МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИФедеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образованияНациональный исследовательский ядерный университет «МИФИ»Факультет Управления и экономики высоких технологийИнститут международных отношенийРеферат на тему:«Современное состояние космологии»Подготовила студенткаГруппы У4-03Машкова КсенияМосква 2011Содержание Введение 4 1. Понятие космологии 5 2. Второе начало термодинамики в релятивистской модели вселенной 16 3. Роль Большого Взрыва в космологии 21 4. Антропный принцип в космологии и его версии 27 5. Дискуссии о метрике мироздания 29 6. Первая космологическая модель-модель Эйнштейна 31 7. Космологические парадоксы 32 8. Кризис современной космологии 36 9. Будущее точной космологии 38 10. Дальнейшая эволюция Вселенной 43 Заключение 44 Список используемой литературы 45 Введение Стремление представить структуру всего окружающего мира всегда являлось одной из насущных потребностей развивающегося человечества. «Как устроен мир? Почему существует? Откуда взялся?» — это примеры вечных вопросов. Их задавали себе люди и тогда, когда настоящей науки еще не было, и потом, когда зарождающееся и набирающее силу знание начало свое бесконечное движение в отыскании истины. Во время работы над этой темой была предпринята попытка небольшого анализа истории космологии и проблемы скрытой массы во Вселенной. На каждом историческом этапе у людей были различные господствующие представления о Вселенной. Эти представления отражали тот уровень знаний и опыт изучения природы, который достигался на соответствующем этапе развития общества. По мере того как расширились пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологические представления. Первой космологической моделью, имеющей Математическое обоснование, можно считать геоцентрическую систему мира К. Птолемея (II век н. э.). В системе Птолемея в центре Вселенной была неподвижная шарообразная Земля, а вокруг нее обращалась Луна, Солнце, планеты, движимые сложной системой окружностей — «эпициклов» и «дифферентов», и, наконец, все это было заключено в сферу неподвижных звезд. То есть система претендовала на описание всего материального мира, т. е. была именно космологической системой. Как бы наивно с нашей сегодняшней точки зрения ни выглядел этот «весь мир», необходимо отметить, что в ней было рациональное зерно — кое-что эта система описывала в основном правильно. Конечно, правильное описание касалось не всего мира, всей Вселенной, а только лишь маленькой его части. Что же в этой системе было правильным? Правильным было представление о нашей планете как о шарообразном теле, свободно висящем в пространстве; правильным было то, что Луна обращается вокруг Земли. Все остальное, как выяснилось, не соответствовало действительности. Наука тогда была еще в таком состоянии, что, за исключением отдельных гениальных догадок, не могла выйти за рамки системы Земля — Луна. Система мира Птолемея господствовала в науке около 1,5 тысячи лет. Затем ее сменила гелиоцентрическая система мира Н. Коперника (XVI век и. э.).Революция, произведенная в науке учением Коперника, связана в первую очередь с тем, что наша Земля была признана рядовой планетой. Исчезло всякое противопоставление «земного» и «небесного». Система Коперника также считалась системой «всего мира». В центре мира было Солнце, вокруг которого обращались планеты. Все это охватывала сфера неподвижных звезд.Как мы знаем теперь, в действительности система Коперника была вовсе не «системой мира», а схемой строения Солнечной системы, и в этом смысле была правильной.В дальнейшем необычное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звездной Вселенной. Наконец, в начале XX века возникло представление о Вселенной как о мире галактик (метагалактики). При рассмотрении этой исторической цепочки смен космологических представлений ясно прослеживается следующий факт. Каждая «система мира» по существу была моделью наибольшей достаточно хорошо изученной к тому времени системы небесных тел. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля — Луна, система Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звездного мира В. Гершеля и др. отражали некоторые черты строения нашей звездной системы — Галактики. Но каждая из этих моделей претендовала в свое время на описание строения «всей Вселенной». Эта же тенденция на новом уровне прослеживается, как мы увидим, и в развитии современной космологии в XX веке.^ 1.Понятие космологии Космология (от космос и ...логия), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной как части целого; раздел астрономии. Выводы Космология (модели Вселенной) основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии, а также на философских принципах (в конечном счёте - на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом космологии является положение, согласно которому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы (распространены) на значительно большие области, в конечном счёте - на всю Вселенную. Без этого постулата, Космология как наука, невозможна.Космологические теории разных эпох (а часто и относящиеся к одной и той же эпохе) существенно различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы принимаются в качестве достаточно универсальных и кладутся в основу космологии Степень универсальности принципов и законов не может быть проверена непосредственным путём, но построенные на их основе модели должны допускать проверку; для наблюдаемой области Вселенной («астрономической Вселенной») выводы из глобальной модели должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае не противоречить им), а также предсказывать новые явления, которые ранее не наблюдались. Из необозримого множества моделей, которые можно построить, лишь очень немногие могут удовлетворить этому критерию. В 70-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятивистской Космологии) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.^ 1.1.Историческая справка о космологии Историческая справка. В наивной форме космологические представления зародились в глубочайшей древности в результате попыток человека осознать своё место в мироздании. Эти представления являются характерной составной частью различных мифов и верований. Более строгим логическим требованиям удовлетворяли космологические представления античных философов школ Демокрита, Пифагора, Аристотеля (5-4 вв. до н. э.). Влияние Аристотеля на Космология сохранялось на протяжении почти двух тысячелетий. Первая математическая модель Вселенной, основанная на всей совокупности данных астрономических наблюдений, представлена в «Альмагесте» (2 в. н. э.); эта геоцентрическая система мира объясняла все известные в ту эпоху астрономические явления и господствовала около полутора тыс. лет. За это время не было сделано практически никаких астрономических открытий, но стиль мышления существенно изменился. Предложенная Н. Коперником (16 в.) гелиоцентрическая система мира, несмотря на противодействие христианского догматизма, получала всё более широкое признание, особенно после того как Г. Галилей, применив для астрономических наблюдений телескоп, впервые (1-я половина 17 в.) обнаружил факты, которые трудно было совместить с геоцентрической системой. Ещё до этого Дж. Бруно, в соответствии с учением Коперника, сделал философский вывод о бесконечности Вселенной и отсутствии в ней какого-либо центра; этот вывод оказал большое влияние на всё последующее развитие Космология Основанная на учении Коперника революция в Космология явилась исходным пунктом революции в астрономии и естествознании в целом. Закон всемирного тяготения (И. Ньютон, 1685), в самом названии которого подчёркнута его космологическая универсальность, дал возможность рассматривать Вселенную как систему масс, взаимодействия и движения которых управляются этим единым законом. Однако при применении ньютоновой физики к бесконечной системе масс обнаружились т. н. космологические парадоксы.^ 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 открытияВ 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.Возникновение современной Космология связано с созданием релятивистской теория тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактической астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятивистской космологии главное внимание уделялось геометрии Вселенной (кривизна пространства-времени и возможная замкнутость пространства). Начало второго этапа можно было бы датировать работами А. А. Фридмана (1922-24), в которых было показано, что искривленное пространство не может быть стационарным, что оно должно расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия закона красного смещения (Э. Хаббл, 1929).^ 1.2.1.Закон Хаббла и измерение расстояний до галактик Большинство наблюдательных фактов, относящихся к Вселенной в целом, были получены с помощью исследования звездных систем — галактик.Еще в начале нашего века было установлено, что в спектрах большинства галактик (за исключением единиц) линии всех химических элементов смещены в красную сторону. Мерой этого красного смещения является величина z, определяемая по формуле: z=(λ'-λ0)/λ0, (2.1)где λ0 — длина световой волны, характерная для данного элемента и λ' — длина волны, которую регистрирует земной наблюдатель. Для всех элементов величина z одна и та же. Смещение в спектрах галактик объясняется эффектом Доплера, согласно которому чем быстрее удаляется от нас какой-либо объект, тем больше величина красного смещения (при приближении объекта наблюдается фиолетовое смещение). Если скорость v удаления объекта много меньше скорости света c, то связь между v и z следующая: v=cz. (2.2)Поскольку скорость v направлена вдоль луча зрения, ее называют лучевой.Рисунок 1 Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953).В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (рис. 2.3.1) сделал замечательное открытие: лучевая скорость v любой галактики (измеренная с помощью красного смещения) пропорциональна расстоянию r от нее: v=Hr, (2.3)где H — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. Это соотношение называется законом Хаббла. Заметим, что самая далекая галактика, известная на сегодняшний день, имеет красное смещение z=6.68 (по неподтвержденным пока сообщениям, открыты несколько галактик с z>10).В настоящее время закон Хаббла считается установленным достаточно надежно. Для его доказательства достаточно измерить относительные расстояния до галактик (т.е., грубо говоря, установить, во сколько раз одна галактика дальше другой). Главным методом измерения внегалактических расстояний является метод “стандартной свечи”, заключающийся в следующем: выбирается класс объектов с известной (либо легко вычисляемой) мощностью излучения L (светимостью). В помощью астрономических инструментов измеряется поток излучения j от этого объекта на Земле. Но поток ослабляется обратно пропорционально квадрату расстояния, j=L/4πr2. Отсюда вычисляется расстояние до объекта (подчеркнем, что для вычисления относительных расстояний нет необходимости знать саму светимость стандартной свечи, достаточно знать, что она действительно неизменна от объекта к объекту).Эдвин Хаббл использовал в этом качестве цефеиды — пульсирующие переменные звезды, светимость которых тем больше, чем больше период изменения их блеска. Цефеиды в этом качестве используются и поныне, хотя они они видны на расстояниях менее 100 млн св. лет. Гораздо более яркими объектами являются грандиозные звездные взрывы - сверхновые звезды. Их известно несколько разновидностей, но лучше всего на роль стандартных свечей подходят сверхновые типа Ia (СН-Ia), имеющие одну и ту же светимость - около 10 млрд светимостей Солнца. Взрывы СН-Iа происходят тогда, в состав двойной звезды входит обычная звезда и сверхплотная звезда — белый карлик, на которую выпадает вещество с обычной звезды. Из законов квантовой механики следует существование верхнего предел массы белого карлика — 1.4 массы Солнца (предел Чандрасекара). Чуть только масса карлика вместе с массой выпавшего на него вещества превосходит этот предел, белый карлик становится неустойчивым и взрывается, от него остается только оболочка, расширяющаяся с огромной скоростью — до нескольких тысяч км/сек. Поскольку эти взрывы происходят, как только масса переваливает за предел Чандрасекара, все СН-Iа имеют примерно одинаковые максимальные светимости и поэтому часто используются в качестве “стандартных свечей”, а поскольку они наблюдаются с огромных расстояний, их используют для определения расстояний до удаленных галактик. Этот метод подтверждает справедливость закона Хаббла вплоть до огромных расстояний — более миллиарда световых лет (рис. 2.3.2).Рисунок 2 Линейность соотношения между скоростью удаления галактик и расстоянием до них. Расстояния до галактик вычислены с помощью сверхновых типа Ia (из статьи Turner and Tyson, 1998).Гораздо труднее измерить значение постоянной Хаббла, ведь для этого нужно знать не только относительные, но и абсолютные расстояния до галактик. По оценкам самого Хаббла, H~550 км/(с·Мпк). В 1958 году его ученик Алан Сендидж установил, что великий астроном значительно преуменьшал расстояния до галактик; по оценке Сэндиджа, постоянная Хаббла заключена в пределах H~50-100 км/(с·Мпк). Часто постоянную Хаббла выражают в виде H=h·100 км/(с·Мпк). Сам Сэндидж вместе с швейцарским астрономом Густавом Тамманном получили значение h~0.55, но многие другие астрономы прежде склонялись к оценке h~0.95. Последние несколько лет ознаменовались заметным прогрессом в определении внегалактических расстояний. В первую очередь, это связано с деятельностью Космического телескопа им. Хаббла (Hubble Space Telescope, HST) — рефлектора с зеркалом диаметром 2.4 метра, обращающегося по орбите вокруг Земли. В частности, с помощью этого телескопа осуществляется проект поиска цефеид в далеких галактиках. Лидер этого проекта Венди Фридман и ее коллеги дают оценку h~0.70. Многие другие учение полагают, однако, что, поскольку цефеиды удается обнаружить только в достаточно близких галактиках, значение постоянной Хаббла, измеренное с помощью этих звезд, не может характеризовать Вселенную в целом. На HST ведется также поиск СН-Ia на космологических расстояниях; некоторые из этих звезд вспыхнули в тех же галактиках, расстояния до которых удалось измерить с помощью цефеид, что позволило Алану Сэндиджу, Густаву Тамманну и их сотрудникам оценить светимость СН-Ia и с их помощью можно измерить расстояния до очень далеких галактик. Значение постоянной Хаббла, найденной этим методом, оказалось h~0.58. Другая группа астрономов также при помощи СН-Ia получила значение h~0.65. Большинство современных оценок постоянной Хаббла лежат в интервале 0.5555 км/(с·Мпк)Для численных оценок мы будем использовать значение h=0.65.^ 1.2.2.Связь закона Хаббла и космологического принципа На первый взгляд кажется, что закон Хаббла противоречит космологическому принципу, ведь из него как будто следует, что именно наше местоположение является тем центром, от которого разбегаются все остальные галактики. На самом деле, такое мнение ложно. Если бы мы располагались в любой другой звездной системе, мы зафиксировали бы точно такой же закон разбегания галактик (рис. 2.4.1).Рисунок 3 График, иллюстрирующий независимость закона Хаббла от положения галактики, из которой производится наблюдение. Слева: точка наблюдения - галактика А, справа: точка наблюдения - галактика В.Это нетрудно доказать математически. Пусть vA и rA — векторы скорости удаления и расстояния от нас некоторой произвольно выбранной галактики А. Эти же величины, измеренные с точки зрения галактики В, обозначим vA' и rA'. Векторы vA и vA', rA и rA' связаны между собой соотношениями (преобразованиями Галилея)vA=vA'+vB,rA=rA'+rB,где vB - вектор скорости галактики В, а rB - ее радиус-вектор относительно нашей Галактики. Но согласно закону ХабблаvA=H·rA,vB=H·rB,т.е.vA-vB=H·(rA-rB).Отсюда мы заключаем, чтоvA'=H·rA'.Таким образом, скорость и расстояние до (произвольно выбранной) галактики А с точки зрения любой другой галактики В связаны тем же соотношением, что и с точки зрения нашей Галактики — законом Хаббла. Поэтому этот закон не противоречит однородности и изотропии Вселенной.Более того, закон Хаббла является единственным законом разбегания галактик, не противоречащим космологическому принципу. В этом можно убедиться следующим образом. Рассмотрим какую-нибудь геометрическую фигуру, образованную несколькими галактиками (рис. 2.4.2). С течением времени эта фигура должна увеличиваться так, чтобы всегда оставаться подобной самой себе (в противном случае расстояния в одном направлении росли бы быстрее, чем в другом, а это противоречит изотропии Вселенной). Поэтому за одно и то же время расстояние до каждой галактики должно возрастать в одно и то же число раз. Пусть галактика А расположена в N раз дальше от произвольно выбранного центра (например, нашей Галактики), чем другая галактика В. Поэтому она и двигаться должна в N раз быстрее, чем галактика B. Другими словами, скорость галактики должна быть пропорциональна расстоянию до нее, о чем и говорит нам закон Хаббла.Рисунок 4 В однородной и изотропной Вселенной треугольник, образованный тремя удаляющимися друг от друга галактиками, всегда остается подобным самому себе. Стрелками показаны перемещения галактик за малый промежуток времени.Как и космологический принцип, закон Хаббла выполняется приближенно. Отклонения от закона Хаббла называются пекулярными движениями галактик. Эти отклонения связаны с отклонениями Вселенной от однородности и изотропии, обусловленные существованием групп, скоплений и сверхскоплений галактик. Например, галактики, входящие в состав одной и той же гравитационно-связанной системы (группы или скопления) не разбегаются друг от друга, их относительные скорости направлены хаотично, наподобие скоростям молекул в сосуде с газом (разумеется, расстояния внутри галактик также не зависят от космологического расширения). Поэтому закон Хаббла следует понимать как закон разбегания друг от друга скоплений и групп как целого, а также галактик, не входящих в состав этих систем (так называемых галактик поля).Однако пекулярные скорости галактик и их скоплений практически не зависят от расстояния, тогда как хаббловская скорость Hr возрастает с расстоянием, поэтому относительный вклад пекулярных скоростей в картину движений объектов в дальней Вселенной сравнительно невелик.^ 1.2.3.Разбегание галактик и Большой Взрыв Важное значение закона Хаббла заключается в том, что он дает простой способ измерения расстояний до галактик, поскольку красное смещение в их спектрах пропорционально расстоянию до галактики. Однако главное значение этого закона заключается в другом. Разбегание галактик говорит об уменьшении средней плотности вещества во Вселенной с течением времени. А поскольку галактики согласно космологическому принципу заполняют собою все пространство, это означает, что Вселенная как целое расширяется.Представим себе, что мы засняли процесс разбегания галактик на кинопленку. Мысленно (а как еще?!) прокрутим этот космический фильм в обратном направлении. Мы увидим, что галактики постепенно приближаются друг к другу и, наконец, когда-гибудь настанет момент, когда расстояние между любыми элементами материи во Вселенной равно нулю. Этот момент носит название Большого Взрыва. С него началось существование Вселенной. Ясно, что в момент Большого Взрыва плотность материи была очень велика. Формально, даже бесконечно велика, но необходимо добавить, что существующие физические теории не могут быть продолжены за пределы плотностей, выше чем 1093 г/см3 (планковская плотность). Состояние вещества в начале расширения называется сингулярностью (от латинского слова singular — особенный).Нетрудно оценить, сколько времени прошло с момента Большого Взрыва. Представим себе, что галактика движется с постоянной скоростью v и в настоящее время она расположена на расстоянии r от нас. Тогда ее движение продолжалось в течение времени tH=r/v. Но по закону Хаббла v=Hr, т.е. tH=H-1 (2.4)(это время носит название хаббловского). Поскольку величина H одинакова для всех галактик, мы приходим к выводу, что все галактики начали свое движение одновременно (заметим, что, если бы скорость удаления галактик не была пропорциональной расстоянию, то понятие Большого Взрыва было бы неприменимым, поскольку разные галактики начали бы движение в разное время). Итак, если скорость движения галактик неизменна, то хаббловское время представляет собой возраст Вселенной. Например, если постоянная Хаббла H=65 км/(с·Мпк), то хаббловское время tH≈15 млрд. лет.Впрочем, эта оценка является весьма грубой. Дело в том, что мы предположили, что скорость галактик всегда была неизменна, в действительности же она могла меняться. Например, если скорость галактики с течением времени уменьшается, то в прошлом она была больше и реальный возраст Вселенной должен быть меньше хаббловского времени.Интересно сравнить с этой оценкой другой важный промежуток времени — возраст старейших звезд, который можно оценить с помощью теории звездной эволюции (таковыми являются звезды, населяющие так называемые шаровые звездные скопления, рис. 2.5.1).Рисунок 5 Ближайшее к нам шаровое звездное скопление М13 в созвездии Геркулеса. При благоприятных погодных условиях его можно увидеть даже невооруженным глазом. Ссылка на источник.Существующие оценки говорят о том, что возраст старейших скоплений составляет 14 млрд. лет с возможной ошибкой 3 млрд. лет в ту или другую сторону. Как видим, это по порядку величины совпадает с хаббловским временем, что является сильным аргументом в пользу теории Большого Взрыва, поскольку если бы эта теория была не верна, возраст старейших звезд и хаббловское время могли бы различаться на сколько угодно порядков величин. Некоторые трудности возникают в том случае, если возраст старейших звезд превосходит хаббловское время (ведь не может же Вселенная быть моложе звезд, входящих в ее состав). Разрешение этого возможного противоречия — введение так называемой космологической постоянной. Впрочем, по последним данным, возраст старейших составляет примерно 12 млрд. лет, что, как видим, не противоречит предполагаемому возрасту Вселенной.Возникает вопрос, что было раньше? К сожалению, наука пока не в состоянии дать на него ответ, поскольку, как уже было сказано, современной теории недостаточно для того, чтобы описать cвойства материи при плотностях выше планковской (1093 г/см3). Впрочем, ученые пытаются найти хотя бы направление поисков ответа на этот, без сомнения, центральный вопрос современной науки. Возможно, что само понятие "время до Большого Взрыва" лишено реального смысла; до Большого Взрыва просто ничего не было. Можно провести аналогию с вопросом: "Что находится севернее северного полюса?" Ясно, что ничего. Если это так, то Большой Взрыв — это момент происхождения не только Вселенной, но и самого пространства-времени.Обратим внимание на один важный вывод, следующий из формулы (2.4), если ее прочитать "справа налево": величина постоянной Хаббла обратна времени, прошедшему с начала расширения. Это означает, что H непрерывно уменьшается в ходе расширения Вселенной. Об этой величине как о постоянной говорят в том смысле, что она не зависит от расстояния.Рисунок 675>^ 2.Второе начало термодинамики в релятивистской модели вселенной На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (Г. Гамов, 2-я половина 40-х гг.). Основное внимание теперь переносится на физику Вселенной - состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было очень необычным. Наряду с законом тяготения в космологии приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика, которая заполняет существовавшую брешь между Космологией и астрофизикой.Представим себе, что в момент, недалеко отстоящий от Большого Взрыва, первый наблюдатель (назовём его Пращуром) производит измерение характеристик окружающего мира. Он наблюдает вокруг себя некий сверхмассивный сингулярный объект, обладающий сверхсложной внутренней структурой, лишённый всех современных физических характеристик, кроме масс-энергии. Наблюдения он ведёт не в диапазоне электромагнитных или гравитационных волн, а при помощи некоторого квантового взаимодействия, не имеющего сегодня никаких однозначных аналогов. Это не случайно, так как отделения энергии от вещества ещё не произошло. Тем не менее, нет сомнений, что какие-либо отдалённые аналоги современного процесса наблюдения существовали и тогда. Представим себе, что заметки Пращура, чудесным образом, уцелели в процессе Большого Взрыва.Современный наблюдатель (назовём его Современник), читая наблюдения Пращура, попытается в картине современной вселенной отождествить остаточные явления от объектов, описанных в заметках. Ни одного объекта отождествить не удастся, однако, пространственная картина покажет ему, что точка, откуда велись наблюдения Пращура, равномерно находилась везде. Этот эффект известен. Именно из-за него не обнаружим центр, из которого расширяется вселенная. Он находится повсюду. К несчастью, на этом мысленные эксперименты, обычно, обрываются. Продолжим их.Про