Космологические модели Вселенной

Вселенная – весь материальный мир в целом.

Астрономическая вселенная (космос) – Метагалактика (доступная наблюдениям часть Вселенной).

Космология – физическое учение о Вселенной как целом.

Космогония – раздел астрономии о происхождении и развитии объектов космоса.

В древности, по-видимому, преобладали именно космологические представления о мире, т.к. какие-либо теории его происхождения были либо чисто философскими, либо мифологическими. Например, космогония древних греков была, по существу, иллюстрацией истории их богов и героев. Гесиод (VIII-VII вв. до н.э.) в поэме «Теогония» рассказывает о том, что мир произошел из четырех первоначал: Хаоса, Геи, Эрота и Тартара. Эти мифические первоначала возникли сами по себе.

Хаос – первичное бесформенное состояние мира, от которого происходят Эреб (Мрак) и Ночь.

Гея (Земля) породила Урана (Небо), затем от них рождаются титаны, и, наконец, главный бог Олимпа – Зевс.

Эрот (Любовь) – представляет собой мировую силу, действующую как на богов, так и на людей.

Тартар – своего рода подземное царство для богов, туманное и ужасное.

Известная в то время часть Вселенной ограничивалась телами Солнечной системы, причем, в космологических теориях присутствовали все основные концепции последующих веков.

Например, Аристарх Самосский (IV-III вв. до н.э.) был сторонником гелиоцентризма, а Демокрит (V-IV вв. до н.э.) высказывал идею множественности миров во Вселенной.

В I-II вв. н.э. утвердилась геоцентрическая система Птолемея. В последующие века она неоднократно подправлялась и усложнялась, пока не сменилась гелиоцентрической системой Коперника (XVI в.).

Коперник сохранил античные идеи кругового движения планет и сферы неподвижных звезд как границы Вселенной, но использовал результаты астрономических измерений относительных расстояний планет от Солнца и расширил радиус сферы звезд.

В дальнейшем в систему Коперника проникли идеи множественности звездных систем и бесконечности Вселенной, высказанные Бруно, Диггсом и др. Наблюдения ближайших планет обнаружили их сходство с Землей и подтвердили статус Земли как рядовой планеты.

Наконец, механика Ньютона (XVII в.) дала математическое описание классической модели Вселенной. Основные черты этой модели:

1) Вселенная бесконечна в пространстве и времени, понимаемых в абсолютном смысле (по Ньютону).

2) Движение и развитие небесных тел подчиняются закону всемирного тяготения.

3) Количество тел во Вселенной бесконечно.

4) Одни из них исчезают, другие возникают, сохраняя в целом неизменность Вселенной.

Космология XVIII-XIX вв. пыталась получить фактические подтверждения классической модели и предсказать будущее Вселенной. Необъяснимыми казались только некоторые теоретические выводы, названные космологическими парадоксами.

Фотометрический парадокс (Шезó-Óльберс):

если число звезд во Вселенной бесконечно, то они должны давать огромную яркость звездного неба.

Действительно, если звезды распределены в пространстве равномерно, то небо должно иметь везде одинаковую яркость, превосходящую яркость Солнца; а если они сосредоточены на отдельных направлениях, то должны быть видны яркие пятна на небе в этих направлениях.

Гравитационный парадокс (Зéелигер):

если число небесных тел бесконечно, то сила притяжения к ним любого данного тела должна быть бесконечно большой.

Термодинамический парадокс вытекал из вывода Клаузиуса о «тепловой смерти» Вселенной:

если Вселенная существует вечно, то в ней давно должны прекратиться все процессы и наступить состояние термодинамического равновесия.

Космологические модели XX века основаны на решении уравнений общей теории относительности (ОТО), созданной Эйнштейном в 1916 году. Согласно ОТО, свойства пространства определяются распределением в нем гравитационных масс.

Модель Эйнштейна (1917 г.) предполагает, что:

1) Вселенная существует вечно,

2) а пространство ее конечно по объему, но не имеет границ (подобно тому, как не имеет границ поверхность шара, хотя он и имеет конечный объем),

3) такое пространство должно быть четырехмерным и описываться специальной геометрией.

Развивая идеи Эйнштейна, Фридман в 1922 году показал, что Вселенная в его модели не может быть неизменной, а должна либо сжиматься, либо расширяться с течением времени. В настоящее время считается, что Вселенная расширяется.

Модель расширяющейся Вселенной подтверждается в основном наблюдениями спектров излучения далеких галактик.

Еще Хаббл в 1929 году открыл, что:

1) галактики распределены в пространстве равномерно, образуя ячеистую структуру, что согласуется с исходным предположением Фридмана;

2) существует закон , где u – скорость удаления галактики, r – расстояние до нее, Н – постоянная Хаббла.

Модель расширяющейся Вселенной разрешает фотометрический и гравитационный парадоксы. Число объектов в видимой части Вселенной конечно, и мы воспринимаем лишь их, по существу, испытываем лишь их влияние, объектов ближайшего к нам космоса; точно так же, как на поверхности Земли мы ограничены линией горизонта и воспринимаем непосредственно лишь ближайшие к нам объекты.

В этой модели эволюция Вселенной зависит от значения средней плотности вещества в ней, а также от скорости удаления галактик. Обе эти величины пока не имеют надежно измеренных значений, и поэтому теоретически возможно как расширение Вселенной, так и ее сжатие, а также чередование этих процессов.

Закон Хаббла установлен в предположении о том, что смещение спектральных линий излучения галактик в область низких частот обусловлено их удалением. Вполне возможно, однако, что этот эффект красного смещения вызван гравитационным воздействием массивных объектов (ядер галактик или квазаров) на электромагнитные волны в процессе их распространения от своих источников к Земле.

Наконец, неясен и механизм расширения Вселенной.

Несмотря на перечисленные трудности и слабые места, модель расширяющейся Вселенной является общепризнанной современной космологической моделью.

Эволюция Вселенной

Телескопические наблюдения Галилея в начале XVII века подтвердили идею Демокрита о том, что Млечный Путь представляет собой множество звезд. Большинство из них выглядели светящимися точками, но некоторые оказались светящимися туманными пятнами. К 1700 году было известно около 10 таких туманностей, а в каталоге Мессье-Мешена их уже 103.

Галилей посчитал туманности следствием нерезкости изображения. Наблюдения XVIII-XIX вв. показали, что одни туманности являются звездными скоплениями, а другие не имеют видимой звездной структуры. Поэтому появились идеи о том, что эти последние значительно удалены от нас по сравнению с видимыми звездами и, вероятно, являются самостоятельными звездными системами. Позднее их стали называть Галактиками.

Райт представлял Вселенную в виде совокупности Млечных путей сферической или круговой формы, подобных нашему.

Кант выдвинул гипотезу о спиральном характере Млечного Пути, подобном туманности Андромеды.

Гершель как астроном, располагавший крупнейшими телескопами, имел в распоряжении данные наблюдений двух тысяч туманностей. Он также считал, что мы находимся в отдельной звездной системе, за пределами которой существуют и другие. Разнообразие туманностей привело его к выводу, что одни звездные системы разрушаются, а другие возникают, поддерживая постоянство Вселенной. Причины этих превращений Гершель видел только в действии гравитационных сил между частицами вещества. Природа туманностей оставалась неизвестной.

Таким образом, космогония Нового времени XVII-XIX вв. в конечном итоге сводилась к классической эволюции небес Ньютона. Ньютон теоретически распространил закон всемирного тяготения на всю Вселенную. Поскольку Вселенная в классической модели считалась бесконечной, то вещество должно было сгущаться в бесконечное количество массивных объектов, образуя звездные системы.

В ХХ веке эта идея получила дальнейшее развитие в теории гравитационной неустойчивости Вселенной Джинса.

Если принять современные представления о расширении Вселенной, то неизбежен вывод о том, что в прошлом она была собрана в точку. Это начальное состояние, называемое сингулярностью, характеризуется бесконечно большой плотностью и близким к нулю размером Вселенной.

Очевидно, что понятия пространства и времени при этом теряют смысл, и применимость ОТО для таких малых масштабов тоже становится сомнительной. С другой стороны, согласно принципу неопределенности Гейзенберга, вещество невозможно стянуть в точку и плотность сингулярности, оцениваемая по современной массе Вселенной, равна ~10⁹⁴ кг/м³ при радиусе 10^{-14 м. Наконец, существует трактовка сингулярности как особого состояния вакуума. Вакуум – это пространство, в котором нет частиц вещества, а есть только колебания полей с определенной энергией, способные в дальнейшем породить частицы.}

По-видимому, существующие физические теории к состоянию сингулярности неприменимы, и правильнее всего назвать его состоянием хаоса, в смысле отсутствия привычного нам порядка вещей. Вполне естественно, что для Фридмана это начальное состояние Вселенной было всего лишь понятием, логическим пределом.

Леметр (1927) выдвинул идею Большого взрыва как скачкообразного перехода к расширению Вселенной. Эта же идея содержалась в концепции горячей Вселенной Гамова. Гамов предположил, что на раннем этапе эволюции Вселенная должна была иметь высокую температуру, при которой возможны ядерные превращения легких элементов в более тяжелые.

В современном варианте теория Большого взрыва выглядит так.

1) Справедливы следующие зависимости:

, где Т – температура (К), t – время с начала расширения после Большого взрыва (с);

, где ρ – плотность (кг/м³).

2) Общее время эволюции Вселенной 15-20 млрд. лет.

3) Так как элементарные частицы экспериментально изучены до энергий частиц
10^-8 Дж и температур 10¹⁵ К, то физические представления возможны лишь начиная с момента времени 10^-10 c после Большого взрыва. На этом этапе существовали лишь лептоны и антилептоны, фотоны, кварки и антикварки.

4) По прошествии 10^-6 с после Большого взрыва температура снизилась до 10¹³ К и началось образование адронов и антиадронов из кварков и антикварков.

5) Примерно через 1 с после Большого взрыва произошла аннигиляция частиц и античастиц с испусканием фотонов. Так как число частиц было больше числа античастиц, то античастиц практически не осталось. Поэтому современная Вселенная состоит преимущественно из вещества, а не из антивещества.

6) Когда после Большого взрыва прошло уже 100 с, температура упала до 10⁹ К и стал возможен синтез ядер Н⁺, Не⁺, Li⁺ из адронов.

7) По истечении 10⁵-10⁶ лет после Большого взрыва температура составляла тысячи градусов. На этом этапе шло образование нейтральных атомов Н, Не из атомных ядер и лептонов.

8) Наконец, примерно через миллиард лет после Большого взрыва началось формирование структур мегамира – галактик и звезд – вследствие сгущения неоднородностей вещества под действием гравитационных сил.

Теория Большого взрыва в настоящее время является общепризнанной, так как ее подтверждают следующие экспериментальные факты:

1) пространственная однородность Вселенной (ячеистая структура);

2) удаление (взаимное) Галактик;

3) преобладание во Вселенной легких химических элементов (Н, Не, Li);

4) реликтовое электромагнитное излучение (его температура 3 К, а длина волны 10^-3-10^{-2 м), состоящее из фотонов, предположительно образовавшихся в результате аннигиляции частиц и античастиц.}