Космические модели вселенной. Третья естественно-научная революция

Первая релятивистская космологическая модель (модель Вселенной) была предложена самим Эйнштейном. Это была стационарная конечная сферическая замкнутая модель. Затем российский физик, геофизик и космолог А. А. Фридман (1888-1925) в 1922г. нашел ряд решений для расширяющихся Вселенных, заполненных веществом. Три модели Вселенной Фридмана и поныне служат основой для самых современных космических построений, Фридман сделал два очень простых предположения: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком бы направлении мы ее не наблюдали (изотропность Вселенной), и во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы производили наблюдения из какого-нибудь другого места (однородность Вселенной). Эти два предположения составляют так называемый космологический принцип. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридманпоказал, что Вселенная не должна быть статической.

Предположение об одинаковости Вселенной во всех направлениях на самом деле, конечно, неверно. Как мы знаем, другие звезды в нашей Галактике образуют четко выделяющуюся световую полосу, которая проходит через все небо - Млечный путь. Но если брать за единицу наблюдения не звезды, а галактики, то их число во всех направлениях примерно одинаково. Следовательно, Вселенная действительно " примерно" одинакова во всех направлениях при наблюдении в масштабе, большем по сравнению с расстоянием между галактиками. Долгое время это было единственным обоснованием гипотезы Фридмана как " грубого" приближения к реальной Вселенной. Но потом выяснилось, что астрономи­ческие наблюдения, сделанные в XX в., согласуются с космологическими моделями Фридмана и свидетельствуют о том, что Вселенная расширяется из начальной сингулярности (т.е. из очень малого объема, где плотность материи бесконечна).

Эйнштейн сначала высказывал сомнения относительно теоретической обоснованности космологических моделей Фридмана, но вскоре признал необоснованность своих сомнений.

С другой стороны, американский астроном Э. Хаббл (1889-1953) в 1929г., сопоставляя наблюдаемое систематическое доплеровское " покраснение" далеких галактик по мере их удаления от нас, установил, что эти галактики равномерно удаляются от нашей Галактики и друг от друга, т.е. вся наша Метагалактика систематически равномерно расширяется. Напомним, что эффект Доплера - это изменение длины волны света при движении источника света и наблюдателя друг относительно друга (когда они удаляются друг от друга длина волны увеличивается, т.е. свет “краснеет”, т.н. «красное смещение»).

Выяснилось, что нашу, в общем достаточно однородную и изотропную Метагалактику, которая равномерно расширяется, действительно можно описывать соответствующей релятивисткой космологической моделью Фридмана.

Обобщая сказанное, мы можем утверждать, что третья глобальная естественно-научная революция радикально преобразовала научную картину мира, изменив астрономию, космологию и физику и означала полный отказ от всякого центризма.

Если каждую из трех глобальных естественно-научных революций назвать по именам ученых, завершавших эти революции, то последние две революции.можно назвать ньютоновской и эйнштейновской.

Как устроена Вселенная? Как она " живет" и развивается? Конечна она или бесконечна? Возникла ли она какое-то время назад или существовала всегда? Будет ли она существовать вечно или когда-нибудь наступит ее конец?

Вот те ключевые вопросы, которые придают космологии необычайную привлекательность. По существу это фундаментальные вопросы естествозна­ния.

Ньютон представлял Вселенную бесконечной. Его закон всемирного тяготения столкнулся с непреодолимой трудностью, когда речь зашла о Вселен­ной как о едином целом. Действительно, если бы звездная Вселенная обладала конечными размерами, то в гравитационное взаимодействие (т.е. притяжение) вовлеклась бы каждая частица вещества и Вселенная сколлапсировала бы в единую массу. Чтобы это преодолеть, Ньютон постулировал, что Вселенная бесконечна, так что силы тяготения в данной точке взаимно компенсируются и нет общего центра, на который могло бы все падать.

Отметим в этой связи один очень важный факт: ночное небо темное. Почему? Ведь в бесконечной Вселенной каждый взгляд наблюдателя в любом направлении встречал бы звезду и над нами должно было бы быть ослепительно яркое небо без всяких темных промежутков! Но небо-то - темное! Объяснение этого факта лежит в космологической модели расширяющейся Вселенной. Чем дальше находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется от нас, и тем больше красное смещение линий ее спектра. А красное смещение излучения источника ослабляет его интенсивность. На определенном расстоянии красное смещение становится так велико, что свет сдвигается в инфракрасную область, и мы уже не видим света источника. Согласно закону Хаббла (закон разбегания галактик) определенную границу имеет по крайней мере наблюдаемая часть Вселенной, т.е. красное смещение порождает космологический " горизонт", за который наш взгляд проникнуть уже не может. Так как свет от объектов, лежащих за космологическим горизонтом, не доходит до нас, то нет никаких проблем и с темнотой ночного неба.

Какой, казалось бы, простой вопрос, а ответ на него потребовал наших современных знаний о Вселенной.

Попытаемся ответить также на вопрос: существует ли центр Вселенной? На первый взгляд, закон Хаббла говорит о том, что мы находимся в центре расширения мира, и все галактики во Вселенной удаляются от нас, т.е. мы как бы находимся в центре мира. Но есть и другой ответ на этот вопрос. Вселенная будет выглядить одинаково во всех направлениях и в том случае, если смотреть на нее из какой-нибудь другой галактики (гипотеза однородности Вселенной Фридмана). В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. На самом деле это следствие расширения Вселенной как единого целого. Для пояснения этого важного момента сравним модель Вселенной с воздушным шариком. Нанесем на надутый шарик точки (галактики) и будем его продолжать надувать. Расстояние между любыми двумя точками увеличивает­ся, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. И еще: чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Итак, опять модель Фридмана подсказала нам ответ на поставленный вопрос.

Существуют три разные модели Фридмана, для которых выполним космологический принцип. В первой модели Вселенная расширяется медленно, затем из-за гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедляется и в конце концов прекращается. После этого Вселенная начинает сжиматься. В остальных моделях сжатия не происходит, Вселенная расширяется бесконечно.

Но какая из моделей Фридмана подходит для нашей Вселенной? Перестанет ли Вселенная расширяться и начнёт сжиматься или же будет расширяться вечно?

Пока на этот вопрос мы ответить не можем. Для этого нужно знать нынешнюю скорость расширения Вселенной и ее среднюю плотность.

Все варианты модели Фридмана имеют общее: в какой-то момент времени в прошлом (примерно 14 миллиардов лет назад) расстояние между соседними галактиками должно было равняться нулю. В этот момент (называемый Большим Взрывом) плотность Вселенной и кривизна пространс­тва-времени должны были быть бесконечными. Поскольку математики не умеют обращаться с бесконечно брльшими величинами, это означает, что, согласно общей теории относительности во Вселенной должна быть точка, в которой сама эта теория неприменима. Такая точка называется особой или сингулярной. В этой точке наши теории неверны из-за бесконечной плотности материи и бесконечной кривизны пространства-времени. Следовательно, если перед Большим Взрывом и происходили какие-то события, по ним нельзя было спрогнозировать будущее. Следовательно, те события, которые происходили до Большого Взрыва нужно исключить из модели и считать началом отсчета времени момент Большого Взрыва.,

Итак, если верна общая теория относительности, то Вселенная могла иметь сингулярную точку, Большой Взрыв, с которого начался отсчет времени и родилась наша Вселенная.