Общая астрономия. Космологическое расширение Вселенной


Карта сайта

            
Астрономия
древнейшая из наук
 Античная астрономия
 Хронология астрономии
 Современная астрономия
Основы астрономии
 Начала астрономии
 Время и небесная сфера
 Созвездия
 Движение небесных тел
 Астроприборы
 Астрофизика
 Обзоры астрооборудования
 Астрономические наблюдения

Общая астрономия
 Солнечная система
 Звезды
 Наша Галактика
 Внегалактическая астрономия
 Внеземные цивилизации
 Астрономы мира и знаменательные даты

Дополнительно
 Форумы Astrogalaxy.ru
 Астрономия для детей
 Планетарии России
 Это интересно
 Новости астрономии
 О проекте






Общая астрономия. Космологическое расширение Вселенной

Фундаментальным свойством Вселенной является ее общее расширение. Наблюдения показывают, что скопления (и сверхскопления) галактик, разделенные расстояниями, превышающими 100—300 Мпс, удаляются друг от друга. Этот факт установлен Э. Хабблом в конце 20-х годов. Давно известно, что когда источник звука удаляется от нас, воспринимаемая нами частота звуковых колебаний уменьшается, а при приближении источника она, наоборот, возрастает. Аналогичное явление имеет место и при распространении света и вообще любых электромагнитных волн. Оно получило название эффекта Доплера. Если источник излучения движется от нас, и притом с большой скоростью, то частота воспринимаемых колебаний также понижается. Цвет при этом меняется, переходя, скажем, от синего к желтому или от желтого к красному. Э. Хаббл, наблюдая свет, испускаемый далекими галактиками, установил, что спектральные линии в их излучении смещены в красную сторону спектра. При этом, чем дальше от нас галактика, тем больше это «красное смещение» приходящего от нее излучения. Отсюда следует, что галактики удаляются от нас и скорость их удаления тем больше, чем дальше находится галактика. Но ведь наша собственная Галактика, из которой мы ведем наблюдения,— отнюдь не центр мира, и, очевидно, нужно считать, что галактики или, точнее, скопления галактик, разбегаются не от нас, а вообще все они удаляются друг от друга. Если расстояние между скоплениями есть L, то скорость их взаимного удаления v=HL. Это соотношение называют законом Хаббла; Н — постоянная Хаббла, ее величина не зависит от положения скоплений в пространстве. По современным оценкам H = 55—75 км/(с•Мпс). За несколько лет до открытия Хаббла нестационарность Вселенной была предсказана А. А. Фридманом, основоположником современной космологии. Опираясь на общую теорию относительности А. Эйнштейна, Фридман разработал модель однородной Вселенной, которая, как оказалось, не может находиться в состоянии покоя, а должна быть нестационарной. Эта нестационарность и проявляется в разбегании галактик и их скоплений. Оно происходит так, что общая однородность распределения скоплений (или сверхскоплений) не нарушается. Как показывает теория, сохранение однородности требует, чтобы скорости удаления тел друг от друга были прямо пропорциональны расстояниям между ними; именно это и найдено в астрономических наблюдениях.

Скорости космологического разбегания весьма значительны. Если скопление галактик находится от нас на расстоянии, скажем, тысячи мегапарсеков, то,— по закону Хаббла,— оно удаляется от нас со скоростью не меньше 55 тысяч км/с. Самые далекие квазары имеют скорости удаления, лишь немногим уступающие скорости света, равной 300 000 км/с. Расширение происходит с большими скоростями, а всемирное тяготение, взаимное притяжение космических систем, стремится его затормозить и обратить расширение сжатием. Тяготение, очевидно, тем сильнее, чем больше массы систем и меньше расстояния между ними, и потому можно ожидать, что судьба расширения зависит от плотности вещества во Вселенной. Чтобы тяготение преодолело расширение, плотность должна быть достаточно большой, а именно превышать некоторое критическое значение. Критическую плотность можно найти, оценивая запас энергии разлета по наблюдаемым скоростям космических систем. Современные данные приводят к величине от 10-29 до 5•10-30 г/см3, что соответствует примерно десяти или пяти атомам водорода в кубическом метре. Это больше усредненной плотности галактик, но не превосходит, по-видимому, ту плотность, которую могли бы дать «скрытые массы». Вопрос о судьбе космологического расширения остается, таким образом, открытым: если «скрытые массы» действительно существуют и создаваемая ими плотность соответствует максимальной оценке, то начального «разгона» недостаточно, чтобы расширение Вселенной продолжалось неограниченно. В этом случае тяготение способно остановить в будущем расширение и через 10—15 миллиардов лет привести к сжатию Вселенной.

Обратимся теперь не к будущему, а к прошлому Вселенной, к ее истории. Если сейчас космические системы удаляются друг от друга, то когда-то в прошлом они были ближе друг к другу или даже «касались» друг друга. В еще более ранние времени ни скопления, ни галактики, ни даже отдельные звезды не могли, очевидно, существовать в их современном виде, а вещество, из которого они состоят, должно было быть равномерно перемешано и составляло единую космическую среду. Чем дальше в прошлое, тем больше плотность этой среды. До каких же пор продолжается, если смотреть в прошлое, это возрастание плотности? Согласно теории Фридмана, плотность мира возрастает в прошлое неограниченно и в определенный момент становится сколь угодно большой или, выражаясь математически, бесконечной. Этот момент берется в теории Фридмана за начало отсчета — за нуль времени. Все, что было еще «ранее» этого момента, лежит уже за пределами применимости модели Фридмана, да и в самый момент нулевого времени и бесконечной плотности эта модель уже неприменима. История физики учит, что всякий раз, когда в теоретических моделях или формулах возникает бесконечность, это означает, что мы сталкиваемся с каким-то новым явлением, принципиально отличным от того, что эти модели и формулы сами по себе описывают. Например, в формулах аэродинамики бесконечность возникала при приближении скорости тела к скорости звука в среде, в которой это тело движется; бесконечным оказывалось сопротивление среды такому движению. Если понимать это буквально, то отсюда следовал бы вывод о невозможности сверхзвуковых движений. Но мы хорошо знаем, что самолеты вполне могут летать со скоростью, превышающей скорость звука в воздухе. Все дело в том, что упомянутые аэродинамические формулы описывали сопротивление в непрерывной среде, в среде без скачков плотности и давления. Однако переход от дозвукового движения к сверхзвуковому связан с нарушением этого условия: в среде перед телом возникает ударная волна, и на ее фронте плотность и давление среды претерпевают резкий скачок. Учет этого нового явления, обобщение аэродинамики на случай разрывов в среде, устраняет бесконечность из теоретических формул, дает конечные, правильные величины для сопротивления движению. Несомненно, и в космологии бесконечная плотность означает, что в тот момент, когда она возникает, происходит нечто совсем особенное. Это должно быть грандиозное явление, сообщившее всему веществу Вселенной огромные скорости разлета. Природа этого явления, т. е. причина космологического расширения остается пока неизвестной. Но то, что происходило после начала космологического расширения при конечной, хотя бы и очень большой плотности, всю динамику космологического расширения, физические процессы в расширяющемся веществе можно уверенно изучать на основе общих законов физики и опирающейся на них модели Фридмана. Космология Фридмана позволяет проследить, как с течением времени менялась плотность мира.

Оказывается, что возраст Вселенной, т. е. время t, протекшее от начала расширения до некоторого момента в истории Вселенной, связано с плотностью р. При возрасте в одну секунду плотность мира составляла приблизительно 5*105 г/см3; плотность, сравнимая с плотностью атомных ядер, 10*15 г/см3, осуществлялась при возрасте в 20 микросекунд, а плотность 1 г/см3 была достигнута уже через десять минут после начала расширения. Соотношение между временем и плотностью получено в модели Фридмана в результате решения сложных уравнений общей теории относительности. Но когда оно уже стало известно, обратили внимание на то, что это простое соотношение можно было бы получить совсем иным путем — на основе анализа размерностей, фигурирующих в теории физических величин. Это один из мощных методов теоретической физики, а исходит он просто из того, что если в левой части уравнения стоит величина, скажем, времени или массы, то и величины в правой части уравнения должны быть той же размерности, т. е. это тоже должны быть величины времени или массы. Когда в теории имеется небольшое число размерных величин, то иногда оказывается возможным найти связь между ними, лишь требуя одинаковой размерности в левой и правой частях уравнения. В нашем случае речь идет о связи между временем и плотностью среды, причем среда является гравитирующей и никаких иных сил, кроме гравитационных, нет. Естественно ожидать, что допустимо такое соотношение между временем и плотностью, в которое помимо этих двух величин входит только величина гравитационной постоянной, отражающая наличие сил гравитации. Легко убедиться, что из этих трех величин можно составить одну и только одну комбинацию, удовлетворяющую соображениям размерности, и это как раз то соотношение, которое имеется в космологической модели Фридмана.



Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 25.11.2006



Главная страница раздела

Copyright © 2004 - 2016, Проект 'Астрогалактика' • выпущен 12.07.2004
Top.Mail.Ru