1.2. Формирование научной космологии
Космологией называется раздел физики, изучающий происхождение и строение Вселенной как целого. Эмпирическим основанием космологии является внегалактическая астрономия. Ее теоретический фундамент составляют основные физические теории, среди которых особую роль играет теория тяготения. Первая научная космология построена И. Ньютоном на основе открытого им закона всемирного тяготения. Вслед за Дж. Бруно, Г. Галилеем и другими предшественниками, И. Ньютон считал, что Вселенная бесконечна, вечна и находится в стационарном (т.е. устойчивом, относительно неизменном) состоянии. Идея бесконечности Вселенной подкреплялась у него тем соображением, что иначе под действием гравитации все вещество слилось бы в единую массу.
Но Э. Галлей сразу заметил, что в такой Вселенной сила гравитации должна быть в каждой точке бесконечной. Сознавал данную проблему и сам Ньютон. В дальнейшем этот вывод был подтвержден и получил название гравитационного парадокса, или парадокса Зеелигера. Некоторые современные авторы считают, что в свете новой науки такого парадокса не возникает, но при этом указывают, что во Вселенной Ньютона сила гравитации в каждой точке должна быть неопределенной. В 1744 г. швейцарский астроном Ж. Широ сформулировал т.н. фотометрический парадокс: во Вселенной Ньютона свечение неба должно быть равномерным, чего фактически не наблюдается. Позднее его стали называть парадоксом Ольберса.
Идею преодоления таких парадоксов на почве классической механики выдвинул еще в XVIII в. известный философ И. Кант. Он предложил “островную” теорию строения космоса, которую поддержали и развили И. Ламберт и У. Гершель. Сформировалось представление о Вселенной как о бесконечной иерархии систем, подобных солнечной планетарной системе. Тогда на удалении от центра плотность вещества стремилась к нулю, и упомянутые парадоксы действительно исчезали. Однако со временем выяснилось, что фактическая плотность вещества во Вселенной и величина сил гравитации в ней недостаточны для построения иерархических систем, превышающих скопление галактик: более крупные системы такого рода неминуемо должны рассеяться. Кроме того (как верно заметил А. Эйнштейн), такая модель несостоятельна в философском отношении, т.к. предполагает абсолютный центр Вселенной.
Современная космология называется релятивистской (от лат. relativus – относительный), т.к. в ней большую роль играют обе теории относительности А. Эйнштейна – специальная и, особенно, общая. В релятивистской космологии преодолеваются парадоксы старой космологии. Но под Вселенной в ней понимается уже не весь универсум, а только совокупность тел, производных от определенной субстанции – физического вакуума, природа и свойства которого рассмотрены в предыдущих лекциях. По современным представлениям, наша Вселенная существует "всего" около 13-15 млрд. лет и имеет ограниченный объем (хотя теоретически возможны и модели с бесконечным пространством и временем).
Из конечности объема Вселенной не следует, что она где-то имеет границы, препятствующие движению. Топологически Вселенная замкнута на себя, подобно поверхности шара. Но если из любой ее точки протянуть радиусы в пространство, то площадь сферы, замыкающей концы этих радиусов, сначала будет увеличиваться, а с некоторого момента начнет уменьшаться, пока они не "уткнутся" в ту же точку, из которой вышли. Радиус Вселенной определяется формулой R2 = 1,08 1027 / ρ см, где ρ – средняя плотность вещества во Вселенной. Т.к. эта плотность пока точно неизвестна, неизвестен и точный объем Вселенной. Известен только приблизительный размер Метагалактики – доступной наблюдению части Вселенной: около 1022 км. Видимо, это больше половины пространства Вселенной. В этой области находится несколько миллиардов галактик, подобных нашей галактике Млечного пути.
Нет оснований считать, что наш физический вакуум – какая-то абсолютная первоматерия. Поэтому современная космология допускает, что кроме нашей Вселенной, могут существовать иные миры (видимо, бесконечно многие), в основе которых лежат субстанции с другими свойствами и параметрами. Заметим, что идея эта не нова. Еще Демокрит говорил о бесконечном множестве миров, "каждое со своими небесами", и к той же концепции приближался Дж. Бруно. Советский физик М.А. Марков предложил т.н. гипотезу фридмонов (от имени А.А. Фридмана), согласно которой любая физическая вселенная в пространстве другой вселенной может иметь масштаб элементарной частицы. Теоретически установлено, что гравитационный дефект массы пространственно замкнутых "Вселенных" равен всей массе этих "Вселенных". Это означает, что хотя во "Вселенной" содержатся миллиарды миллиардов тонн вещества, ее масса как целого равна нулю. Сегодня наличие множества Вселенных теоретически доказывает, напр., видный отечественный космолог А.Д. Линде. Возможно, что Вселенные различной природы взаимодействуют между собой, напр., через т.н. черные дыры, о которых подробнее сказано в следующей теме.
Современная теория возникновения и развития Вселенной основана на космологических уравнениях ОТО, сформулированных Эйнштейном. Но их решения зависят от средней плотности вещества во Вселенной, которую пока не удается установить. В результате, появилось около 20 различных космологических моделей или сценариев, которые можно разделить на три типа. Одни из них считают, что Вселенная будет вечно находиться в приблизительно одинаковом состоянии, возможно, колеблясь (осциллируя) в известных пределах (теории стационарной Вселенной), другие – что она должна беспредельно расширяться, третьи считают, что Вселенной предстоит радикальное сжатие. Выбор зависит от того, достигает ли современная плотность вещества некоторой критической величины (около 10–29 г/см3), или находится, соответственно, ниже либо выше этой величины. Сам Эйнштейн исходил из представления о стационарной Вселенной, но ему пришлось искусственно ввести в свои уравнения т.н. лямбда-член, отражающий неизвестную силу отталкивания, которая возрастала бы с расстоянием между телами, чтобы скомпенсировать силу тяготения. В конце 20-х гг. А. Эддингтон показал, что Вселенная Эйнштейна неустойчива к случайным нарушениям равновесия.
По современным данным, средняя плотность вещества составляет около 3·10–31 г/см3, т.е. ниже критической, в силу чего Вселенная должна расширяться. Возможно, что этот результат не окончателен, ибо в мире есть немало т. н. темной материи, влияние которой трудно учесть. Тем не менее, теории расширяющейся Вселенной получили приоритет, в силу иных соображений и наблюдений. В 1922 г. отечественный математик А.А. Фридман показал, что более естественно признать зависимость радиуса Вселенной от времени, и что космологические уравнения допускают в начале развития Вселенной т.н. сингулярность (от лат. singularis – отдельный, особый): практически точечное состояние сверхвысокой (в принципе – бесконечной) плотности вещества. Тем самым предполагалось и расширение Вселенной в процессе ее формирования. С точки зрения диалектики, расширение Вселенной – проявление дифференциации, присущей всякому процессу прогрессивного развития.
Еще в 1912 г. американский астроном В. Слайфер заметил космический доплер-эффект: смещение спектральных линий галактик в направлении длинноволновой (красной) части спектра. Так должно быть, если галактики удаляются от нас, в результате чего световые волны между ними "растягиваются" (хотя возможны и другие интерпретации красного смещения). В 1929 г. другой американский астроном, Эдвин Хаббл, установил, что красные смещения спектров галактик растут в среднем пропорционально их удалению от нас, как будто все они разлетаются из точки нашего местонахождения. Среднее значение постоянной Хаббла H определяется величиной 75 км/(с Мпк), но колеблется приблизительно от 50 до 100 км/(сМпк). Обратная величина 1/H имеет размерность времени и позволяет определить возраст Вселенной в пределах 10-20 млрд. лет.
Опираясь на эти наблюдения, Дж. Гамов в 1846-1848 гг. выдвинул гипотезу “горячей Вселенной”. Согласно ей, с момента появления Вселенная расширялась, и ее расширение продолжается поныне. При этом на ранних этапах расширения вещество и излучение имели большую плотность и высокую температуру. Исходя из этой гипотезы, в 1953 г. Гамов предсказал т. н. реликтовое излучение а в 1964 г. американские астрофизики А. Пензиас и Р. Вильсон эмпирически доказали его существование. Это излучение представляет собой огромное множество фотонов с одинаковой энергией, равномерно заполняющих Вселенную, и создает неустранимые радиопомехи на волне 7,35 см независимо от ориентации антенны. Сейчас реликтовое излучение имеет весьма низкую температуру (около 2,7 К), но объяснить его можно только предположив, что когда-то Вселенная имела маленький объем и была очень “горячей”, а затем "остыла" в процессе расширения. Энергичное развитие космологии началось только после этого открытия
В 2000 г. появились даже представления, что расширение Вселенной непрестанно ускоряется. В связи с этим говорят о наличии в ней антигравитационных сил. Их связывают с космологической постоянной Эйнштейна и пытаются объяснить как проявление энергии вакуума. Кроме того, были обнаружены микрофлуктуации температуры реликтового излучения и тонкие завихрения в нем. В результате был сделан вывод о плоской и бесконечно расширяющейся Вселенной. Эти результаты можно назвать сенсационными, однако необходим их дальнейший тщательный анализ и проверка временем.
Итак, сегодня практически общепризнанно, что Вселенная в прошлом была "горячей", имела малый объем и в процессе своей эволюции расширяется. Но остается еще вопрос о начале и путях ее расширения. Его мы рассмотрим в следующем пункте лекции.