Элементы космологии

     СОДЕРЖАНИЕ 
 
 

     ВВЕДЕНИЕ 
 

      Что есть Земля, Луна, Солнце, звезды? Где  начало и где конец Вселенной, как долго она существует, из чего состоит и где границы ее познания?

     Изучение  Вселенной, даже только известной  нам  её части, является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые, понадобились труды множества поколений.

      Звезды  во Вселенной объединены в гигантские Звездные системы, называемые галактиками. Звездная система, в составе которой  как рядовая звезда находится  наше Солнце, называется Галактикой.

      Число звезд в Галактике порядка 10¹² (триллиона). Млечный путь, светлая серебристая полоса звезд, опоясывает всё небо, составляя основную часть нашей Галактики. Млечный путь наиболее ярок в созвездии Стрельца, где находятся самые мощные облака звезд. Наименее ярок он в противоположной части неба. Из этого нетрудно вывести заключение, что солнечная система не находится в центре Галактики, который от нас виден в направлении созвездия Стрельца. Чем дальше от плоскости Млечного Пути, тем меньше там слабых звезд и тем менее далеко  в этих направлениях тянется звездная система. В целом наша Галактика занимает пространство, напоминающее линзу или чечевицу, если смотреть на нее сбоку. Размеры Галактики были намечены по расположению звезд, которые видны на больших расстояниях. Это цефеиды и горячие гиганты. Диаметр Галактики примерно равен 30000 пк¹, но четкой границы у нее нет, потому что звездная плотность постепенно сходит на нет.

      В центре Галактики расположено ядро диаметром 1000-2000 пк – гигантское уплотненное  скопление звезд. Оно находится  от нас на расстоянии почти 10000 пк в направлении созвездия Стрельца, но почти целиком скрыто плотной завесой облаков, что препятствует визуальным и обычным фотографическим наблюдениям этого интереснейшего объекта Галактики. В состав ядра входит много красных гигантов и короткопериодических цефеид.

      Звезды  верхней части главной последовательности, а особенно сверхгиганты и классические цефеиды, составляют более молодое  население. Оно располагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой или диск. Среди звезд  этого диска находится пылевая материя и облака газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему.

      Масса нашей Галактики оценивается  сейчас разными способами, она равна  приблизительно 2*10¹¹ масс Солнца (масса Солнца равна 2*10³⁰ кг), причем 1/1000 ее заключена в межзвездном газе и пыли. Масса галактики в Андромеде почти такова же, а масса галактики в Треугольнике оценивается в 20 раз меньше. Поперечник нашей галактики составляет 100000 световых лет. Путем кропотливой работы московский астроном В.В. Кукарин в 1944 г. нашел указания на спиральную структуру Галактики, причем оказалось, что мы живем в пространстве между двумя спиральными ветвями, бедном звездами. В некоторых местах на небе в телескоп, а кое-где даже невооруженным глазом  можно различить тесные группы звезд, связанные взаимным тяготением, или звездные скопления.

      Вселенная эволюционирует, бурные процессы происходили  в прошлом, происходят сейчас и будут  происходить в  будущем. 

ЭЛЕМЕНТЫ  КОСМОЛОГИИ 

      Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать, что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точнее, тем или иные её стороны. Химия изучает мир молекул, физика – мир атомов и элементарных частиц, биология – явления живой природы. Но существует научная дисциплина, объектом исследования которой служит сама Вселенная. Это особая отрасль астрономии, так называемая космология. Космология – учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части Вселенной. Кстати, не следует смешивать понятия Вселенной в целом и «наблюдаемой» (видимой) Вселенной. Во втором случае речь идет лишь о той ограниченной области пространства, которая доступна современным методам научных исследований.

      С развитием кибернетики в различных  областях научных исследованиях  приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого  метода состоит в том, что вместо  того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир. Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением воображаемой однородной и изотропной  Вселенной, в которой все физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались также модели, в которых к этим двум условиям  добавлялось третье, - неизменность картины мира. Это означает, что в какую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но как бы сложна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учитывала, любая модель – это еще не само явление, а только более или менее точная его копия. Поэтому все результаты, полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверить путем сравнения с реальностью. Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и неизотропной Вселенной.

     В средние века многие ученые полагали, что Вселенная конечна и ограничена сферой неподвижных звезд. Этой точки  зрения придерживались даже Н.Коперник и Т.Браге.

     С развитием науки, все полнее раскрывающей физические процессы, происходящие в  окружающем нас мире, большинство ученых постепенно перешло к материалистическим представлениям о бесконечности Вселенной. Здесь огромное значение имело открытие И. Ньютоном (1643 – 1727) закона всемирного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним из важных следствий этого закона явилось утверждение, что в конечной Вселенной все ее вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается  в некоторых ограниченных объемах (по тогдашним представлениям – в звездах), равномерно заполняющих Вселенную.

     Большое значение для развития современных  представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А.Эйнштейном (1879 – 1955). Она обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимые со скоростью света. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света.

     Одним из значительных следствий общей теории относительности является вывод о непрерывном движении вещества во Вселенной – нестационарности Вселенной. Этот вывод был получен в 20-х годах нашего столетия советским математиком А.А.Фридманом (1888 – 1925). Он показал, что в зависимости от средней плотности вещество Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них – вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрах галактик.

     Критическое значение средней плотности вещества, от которой зависит характер его  движения,

     где G – гравитационная постоянная, а H=75 км/с*Мпк – постоянная Хаббла.

     Подставляя  нужные значения, получаем, что критическое  значение средней плотности вещества г/см³.

     Если  средняя плотность вещества во Вселенной  больше критической, то в будущем  расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической расширение не прекратится. Конечно, мы не знаем средней плотности вещество во всей Вселенной, но можем подсчитать эту плотность в доступной нашему изучению части Вселенной, т.е. в Метагалактике. Она равна 2,6*10^-30 г/см³, что примерно в 4 раза меньше критической плотности. Но делать выводы о бесконечно расширяющейся Вселенной пока преждевременно, т.к. некоторые астрономы высказываются предположение о существовании в галактиках вещества, которое пока не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа на вопрос о будущем Вселенной в настоящее время не имеется.

     Современная космология считает, что в далеком  прошлом, около 13 млрд. лет назад, все  вещество Метагалактики было сосредоточено  в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой, что ни галактик, ни звезд не существовало. Пока не ясны ни физические процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины, вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.

     Общие представления о физических условиях на ранних стадиях расширения Метагалактики  можно получить из анализа химического состава вещества. Одним из самых важных следствий этого анализа стало открытие реликтового изучения.  

     Реликтовое  излучение

     Основным  достоинством любой теории является ее предсказательная сила. В космологии до середины 60-х гг. существовало две конкурирующие теории: модель "горячей" Вселенной и модель "холодной" Вселенной. Первая из них была разработана выдающимся ученым Г.Гамовым (нельзя сказать "выдающимся физиком", т.к., хотя физика была его основной специальностью, он внес большой вклад и в астрофизику, и в биологию) и его сотрудниками.

     В этой модели предполагается, что на ранних стадиях эволюции Вселенной  была крайне высока не только плотность  вещества, но и его температура. Теория разрабатывалась в первую очередь  для объяснения химического состава Вселенной, и эта цель была достигнута. Самым важным предсказанием теории было существование излучения с тепловым спектром. Это излучение дошло до нас от той далекой эпохи, когда Вселенная была очень плотной и горячей, правда, за долгие миллиарды лет это излучение должно было заметно "остыть". Это остывание связано с расширением Вселенной, в ходе которого температура уменьшалась по адиабатическому закону.

     Но, как иногда бывает, этот реликт ранней Вселенной был открыт не в результате планомерных исследований, а практически случайно. Это открытие сделали в 1965 г. А.Пензиас и Р.Вилсон, а в 1978 г. за обнаружение реликтового излучения им была вручена Нобелевская премия по физике.

     Реликтовое, или микроволновое фоновое, излучение  имеет тепловой спектр, соответствующий температуре 2.7 К. Это соответствует температуре 4000 К, при которой произошла рекомбинация, с учетом красного смещения z=1500 (электроны и ионы объединились в атомы, т.е. рекомбинировали спустя 100 000 лет после начала расширения).

     Когда говорят, что реликтовое излучение имеет тепловой спектр, то это означает, что спектр выглядит так, как будто на огромном расстоянии находится непрозрачная стенка, нагретая до температуры 2.7 градусов по шкале Кельвина.

     Реликтовые  фотоны чрезвычайно многочисленны. В одном кубическом сантиметре содержится примерно 500 таких фотонов. Это в миллиард раз больше концентрации барионов, т.е. "обычного" вещества. Окружающие нас предметы состоят из атомов, основная масса которых сосредоточена в ядре. Атомное ядро состоит из двух типов элементарных частиц: протонов и нейтронов. Такие частицы и называют барионами. Поэтому все окружающее нас вещество, а также вещество планет, звезд называют барионным веществом. Но из-за малой энергии фотонов их вклад в плотность Вселенной сейчас невелик (в 1000 раз меньше вклада "обычного", барионного, вещества). Однако, раньше ситуация была иной. В эпоху, когда температура излучения была гораздо выше, именно излучение играло основную роль во Вселенной.