Особенности современной космологии

Вселенная как целое является предметом особой астрономической науки — космологии, имеющей древнюю историю. Истоки ее уходят в античность. Космология долгое время находилась под значитель­ным влиянием религиозного мировоззрения, будучи не столько пред­метом познания, сколько делом веры. Даже И. Кант, пробивший серьезную брешь в религиозном толковании предмета космологии, полностью не освободился от представления об активности сверхъ­естественного фактора — Творца материи. В XX в. ситуация измени­лась кардинально: был достигнут существенный прогресс в научном понимании природы и эволюции Вселенной как целого.

В наши дни космологические проблемы — не дело веры, а предмет научного познания. Они решаются с помощью научных понятий, представлений, теорий, а также приборов и инструментов, позволя­ющих понять, какова структура Вселенной и как она сформировалась. Конечно, понимание этих проблем пока еще далеко от своего завершения, и, несомненно, будущее приведет к новым великим переворотам в принятых сейчас взглядах на картину мироздания. Тем не менее важно отметить, что здесь мы имеем дело именно с наукой, с рациональным знанием, а не с верованиями и религиозны­ми убеждениями.

Современная космология - это сложная, комплексная и быстро разви­вающаяся система естественно-научных (астрономия, физика, химия и др.) и философских знаний о Вселенной в целом, основанная как на наблю­дательных данных, так и на теоретических выводах, относящихся к охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Теоретико-методологический фундамент космологии составляют современные физические теории, а также философские принципы и представле­ния. Глубинная связь космологии и физики базируется на том, что космологи в современной Вселенной ищут «следы» тех процессов, которые происходили в момент рождения Вселенной. А такими «следами» прежде всего выступают фундаментальные свойства фи­зического мира — три пространственных измерения и одно времен­ное; четыре фундаментальных взаимодействия; преобладание час­тиц над античастицами и др. Эмпирические данные, представленные главным образом внегалактической астрономией, свидетельст­вуют о том, что мы живем в эволюционирующей, расширяющейся, нестационарной Вселенной.

Имеет ли смысл рассматривать Вселенную в целом как единый целостный динамический объект? Современная космология в основ­ном исходит из предположения, что на этот вопрос следует ответить положительно. Иначе говоря, предполагается, что Вселенная в целом подчиняется тем же естественным законам, которые управля­ют поведением ее отдельных составных частей. При этом определяю­щую роль в космологических процессах играет гравитация.

Понятие релятивистской космологии. Поскольку именно тяго­тение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях, а значит, динамику космической материи в масштабах Вселенной, то теоретическим ядром космологии выступает теория тяготения, а со­временной космологии — релятивистская теория тяготения. Поэто­му современную космологию называют релятивистской.

Ньютоновская физика рассматривает пространство и время как «арену», на которой разыгрываются физические процессы; она не связывает воедино пространство и время. Согласно общей теории относительности (см. 9.2), распределение и движение материи изме­няют геометрические свойства пространства-времени и в то же время сами зависят от них; гравитационное поле проявляется как искривление пространства-времени (чем значительнее кривизна пространства-времени, тем сильнее гравитационное поле).

Первым релятивистскую космологическую модель попытался по­строить А. Эйнштейн. В соответствии с методологическими установ­ками классической астрономии о стационарности Вселенной, он ис­ходил из предположения о неизменности свойств Вселенной как целого во времени (радиус кривизны пространства он считал посто­янным). Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительнос­ти, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнитель­ную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд.

Вселенная Эйнштейна пространственно конечна; она имеет ко­нечные размеры, но не имеет границ! В этой модели пространствен­ный объем Вселенной с равномерно распределенными в нем галакти­ками конечен; но границ у этого пространства нет. Оно не распро­странено бесконечно во все стороны, а замыкается само на себя. Как и на поверхности сферы, в нем можно совершать «кругосветные» путешествия: обитатель такой вселенной мог бы, послав в каком-либо направлении (световой или радио) сигнал, со временем обнаружить, что этот сигнал вернулся к нему с противоположной стороны, обойдя всю Вселенную.

Как и многие другие абстрактные понятия современной физики и астрономии, идея замкнутой, конечной, но неограниченной все­ленной трудно представима в наглядных образах. Поэтому часто спрашивают, что же находится «снаружи» конечной вселенной. Дело в том, что этот вопрос не имеет смысла для трехмерных существ, т.е. в пространственно-временной метрике нашего мира. Как не имеет смысла аналогичный вопрос, что находится «вне» поверхности сферы, для плоских существ, вынужденных постоянно жить на сфе­рической поверхности. В такой вселенной просто нет понятия «сна­ружи». Ведь различение «снаружи» и «внутри» предполагает некото­рую границу, которой на самом деле нет, и каждая точка в ней экви­валентна любой другой — ни края, ни центра здесь нет.

Нестационарная релятивистская космология. С критикой предложенной Эйнштейном космологической модели выступил наш отечественный выдающийся математик и физик-теоретик А. А. Фрид­ман. Именно А.А. Фридман, опубликовавший свою работу в 1922 г., впервые сделал из общей теории относительности космологические выводы, имеющие поистине революционное значение: он заложил основы нестационарной релятивистской космологии.

Фридман показал, что теоретическая модель Эйнштейна является лишь частным решением гравитационных уравнений для однород­ных и изотропных моделей, а в общем случае решения зависят от времени. Кроме того, они не могут быть однозначными и не могут дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или беско­нечности. Исходя из противоположного постулата (о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени), Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений» Эйнштейна.

Встретив решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого фи­зика. Нестационарные решения уравнений Эйнштейна, основанные на постулатах однородности и изотропии, называются фридмановскими космологическими моделями.

А. А. Фридман показал, что решения уравнений общей теории относительности для Вселенной позволяют построить три возмож­ные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет и Вселенная бесконечно расширяется (в одной модели — из точки; в другой — начиная с некоторого конечного объе­ма). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически изменяющимся радиусом кривизны. Выбор моделей зависит от средней плотности вещества во Вселенной.

Модели Вселенной Фридмана уже вскоре получили удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик — в эффекте «красного смещения», который свиде­тельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик. Таким образом, в настоящее время наблюдается рас­ширение Вселенной. Характер дальнейшей ее эволюции зависит от средней плотности вещества во Вселенной и его отношения с крити­ческой плотностью ρ = ЗH²/8πG. Если средняя плотность окажется больше критической, то расширение Вселенной через некоторое время прекратится и сменится сжатием. Если средняя плотность меньше критической, то расширение будет продолжаться неограни­ченно долго.

В настоящее время критическая плотность определяется величи­ной 10^-29 г/см³. А средняя плотность вещества во Вселенной по совре­менным представлениям оценивается 3 • 10^-31 г/см³. Иначе говоря, Вселенная будет сколь угодно долго расширяться. Но определение средней плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Все­ленной могут присутствовать не обнаруженные еще виды материи, дающие свой вклад в среднюю плотность. И тогда на «вооружение» придется брать «закрытую» модель Вселенной, в которой предпола­гается, что расширение в будущем сменится сжатием.

Космологический постулат. В современной космологии пред­ставление о нестационарности Вселенной удивительным образом сочетается с представлением об однородности Вселенной. Достаточ­но неожиданно то, что Вселенная оказывается однородной в самых различных смыслах.

Во-первых, Вселенная однородна в том смысле, что структур­ные элементы далеких звезд и галактик, физические законы, кото­рым они подчиняются, и физические константы, по-видимому, с большой степенью точности одинаковы повсюду, т.е. те же, что и в нашей области Вселенной, включая Землю. Типичная галактика, на­ходящаяся в сотне миллионов световых лет от нас, выглядит в основ­ном также, как наша. Спектры атомов, следовательно, законы химии и атомной физики там идентичны известным на Земле. Это обстоя­тельство позволяет уверенно распространять открытые в земной лаборатории законы физики на более широкие области Вселенной.

Во-вторых, говоря о космической однородности Вселенной, имеют в виду также однородность распределения вещества. Вещест­во Вселенной «разбросано» в виде сгустков — оно собрано в звезды, которые в свою очередь группируются в скопления, в галактики, в скопления галактик. В настоящее время распространено убеждение, подкрепленное наблюдениями, что подобное объединение останавливается на скоплениях галактик, а более крупномасштабное распре­деление вещества одинаково во всей Вселенной. Это распределение однородно (одинаково во всех областях) и изотропно (одинаково во всех направлениях). Предположение о том, что Вселенная в крупных масштабах однородна, разделяют большинство (хотя и не все) космо­логи; оно известно как космологический постулат.

Представление об однородности Вселенной еще раз доказывает, что Земля не занимает во Вселенной сколько-нибудь привилегиро­ванного положения. Даже после Коперника у астрономов время от времени возникали допущения, что с Землей, Солнцем, нашей Галак­тикой может быть связана какая-нибудь исключительность. Но сей­час физические условия в ближайших к нам областях Вселенной не рассматриваются как особые; доказано, что они характерны для любой области во Вселенной. Конечно, Земля, Солнце и Галактика кажутся нам, людям, важными и исключительными, но для Вселен­ной в целом они такими не являются.

Возраст Вселенной. Космологический постулат может тракто­ваться еще более широко: не только наша область Вселенной типична для нее в целом, но и наша современная эпоха типична во все времена. То есть Вселенная, когда бы ее ни рассматривали, должна была бы выглядеть более или менее одинаковой — так, как мы видим ее сейчас. Такое представление о Вселенной, распространенное среди астрономов в XIX в., существенно изменилось в XX в. Одно из важнейших следствий фридмановских космологических моделей — пред­ставление об ограниченности эволюции Вселенной во времени и наличии особых, сингулярных состояний, в которых радиус Вселен­ной обращается в нуль, а плотность материи — в бесконечность. (О теоретических моделях таких состояний см. далее.) Ограниченность эволюции во времени приводит к понятию возраста Вселенной.

В 1929 г. Э. Хаббл показал, что удаленные галактики разбегаются от нас; и чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Отсюда следовал однозначный вывод — Вселенная находится в состоянии расширения. Это открытие подтвердило идеи Фридмана и коренным образом изменило все представления космологии. Расширяющаяся Вселенная — это Вселенная изменяющаяся. А значит, у нее есть своя история, время возникновения и время гибели; можно сказать, своя биография, имеющая даты рождения и смерти.

Закон Хаббла дает возможность определить возраст Вселенной. Современная оценка постоянной Хаббла от 50 до 100 км/(с • Мпк). Обратная величина t= 1/Н имеет размерность времени и равна 10— 20 млрд лет, что определяет приблизительный возраст нашей Все­ленной. В соответствии с наиболее распространенным представле­нием возраст Вселенной составляет 15 млрд лет.

Космологический горизонт. Конечность времени, прошедшего с момента сингулярности, приводит к существованию космологичес­кого горизонта — границы, отделяющей область пространства, кото­рую в данный момент может видеть наблюдатель, oт области, которая для него пока принципиально ненаблюдаема.

Существование космологического горизонта связано с расшире­нием Вселенной. От момента сингулярного состояния Вселенной прошло t ≈ 15—20 млрд лет. За это время свет успевает пройти в рас­ширяющейся Вселенной конечное расстояние l ≈ ct, т.е. примерно 15—20 млрд световых лет. Поэтому каждый наблюдатель в момент t' после начала расширения может видеть только область, ограничен­ную сферой, имеющей в этот момент радиус r = ct'. За этой границей, являющейся горизонтом наблюдений, объекты принципиально не­наблюдаемы в момент t': свет от них еще не успел дойти до наблюда­теля, даже если он вышел в момент начала расширения Вселенной. Вблизи горизонта мы видим вещество в далеком прошлом, когда плотность его была гораздо больше сегодняшней.

С течением времени горизонт расширяется по мере того, как к наблюдателю доходит свет от более далеких областей Вселенной. В на­стоящее время космологический горизонт равен: ct ≈ c/H ≈ 6000 Мпк (при H= 50 км/(с • Мпк). Таким образом, он охватывает больше по­ловины доступного в принципе для наблюдений объема пространства Вселенной. С каждым днем доступная земным телескопам область Вселенной возрастает на 10¹⁸ кубических световых лет.

Представление о космологическом горизонте позволяет понять, что в каждый данный момент для наблюдателя доступна некоторая конечная часть объема Вселенной, с конечным числом галактик и звезд. Более того, очевидно, что у каждого наблюдателя, находящего­ся в каком-либо месте во Вселенной, в каждый данный момент време­ни свой горизонт, своя конечная Вселенная. Это подобно тому, как и на земном шаре каждый наблюдатель имеет свой горизонт.

Строго говоря, космологический горизонт ограничен еще одним фактором, связанным со свойствами электромагнитного поля. На ранних стадиях развития Вселенной при большой плотности вещест­ва фотоны не могли свободно распространяться из-за поглощения и рассеяния. До Земли в неискаженном виде дошло только то излуче­ние, которое возникло в эпоху, когда Вселенная стала практически прозрачной для излучения, и не раньше. Эта эпоха связана с процес­сом рекомбинации водорода, который протекал через 1 млн лет после начала расширения Вселенной и соответствовал плотности вещества ρ = 10^-20 г/см³. Но 1 млн лет—весьма незначительный пери­од по сравнению с 15—20 млрд лет. Поэтому горизонт видимости во Вселенной практически определяется началом ее расширения.

Эволюция Вселенной

Модель горячей Вселенной

В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого Взрыва», основы которой были заложены в трудах американского физика русского происхож­дения Дж. Гамова и его сотрудников в конце 40-х гг. XX в. В соответ­ствии с этой концепцией Вселенная на ранних стадиях расширения характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и его высокой температурой.

Ключ к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной — в ги­гантском количестве теплоты, выделившейся при Большом Взрыве. В простейшем варианте теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала бы­стро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, обеспечивавшей возникновение условий, благоприятных для образо­вания звезд и галактик. На протяжении около 1 млн лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образова­нию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид ра­зогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы — это реликты эпохи, наступившей через 1 млн лет после Большого Взрыва.

Модель горячей Вселенной получила экспериментальное под­тверждение после открытия в 1965 г. реликтового излучения — мик­роволнового фонового излучения с температурой около 3 К. Косвен­ным подтверждением этой модели служит также наблюдаемое оби­лие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а также обнару­женное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерны­ми реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной. Зная современную температуру реликтового излучения, можно провести экстраполяцию в прошлое, используя хорошо известные и проверен­ные законы механики, термодинамики, статистической, атомной и ядерной физики, физики элементарных частиц и др.*

* Фундаментальным открытием самых последних лет, конца XX в., является обнаружение пространственной анизотропии реликтового излучения, фона Все­ленной. Это расширяет возможности релятивистской космологии, делает несуще­ственным влияние различных мешающих познанию начальных этапов Вселенной факторов — рассеяние электромагнитных волн на свободных электронах, на холод­ном молекулярном газе, поглощение пылью и др.

Возможность установить процессы, происходившие в первые се­кунды и минуты существования Вселенной, безусловно, следует рас­сматривать как блестящее достижение современного естествознания. Моделирование первой секунды существования Вселенной при­ближает нас к главной загадке природы — самому акту «сотворения мира»! Первые секунды Вселенной — это время таинственных со­стояний вещества и неведомых сил природы. Конечно, здесь следует быть осторожным. Наши представления об этом отрезке времени основаны во многом на гипотезах и гипотетических экстраполяциях, теоретическом моделировании, во многом спорных и умозри­тельных.

Экстремальные условия первых секунд жизни Вселенной сегодня можно изучать экспериментально. На современных ускорителях эле­ментарных частиц удается воспроизводить физические условия, су­ществовавшие в то время, когда возраст Вселенной составлял 10^-4 с, когда температура достигала 10¹² К, а вся наблюдаемая сегодня Все­ленная была «сжата» до размеров Солнечной системы. За этими границами возможна только теоретическая экстраполяция известных нам физических законов. В целом она не вызывает сомнений вплоть до того момента, когда начинают проявляться квантовые свойства гравитации.

Вблизи сингулярности решения релятивистских уравнений не­применимы, поскольку там должны проявляться квантовые свойства гравитации, а свойства вещества в этом состоянии неизвестны. Существующие теории вещества и тяготения применимы к состояниям материи, плотность и температура которой меньше планковских: ρ = 10⁹³ г/см³; Т ≈ 10³² К. Планковской плотности и температуре соот­ветствует возраст Вселенной τ ≈ 10^-43 с и расстояние r ≈ 10^-33 см. В планковскую эпоху физические условия были таковы, что для их описания требуется еще несозданная квантовая теория тяготения, и поэтому для описания самых ранних моментов рождения Вселенной пользуются гипотетическими, умозрительными моделями.