6.6. Современные космологические модели Вселенной
Вселенная – это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития.
Лучшее на наш взгляд определение Вселенной принадлежит выдающемуся химику ХХ века лауреату Нобелевской премии Л. Полингу: «Вселенная состоит из материи и излучения. Материю можно определить как любой вид массы-энергии, движущейся со скоростями, меньшими скорости света, а излучение – как любой вид массы-энергии, движущейся со скоростью света».
В настоящее время наиболее признанной в научном мире является однородная изотропная модель нестационарной горячей Вселенной. В основе этой модели лежит общая теория относительности А. Эйнштейна, с которой мы подробно познакомимся в следующей теме.
Однородная и изотропная модель, потому что во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны.
Горячая модель, потому что речь идёт о высоких значениях плотности и температуры в момент возникновения Вселенной. По современным представлениям, Вселенная возникла в результате Большого взрыва в точке сингулярности. Т.е. должно было существовать особое
начальное состояние – сингулярность с огромной плотностью массы и кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение. В условиях очень высокой температуры (Т>1013 К) вблизи сингулярности могла существовать лишь равновесная смесь разных элементарных частиц. Уравнения космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и изменение её физических параметров в процессе расширения. Расширение вначале происходило с большой скоростью, поэтому высокие плотность и температура могли существовать очень короткое время. В результате Большого взрыва образовалась первичная материя, из которой затем сформировались протозвёзды и протогалактики.
Нестационарной модель называется потому, что Вселенная расширяется. Расширение Вселенной – самое грандиозное из известных в настоящее время явлений природы. Впервые предположение об этом сделал в 1922-1924 гг. советский учёный А.А. Фридман. Он показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, она должна расширяться или сжиматься.
Эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия американским астрономом Э. Хабблом своего закона. В 1929 г., исследуя периодически пульсирующие в соседних галактиках звёзды-цефеиды, он определил расстояние до этих галактик, а по измерениям красного смещения (линии спектра атома водорода смещаются в длинноволновую область при убегании галактики – явление, известное как эффект Х. Доплера) установил их скорости. Когда он построил график, на котором скорости галактик были отложены в зависимости от расстояния до них, оказалось, что взаимосвязь этих двух величин выражается на графике прямой линией: чем дальше от нас галактика, тем больше её скорость. Закон Хаббла утверждает, что чем быстрее движется галактика, тем более она удалена: v = Hr, где v – скорость удаления галактики, r – расстояние до неё, H – постоянная Хаббла. По современным оценкам, H заключено в пределах 50 км/(с×Мпк) < H < 100км/(с×Мпк).
Если допустить, что в прошлом расширение Вселенной происходило теми же темпами, что и сейчас, то можно рассчитать, когда началось расширение. В этом случае величина, обратная постоянной Хаббла (1/Н), даёт нам представление о времени начала расширения Вселенной. Этот промежуток времени, по разным оценкам, составляет 13-20 млрд. лет.
Прекратится ли когда-нибудь расширение Вселенной или же оно будет длиться вечно? В настоящее время ещё нет определённого ответа на
этот вопрос. Всё зависит от соотношения между средней плотностью вещества во Вселенной и критической плотностью ρкр = 10-29 г/см3 . Зная среднюю плотность во Вселенной и сравнив её с ρкр, можно предсказать будущую судьбу нашей Вселенной: при ρ < ρкр расширение будет продолжаться неограниченно долго, а при ρ > ρкр рано или поздно наступит сжатие, вместо красного смещения в спектрах галактик будет наблюдаться голубое, и в конце концов Вселенная вернётся к сверхплотному состоянию, из которого она начала своё расширение.
Если всё светящееся, а значит, видимое вещество равномерно распределить по Вселенной, то получится значение плотности ρ=3×10-31 г/см3, которое меньше ρкр. Но, как показывают наблюдения, во Вселенной существуют какие-то формы трудно обнаруживаемой материи (скрытые массы). Это могут быть остывшие звёзды, межзвёздный газ или какие-то экзотические формы материи: первичные чёрные дыры или ещё не открытые на Земле элементарные частицы. Поэтому не исключено, что полная средняя плотность вещества во Вселенной близка к ρкр или даже больше.
Доказательством однородной изотропной модели нестационарной горячей Вселенной принято считать обнаружение в 1965 г. А. Пензиасом и Р.Уиллсоном (Нобелевская премия 1967 г.) реликтового излучения. Интенсивность этого излучения не зависит от направления, в котором его наблюдают исследователи с Земли, т.е. изотропно в пространстве, а интенсивность его излучения очень мала и соответствует излучению чёрного тела с температурой 3 К. Но возникает вопрос: что же было до Большого взрыва? Из чего возникла Вселенная? В Библии утверждается, что Бог создал всё из ничего (рис. 8). Как ни удивительно, современная наука допускает, что всё могло создаться из ничего, при этом под словом «ничего» понимается вакуум. |
Рисунок 8. Старинная гравюра о строении мира |
Вакуум, по современным представлениям, является своеобразной формой материи, способной при определённых условиях «порождать» вещественные частицы. Вакуум может приходить в возбуждённое состояние, вследствие чего в нём может образоваться поле, а из него возникнуть вещество. Итак, Вселенная могла образоваться из «ничего», т.е. из возбуждённого вакуума.