§ 28. Проблеми космології

1. Космологічні моделі. Космологія - наука про Всесвіт у цілому, про найзагальніші закони його будови і розвитку. Це молода і водночас найпривабливіша галузь астрономії. Вона найповніше викори­стовує такі поняття, як простір і час, які є не тільки фізичними, але й філософськими категоріями. На її «полі» упродовж століть ведеться за­пекла боротьба між матеріалістичним та ідеалістичним світоглядами.

Загальні закономірності розвитку Всесвіту вивчаються за допомогою космологічних моделей. Інакше кажучи, виводяться рівняння, за якими визначається зміна з часом відстані між двома довільно взятими матеріальними об'єктами у Всесвіті (двома галактиками), а також зміна з часом середньої температури і густини речовини. При цьому, як правило, виходять з так званого космологічного принципу, який проголошує, що Всесвіт є однорідним та ізотропним, тобто властивості Всесвіту для кожно­го заданого моменту часу однакові в усіх його точках і в усіх напрямках.

Сучасна космологія грунтується на створеній А. Ейнштейном (1916 р.) загальній теорії відносності (ЗТВ), в якій було встановлено, що розвиток і подальша доля Всесвіту значною мірою залежать від значення середньої густини речовини, яка його заповнює. При цьому особлива роль відводить

Чому ж дорівнює критична густина речовини Весвіту? Виявилося, що її значення визначається тільки сучасним значенням сталої Габбла, яку точно знайти дуже непросто. Для її обчислення доводиться вимірю­вати червоні зміщення дуже далеких галактик, оскільки близькі галак­тики мають значні власні рухи, не зумовлені розширенням Всесвіту.

Обчислена за середнім значенням сталої Габбла критична густина р_кр становить мізерну величину - біля 10~²⁹ г/см³, або 10 ⁵ атомних оди­ниць маси у кожному кубічному сантиметрі. За такої густини грам ре­човини міститься у кубі зі стороною 40 тис. км!

Отже, для того щоб дізнатись, якій космологічній моделі відповідає Все­світ, потрібно визначити середню густину його речовини і порівняти з кри­тичною. Визначення середньої густини - це першочергова задача космології.

Зауважимо, що при введенні поняття Всесвіту, що розширюється, зовсім не йдеться про якусь фізичну точку, від якої відбувається розши­рення. Ніякого центра розширення не існує. Порівняємо Всесвіт із точ­ками на поверхні повітряної кульки. Коли ми почнемо наповнювати її повітрям, відстані між точками будуть зростати, але жодну точку при цьому не можна вважати центром розширення.

Так і при розширенні Всесвіту - сам простір наче розбухає, галакти­ки віддаляються одна від одної, залишаючи завдяки гравітації незмін­ними свої об'єми.

Та якщо світ галактик розширюється, то, можливо, певне число років тому всі вони почали свій розліт з деякої так званої сингу­лярної точки? Таке уявлення дозволяє ввести поняття єдиного космо­логічного часу t, відлічуваного від моменту, коли розпочалося розши­рення світу галактик.

2. Проблема «прихованої маси». Якщо ми візьмемо в околицях Сонця невеликий об'єм, наприклад куб із стороною 10 пк, то в ньому може виявитись кілька зір і міжзоряна плазма, а в сусідніх 10 пк³ ми можемо не знайти жодної зорі. Це свідчить про нерівномірність заповнення речовиною найближчого до нас простору. Зорі об'єднуються в галактики, а галактики об'єднуються в скупчення, які теж розташовані нерівномірно. Середня відстань між скупченнями становить близько 30 Мпк. Отже, і в таких об'ємах Всесвіт неоднорідний. Але якщо ми візьмемо куб із стороною 100 Мпк, то побачимо іншу картину: в будь-якому місці Всесвіту всередині таких об'ємів кількість галактик та їхніх скупчень буде майже однаковою.

«Розмазавши» подумки всі галактики по цих об'ємах, ми отри­маємо для кожного з них однакову середню густину речовини.

Це приводить до дуже важливого висновку: у великих масштабах Всесвіт однорідний, і значення середньої густини речовини у ньому - це один із найважливіших параметрів.

Проте визначити зі спостережень справжню середню густину Всесвіту, виявляється, ще складніше, ніж знайти сталу Габбла і обчис­лити критичну густину. З астрономічних спостережень випливає, що середня густина усієї видимої речовини - зір, пилу, газу, а також ви­промінювання - не перевищує 10% критичної густини. Отже, окрім ре­човини, яка спостерігається, у Всесвіті, безсумнівно, наявна загадкова «прихована» або темна речовина, яка нічим не проявляє себе, крім гравітації. її маса у багато разів перевищує масу видимої речовини.

Останніми роками астрономи отримали цілий ряд прямих вказівок на те, що в основному саме ця темна речовина заповнює Всесвіт. Вона утворює протяжні невидимі темні гало галактик і міститься в міжга­лактичному просторі, концентруючись біля скупчень галактик.

Яка природа «прихованої» речовини? Можливо, це поки що не відкриті елементарні частинки, а можливо, вакуум має таюі-власти-вості, що робить свій внесок у повну густину матерії. Це можуть бути і звичайні несамосвітні тіла невеликої маси, проміжні між зорями і вели­кими планетами. Може бути і «будівельне сміття», що залишилось після епохи утворення галактик.

Та як би там не було, виміряти масу «прихованої» речовини - зада­ча надзвичайно складна. Це якнайважливіше космологічне питання досі залишається відкритим.

3. Проблема горизонту. Якщо галактики розлітаються, то пе­ренесімось подумки у минуле і знайдімо момент, коли віддалі між галак­тиками були такими малими, що вони «торкались» одна одної. Продов­жуючи цю подорож у часі, ми неминуче прийдемо до такого моменту, ко­ли вся доступна для спостережень область Всесвіту формально була стяг­нута в точку, а густина її була нескінченно великою. Звісно, фізично це неможливо, але в рамках моделі припустимо говорити про час життя Всесвіту як такий, що минув від моменту існування нескінченно великої (чи просто великої, але такої, яка ще має фізичний зміст) густини.

Цей час, що називається віком Всесвіту, залежно від прийнятого значення сталої Габбла виявляється близьким до 12-15 млрд років.

Якщо наші математичні моделі вірно описують реальний Всесвіт, то серед астрономічних об'єктів не повинно бути таких, вік яких переви­щує вік Всесвіту. І дійсно, вік найстаріших зір як у нашій, так і в інших галактиках, не більший за 15 млрд років.

Будь-який сигнал, що несе інформацію, не може передаватися зі швидкістю, більшою за швидкість світла. Тому «скінченний» вік Всесвіту дозволяє умовно говорити і про розмір спостережуваного

спостережуваний Всесвіт має вигляд сфери скінченного радіуса r_в, з-за меж якої ніяка інформація не може дійти до нас у принципі. І ніяке вдо­сконалення техніки не дозволить зазирнути ще далі. На честь Габбла її називають габблівським радіусом, а поверхня, яку він опи­сує, називається абсолютним горизонтом.

На сьогодні за значення сталої Габбла H = 75 км / (с • Мпк) габблів-ський радіус становить 4 000 Мпк.

Але поняття радіуса Всесвіту досить умовне: реальний Всесвіт без­межний і ніде не закінчується. Якщо спостерігач буде рухатись, то його спостережуваний «горизонт» буде відсуватися все далі й далі. Через скінченність швидкості світла величина червоного зміщення у спектрі далекої галактики є водночас і мірою віддалі до неї, і мірою часу, який минув відтоді, коли вона випустила той сигнал, що ми зараз сприймаємо.

Спостерігаючи все віддаленіші галактики, ми зазираємо у їхнє ми­нуле, бо бачимо їх такими, якими вони були мільйони й мільярди років тому.

1. Яка мета ставиться при побудові космологічної моделі? 2. Чому параметр гус­тини речовини такий важливий для долі Всесвіту? 3. У чому суть проблеми «при­хованої» маси? 4. Як Ви розумієте поняття «абсолютний горизонт»?