Расширение вселенной и красное смещение

РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ

Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, скоВнрее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, буВндут планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы увиВндите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При обращении Земли вокВнруг Солнца некоторые из этих ВлнеподвижныхВ» звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т. е. на самом деле они вовсе не неподвижны! Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно их перемещение. Самая близкая звезда, назыВнваемая Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет (т. е. свет от нее идет до Земли около четырех лет), или около 37 миллионов миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным глаВнзом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего воВнсемь световых минут! Видимые звезды рассыпаны по всему ночВнному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы назыВнваем Млечным Путем. Еще в 1750 г. некоторые астрономы выскаВнзывали мысль, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию тАФ пример того, что сейчас называется спиВнральной галактикой. Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил это предположение, выполнив колосВнсальную работу по составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого предВнставление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века.

Современная картина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. На самом деле существует много других галактик, разделенных огромными областями пустого простВнранства. Для доказательства Хабблу требовалось определить расВнстояния до этих галактик, которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимые положения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое колиВнчество света излучает звезда (ее светимости), и от того, где она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость, Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одВнна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для нескольВнких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной.

Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно, что наша Галактика тАФ одна из неВнскольких сотен тысяч миллионов галактик, которые можно наблюВндать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд. На рисунке ниже показано, какой увидел бы нашу Галактику наблюдатель, живуВнщий в какой-нибудь другой галактике.

Наша Галактика имеет около ста тысяч световых лет в поперечнике. Она медленно враВнщается, а звезды в ее спиральных рукавах каждые несколько сотен миллионов лет делают примерно один оборот вокруг ее центра. Наше Солнце представляет собой обычную желтую звезВнду средней величины, расположенную на внутренней стороне одВнного из спиральных рукавов. Какой же огромный путь мы прошли от Аристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром ВсеВнленной!

Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся просто свеВнтящимися точками в небе. Мы не различаем ни их размеров, ни формы. Как же можно говорить о разных типах звезд? Для подавВнляющего большинства звезд существует только одно характерВнное свойство, которое можно наблюдать тАФ это цвет идущего от них света. Ньютон открыл, что, проходя через трехгранный куВнсок стекла, называемый призмой, солнечный свет разлагается, как в радуге, на цветовые компоненты (спектры). Настроив теВнлескоп на какую-нибудь отдельную звезду или галактику, можно аналогичным образом разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой или галактикой. Разные звезды имеют разные спектры, но относительная яркость разных цветов всегда в точности такая же, как в свете, который излучает какой-нибудь раскаленный доВнкрасна предмет. (Свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета тАФ тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света.) Кроме того, мы обнаружим, что некоторые очень спеВнцифические цвета вообще отсутствуют в спектрах звезд, причем отсутствующие цвета разные для разных звезд. Поскольку, как мы знаем, каждый химический элемент поглощает свой опредеВнленный набор характерных цветов, мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 20-х годах, когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилось нечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые харакВнтерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спектВнра. Чтобы понять смысл сказанного, следует сначала разобратьВнся с эффектом Доплера. Как мы уже знаем, видимый свет тАФ это колебания электромагнитного поля. Частота (чисВнло волн в одну секунду) световых колебаний чрезвычайно выВнсокатАФот четырехсот до семисот миллионов миллионов волн в секунду. Человеческий глаз воспринимает свет разных частот как разные цвета, причём самые низкие частоты соответствуют красному концу спектра, самые высокие тАФ фиолетовому. Представим себе источник света, расположенный на фиксированном расстоянии от нас (например, звезду), излучающий с постоянной частотой световые волны. Очевидно, что частота приходящих волн будет такой же, как та, с которой они излучаются (пусть граВнвитационное поле галактики невелико и его влияние несущестВнвенно). Предположим теперь, что источник начинает двигаться в нашу сторону. При испускании следующей волны источник окаВнжется ближе к нам, а потому время, за которое гребень этой волВнны до нас дойдет, будет меньше, чем в случае неподвижной звезВнды. Стало быть, время между гребнями двух пришедших волн будет меньше, а число волн, принимаемых нами за одну секунду (т.е. частота), будет больше, чем когда звезда была неподвижна. При удалении же источника частота приходящих волн будет меньВнше. Это означает, что спектры удаляющихся звезд будут сдвиВннуты к красному концу (красное смещение), а спектры приблиВнжающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жизВнни. Прислушайтесь к тому, как идет по шоссе машина: когда она приближается, звук двигателя выше (т. е. выше частота испускаВнемых им звуковых волн), а когда, проехав мимо, машина начиВннает удаляться, звук становится ниже. Световые волны и радиоВнволны ведут себя аналогичным образом. Эффектом Доплера польВнзуется полиция, определяя издалека скорость движения автомаВншин по частоте радиосигналов, отражающихся от них. Доказав, что существуют другие галактики, Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этих галактик и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых счиВнтали, что движение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров, смещенных в красную сторону, должно наблюВндаться столько же, сколько и смещенных в фиолетовую. Каково же было удивление, когда у большей части галактик обнаружиВнлось красное смещение спектров, т. е. оказалось, что почти все галактики удаляются от нас! Еще более удивительным было отВнкрытие, опубликованное Хабблом в 1929 г.: Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямо проВнпорциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется! А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.

Открытие расширяющейся Вселенной было одним из великих интеллектуальных переворотов двадцатого века. Задним числом мы можем лишь удивляться тому, что эта идея не пришла никому в голову раньше. Ньютон и другие ученые должны были бы соВнобразить, что статическая Вселенная вскоре обязательно начала бы сжиматься под действием гравитации. Но предположим, что Вселенная, наоборот, расширяется. Если бы расширение происхоВндило достаточно медленно, то под действием гравитационной сиВнлы оно в конце концов прекратилось бы и перешло в сжатие. ОдВннако если бы скорость расширения превышала некоторое криВнтическое значение, то гравитационного взаимодействия не хватило бы, чтобы остановить расширение, и оно продолжалось бы вечВнно. Все это немного напоминает ситуацию, возникающую, когда с поверхности Земли запускают вверх ракету. Если скорость раВнкеты не очень велика, то из-за гравитации она в конце концов остановится и начнет падать обратно. Если же скорость ракеты больше некоторой критической (около одиннадцати километров в секунду), то гравитационная сила не сможет ее вернуть и ракета будет вечно продолжать свое движение от Земли. Расширение Вселенной могло быть предсказано на основе ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII века. Однако вера в статическую Вселенную была столь велика, что жила в умах еще в начале нашего века. Даже Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. обВнщую теорию относительности, был уверен в статичности ВселенВнной. Чтобы не вступать в противоречие со статичностью, ЭйнВнштейн модифицировал свою теорию, введя в уравнения так назыВнваемую космологическую постоянную. Он ввел новую ВлантигравиВнтационнуюВ» силу, которая в отличие от других сил не порождаВнлась каким-либо источником, а была заложена в саму струкВнтуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространВнство-время само по себе всегда расширяется и этим расширениВнем точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается стаВнтической. По-видимому, лишь один человек полностью поверил в общую теорию относительности: пока Эйнштейн и другие фиВнзики думали над тем, как обойти нестатичность Вселенной, предВнсказываемую этой теорией, русский физик и математик А. А. Фридман, наоборот, занялся ее объяснением.

Фридман сделал два очень простых исходных предположеВнния: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком бы направВнлении мы ее ни наблюдали, и, во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы произвоВндили наблюдения из какого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., за несколько лет до открыВнтия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат!

Предположение об одинаковости Вселенной во всех направлеВнниях на самом деле, конечно, не выполняется. Как мы, наприВнмер, уже знаем, другие звезды в нашей Галактике образуют четко выделяющуюся светлую полосу, которая идет по всему небу ночью тАФ Млечный Путь. Но если говорить о далеких галактиВнках, то их число во всех направлениях примерно одинаково. Следовательно, Вселенная действительно ВлпримерноВ» одинакова во всех направлениях тАФ при наблюдении в масштабе, большом по сравнеВннию с расстоянием между галактиками, когда отбрасываются мелкомасштабные различия.

Долгое время это было единственным обоснованием гипотезы Фридмана как ВлгрубогоВ» приближения к реальной Вселенной. Но потом по некой случайности выяснилось, что гипотеза Фридмана и в самом деле дает удивительно точное описание нашей ВсеВнленной.

В 1965 г. два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавших на фирме Bell Laboratories в шт. Нью-Джерси, испытывали очень чувствительный ВлмикроволновыйВ», т. е. сверхвысокочастотный (С В Ч), детектор. (Микроволны тАФ это то же, что и световые волны, но их частота всего лишь десять тысяч миллионов волн в секунду.) Пензиас и Вильсон заметили, что уровень шума, регистрируемого их детектором, выше, чем должно быть. Этот шум не был направленным, приходящим с какой-то определенной стороны. Сначала названные исследователи обнаруВнжили в детекторе птичий помет и пытались объяснить эффект другими причинами подобного рода, но потом все такие ВлфактоВнрыВ» были исключены. Они знали, что любой шум, приходящий из атмосферы, всегда сильнее не тогда, когда детектор направВнлен прямо вверх, а когда он наклонен, потому что лучи света, идуВнщие из-за горизонта, проходят через значительно более толстые слои атмосферы, чем лучи, попадающие в детектор прямо сверху. ВлЛишнийВ» же шум одинаков, куда бы ни направлять детектор. Следовательно, источник шума должен находиться за пределами атмосферы. Шум был одинаковым и днем, и ночью, и вообще в течение года, несмотря на то, что Земля вращается вокруг своей оси и продолжает свое вращение вокруг Солнца. Это означало, что источник излучения находится за пределами Солнечной сиВнстемы и даже за пределами нашей Галактики, ибо в противном случае интенсивность излучения изменялась бы, поскольку в свяВнзи с движением Земли детектор меняет свою ориентацию. Как мы знаем, по пути к нам излучение проходит почти через всю наблюдаемую Вселенную. Коль скоро же оно одинаково во всех направлениях, то, значит, и сама Вселенная одинакова во всех направлениях, по крайней мере в крупном масштабе. Теперь нам известно, что, в каком бы направлении мы ни производили наблюдения, этот шум изменяется не больше, чем на одну десяВнтитысячную. Так Пензиас и Вильсон, ничего не подозревая, дали удивительно точное подтверждение первого предположения ФридВнмана.

Приблизительно в это же время два американских физика из расположенного по соседству Принстонского университета, Боб Дикке и Джим Пиблс, тоже занимались исследованием микроволн. Они проверяли предположение Джорджа Гамова (бывшего ученика А. А. Фридмана) о том, что ранняя Вселенная была очень горячей, плотной и раскаленной добела. Дикке и Пиблс выскаВнзали ту мысль, что мы можем видеть свечение ранней Вселенной, ибо свет, испущенный очень далекими ее областями, мог бы дойти до нас только сейчас. Но из-за расширения Вселенной красное смещение светового спектра должно быть так велико, что дошедВнший до нас свет будет уже микроволновым (СВЧ) излучением. Дикке и Пиблс готовились к поиску такого излучения, когда ПенВнзиас и Вильсон, узнав о работе Дикке и Пиблса, сообразили, что они его уже нашли. Зa этот эксперимент Пензиас и Вильсон были удостоены Нобелевской премии 1978 г. (что было не совсем спраВнведливо, если вспомнить о Дикке и Пиблсе, не говоря уже о Гамове!).

Правда, на первый взгляд, тот факт, что Вселенная кажется нам одинаковой во всех направлениях, может говорить о какой-то выделенности нашего местоположения во Вселенной. В частноВнсти, раз мы видим, что все остальные галактики удаляются от нас, значит, мы находимся в центре Вселенной. Но есть и друВнгое объяснение: Вселенная будет выглядеть одинаково во всех наВнправлениях и в том случае, если смотреть на нее из какой-нибудь другой галактики. Это вторая гипотеза Фридмана. Нет научных доводов ни за, ни против этого предположения, и его приняли, так сказать, из скромности: было бы крайне странно, если бы Вселенная казалась одинаковой во всех направВнлениях только вокруг нас, а в других ее точках этого не было! В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. Это вроде бы как надутый шарик, на который нанесены точки, если его все больше надувать. Расстояние между любыми двумя точВнками увеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. Притом, чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Но и в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Таким обраВнзом, модель Фридмана предсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас, в точном соответствии с открытием Хаббла. Несмотря на успех этой модели и на согласие ее предсказаний с наблюВндениями Хаббла, работа Фридмана оставалась неизвестной на заВнпаде, и лишь в 1935 г. американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели в связи с открытием Хаббла.

Сам Фридман рассматривал только одну модель, но можно укаВнзать три разные модели, для которых выполняются оба фундаВнментальных предположения Фридмана. В модели первого типа (открытой самим Фридманом) Вселенная расширяется достаточномедленно для того, чтобы в силу гравитационного притяВнжения между различными галактиками расширение Вселенной заВнмедлялось и в конце концов прекращалось. После этого галакВнтики начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начиВннает сжиматься. На рисунке показано, как меняется со временем расстояние между двумя соседними галактиками.

Оно возрастает от нуля до некоего максимума, а потом опять падает до нуля. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение, хоть и замедляет расВнширение, не может его остановить. На следующем рисунке показано, как изменяется в этой модели расстояние между галактиками.

КриВнвая выходит из нуля, а в конце концов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростью. Есть, наконец, и модель третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только-только доВнстаточна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала равно нулю, а потом все время возрастает. Правда, галакВнтики ВлразбегаютсяВ» все с меньшей и меньшей скоростью, но она никогда не падает до нуля.

Модель Фридмана первого типа удивительна тем, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, хотя пространство не имеет границ. Гравитация настолько сильна, что пространство, искривляясь, замыкается с самим собой, уподобляясь земной поВнверхности. Ведь, перемещаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не натолкнетесь на абсолютно непреодолимую преграду, не вывалитесь через край и в конце конВнцов вернетесь в ту же самую точку, откуда вышли. В первой моВндели Фридмана пространство такое же, но только вместо двух измерений поверхность Земли имеет три измерения. Четвертое измерение, время, тоже имеет конечную протяженность, но оно поВндобно отрезку прямой, имеющему начало и конец. Потом мы увиВндим, что если общую теорию относительности объединить с кван-товомеханическим принципом неопределенности, то окажется, что и пространство, и время могут быть конечными, не имея при этом ни краев, ни границ.

Мысль о том, что можно обойти вокруг Вселенной и вернутьВнся в то же место, годится для научной фантастики, но не имеет практического значения, ибо, как можно показать, Вселенная усВнпеет сжаться до нуля до окончания обхода. Чтобы вернуться в исходную точку до наступления конца Вселенной, пришлось бы передвигаться со скоростью, превышающей скорость света, а это невозможно!

В первой модели Фридмана (в которой Вселенная расширяется и сжимается) пространство искривляется, замыкаясь само на сеВнбя, как поверхность Земли. Поэтому размеры его конечны. Во второй же модели, в которой Вселенная расширяется бесконечно, пространство искривлено иначе, как поверхность седла. Таким обВнразом, во втором случае пространство бесконечно. Наконец, в третьей модели Фридмана (с критической скоростью расширения) пространство плоское (и, следовательно, тоже бесконечное).

Но какая же из моделей Фридмана годится для нашей ВселенВнной? Перестанет ли Вселенная наконец расширяться и начнет сжиматься или же будет расширяться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать нынешнюю скорость расширения ВсеВнленной и ее среднюю плотность. Если плотность меньше некоВнторого критического значения, зависящего от скорости расширеВнния, то гравитационное притяжение будет слишком мало, чтобы остановить расширение. Если же плотность больше критической, то в какой-то момент в будущем из-за гравитации расширение Вселенной прекратится и начнется сжатие.

Сегодняшнюю скорость расширения Вселенной можно опредеВнлить, измеряя (по эффекту Доплера) скорости удаления от нас других галактик. Такие измерения можно выполнить очень точВнно. Но расстояния до других галактик нам плохо известны, поВнтому что их нельзя измерить непосредственно. Мы знаем лишь, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5тАФ10%. Однако неопределенность в современном значении средВнней плотности Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и в других галактиках, то даже при самой низкой оценке скорости расширения сумма окажется меньВнше одной сотой той плотности, которая необходима для того, чтобы расширение Вселенной прекратилось. Однако и в нашей, и в других галактиках должно быть много Влтемной материиВ», которую нельзя видеть непосредственно, но о существовании коВнторой мы узнаем по тому, как ее гравитационное притяжение влияет на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном наблюдаются в виде скоплений, и мы можем аналогичВнным образом сделать вывод о наличии еще большего количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений, влияВнющего на движение галактик. Сложив массу всей темной материи, мы получим лишь одну десятую того количества, которое необВнходимо для прекращения расширения. Но нельзя исключить возВнможность существования и какой-то другой формы материи, расВнпределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистриВнрованной, которая могла бы довести среднюю плотность ВселенВнной до критического значения, необходимого, чтобы остановить расширение. Таким образом, имеющиеся данные говорят о том, что Вселенная, вероятно, будет расширяться вечно. Единственное, в чем можно быть совершенно уверенным, так это в том, что если сжатие Вселенной все-таки произойдет, то никак не раньше, чем через десять тысяч миллионов лет, ибо по крайней мере столько времени она уже расширяется. Но это не должно нас слишком сильно тревожить: к тому времени, если мы не переселимся за пределы Солнечной системы, человечества давно уже не будет тАФ оно угаснет вместе с Солнцем!

Все варианты модели Фридмана имеют то общее, что в какой-то момент времени в прошлом (десять тАФ двадцать тысяч миллионов лет назад) расстояние между соседними галактиками должно быВнло равняться нулю. В этот момент, который называется больВншим взрывом, плотность Вселенной и кривизна пространства-вреВнмени должны были быть бесконечными. Поскольку математики реально не умеют обращаться с бесконечно большими величиВннами, это означает, что, согласно общей теории относительности (на которой основаны решения Фридмана), во Вселенной должна быть точка, в которой сама эта теория неприменима. Такая точВнка в математике называется особой (сингулярной). Все наши научные теории основаны на предположении, что пространство-время гладкое и почти плоское, а потому все эти теории неверны в сингулярной точке большого взрыва, в которой кривизна простВнранства-времени бесконечна. Следовательно, даже если бы перед большим взрывом происходили какие-нибудь события, по ним нельзя было бы спрогнозировать будущее, так как в точке большого взрыва возможности предсказания свелись бы к нулю. Точно так же, зная только то, что произошло после большого взрыва (а мы знаем только это), мы не сможем узнать, что происходило до него. События, которые произошли до большого взрыва, не моВнгут иметь никаких последствий, касающихся нас, и поэтому не должны фигурировать в научной модели Вселенной. СледовательВнно, нужно исключить их из модели и считать началом отсчета времени момент большого взрыва.

Мысль о том, что у времени было начало, многим не нравится, возможно, тем, что в ней есть намек на вмешательство божестВнвенных сил. (В то же время за модель большого взрыва ухватиВнлась католическая церковь и в 1951 г. официально провозгласиВнла, что модель большого взрыва согласуется с Библией.) В свяВнзи с этим известно несколько попыток обойтись без большого взрыва. Наибольшую поддержку получила модель стационарной Вселенной. Ее авторами (1948) были X. Бонди и Т. Гоулд, беВнжавшие из оккупированной нацистами Австрии, и англичанин Ф. Хойл, который во время войны работал с ними над проблеВнмой радиолокации. Их идея состояла в том, что по мере разбегания галактик на освободившихся местах из нового непрерывно рождающегося вещества все время образуются новые галактики. Следовательно, Вселенная должна выглядеть примерно одинаково во все моменты времени и во всех точках пространства. Конечно, для непрерывного ВлтворенияВ» вещества требовалась некоторая моВндификация теории относительности, но нужная скорость твореВнния оказывалась столь малой (одна частица на кубический килоВнметр в год), что не возникало никаких противоречий с экспериВнментом. Стационарная модель тАФ это пример хорошей научной теоВнрии: она простая и дает определенВнные предсказания, которые можно проверять путем наблюдений. Одно из ее предсказаний таково: должно быть постоянным число галактик и других аналогичных объектов в любом заданном объеВнме пространства независимо от того, когда и где во Вселенной производятся наблюдения. В конце 50-х тАФ начале 60-х годов астрономы из Кембриджского университета под руководством М. Райла (который во время войны вместе с Бонди, Гоулдом и Хойлом тоже занимался разработкой радиолокации) составили каталог источников радиоволн, приходящих из внешнего пространВнства. Эта кембриджская группа показала, что большая часть этих радиоисточников должна находиться вне нашей Галактики (мноВнгие источники можно было отождествить даже с другими галакВнтиками) и, кроме того, что слабых источников гораздо больше, чем сильных. Слабые источники интерпретировались как более удаленные, а сильные тАФ как те, что находятся ближе. Далее, окаВнзалось, что число обычных источников в единице объема в удаленных областях больше, чем вблизи. Это могло означать, что мы находимся в центре огромной области Вселенной, в которой меньше источников, чем в других местах. Но возможно было и другое объяснение: в прошлом, когда радиоволны начали свой путь к нам, источников было больше, чем сейчас. Оба эти объяснения противоречат предсказаниям теории стационарной Вселенной. КроВнме того, микроволновое излучение, обнаруженное в 1965 г. Пензиасом и Вильсоном, тоже указывало на большую плотность ВсеВнленной в прошлом, и поэтому от модели стационарной Вселенной пришлось отказаться.

В 1963 г. два советских физика, Е. М. Лифшиц и И. М. ХаВнлатников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, а с ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали предВнположение, что большой взрыв тАФ особенность лишь моделей Фридмана, которые, в конце концов, дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Не исключено, что из всех моделей, в какой-то мере описывающих существующую Вселенную, сингуВнлярность в точке большого взрыва возникает только в моделях Фридмана. Согласно Фридману, все галактики удаляются в пряВнмом направлении друг от друга, и поэтому нет ничего удивительВнного в том, что когда-то в прошлом все они находились в одном месте. Однако в реально существующей Вселенной галактики ниВнкогда не расходятся точно по прямой: обычно у них есть еще и небольшие составляющие скорости, направленные под углом. ПоВнэтому на самом деле галактикам не нужно находиться точно в одном месте тАФ достаточно, чтобы они были расположены очень близко друг к другу. Тогда нынешняя расширяющаяся ВселенВнная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва, а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия; может быть, при сжаВнтии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы. Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной. Как тогда определить, был ли наВнчалом Вселенной большой взрыв? Лифшиц и Халатников заняВнлись изучением моделей, которые в общих чертах были бы поВнхожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в них учитывались нерегулярности и случайный харакВнтер реальных скоростей галактик во Вселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделях большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если гаВнлактики не всегда разбегаются по прямой, но это могло выполВнняться лишь для очень ограниченного круга моделей, в которых движение галактик происходит определенным образом. ПоскольВнку же моделей фридмановского типа, не содержащих большой взрыв, бесконечно больше, чем тех, которые содержат такую синВнгулярность, Лифшиц и Халатников утверждали, что на самом деле большого взрыва не было. Однако позднее они нашли гораздо более общий класс моделей фридмановского типа, которые содерВнжат сингулярности и в которых вовсе не требуется, чтобы галакВнтики двигались каким-то особым образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатников отказались от своей теории.

Тем не менее, их работа имела очень важное значение, ибо показала, что если верна общая теория относительности, то ВсеВнленная могла иметь особую точку, большой взрыв. Но эта работа не давала ответа на главный вопрос: следует ли из общей теории относительности, что у Вселенной должно было быть начало вреВнмени тАФ большой взрыв? Ответ на этот вопрос был получен при совершенно другом подходе, предложенном в 1965 г. английским математиком и физиком Роджером Пенроузом. Исходя из повеВндения световых конусов в общей теории относительности и того, что гравитационные силы всегда являются силами притяжения, Пенроуз показал, что когда звезда сжимается под действием собВнственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверхВнность которой, в конце концов, сжимается до нуля. А раз поверхВнность этой области сжимается до нуля, то же самое должно проВнисходить и с ее объемом. Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизна пространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет синВнгулярность в некой области пространства-времени, называемая черной дырой.

Несмотря на то, что теорема Пенроуза относилась, на первый взгляд, только к звездам, С. Хокинг, автор книги ВлОт Большого Взрыва до черных дырВ», прочитав в 1965 г. о теореме Пенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку, понял, что если в этой теореме изменить направление времени на обратное, так чтобы сжатие перешло в расширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. По соображениям технического характера в теорему Пенроуза "оыло введено в качестве условия требование, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве. Поэтому на основании этой теоремы Хокинг мог доказать лишь, что сингулярность должна существовать, если расширение Вселенной происходит достаточно быстро, чтобы не началось повторное сжатие (ибо только такие фридмановские модели бесконечны в пространстве). Потом Хокинг несколько лет разрабатывал новый математический аппарат, который позволил бы устранить это и другие техничесВнкие условия из теоремы о необходимости сингулярности. В итоге в 1970 г. Хокинг с Пенроузом написали совместную статью, в котоВнрой наконец доказали, что сингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то. что верна общая теоВнрия относительности и что во Вселенной содержится столько веВнщества, сколько мы видим.

КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ тАФ увеличение длин волн линий в спектре источника (смещение линий в сторону красной части спектра) по сравнению с линиями эталонных спектров. Количественно красное смещение характеризуется обычно величиной ž=(λприн тАФ λисп)/λисп, где λисп и λприн - соответственно длина волны, испущенной источником, и длина волВнны, принятой наблюдателем (приёмниВнком излучения). Известны два механизВнма, приводящих к появлению красного смещения.

Красное смещение, обусловленное эффектом Доплера, возникает в том случае, когда движение источника света относительно наблюдателя привоВндит к увеличению расстояния между ними. В релятивиВнстском случае, когда скорость движения источника сравнима со скоростью света, красное смещение может возникнуть и в том случае, если расстояние между движущимся источником и приёмником не изменяетВнся (т. н. поперечный эффект Доплера). Красное смещение, возникающее при этом, интерВнпретируется как результат релятивистВнского ВлзамедленияВ» времени на источнике по отношению к наблюдателю.

Гравитационное красное смещение возВнникает, когда приёмник света находится в области с меньшим (по модулю) граВнвитационным потенциалом φ, чем источВнник. В классической интерпретации этого эффекта фотоны теряют часть энергии (энергии фотона ε = hν₀) на преодолеВнние сил гравитации. В результате харакВнтеризующая фотон частота ν уменьшаетВнся, а длина волны излучения λ =c/ν растёт: ν= ν₀(l + (φ₁ тАУ φ₂)/с²), где φ₁ и φ₂ тАУ гравитационные потенциалы в местах генерации и приёма излучения. ПримеВнром гравитационного красного смещения может служить набВнлюдаемое смещение линий в спектрах плотных звёзд тАФ белых карликов.

Наибольшие красные смещения наблюдаются в спектрах далёких внегалактических объекВнтов тАФ галактик и квазаров тАФ и интерВнпретируются как следствие расширения Вселенной. Величина z в первом приближении прямо пропорВнциональна лучевой скорости объектов, которая для внегалактических объектов проВнпорциональна расстоянию r. ЗависиВнмость z от r часто называют законом Хаббла:

cz = Hr, а величину H- постоянной Хаббла. Закон ХаббВнла обычно используется для определеВнния расстояний до внегалактических объекВнтов по их красному смещению, если последнее достаВнточно велико (10^-3, см.). Красное смещение для наиболее далёких из известных галактик составляют ~ 1, а для ряда квазаров превышают 3,5.

Список использованной литературы:

С. Хокинг ВлОт Большого Взрыва до черных дырВ»

Физика космоса: маленькая энциклопедия.

Вместе с этим смотрят:

Астрология-этап развития астрономии

Бесконечные воды вселенной

Биографии астрономов

Биографии астрономов_2

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии