Расширение вселенной и красное смещение

РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ

Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, т$о, ско­рее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, бу­дут планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы уви­дите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При обращении Земли вок­руг Солнца некоторые из этих «неподвижных» звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т. е. на самом деле они вовсе не неподвижны! Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца$, 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 $от нее идет до Земли около четырех лет), или около 37 миллионов миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным гла­зом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего во­семь световых минут! Видимые звезды рассыпаны по всему ноч­ному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы назы­ваем Млечным Путем. Еще в 1750 г. некоторые астрономы выска­зывали мысль, что существование Млечного П$ути 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 по 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 (ее светимости), и от того, где она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем изм$ерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость, Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда од­на и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, расс$уждал 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 галакти$к, которые можно наблю­дать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд. На рисунке ниже показано, какой увидел бы нашу Галактику наблюдатель, живу­щий в какой-нибудь другой галактике.

Расширение вселенной и красное смещение

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!

Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся просто све­тящимися точками в небе. Мы не различаем ни их размеров, ни формы. Как же можно говорить о разных типах звезд? Для подав­ляющего большинства зв$езд существует только одно характер­ное свойство, которое можно наблюдать — это цвет идущего от них света. Ньютон открыл, что, проходя через трехгранный ку­сок стекла, называемый призмой, солнечный свет разлагается, как в $радуге, на цветовые компоненты (спектры). Настроив те­лескоп на какую-нибудь отдел$ьную звезду или галактику, можно аналогичным образом разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой или галактикой. Разные звезды имеют разные спектры, но относительная яркость разных цветов всегда в точности такая же, как в свете, который излучает какой-нибудь раскаленный до­красна предмет. (Свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета — тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света.) К$роме того, мы обнаружим, что некоторые очень спе­цифические цвета вообще отсутствуют в спектрах звезд, причем отсутствующие цвета разные для разных звезд. Поскольку, как мы знаем, каждый химический элемент поглощает свой опреде­ленный набор характерных цветов, мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точн$о определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 20-х годах, когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилось нечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые харак­терные на$боры отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спект­ра. Чтобы понять смысл с$казанного, следует сначала разобрать­ся с эффектом Доплера. Как мы уже знаем, видимый свет — это колебания электромагнитного поля. Частота (чис­ло волн в одну секунду) световых колебаний чрезвычайно вы­сока—от четырехсот до се$мисот миллионов миллионов волн в секунду. Человеческий глаз воспринимает свет разных частот как разные цвета, причём самые низкие частоты соответствуют красному концу спектра, самые высокие — фиолетовому. Представим себе источник света, расположенный на фиксированном расстоянии от нас (например, звезду), излучающий с постоянной частотой световые волны. Очевидно, что частота приходящих волн будет такой же, как та, с которой они излучаются (пусть гра­в$итационное поле галактики невелико и его влияние несущест­венно). Предположим теперь, что источник начинает двигаться в нашу сторону.$ При испускании следующей волны источник ока­жется ближе к нам, а потому время, за которое гребень этой вол­ны до нас дойдет, будет меньше, чем в случае неподвижной звез­ды. Стало быть, время между гребнями двух пришедших волн будет меньше, а число волн, принимаемых нами за одну секунду (т.е. частота), будет больше, чем когда звезда была неподвижна. При удалении же исто$чника частота приходящих волн будет мень­ше. Это означает, что спектры удаляющихся звезд будут сдви­нуты к красному концу (красное смещение), а спектры прибли­жающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жиз­ни. Прислушайтесь к тому, как идет по шоссе машина: когда она приближается, звук двигателя$ выше (т. е. выше частота испуска­емых им звуковых волн), а когда, проехав мимо, машина начи­нает удаляться, звук становится ниже. Световые волны и радио­волны ведут себя аналогичным образом. Эффектом Доплера поль­зуется полиция, определяя издалека$ скорость движения автома­шин по частоте радиосигналов, отражающихся от них. Доказав, что существуют другие галактики, Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этих галактик $и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых счи­тали, что движение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров, смещенных в красную сторону, должно наблю­даться столько же, сколько и смещенных в фиолетовую. Каково же было удивление, когда у большей части галактик обнаружи­лось красное смещение спектров, т. е. оказалось, что почти все галактики удаляются от нас! Еще более удивительным было о$т­крытие, опубликованное Хабблом в 1929 г.: Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямо про­порциональна расстоянию от нас до галактики$. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется! А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.

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 учен$ые должны были бы со­образить, что статическая Вселенная вскоре обязательно начала бы сжиматься под действием гравитации. Но предположим, что Вселенная, наоборот, расширяется. Если бы расширение происхо­дило достаточно медленно, то под действием гравитационной си­лы оно в конце концов прекратилось бы и перешло в сжатие. Од­нако если бы ско$рость расширения превышала некоторое кри­тическое значение, то г$равитационного взаимодействия не хватило бы, чтобы остановить расширение, и оно продолжалось бы веч­но. Все это немного напоминает ситуацию, возникающую, когда с поверхности Земли запускают вверх ракету. Если скорость ра­кеты не очень велика, то из-за гравитации она в конце концов остановится и начнет падать обратно. Если же скорость ракеты больше некоторой критической (около одиннадцати километров в секунду), то гравитационная сила не сможет ее вернуть и ракета будет вечно продолжать свое движение от Земл$и. 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 исто$чником, а была заложена в саму струк­туру пространства-времени. Эйнште$йн 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 нестатичность Вселенной, пред­сказываемую этой теорией, русск$ий 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 утвержден$ие 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$, напри­мер, уже знаем, другие звезды в нашей Галактике образуют четко выделяющуюся светлую полосу, которая идет по всему небу ночью — Млечный Путь. Но если говорить о далеких галакти­к$ах, 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.

Долгое время это было единственным обо$снованием гипотезы Фридмана как «грубого» приближения к реальной Вселенной. Но потом по некой случайности выяснилось, что гипотеза Фридмана и в самом деле дает удивительно точное описание нашей Все­ленной.

В 1965 г. два американских физика, $Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавших на фирме Bell Laboratories в шт. Нью-Джерси, испытывали очень чувствительный «микроволновый», т. е. сверхвысокочастотный (С В Ч), детектор. (Микроволны — это то же, что и световые волны, но их частота всего лишь десять тысяч миллионов волн в секунду.) Пензи$ас и Вильсон заметили, что уровень шума, регистрируемого их детектором, выше, чем должно быть. Этот шум не был направленным, приходящим с какой-то определенной стороны. Сначала названные исследователи обнару­жили в детекторе птичий помет и пытались объяснить эффект другими причинами подобного рода, но потом все такие «факто­ры» были исключе$ны. Они знали, что любой шум, приходящий из атмосферы, всегда сильнее не тогда, когда детектор направ­лен прямо вверх, а когда он наклонен, потому что лучи света, иду­щие из-за горизонта, проходят через значительно более толстые слои атмосферы$, чем лучи, попадающие в детектор прямо сверху. «Лишний» же шум одинаков, куда бы ни направлять детектор. Следовательно, источник шума должен находиться за пределами атмосферы. Шум был одинаковым и днем, и ночью, и вообще в $течение года, несмотря на то, что Земля вращается вокруг своей оси и продолжает свое вращение вокруг Солнца. Это означало, что источник излучения находится за пределами Солнечной си­стемы и даже за пределами нашей Галактики, ибо в противном случае интенсивность излучения изменялась бы, поскольку в свя­зи с движением Земли детектор меняет свою ориентацию. Как мы знаем, по пути к нам излучение проходит почти через всю наблю$даемую Вселенную. Коль скоро же оно одинаково во всех направлениях, то, значит, и сама Вселенная одинакова во всех направлениях, по крайней мере в крупном масштабе. Теперь нам изве$стно, что, в каком бы направлении мы ни производили наблюдения, этот шум изменяется не больше, чем на одну деся­титысячную. Так Пензиас и Вильсон, ничего не подозревая, дали удивительно точное подтверждение первого предположения Фрид­мана.

Приблизительно в это же в$ремя два американских физика из расположенного по соседству Принстонского университета, Боб Дикке и Джим Пиблс, тоже занимались исследованием микроволн. Они проверяли предположение Джорджа Гамова (бывшего ученика А. А. Фридмана) о том, что ранняя Вселенная была очень горячей, плотной и раскаленной добела. Дикке и Пиблс выска­зали ту мысль, что мы можем видеть свечение ранней Вселен$ной, ибо свет, испущенный очень далекими ее областями, мог бы дойти до нас только сейчас. Но из-за расширения Вселенной красное смещение светового спектра должно быть так велико, что дошед­ший до нас свет будет уже микроволновым (СВЧ) излучением. Дикке и Пиблс готовились к поиску такого излучения, когда Пен­зиас и Вильсо$н, узнав о работе Дикке и Пиблса, сообразили, что они его уже нашли. Зa этот эксперимент Пензиас и Вильсон были удостоены Нобелевской премии 1978 г. (что было не совсем спра­ведливо, если вспомнить о Дикк$е и Пиблсе, не говоря уже о Гамове!).

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 вторая гипотеза Фридмана. Нет научных доводов $ни за, ни против этого предположения, и его приняли, так сказать, из скромности: было бы крайне странно, если бы Вселенная казалась одинаковой во всех направ$­лениях 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 ни$х нельзя назвать центром расширения. Притом, чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Но и в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Таким обра­зом, модель Фридмана предсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленнос$ти 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.

Сам Фридман рассматривал только одну модель, но можно ук$а­зать три разные модели, для которых выполняются оба фунда­ментальных предположения Фридмана. В модели первого типа (открытой самим Фридманом) Вселенная расширяется достаточно медленно д$ля того, чтобы в силу гравитационного притя­жения между различными галактиками расширение Вселенной за­медлялось и в конце концов прекращалось. После этого галак­тики начинают приближаться друг к $другу, и Вселенная начи­нает сжиматься. На рисунке показано, как меняется со временем расстояние между двумя соседними галактиками.

Расширение вселенной и красное смещение

Оно возрастает от нуля д$о некоего максимума, а потом опять падает до нуля. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение, хоть и замедляет рас­ширение, не может его остановить. На следующем рисунке показано, как изменяется в этой модели расстояние между галактиками.

Расширение вселенной и красное смещение$

Кри­вая выходит из нуля, а в конце концов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростью. Есть, наконец, и модель третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только-т$олько до­статочна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала равно нулю, а потом все время возрастает. Правда, галак­тики «разбегаются» все с меньшей и меньшей скоростью, но она никогда не падает до нуля.

Расширение вселенной и красное смещение$

Модель Фридмана первого типа удивительна тем, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, хотя пространство не имеет границ. Гравитация настолько сильна, что пространство, искривляясь, замыкается с самим собой, уподобляя$сь земной по­верхности. Ведь, перемещаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не натолкнетесь на абсолютно непреодолимую преграду, не вывалитесь через край и в конце кон­цов вернетесь в ту же самую точку, откуда вышли. В первой мо­дели Фридмана пространство такое $же, но только вместо двух измерений поверхность Земли имеет три измерения. Четвертое измерение, время, тоже имеет конечную протяженность, но оно по­добно отрезку прямой, имеющему начало и конец. Потом мы уви­дим, что если общую теорию относительности объединить с кван-товомеханиче$ским принципом неопределенности, то окажется, что и пространство, и время могут быть конечными, не имея при этом ни краев, ни границ.

Мысль о том, что можно обойти вокруг Вселенной и вернуть­ся в то же место, годится для научной фантастики, но не имеет практического значения, ибо, как можно показать, Вселенная ус­пеет сжаться до нуля $до окончания обхода. Чтобы вернуться в исходную точку до наступления конца Вселенной, пришлось бы передвигаться со скоростью, превышающей скорость света, а это невозможно!

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 веч$но? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать нынешнюю скорость расширения Все­ленной и ее среднюю плотность. Если плотность меньше неко­торого критического значения, зависящего от скорости расшире­ния, то гравитационное притяжение будет слишком мало, чтобы остановить расширение. Если же плотност$ь 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 $галактик. Такие измерения можно выполнить очень точ­но. Но расстояния до других галактик нам плохо известны, по­тому что их нельзя измерить непосредственно. Мы знаем лишь, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5—10%. Однако неопределенность в современном значении сред­ней плотности Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и в других галактиках, то даже при самой низкой оценке скор$ости расширения сумма окажется мень­ше одной сотой той плотности, которая необходима для того, чтобы расширение Вселенной прекратилось. Однако и в нашей, и в других галактиках должно быть много «темной материи», которую нельзя видеть непосредственно, но о существовании ко­торой мы узнаем по тому, к$ак ее гравитационное притяжение влияет на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном наблюдаются в виде скоплений, и мы можем аналогич­ным образом сделать вывод о наличии еще большего количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений, влия­ющего на движение галактик.$ Сложив массу всей темной материи, мы получим лишь одну десятую того количества, которое необ­ходимо для прекращения расширения. Но нельзя исключить воз­можность существования и какой-то другой формы материи, рас­пределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистри­рованной, которая могла бы довести среднюю плотность Вселен­ной до критического значения, необходимого, чтобы$ остановить расширение. Таким образом, имеющиеся данные говорят о том, что Вселенная, вероятно, будет расширяться вечно. Единственное, в чем можно быть совершенно уверенным, так это в том, что если сжатие Вселенной все-таки пр$оизойдет, то никак не раньше, чем через десять тысяч миллионов лет, ибо по крайней мере столько времени она уже расширяется. Но это не должно нас слишком сильно тревожить: к тому времени, если мы не переселимся за пределы Солнечной системы, человечества давно уже не будет — оно угаснет вместе с Солнцем!

Все варианты модели Фридмана имеют то общее, что в какой-то момент времени в прошлом (десять — двадцать тысяч ми$ллионов лет назад) расстояние между соседними галактиками должно бы­ло равняться нулю. В этот момент, который называется боль­шим взрывом, плотность Вселенной и кривизна пространства-вре­мени должны были быть бесконечными. Поскольку математики реально не умеют обра$щаться с бесконечно большими величи­нами, это означает, что, согласно общей теории относительности (на которой основаны решения Фридмана), во Вселенной должна быть точка, в которой сама эта теория неприме$нима. Такая точ­ка в математике называется особой (сингулярной). Все наши научные теории основаны на предположении, что пространство-время гладкое и почти плоское, а потому все эти теории неверны в сингулярной точке $большого взрыва, в которой кривизна прост­ранства-времени бесконечна. Следовательно, даже если бы перед большим взрывом происходили какие-нибудь события, по ним нельзя было бы спрогнозировать будущее, так как в точке большого взрыва возможности предсказания свелись бы к нулю. Точно так же,$ зная только то, что произошло после большого взрыва (а мы знаем только это), мы не сможем узнать, что происходило до него. События, которые произошли до большого взрыва, не мо­гут иметь никаких последствий, касающихся нас, и поэтому не должны фигурировать в научной модели Вселенной. Следователь­но, нужно исключить их из модели и считать началом отсчета времени момент большого взрыва.

Мысль о том$, что у времени было начало, многим не нравится, возможно, тем, что в ней есть намек на вмешательство божест­венных сил. (В то же время за модель большого взрыва$ ухвати­лась католическая церковь и в 1951 г. официально провозгласи­ла, что модель большого взрыва согласуется с Библией.) В свя­зи с этим известно несколько попыток обойтись без большого взрыва. Наибольшую поддержку получила модель стационарной Вселенной. Ее авторами (1948) были X. Бонди и Т. Гоулд, бе­жавшие из оккупированной нацистами Австрии, и англичанин Ф. Хойл, который во время войны работал с ними над пробле­мой радиолокации. Их идея сос$тояла в том, что по мере разбегания галактик на освободившихся местах из нового непрерывно $рождающегося вещества все время образуются новые галактики. Следовательно, Вселенная должна выглядеть примерно одинаково во все моменты времени и во всех точках пространства. Конечно, для непрерывного «творения» вещества требовалась некоторая мо­дификация теории относительности, но нужная скорость творе­ния оказывалась столь малой (одна частица на кубический кило­метр в год), что не возникало никаких противоречий с экспери­ментом. Стационарная модель — это пример хорошей научной тео­рии: она простая и дает определен­ные предсказани$я, которые можно проверять путем наблюдений. Одно из ее предсказаний таково: должно быть постоянным число галактик и других аналогичных объектов в любом заданном объе­ме пространства независимо от того, когда и где во Вселенной производятся наблюдения. В конце $50-х — начале 60-х годов астрономы из Кембриджского университета под руководством М. Райла (который во время войны вместе с Бонди, Гоулдом и Хойлом тоже занимался разработкой радиолокации) составили каталог источников радиоволн, приходящих из внешнего простран­ства. Эта кембриджс$кая группа показала, что большая часть этих радиоисточников должна находиться вне нашей Галактики (мно­гие источники можно было отождеств$ить даже с другими галак­тиками) и, кроме того, что слабых источников гораздо больше, чем сильных. Слабые источники интерпретировались как более удаленные, а сильные — как те, что находятся ближе. Далее, ока­залось, что число обычных источников в единице объема в удаленных областях больше, чем вблизи. Это могло означать, что мы находимся в центре огромной области Вселенной, в которой меньше источников, чем в других местах. Но возможно было и другое объяснение: в прошлом, когда радиоволны начали свой путь к нам, источников было боль$ше, чем сейчас. Оба эти объяснения противоре$чат предсказаниям теории стационарной Вселенной. Кро­ме того, микроволновое излучение, обнаруженное в 1965 г. Пензиасом и Вильсоном, тоже указывало на большую плотность Все­ленной в прошлом, и поэтому от модели стационарной Вселенной пришлось отказаться.

В 1963 г. два советских физика, Е. М. Лифшиц и И. М. Ха­латников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв$, а с ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали пред­положение, что большой взрыв — особенность лишь моделей Фридмана, которые, в конце концов, дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Не исключено, что из всех моделей, в какой-то мере описывающих существующую $Вселенную, сингу­лярность в точке большого взрыва возникает только в моделях Фридмана. Согласно Фридману, все галактики удаляются в пря­мом направлении друг от друга, и поэтому нет ничего удивитель­ного в том, что когда-то в прошлом все они находились в одном месте. Однако в реально существующей Вселенной галактики ни$­когда не расходятся точно по прямой: обычно у них есть еще и небольшие составляющие скорости, направленные под углом. По­этому на самом деле галактикам не нужно находиться точно в одном месте — достаточно, чтобы они были расположены очень близко друг к другу. Тогда нынешняя расширяющаяся Вселен­ная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва, а на какой-н$ибудь более ранней фазе сжатия; может быть, при сжа­тии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы. Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной. Ка$к тогда определить, был ли на­чалом Вселенной большой взрыв? Лифшиц и Халатников заня­лись изучением моделей, которые в общих чертах были бы по­хожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в них учитывались нерегулярности и случайный харак­тер реальных скоростей галактик во Вселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделях$ большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если га­лактики не всегда разбегаются по прямой, но это могло выпол­няться лишь для очень ограниченного круга моделей, в к$оторых движение галактик происходит определенным образом. Посколь­ку же моделей фридмановского типа, не содержащих большой взрыв, бесконечно больше, чем тех, которые содержат такую син­гулярность, Лифшиц и$ Халатников утверждали, что на самом деле большого взрыва не было. Однако позднее они нашли гораздо более общий класс моделей фридмановского типа, которые содер­жат сингулярности и в которых вовсе не требуется, чтобы галак­тики двигались каким-то особым образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатников отказались от своей теории.

Тем не менее, их работа имела очень важное значение, ибо показала, что если верна общая теория относительности, то Все­ленная могла иметь особую точку, большой взрыв. Но эта работа не давала ответа на главный вопрос$: следует ли из общей теории относительности, что у Вселенной должно было быть начало вре­мени — большой взрыв? Ответ на этот вопрос был получен при совершенно другом подходе, предложе$нном в 1965 г. английским математиком и физиком Роджером Пенроузом. Исходя из пове­дения световых конусов в общей теории относительности и того, что гравитационные$ силы всегда являются силами притяжения, Пенроуз показал, что когда звезда сжимается под действием соб­ственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверх­ность которой, в конце концов, сжимается до нуля. А раз поверх­ность этой области сжимается до нуля, то же самое должно про­исходить и с ее объемом. Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизн$а пространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет син­гулярность в некой области пространства-времени, называемая черной дырой.

Несмотря на то, что теорема П$енроуза относилась, на первый взгляд, только к звездам, С. Хокинг, автор книги «От Большого Взрыва до черных дыр», прочитав в 1965 г. о теореме Пенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку, понял, что если в этой теореме изменить направление времени на обратное, так чтобы сжатие перешло в расширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближ$енно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. По соображениям технического характера в теорему Пенроуза «оыло введено в качестве условия требование, чтобы Вселенная была бе$сконечна в пространстве. Поэтому на основании этой теоремы Хокинг мог доказать лишь, что сингулярность должна существовать, если расширение Вселенной происходит достаточно быстро, чтобы не началось повторное сжатие (ибо только такие фридмановские модели бесконечны в пространстве). Потом Хокинг несколько лет разрабатывал новый математический аппарат, который позволил бы устранить это и другие техничес­кие услови$я из теоремы о необходимости сингулярности. В итоге в 1970 г. Хокинг с Пенроузом написали совместную статью, в кото­рой наконец доказали, что сингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то. что верна общая тео­рия относительности и что во Вселенной содержится столь$ко ве­щества, сколько мы видим.

КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ — увеличение длин волн линий в спектре источника (смещение линий в сторону красн$ой части спектра) по сравнению с линиями эталонных спектров. Количественно красное смещение характеризуется обычно величиной ž=(λприн — λисп)/λисп, где λисп и λприн — соответственно длина волны, испущенной источником, и длина вол­ны, принятой наблюдателем (приёмни­ком излучения). Известны два механиз­ма, приводящих к п$оявлению красного смещения.

Красное смещение, обусловленное эффектом Доплера, возникает в том случае, когда движение источника света относительно наблюдателя приво­дит к увеличению расстояния между ними. В релятиви­стском случае, когда скорость движения источника сравнима со скоростью света, красное смещение может возникнуть и в том случае, если расстояние между движущимся источником и приёмником не изменяет­ся (т. н. поперечный эффект Доплера). Красное смещение, возникающее при этом, инте$р­претируется как результат релятивист­ского «замедления» времени на источнике по отношению к наблюдателю.

Гравитационное красное см$ещение воз­никает, когда приёмник света находится в области с меньшим (по модулю) гра­витационным потенциалом φ, чем источ­ник. В классической интерпретации этого эффекта фотоны теряют часть энергии (энергии фотона ε = hν0) на преодоле­ние сил гравитации. В результате харак­теризующая фотон частота ν уменьшает­ся, а длина волны излучения λ = c/ν растёт: ν= ν0(l + (φ1 – φ$2)/с2), где φ1 и φ2 – гравит$ационные потенциалы в местах генерации и приёма излучения. Приме­ром гравитационного красного смещения может служить наб­людаемое смещение линий в спектрах плотных звёзд — белых карликов.

Наибольшие красные смещения наблюдаются в спектрах далёких внегалактических объек­тов — галактик $и квазаров — и интер­претируются как следствие расширения Вселенной. Величина z в первом приближении прямо пропор­циональна лучевой скорости объектов, которая для внегалактических объектов про­порциональна расстоянию r. Зависи­мость z от r часто называют законом Хаббла:

cz = Hr, а величину H постоянной Хаббла. Закон Хабб­ла обычно используется для определе­ния расстояний до внегалактических объек­тов по их красному смещению, если последнее доста­точно велико (10-3<z&l$t;1, см.). Красное смещение для наиболее далёких из известных галактик составляют ~ 1, а для ряда квазаров превышают 3,5.

Список использованной литературы:

С. Хокинг «От Большого Взрыва до черных дыр»

Физика космоса: маленькая энциклопедия.

Post Comment