Вселенная

В 1747-1755 гг. профессор Кенигсбергского университета Иммануил Кант разработал космогоническую гипотезу происхождения Солнечной системы из первоначальной пылевой туманности («Всеобщая естественная история и теория неба», 1755).

Вообще говоря, для начала следует сказать несколько слов о том, что такое Вселенная и откуда взялась указанная туманность.

Над этим вопросом люди задумывались уже, наверное, не одну тысячу лет и о строении Вселенной мы сейчас знаем куда больше, чем о строении нашей планеты Земля.

На примере развития представлений об окружающем нас пространстве очень отчетливо видно, что такое научная гипотеза, как она возникает и как изменяется или отбрасывается по мере накопления новой информации о предмете, подтверждающей данную гипотезу или приводящей ее к неустранимым противоречиям.

Когда я начинал изучать физику на физическом факультете МГУ, в 1947 г., нас учили, что Вселенная существовала всегда, а любая идея о сотворении Мира считалась, если не государственным преступлением, то уж наверняка «пособничеством мировому империализму и идеалистической буржуазной философии».

Хотя как раз примерно в это время Георгий Антонович Гамов, член-корреспондент АН СССР, уехавший на Запад в 1934 г. и оставшийся там навсегда, выдвинул гипотезу о Великом взрыве и начале Мира 15-20 млрд лет назад. Сейчас некоторые астрофизики говорят, что это было 13 млрд лет назад.

Эта гипотеза опиралась на космогонические идеи другого нашего соотечественника, известного ленинградского физика-теоретика Александра Александровича Фридмана, о горячей расширяющейся Вселенной.

На основе точных астрономических измерений и обработки спектров излучения большого числа удаленных от нас галактик с учетом эффекта Доплера известный американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл установил линейную зависимость между расстоянием до галактик R и скоростью их разлета V.

Он показал, что V = НR.

Размерный коэффициент Н в этой зависимости носит название постоянной Хаббла, обозначается Н и составляет около 50-100 км/с • Мпс. Точно эту константу пока никто не знает.

Парсек (сокращение от параллакс и секунда) — единица длины, применяемая в астрономии. Она равна расстоянию, на котором параллакс составляет 1", и обозначается ПК (СИ), прежнее обозначение — пс. 1 пс = 206 265 астрономических единиц = 3,263 светового года = 3,086 • • 1016 м = 3,086 • 1013 км.

Результаты обобщения Хабблом экспериментальных данных, полученных разными астрономами в разных обсерваториях, подтвердили гипотезу Фридмана- Гамова о расширяющейся Вселенной и во многом изменили наши представления (в том числе и философские) «о природе вещей», как называл наши представления о мире римский философ Тит Лукреций Кар.

Экстраполяция положения галактик к прошлому (т. е. при обращении времени) приводит к удивительному результату: примерно 15-20 млрд лет назад вся Вселенная была сосредоточена в очень маленькой области. При этом плотность вещества была, как у нейтронной звезды — 1014-1015 г/ см3. А еще раньше вся Вселенная представляла собой «нечто» с плотностью на много порядков выше ядерной. Сейчас мы не можем точно сказать, когда это было, так как неизвестно, была ли постоянная Хаббла всегда постоянной или нет и действуют ли аксиомы общей теории относительности при таких громадных значениях плотности материи, а проверить это экспериментально мы пока не можем.

По каким-то причинам это «нечто» потеряло устойчивость и взорвалось с огромной силой.

До сих пор неясно, что собой представляло тогда время, и действовали ли тогда основные постулаты общей теории относительности. С этим вопросом предстоит разбираться вам. Но тем не менее теоретики всерьез размышляют над состоянием материи в первые 10-44 с после начала Большого взрыва, в последующие 10-36, Ю-10, 10_6 с и т. д.

Сейчас гипотеза Большого взрыва находит все большее число сторонников среди ученых, занимающихся космогонией и пытающихся построить единую теорию поля, о которую споткнулся великий Альберт Эйнштейн.

Из-за расширения средняя плотность Вселенной и температура все время убывают с течением времени. Соответственно при удалении в прошлое плотность возрастает вплоть до момента, когда представления о пространстве и времени общей теории относительности теряют силу (космологическая сингулярность).

Этот момент принято называть Началом Большого взрыва и можно принять за начало отсчета времени развития современной Вселенной.

В самом начале этого процесса выделилась огромная энергия, вещество Вселенной приобрело колоссальные относительные скорости (отсюда название), а чем дальше находятся галактики, тем быстрее они разлетаются. Оно и понятно: то вещество, которое при взрыве приобрело большие скорости, дальше и улетело за истекшее с того момента время, а скорость их изменилась под действием всемирного тяготения пока не очень существенно.

Наблюдаемыми свидетельствами Большого взрыва в настоящее время являются не только разлетающиеся галактики, скорости разлета которых астрономы определяют по красному доплеровскому смещению в спектрах их излучения.

Еще одним подтверждением существования в прошлом горячей взрывающейся Вселенной является предсказанное в 1948 г. Г. А. Гамовым равновесное тепловое излучение, названное реликтовым.

Это излучение, имеющее электромагнитную природу и планковский спектр, из-за расширения Вселенной в настоящее время наблюдается радиоастрономами в микроволновом диапазоне и соответствует спектру излучения черного тела с температурой около 3 К. По-видимому, именно это излучение впервые наблюдалось советскими физиками Ю. Н. Парийским и Т. А. Шмаоновым, но не было ими идентифицировано. Годом позже, в 1964 г., сотрудники американской компании «Белл-телефон» Р. В. Вильсон и А. А. Панзиас измерили спектр этого излучения и дали ему правильную интерпретацию, за что в 1978 г. им была присуждена Нобелевская премия по физике. Гамов не дожил до этого несколько лет. Нобелевская премия не присуждается посмертно.

Плотность энергии этого вида излучения порядка 10“12 эрг/см3.

Однако если умножить эту величину на видимый объем Вселенной ~ 4 • 1081 см3, то мы получаем 4-1069 эрг, что превышает кинетическую энергию всех звезд во Вселенной и сравнимо только с энергией аннигиляции ~ 1071 эрг.

Наша галактика движется по отношению к ближайшим к нам галактикам достаточно медленно, со скоростью всего примерно 200-1000 км/с, а далекие галактики улетают от нас тем быстрей, чем они дальше. Значит, наша галактика происходит из сравнительно холодной части материи, возникшей при ее тепловом разлете, т. е. мы находимся где-то неподалеку от эпицентра этого взрыва (по космическим масштабам, конечно). Так как самые далекие галактики улетают от нас со скоростями чуть меньше скорости света, это порядка 105 км/с, и расстояние до них не более 5 млрд световых лет (дальше мы просто ничего не видим), то получается, что наша галактика движется от эпицентра Большого взрыва со скоростью всего 600 км/с, удалившись от него на расстояние каких- то 30 млн световых лет. Расстояние до ближайшей к нам галактики — «Туманности Андромеды» — примерно 1,8 млн световых лет.

Первоначальные температуры материи, по оценкам теоретиков, были порядка 1032-1028К. При таких температурах средняя тепловая энергия частиц превышает больше чем на 10 порядков те значения энергии, которые физики могут получить на самых мощных ускорителях. Поэтому о том, что тогда происходило с веществом, пространством и временем, можно пока только строить гипотезы.

Когда рождающаяся Вселенная остыла до средней энергии частиц в 1015 эВ, стали рождаться «обычные» барионы: протон, антипротон, нейтрон и антинейтрон. Элементарные процессы при таких энергиях уже доступны для изучения с помощью ускорительной физики.

По-видимому, еще одним следствием Большого взрыва является тот факт, что мы никак не можем найти антимиры. То есть миры, где атомы состоят не из протонов, нейтронов и электронов, а из антипротонов, антинейтронов и позитронов, хотя все теории говорят, что эти частицы стабильные и исчезают только при встрече со своими античастицами.

Сравнение числа аннигиляционных квантов, составляющих фоновое излучение с температурой 3 К, с современным числом барионов во Вселенной показывает, что «выжило» только 10-9 от общего числа первоначальных нуклонов и все они частицы, а не античастицы.

Когда температура первичной материи уменьшилась до величины ~ 1013-1014 К, видимо, произошла какая-то неустойчивость или флуктуация в распределении плотности вещества. При этом должны были нарушиться некоторые из фундаментальных законов микромира — сохранение инвариантности или барионного числа.

Если бы на начальных стадиях эволюции материи ее плотность и температура были бы везде одинаковыми, то и разлет происходил бы симметрично, следовательно, и реликтовое излучение было бы изотропным.

Однако последние спутниковые измерения спектра реликтового излучения указывают на то, что оно все- таки слегка анизотропно.

По какой-то причине протонов и нейтронов оказалось чуть больше, чем антипротонов и антинейтронов. В результате большинство просто поглотило меньшинство, и при взаимной аннигиляции античастицы исчезли, превратившись в 71-мезоны, которые, в результате остывания быстро расширяющейся Вселенной, уже не смогли превратиться назад, в более тяжелые частицы, так как на это уже не хватало энергии.

Но возможно, могло случиться и наоборот. Вероятность этого 50/50, и тогда мир был бы антимиром, а дальше все шло бы так, как развивался наш мир. Разницу мы бы заметили только тогда, когда стали бы искать в космических лучах и на ускорителях протоны и нейтроны.

Но это все только гипотезы, и удастся ли эти парадоксы разрешить — пока неясно.

Почему природа устроена именно так, теоретики спорят до сих пор.

Для студентов, интересующихся этими проблемами и решившими познакомиться с ними поближе, я могу порекомендовать вышедшую недавно в русском переводе книгу х).

Справедлива ли на расстояниях в миллиарды световых лет евклидова геометрия и куда расширяется Вселенная, мы пока не понимаем.

Есть гипотезы, которые предполагают, что пространство Вселенной замкнуто и описывается геометрией Лобачевского-Римана. При разумном, с современной точки зрения, увеличении точности астрофизических измерений эти гипотезы могут быть проверены. Для этого необходимо увеличить точность измерения размеров очень удаленных от нас галактик в радиодиапазоне, так как из-за поглощения света межгалактическим газом и реле- евского рассеяния эти удаленные от нас объекты в оптическом диапазоне просто не видны. Это, по-видимому, произойдет уже в ближайшие десятилетия.

Одним из следствий замкнутости пространства является неравенство нулю массы покоя нейтрино. Последние эксперименты вроде бы указывают на то, что масса нейтрино не равна 0, но в 104 раз меньше массы электрона, но подобного рода измерения находятся почти на пределе

г) Клапдор-Клайнгротхауз Г. В., Штауд А. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука, Физматлит, 1997.

возможностей современной техники и требуют уточнения. И, скорее всего, это задача для дальнейших исследований.

Лет 15 назад в Госстандарте СССР на одном из научных совещаний, посвященных фундаментальной метрологии, обсуждалась проблема постоянства фундаментальных физических констант. Это была старая идея Поля Дирака — одного из создателей современной квантовой теории поля.

Одной из интереснейших гипотез Дирака, высказанной им в 1937 г., была идея о том, что постоянная гравитации, по существу, не является мировой фундаментальной константой, а изменяется со временем, хотя и очень медленно.

Если это так, то, возможно, меняются со временем и другие фундаментальные константы.

За последнюю четверть XX в. был выполнен целый ряд сложнейших экспериментов, имевших целью проверку этой гипотезы.

Однако пока в пределах относительной точности измерений порядка 10—11, доказательств того, что гравитационная постоянная меняется со временем, не получено.

Одним из возможных методов проверки этой гипотезы является измерение равномерности хода времени в системах, зависящих и не зависящих от гравитационного взаимодействия. Для этого необходимо создание эталона частоты-времени с относительной ошибкой измерения не больше 10“16 с. Сейчас мы умеем измерять время с точностью около 10-14 с.

Вопрос о дальнейшей эволюции Вселенной пока остается неясным. Если средняя плотность вещества во Вселенной больше 10-29 г/см3, то гравитационное взаимодействие остановит расширение, Fh Вселенная через несколько млрд лет начнет сжиматься, а через 20-30 млрд лет произойдет ее гравитационный коллапс и все начнется сначала.

Если же плотность Вселенной окажется меньше этой величины, то гравитационное взаимодействие окажется недостаточным, чтобы остановить разлет галактик, и Вселенная продолжит свое расширение.

Пока мы не можем точно определить реальную плотность вещества во Вселенной, так как пока нет надежных данных о количестве нейтронных звезд, черных дыр, массе и количестве квазаров, плотности холодного межгалактического вещества, эквивалентной массы и средней плотности нейтрино и антинейтрино во Вселенной.

По различным оценкам, плотность галактического вещества, равномерно распределенного во Вселенной, не превышает 2-10 г/см , чего явно не хватает для торможения разлета. Мы пока не можем достаточно надежно оценить количество вещества в форме нейтрино. Если масса нейтрино не равна 0, то нейтрино могут давать существенный вклад в полную массу Вселенной, поскольку нейтрино никуда не девались, раз возникнув при элементарных процессах, таких, как 7Г-д распад после аннигиляции нуклонов или (1-распад ядер, синтезирующихся в результате термоядерных реакций в недрах звезд.

Общее число звезд в наблюдаемой части Вселенной астрономы оценивают величиной 1022.

Иногда астрофизики используют термодинамическую модель Вселенной, в которой галактики рассматриваются как молекулы газа, движущиеся во всех направлениях и сталкивающиеся друг с другом. Какова частота таких столкновений и их результат?

Относительные размеры галактик (отношение среднего диаметра галактик d к межгалактическим расстояниям г) сравнительно невелики, d/r ~ 1/15, т. е. галактический газ является достаточно плотным. Размеры галактик d, так же, как и размеры звезд, несильно отличаются друг от друга. Так, например, размеры галактики «Туманность Андромеды» (рис. 2.1) всего раза в четыре больше нашей.

При среднем значении размеров галактик d и среднем расстоянии между галактиками г = 7 • 105 пс, d = г/15 = = 4,6 х 104 пс, плотность галактического газа п равна примерно 3 Мпс-3 = 3 • 10-18 пс-3.

Относительные скорости галактик U меняются в довольно широких пределах от 100 до 2000 км/с. Если взять среднее значение U = 1000 км/с, то частота соударений галактик v в объеме 1 пс3, определяемая по формулам газовых законов, будет равна

v = V2n (dn)2U « 1,2 • 10-38 с-1 в объеме 1 пс3, или 3,5 • 10-31(пс3 • год)-1.

Объем видимой Вселенной V = (4/З)7г/?3 = 5,2 х х 1029 пс3, где R — расстояние Хаббла = с/Н = = 5000 Мпс = 1,5* 1028 см.

Рис. 2.1. Галактика «Туманность Андромеды» со спутниками

Расстояние до этой галактики от нас примерно равно 1 800 тыс. световых лет.

Таким образом, число столкновений галактик в видимой Вселенной происходит с частотой v = 3,5 • 10-31 х х 5,2 • 1029 = 0,18 в год, т. е. довольно часто. Если же учесть, что галактики распределены в пространстве Вселенной очень неравномерно и существуют скопления галактик, где их плотность может достигать нескольких тысяч на один кубический мегапарсек, то частота таких столкновений в сотни тысяч раз больше. Одним словом, столкновение галактик во Вселенной — явление вполне заурядное и астрономы наблюдают его довольно часто.

А вот столкновение звезд в нашей галактике явление исключительно редкое.

Проделав аналогичные вычисления для вероятности столкновения звезд, легко получить значение — примерно 1 столкновение в миллиард лет. Это связанно с тем обстоятельством, что звездный газ в галактике чрезвычайно разрежен, так как отношение межзвездных расстояний к среднему размеру звезд существенно меньше, чем для галактик, и не превышает 2 • 10-7.

Это обстоятельство очень важно иметь в виду при рассмотрении процессов образования планетных систем.

Если, как это предполагал известный английский физик Джеймс Хопвуд Джинс (1877-1946), наша планетная система образовалась в результате прохождения около Солнца какой-то другой звезды, то придется считаться с тем, что наша планетная система — явление уникальное, и вряд ли в нашей галактике найдется еще одна планета, подобная Земле. Чуть позже мы поговорим об этом поподробнее.