Часть 4

ОПТИКА. СПЕЦИАЛЬНАЯ ТЕОРИЯ ОТНОСИТЕЛЬНОСТИ

Раздел 14 СКОРОСТЬ РАСПРОСТРАНЕНИЯ СВЕТА. ОСНОВЫ СПЕЦИАЛЬНОЙ ТЕОРИИ ОТНОСИТЕЛЬНОСТИ

14.15. Современные представления о развитии Вселенной

Одним из самых интересных в философском отношении результатов, полученных теорией относительности, является новый решение проблемы бесконечности Вселенной. Классическая космология, которая основывалась на физике Ньютона, несмотря на некоторые трудности, одновременно решала вопрос о пространственно-временную бесконечность Вселенной. За ней Вселенная бесконечен как в пространстве, так и во времени. Такое утверждение было непосредственным следствием евклидовых представлений о пространстве, которые составляли основу классической физики и космологии.

Теория относительности, которая пересмотрела евклидовы представления о пространстве и обнаружила их неуниверсальность, стала основой нового подхода к решению проблемы бесконечности Вселенной. Сначала А. Эйнштейн считал, что решение проблемы бесконечности заключается в том, что Вселенная может быть лишь пространственно конечным. Однако сейчас конечна модель Эйнштейна имеет только историческое значение.

О. О. Фридман обнаружил, что гравитационные уравнения имеют не только статический, но и нестатичний развязок. В случае нестатичного развязку метрические свойства пространства должны меняться с время.

Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, то мировой пространство оказывается евклидовым и Вселенная неограниченно расширяется от начального сингулярного точечного состояния. Если плотность меньше критической, то пространства свойственна геометрия Лобачевского, и он также неограниченно расширяется. Наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной становится рімановим, расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до начального сингулярного состояния.

Во время расширения все масштабы в Вселенной растягиваются, во время сжатия - сжимаются. Для выбора модели Вселенной следует знать среднюю плотность вещества и излучения в ней. Если средняя плотность материи во Вселенной превышает 2 ∙ 10^-26 кг/м , то пространство закрывается в огромное гіперсферу, в противном случае справедливая открытая модель Вселенной. Оценка плотности вещества, учитывая только массы галактик, обнаружила, что она равна 5 ∙ 10^-28 кг/м . На самом деле средняя плотность материи во Вселенной может быть больше за счет метагалактичного йонізованого водорода, нейтрино и потухших (колапсованих) звезд, и не исключено, что средняя плотность больше критической. Поэтому пока что трудно отдать предпочтение той или иной модели Вселенной.

Однако как бы ни решалась при вопрос о космологические модели, очевидно, что наша Вселенная расширяется, эволюционирует. Открытия последних лет (квазары, реликтовое излучение) сделали этот вывод еще более вероятным. Согласно закону Хаббла (14.30) в Вселенной, которая расширяется, все космические объекты удаляются от наблюдателя с тем большей скоростью, чем дальше они находятся. Некоторым присуще квазарам настолько большое красное смещение спектральных линий, их скорости, рассчитанные по эффекту Доплера, должны приближаться к скорости света. Это означает, что свет, который мы наблюдаем, было послано квазарами много миллиардов лет назад, на начальном этапе расширения. Важным для космологии было открытие в 1964 г. реликтового космического излучения, предусмотренного Дж. Гамовым (его теория «горячей Вселенной»). Это излучение возникло в начале расширение и с того времени заполняет все космическое пространство.

С чего все началось? Как все стало таким, каким есть? Так, по Г. Фейнманом можно сформулировать основные вопросы современной физической космологии. На первый вопрос космология Фридмана - Леметра уверенно ответила еще 60 лет назад: все пошло из гигантского общекосмическом катаклизма, который происходил в далеком прошлом и начал наблюдаемое расширение пространственной структуры Вселенной.

Относительно второго вопроса, то его разработка началась только в наше время, когда теоретическая космология от изучения механики расширение перешла к исследованиям физики космологических процессов. При этом следует отметить, что в современной космологічній теории эволюция развития Вселенной прослеживается не от самой исходной точки, а с времени, несколько позднее время катаклизма. До этого момента выходное надгуста и сверхгорячих вещество успевает достичь такого разреженного и остывшего состояния, которое поддается теоретическому пониманию на языке современного физического знания.

Через некоторое время после «большого взрыва» космическая материя составляла високогусту и высокотемпературную плазму - смесь определенного набора элементарных частиц, находящихся в термодинамическом равновесии, причем в этой смеси количество вещества еле-еле превышала количество антивещества. Поскольку плазма быстро расширялась, а ее температура соответственно снижалась, процессы аннигиляции пар протонов и антипротонов преобладали над противоположными процессами их образования. Вследствие этого исчезли (за исключением избыточных протонов) все протоны и антипротони. Анігілювали (за исключением избыточных электронов) также все электроны и позитроны. Когда процесс аннигиляции частиц и античастиц закончился, остались, следовательно, только избыточные протоны и электроны, а также излучение, которое возникло вследствие аннигиляции. Примерно на этой стадии развития Вселенной, когда он был еще достаточно нагретым, образовались ядра таких легких элементов, как гелий и водород*.

Следующая фаза космической эволюции - соединение рожденных ранее ядер с электронами и образование атомов - наступила примерно через миллион лет после начала космологического расширения), тогда температура уменьшилась до 3000...4000 К, а плотность - до значения примерно в миллиард раз большего от современного. В этих условиях начал образовываться нейтральный газ, который собирался в огромные облака. Позже, примерно через 200 миллионов лет после начала расширения, облака космического газа згрупувались, а потом, прекратив расширение, начали сжиматься и, наконец, образовали современные галактики.

Такая своеобразная контурная схема Вселенной, эволюционирует, которую еще предстоит заполнить конкретными астрофізичними деталями.

Для описания модели горячего Вселенной, которая расширяется, за начальные условия взяты чрезвычайно важны физические характеристики астрономического Вселенной, а именно: начальный горячий состояние и следующее его изотропную расширения, преобладание в нем вещества над антивеществом и излучением и т.д.

В чисто теоретическом плане сингулярность в той форме, в которой она появляется в фрідманівських развязках, уравнение Эйнштейна отражает «особый» вырожденный физическое состояние, в котором плотность вещества, кривизна пространства-времени и, по теории горячей Вселенной, температура бесконечные: вся сверхгорячих космическая материя буквально «стягнулася в точку». Между тем самое главное - процесс перехода космической материи с этого «точечного» состояния к стадии катастрофического расширения - остается вне вниманием теории, поскольку она пока не в состоянии приподнять завесу над тайной начальной сингулярности. Неизвестно, что предшествовало «большому взрыву» - космическая материя всегда находилась в этом особом надгустому и надгарячому состоянии, состояния расширения предшествовало однократное сжатие.

На современном этапе задача космологических исследований заключается в том, чтобы теоретически изучить «окружение» особой точки, чтобы попытаться заглянуть все дальше и дальше «в глубь времени» и, следовательно, продвинуться ближе к исходному надгустого и сверхгорячего состояния Вселенной.

С помощью реликтового излучения повезло достичь стадии, которую от начала Вселенной отдаляет «всего лишь» миллион лет. В то время астрономические Вселенная была в тысячу раз теплым (нагретым до 3000...4000 К), а его радиус в столько же раз меньше за настоящее. Астрофизики считают, что астрономическую информацию о еще более ранние стадии эволюции Вселенной можно достать с помощью нейтринного канала информации. Нейтрино (наиболее проницаемая из всех известных элементарных частиц) может перенести нас в очень отдаленную эпоху, которая отстоит от момента «большого взрыва» всего на несколько долей секунды. В этот момент истории космоса плотность первоначальной материи превышала плотность воды в 10 миллионов раз, а температура достигала 30 ∙ 10⁹ К. Поэтому недаром известный советский физик Я. Б. Зельдович назвал астрофизический поиск реликтового нейтрино «экспериментом века».

Еще большие надежды ученые возлагают на гравитационно-волновую астрономию, что формируется сегодня и которая бы могла заполучить физическую информацию о самые первые (вплоть до сингулярного) состояния Вселенной. Речь идет о регистрации гравитационных волн, приходящих (вероятно) из космоса и которые способны пройти сквозь многомиллиардную толщу времени (и пространства) и достичь Земли в полной сохранности без заметного рассеяния и потери энергии.

Отметим, что ученые хорошо осознали определенную условность понятий, которые применяют в космологии, особенно таких, как «начало и возраст Вселенной». Так, Я. Б. Зельдович предлагает понимать под «возрастом Вселенной» продолжительность современного этапа существования Вселенной. В иностранной литературе вместо термина «возраст Вселенной» чаще используют понятие «хабблівського времени».

Вводится срок «фридмановский время», который является теоретическим корелятором «хабблівського времени» и передает «истинный возраст Вселенной», то есть реальную продолжительность космологического расширения, что наблюдается сегодня (первое чуть меньше вторых: фридмановский время составляет 85 % хабблівського, который равен примерно 15 млрд. лет).

В то же время, хотя выбор начальных условий не совсем удачный (они предусматриваются, исходя из данных современных астрономических наблюдений), все-таки остается без ответа главный вопрос: почему начальные условия эволюции Вселенной были именно те, что привели к космологической ситуации, которая наблюдается сейчас, а не другие? Сама постановка этого вопроса выходит за пределы современной физики.

Известные экспериментальные факты не дают возможности сейчас сделать однозначный выбор между различными космологическими моделями. Все они более-менее удовлетворительно объясняют эти факты. Одни модели (модели со конечным времени) непосредственно вытекают из существующих уравнений гравитационного поля, другие, предполагающие переход через сингулярну точку, а особенно осциллирующие модели, на сегодня еще не имеют точного математического обоснования. Однако, исходя из общих философских соображений, предпочтение следует отдать осцилюючій модели с постоянной в среднем по осциляціях энтропией. В осцилюючій модели современный равновесное состояние Вселенной не является исключительным, а повторяется со временем неограниченное количество раз.

Только такая модель позволяет в принципе согласовать обратимость законов микромира с необратимостью макроскопических процессов во Вселенной, которая наблюдается теперь**.

_______________________________________________________________________

*Вайнберг С. Первые три минуты (современный взгляд на происхождение Вселенной). - М.: Энергоиздат, 1981.

**Климишин И. Релятивистская астрономия. - М.: Наука, 1973. - 207 с.