Естественная история природы и человека

Возникновение и развитие Вселенной: научная космология

Космология— научная дисииплина, изучающая происхождение и развитие Вселенной в целом.

Г

5.1.1. Возникновение научной космологии

Вопрос о происхождении мира волновал людей с незапамятных вре-1 мен, но лишь в начале XX в. появилась возможность его научной no-fl становки. До того не хватало идеи, какие физические величины мо-| гут характеризовать состояние Вселенной в целом. После создания общей теории относительности (п. 2.6) стало ясно, что такой сущ-1 ностью, поддающейся измерению и наверняка имеющейся в каждом.! самом отдаленном уголке Вселенной, является пространство-время.! Уравнения Эйнштейна, связывающие геометрию пространства-вре-1 мени с распределением и движением материи, справедливы для сис-| тем любого масштаба, вплоть до Вселенной.

Первым, кто это понял, был сам Эйнштейн. Он применил свои! уравнения (с. 82) для анализа простейшей модели Вселенной, котсИ рая заполнена веществом с одинаковой повсюду плотностью. Эйн-1 штейн ожидал получить решение, описывающее мир с некоторой не \ изменяющейся во времени кривизной, — стационарное решение. Не- \ изменность Вселенной соответствовала классическим космологиче- ] ским представлениям (п. 1.7.5).

К удивлению Эйнштейна, оказалось, что стационарных решений { у его уравнений нет: при любом выборе начальных условий такая' Вселенная была обязана постоянно изменяться. Причина была в об- i щем той же, по которой не может парить в воздухе брошенный камень: '. под действием сил тяготения он может либо падать вниз, либо — если \

земное притяжение еще не погасило инерцию броска — лететь вверх, но никак не висеть неподвижно.

И тут Эйнштейн сделал то, что впоследствии сам назвал «вели­чайшей ошибкой своей жизни»¹. Он подогнал решение под жела­емый ответ, введя в свои уравнения дополнительное слагаемое. Не­обходимость этого так называемого космологического слагаемого, или А-члена, не следовала ни из каких известных фактов. Единственным его предназначением было придать уравнениям искомое решение.

Цель была достигнута, хотя и дорогой ценой. Физический смысл космологического слагаемого заключался в том, что в мире, кроме всемирного тяготения, должна существовать сила всемирного оттал­кивания, которая не убывает, а растет с увеличением расстояния ме­жду взаимодействующими телами! Прямая проверка этого предпо­ложения представлялась затруднительной, поскольку отталкивание должно было становиться существенным лишь на огромных расстоя­ниях, а в пределах, скажем, Солнечной системы оно, по оценкам уче­ных, в 10²² раз слабее обычных сил всемирного тяготения. Кроме то­го, требовалось признать, что «пустое пространство» — вакуум (п. 3.3.4) — обладает ненулевой энергией, величина которой в расчете на кубометр, Л, постоянна.. И хотя ввиду незначительности Л (поряд­ка 10~¹⁰ Дж/м^{3 2}) это предположение не противоречило известным экспериментальным данным, оно не вписывалось ни в одну из то­гдашних (10-20-е гг. XX в.) физических теорий.

Эйнштейн показал, что при надлежащем подборе величины Л из уравнений общей теории относительности получается модель (п. 1.7.3.) стационарной Вселенной, пространство которой имеет по­стоянную положительную кривизну. Такая Вселенная не могла быть бесконечной — лишь безграничной. Разницу между бесконечностью и безграничностью понимали еще древние греки. Скажем, сфера — по­верхность постоянной положительной кривизны — нигде не имеет границы, но обладает конечным диаметром и площадью поверхности. Отправившись в путешествие на запад и не сворачивая никуда, мы когда-нибудь вернемся домой с востока. Пространство стационарной Вселенной Эйнштейна представляло собой аналог сферы, только не двумерной, а трехмерной. Если в такой Вселенной запустить косми­ческий корабль, который летит все прямо и никуда не сворачивает,

¹ «Einstein regretted his delicately tuned artifice, calling it his greatest blunder» (Ost-
rikerj. P., Steinhardt P.J. The Quintessential Universe // Scientific American. 2001. № 1.
P. 36-43.).

² Ibid. P. 39.

204 Глава 5. Естественная история природы и человека

5.1. Возникновение и развитие Вселенной: научная космология 205

то когда-нибудь корабль вернется в Солнечную систему — со сторо-| ны, противоположной той, куда он улетал.

Г

Космологические модели, в которых Вселенная конечна, принято называть замкнутыми.

Ошибку Эйнштейна (как выяснилось позже, даже ошибка вели-1 кого физика оказалась гениальной) исправил наш соотечественник { А. А. Фридман. В работах 1922-1924 гг. он справедливо указал, что: стационарность Вселенной не следует ни из каких наблюдательных ' данных и потому не может быть основанием для изменения исход-1 ных уравнений. А решение их без Л-члена показывало, что возможны три основные модели Вселенной, все три нестационарные.

1. Вселенная расширяется, затем расширение останавливается и сме- I
няется сжатием. В этой модели Вселенная замкнута, ее средняя
кривизна положительна.

2. Вселенная расширяется, темп расширения вначале падает, а затем
стабилизируется. В этой модели Вселенная бесконечна, незамк- |
нута, пространство-время имеет отрицательную кривизну (подоб­
но поверхности седла).

3. Вселенная расширяется, темп расширения падает, стремясь к ну­
лю. В этой модели, промежуточной между моделями 1 и 2, Все­
ленная бесконечна, незамкнута, ее пространство-время является
плоским (евклидовым).

Какая;из моделей лучше описывает реальную Вселенную, зависит от средней плотности р тяготеющей материи в ней. Действительно- \\ сти отвечает первая модель, если в современную эпоху р превышает критическое значение р_кр» 10"²⁶ кг/м³; вторая, если р < р_кр; третья, ес­ли р = р_кр.

По данным астрономических наблюдений, средняя плотность све­тящегося вещества (т. е. сосредоточенного главным образом в звез- | дах) не превышает 5% от р_кр'. Однако есть довольно веские основа­ния полагать, что основная масса вещества приходится на темную и потому не видимую в телескопы материю². О ее существовании стало известно по характеру движения звезд в галактиках, которое оказа­лось слишком быстрым, чтобы объяснить его только взаимным при­тяжением звезд. Пояснить это можно на примере Солнечной систе-

мы¹: если бы Солнце было не горячим и ярким, а холодным, темным и невидимым, факт его существования все равно можно было бы ус­тановить по тому, что оно своим притяжением заставляет Землю дви­гаться по искривленной траектории, а его массу определить по ско­рости орбитального движения Земли. Чем массивнее Солнце, тем быстрее должны двигаться по своим орбитам планеты вокруг него.

Физическая природа «темной материи» пока остается неясной. Понятно лишь, что ее составляют частицы, крайне слабо взаимодей­ствующие с теми, из которых состоят привычные нам атомы и моле­кулы, — да и друг с другом. Поэтому «темная материя» проявляется только по гравитационному притяжению ее больших скоплений, ко­торое заставляет быстрее двигаться светящиеся звезды из обычной материи. Чтобы объяснить результаты наблюдений, необходимо пред­положить, что «темной материи» в нашей Вселенной в несколько раз больше, чем обычной, — по оценкам астрономов, ее средняя плотность составляет около 25% от р_кр.

Таким образом, обычное вещество и «темная материя» даже вме­сте не дотягивают до ркр. Однако, как выяснилось буквально в по­следние годы, основной вклад в общую массу Вселенной (п. 5.1.4) обусловлен не ими.

5.1.2. В расширяющейся Вселенной

Ознакомившись с работой А. А. Фридмана, Эйнштейн поначалу счел ее ошибочной. Однако после разъяснений Фридмана великий физик, понял, что заблуждался сам. С присущей ему интеллектуальной чест­ностью, Эйнштейн опубликовал заметку с извинениями за ошибоч­ную критику и признанием, что теория нестационарной Вселенной лучше обоснована, чем его собственная.

В 1929 г. теория развивающейся Вселенной получила триумфаль­ное наблюдательное подтверждение. Американский астроном Э. Хаббл опубликовал измеренные им скорости движения галактик.

Измерения свидетельствовали, что все далекие галактики уда­ляются от нашей Галактики, причем скорость удаления галактики v возрастает пропорционально расстоянию до нее, /: v=H-l. Коэффи­циент пропорциональности Н называется постоянной Хаббла. По со­временным данным, ее величина около 75 км в секунду на мегапарсек (мегапарсек составляет более 3 млн световых лет). Постоянная Хаббла

¹ Клайн Д. Поиски темного вещества // В мире науки. 2003. № 7. С. 18-25.

² Peebles P.J. Е. Making sense of modern cosmology // Scientific American. 2001. № 1.
P. 44-45.

¹ Напомним, что Солнечная система — не галактика (с. 186), а всего лишь одна звезда, Солнце, с окружающими его планетами, астероидами и кометами.

ишшиншшшш

206 Глава 5. Естественная история природы и человека

постоянна в том смысле, что не зависит от /; с течением же времени < значение может изменяться.

Тот факт, что земному наблюдателю галактики представляютс удаляющимися именно от него, не означает, что мы находимся в цен| тре Вселенной. Представьте себе жука, сидящего на надувном ш ке. В каком бы месте поверхности ни находился жук, при надуванш шарика ему будет казаться, что резина растягивается во все стороньд именно от него.

Зная постоянную Хаббла, можно оценить, как давно галактики| разделенные сейчас расстоянием /, находились рядом. Для этого пй обычному школьному правилу надо разделить расстояние на скорости удаления: t^l/v = 1/Я«13 млрд лет. Оказывается, ответ не зависит! от /.! Это означает, что в прошлом был такой момент, когда все наблюла даемое вещество Вселенной было сосредоточено в крайне неболь-⁽| шом объеме. Этот момент в космологии принято называть сингулярц ностью (singular — единственный, уникальный). Отсюда вытекает,'! что у Вселенной, по всей видимости, было начало.

Конечно, приведенная оценка возраста Вселенной достаточно! груба, она не учитывает изменения скорости разбегания галактик по| мере расширения Вселенной. Однако и более точные модели под-] тверждали как существование космологической сингулярности, так! и ее возраст — от 10 до 20 млрд лет. В последние годы появились дан- \ ные наблюдений, позволившие существенно уточнить возраст Все-| ленной — 13,7 млрд лет.