Сценарий стационарной Вселенной и «Космология Большого Взрыва»

Космология — наука о строении и эволюции Вселенной. Она изучает свойства всей доступной для наблюдений Вселенной как единого целого. Общие представления о ее строении сложились в астрономии, но задачи космологии можно было решать лишь в XX в. Создание крупных телескопов, развитие фотографической и всеволновой астрономии, спектроскопии и других методов исследования позволили изучить распределение галактик в пространстве, их движения на огромных расстояниях (до 10 млрд св. лет). Мы теперь знаем, что окружены огромным и удивительным миром галактик и квазаров. Понять это было бы невозможно без общей теории относительности (ОТО) — математической базы современной космологии.

Эйнштейн обобщил закон тяготения Ньютона на случай сильных гравитационных полей. Изменились представления о простран-

стве и времени — они уже не были сценой для развития драмы истории Вселенной, а участвовали в самом процессе, и материя меняла свойства пространства и времени. Тяготеющие массы искривляют вокруг себя пространство-время, а оно воздействует на материю. Эйнштейн, объединив гравитацию и геометрию Рима-на, получил из средней плотности массы во Вселенной «абсолютные размеры Вселенной». Многие сомневаются в достаточности ОТО для понимания явлений Мегамира — ведь его масштабы превышают лабораторные условия на Земле в 10²⁶ раз! Но изучение ближайших к нам галактик показало, что они состоят из тех же объектов — звезд, звездных скоплений, туманностей. Наука не может обойтись без построения рабочих моделей, независимо от изучаемого объекта. Модели уточняются, частично заменяются или отбрасываются. Можно построить цепочку объектов Мегамира: видимая Вселенная—галактика—Галактика—звезда—планета. Общие закономерности развития Вселенной строятся путем создания моделей.

Модель пустой Вселенной (1917), в которой два объекта расположены на столь большом расстоянии, что можно пренебречь силами притяжения между ними, рассмотрел нидерландский астроном Биллем де Ситтер. Стационарность мира требовала, чтобы галактики удалялись друг от друга с ускорением. Фактически в его решении содержалось предсказание расширения Вселенной, но до открытия Хаббла это представлялось неким казусом. Величина, обратная постоянной Хаббла Н, имеет размерность времени. Отсюда заключают, что за это время вещество галактик «разлетелось» из точки наблюдения. Значит, это время прошло с того момента, когда оно было сконцентрировано в точке. Наблюдаемые скорости разлета достигают 10⁴ км/с, поэтому в момент «начала» должен был произойти взрыв, породивший Вселенную. Пока считали Н= 500 км/(с • Мпк), это время не превышало 2 млрд лет (меньше возраста Земли). Это породило разные гипотезы: расширение Вселенной, изменение скорости света, или «старение» фотона на огромных расстояниях. Если значение H не очень надежно, то линейная зависимость в законе Хаббла считается твердо установленным фактом.

Взяв Н = 75 км/(с • Мпк) и считая, что «сегодняшнее» время жизни Вселенной t приблизительно равно Ro/V, подставим V = HRиз закона Хаббла и получим t = 13 млрд лет. Учитывая приближенность такой оценки, следует отметить, что величина этого времени, которое называют возрастом Вселенной, колеблется от 10 до 20 млрд лет.

Фридман детально исследовал уравнения ОТО и показал, что теория допускает в качестве моделей и развивающиеся системы — коллапсирующие. Стабильная Вселенная Эйнштейна является нестабильной при малейшем возмущении. Фридман выделил три

возможности, соответствующие трем моделям Вселенной: 1) к = 0; расширяющееся евклидово пространство; 2) к 0; пульсирующая модель, пространство неевклидово (сферический мир); 3) к 0; монотонно расширяющееся неевклидово пространство (гиперболический мир).

В первом случае при Л = 0 уравнение, описывающее изменения масштабного фактора, со временем имеет точное решение (модель Эйнштейна—де Ситтера). Начавшееся расширение продолжается неограниченно, и , а возраст Вселенной равен . Параметр ускорения не

меняется и положителен, потому что масштабный фактор растет со временем: . В этой стационарной Вселенной (модель Ф.Хойла) плотность, несмотря на расширение, поддерживается постоянной за счет непрерывного «творения» вещества из особого «энергетического поля».

Во втором случае при , т. е. при наличии дополнительной силы

притяжения, кроме ньютонова тяготения, и открытом искривленном пространстве в пульсирующей Вселенной, в некоторый момент масштабный фактор становится равным нулю, и с он начнет возрастать, достигнет максимума и снова уменьшится до нуля. Если выбрана закрытая модель пространства и Л-член равен некоторой критической величине, определяемой плотностью вещества во Вселенной, то масштабный фактор растет от нуля до определенного максимума, достигаемого в далеком будущем. Если космологическая постоянная становится больше этого критического значения, то масштабный фактор растет, хотя и медленно, но неограниченно. В замкнутой Вселенной и при равенстве космологического члена своему критическому значению возможны два решения: стационарный мир Эйнштейна R(t) = const и модель Эддингтона—Леметра, в которой R(t) = R₁ в бесконечно удаленном прошлом и неограниченно растет в будущем.

Выбор модели Вселенной определяется средней плотностью вещества во Вселенной. Если она больше критической, то k 0 и мир замкнут. Для Н= 50 км/(с • Мпк) критическое значение плотности достигает 5 • 10^-27 кг/м³. Это несколько больше средней плотности, размазанной по всему наблюдаемому объему (в пределах одного-двух порядков величины). Но мощный фон рентгеновского излучения свидетельствует о том, что межгалактическое пространство может быть заполнено водородом температурой около 1 млн К. Возможно, существуют и еще какие-то массы во Вселенной, пока не обнаруженные.

Массы звездных скоплений оказались по оценкам несколько больше масс, наблюдаемых в скоплениях объектов, в связи с чем возникла проблема скрытой массы. По опытным данным на каждый протон приходится примерно 1 млрд нейтрино, обладающих массой покоя 5 • 10^-35 кг. И это обилие нейтрино во Вселенной тоже приближает значение средней плотности к критическому значению. Поэтому осциллирующая модель может стать более вероятной, хотя она не сводится к простому повторению циклов «расширение— сжатие», как указывают Зельдович и Новиков.

353

.

Бельгийский аббат Ж.Леметр связал релятивистские модели с данными наблюдений: если разбегание галактик соответствует расширению пространства, то при проектировании на прошлое нужно представить уменьшение объема и увеличение плотности. Эти рассуждения связали с актом творения мира. Первоначальная плотность вещества (протоатом) достигала 10⁹⁶ кг/м³, и это значение плотности определило границы применимости понятий пространства и времени. Поэтому не имеет смысла говорить ни о том, сколько длилась эта сингулярность, ни о том, что было до нее.

Расчеты Фридмана были многократно проверены и Эйнштейном, и Эддингтоном, и де Ситтером. О Фридмане справедливо говорят, что он «на кончике пера» открыл разбегание галактик. Открытие гравитационного красного смещения через несколько лет подтвердило догадки о нестационарном развитии, о расширении Вселенной. Вскоре теоретически было показано, что своеобразие релятивистской космологии вовсе не связано с теорией Эйнштейна, а обусловлено космологической постановкой проблемы. Из динамики Ньютона возможно получить необходимость эволюции, как это и сделал в 1934 г. английский астрофизик Э. Милн.

Модель расширяющейся Вселенной проявляется на уровне галактик, и не существует центра, от которого галактики «разбегаются». В общем случае постоянная Хаббла H зависит от времени, и скорость расширения убывает из-за тормозящего действия гравитации. Если допустить расширение Метагалактики и в прошлом, можно оценить ее возраст примерно в 13 млрд лет. Будущее Вселенной по современным представлениям зависит от средней плотности .

Скорость расширения по ОТО

для горячей модели. Здесь Л — космологическая постоянная, учитывающая возможное существование в мире дополнительной силы, помимо силы тяготения; при — это сила отталкивания, при

— сила притяжения.

Расчеты предшествующей истории Космоса в большинстве моделей дают для начала расширения пространства (13 — 20 млрд лет назад) состояние с очень высокими плотностью материи и энергией излучения. В уравнениях появляется математическая сингулярность, и ни одна модель не двигается ранее этого момента. Так как при сжатии газа его температура возрастает, допускают, что в далеком прошлом Вселенная была очень горячей. Именно к модели «горячей Вселенной» пришел Гамов, назвав ее «Космология Большого Взрыва». Его интересовали относительная распространенность и происхождение химических элементов во Вселенной. С.Чандрасекар, Х.Бете, К. Вейцзеккер и другие ученые считали, что в глубинах Солнца не могут образовываться элементы тяжелее гелия.

Гамов предположил, что в самом Начале при больших плотностях и температурах ранней Вселенной возможно протекание реакций синтеза элементов. По законам термодинамики при этих условиях в разогретом веществе всегда должно находиться в равновесии с ним и излучение. После нуклеосинтеза, занимающего несколько минут, излучение должно остаться, продолжить движение вместе с веществом в расширяющейся Вселенной и сохраниться до нашего времени, только его температура должна понизиться за это время из-за расширения. Эту схему необходимо было рассчитать и сравнить с ней распространенность элементов в современной Вселенной. Эта работа заняла 10 лет. Гамов консультировался с Э.Ферми и А.Туркевичем, но в 1948 г., когда вместе с Альфе-ром была подготовлена его статья, он вписал в последний момент и Бете. Так появилась знаменитая А-Б-Г-теория. Впоследствии она совершенствовалась в работах Гамова с С. Хаяши, Хойлом, Фаулером, М. Бербиджем, Дж. Бербиджем. Этим же занимались Зельдович, а позже Дж. Пиблс, используя уточненные данные ядерной физики и астрономических наблюдений.

Теория горячей Вселенной дала необходимые соотношения водорода и гелия в современной Вселенной из ядерных реакций в ранней Вселенной. Тяжелые элементы должны были рождаться иначе, возможно, при вспышках Сверхновых звезд. Предсказанное Гамовым фоновое излучение (1953) должно быть изотропным с температурой, близкой к 0 К, или до 10 К, если процесс нуклеосинтеза начинался с 10⁹ К (рис. 9.12).

Гамов получил простое соотношение между плотностями вещества и излучения по мере расширения Вселенной. Плотность излучения уменьшается со временем быстрее, чем плотность вещества, но в прошлом их отношение когда-то было равно единице, а еще раньше излучение по плотности преобладало над веществом. По этой причине излучению должна принадлежать ведущая роль в эволюции Вселенной. Фридман получил формулу изменения во времени плотности излучения, если оно преобладает во Вселенной над веществом, а Вселенная расширяется по параболическому типу, т. е. неограниченно. Эту формулу Фридмана и использовал его ученик Гамов. Он нашел границу между двумя эпохами — преобладания излучения и преобладания вещества, и эта граница приходится на время t = 2,1 • 10¹⁵ = 73 млн лет. В начальный период именно излучение определяло судьбу Вселенной, а после преобладало вещество. В тот момент их плотности были равны 9,4 • 10^-23 кг/м³, а температура излучения составляла 320 К, отсюда можно найти ее современное значение: Т= 320 (2,2 • 10 ¹⁵/t = = (7 • 10¹⁶/t) К. Полученная формула дает температуру излучения в эпоху преобладания вещества над излучением (7 К). Для излучения черного тела такая температура соответствует сантиметровому диапазону. Гамов не надеялся зарегистрировать это фоновое излучение в общем потоке радиоизлучения галактик и межзвездного газа, но Новиков и Дорошкевич считали, что излучение,

оставшееся от начала расширения Вселенной, можно обнаружить в сантиметровом диапазоне.

Реликтовое излучение открыли весной того же года. Американские ученые А. Пензиас и Р. Вильсон, отлаживая рупорную антенну нового радиотелескопа, не могли избавиться от помех на длине волны 7,35 см. Уровень этих помех не менялся при повороте антенны, т.е. был изотропен. В 1965 г. выяснилось, что это было фоновое излучение, предсказанное Гамовым. Оно соответствовало расчетам Новикова и Дорошкевича, было чернотельным и имело Т = 2,7 К. По своей плотности это излучение почти в 30 раз превосходило плотность излучения звезд, а концентрация фотонов была больше, чем концентрация обычного вещества.

Плотность реликтового излучения можно оценить. При Т = 3 К энергия каждого фотона составляет около 10^-22 Дж. Для 500 фотонов в 1 м³Е = 0,5 Дж/м³. И по формуле находим r = = 5-10^-31 кг/м³. Сейчас для вещества = 5-10″²⁸ кг/м³, т.е. по массе вещество больше в 1000 раз.

Две космологические теории конкурировали — теория расширяющейся Вселенной (начальное состояние было таким горячим

и плотным, что могли существовать только элементарные частицы и излучение; затем Вселенная расширялась и охлаждалась, образуя звезды и галактики) и теория стационарной Вселенной (Вселенная существовала всегда, наблюдаемое разрежение вещества компенсируется его непрерывным творением). Теория расширяющейся Вселенной одержала верх благодаря предсказанию, наблюдению и интерпретации космического фонового (реликтового) излучения. Оно не предсказывается и не может быть объяснено второй теорией.

Автор теории вечной стационарной Вселенной — Хойл — вынужден был признать, что придется модернизировать теорию для объяснения реликтового излучения. В 1992 г. измерения ничтожно малых вариаций фонового излучения подтвердили еще одно из предсказаний теории расширяющейся Вселенной. Исследователи интерпретируют эту «рябь» как флуктуации плотности вещества и энергии на ранних стадиях эволюции Вселенной. Такая рябь может объяснить скучивание вещества под влиянием собственной гравитации, ведущее к образованию звезд, галактик и более крупных структур, наблюдаемых в современной Вселенной.

Космология Большого Взрыва Г. Гамова заняла прочное место в современной науке.