F, G, К, М). Студенты-астрономы придумали легко запоминающуюся фразу, начальные буквы которой представляют эти классы: «О, be a fine girl, kiss me!»

Дальнейшие исследования позволили  разбить каждый из спектральных классов  на подклассы: от 0 до 9-го (10 подклассов в каждом классе) — и ввести новые классы: R, N, S (классы холодных звезд).

Каждый из классов и подклассов представляет определенные типы звезд: класс О — звезды с температурой до 100 000 К (Кельвина) и определенным химическим составом; класс Μ — звезды с температурой 2000—2500 К, содержащие молекулярные соединения и металлы. Здесь речь идет о температуре внешних слоев звезды, внутри температура значительно выше.

В начале ХХ в. астрономы Э. Герцшпрунг (1879—1937) и Р. Ресселл (1877—1957) построили диаграмму светимости. Авторы этой диаграммы показали, что близкие по светимости объекты (звезды) образуют в пространстве обособленные области или последовательности. Э. Герцшпрунг назвал звезды, находящиеся в верхней и нижней части диаграммы соответственно, гигантами и карликами. Данная диаграмма, точнее метод, позволила обнаружить естественный порядок на наблюдаемой небесной сфере.

3. Теории происхождения Вселенной. Релятивистские 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. 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 10⁹⁰ кг/см³, которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее 10 г/см³), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 10¹² кг/см³) – 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 10¹² 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 10¹⁰ 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.