Реферат: Расширение вселенной и красное смещение

          РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ

          Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо,то, ско­рее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, бу­дут планетыВенера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы уви­дите огромное количествозвезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. Приобращении Земли вок­руг Солнца некоторые из этих «неподвижных» звезд чуть-чутьменяют свое положение относительно друг друга, т. е. на самом деле они вовсе ненеподвижны! Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку жеЗемля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точкахфона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измеритьрасстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно ихперемещение. Самая близкая звезда, назы­ваемая Проксимой Центавра, находится отнас на расстоянии приблизительно четырех световых лет (т. е. свет от нее идетдо Земли около четырех лет), или около 37 миллионов миллионов километров.Большинство звезд, видимых невооруженным гла­зом, удалены от нас на несколькосотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющимвсего во­семь световых минут! Видимые звезды рассыпаны по всему ноч­ному небу,но особенно густо в той полосе, которую мы назы­ваем Млечным Путем. Еще в 1750г. некоторые астрономы выска­зывали мысль, что существование Млечного Путиобъясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразнуюконфигурацию — пример того, что сейчас называется спи­ральной галактикой. Лишьчерез несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил этопредположение, выполнив колос­сальную работу по составлению каталога положенийогромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого пред­ставлениео спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века.

Современнаякартина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном ЭдвинХаббл показал, что наша Галактика не единственная. На самом деле существуетмного других галактик, разделенных огромными областями пустого прост­ранства.Для доказательства Хабблу требовалось определить рас­стояния до этих галактик,которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимыеположения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстоянийХаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звездызависит от двух факторов: от того, какое коли­чество света излучает звезда (еесветимости), и от того, где она находится. Яркость близких звезд и расстояниедо них мы можем измерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. Инаоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислитьрасстояние до них, измерив их видимую яркость, Хаббл заметил, что светимостьнекоторых типов звезд всегда од­на и та же, когда они находятся достаточноблизко 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 этойгалактики. Если подобные расчеты для несколь­ких звезд одной и той же галактикидадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считатьнадежной.

          Такимпутем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно,что наша Галактика — одна из не­скольких сотен тысяч миллионов галактик,которые можно наблю­дать в современные телескопы, а каждая из этих галактик всвою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд. На рисунке ниже показано,какой увидел бы нашу Галактику наблюдатель, живу­щий в какой-нибудь другойгалактике.

 /> 

         Наша Галактика имеет около ста тысяч световых лет в поперечнике. Она медленновра­щается, а звезды в ее спиральных рукавах каждые несколько сотен миллионовлет делают примерно один оборот вокруг ее центра. Наше Солнце представляетсобой обычную желтую звез­ду средней величины, расположенную на внутреннейстороне од­ного из спиральных рукавов. Какой же огромный путь мы прошли отАристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром Все­ленной!

          Звезды находятся такдалеко от нас, что кажутся просто све­тящимися точками в небе. Мы не различаемни их размеров, ни формы. Как же можно говорить о разных типах звезд? Для подав­ляющегобольшинства звезд существует только одно характер­ное свойство, которое можнонаблюдать — это цвет идущего от них света. Ньютон открыл, что, проходя черезтрехгранный ку­сок стекла, называемый призмой, солнечный свет разлагается, какв радуге, на цветовые компоненты (спектры). Настроив те­лескоп на какую-нибудьотдельную звезду или галактику, можно аналогичным образом разложить в спектрсвет, испускаемый этой звездой или галактикой. Разные звезды имеют разныеспектры, но относительная яркость разных цветов всегда в точности такая же, какв свете, который излучает какой-нибудь раскаленный до­красна предмет. (Свет,излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерныйспектр, зависящий только от температуры предмета — тепловой спектр. Поэтому мыможем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света.) Крометого, мы обнаружим, что некоторые очень спе­цифические цвета вообще отсутствуютв спектрах звезд, причем отсутствующие цвета разные для разных звезд.Поскольку, как мы знаем, каждый химический элемент поглощает свой опреде­ленныйнабор характерных цветов, мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет вспектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют вее атмосфере.

          В 20-х годах, когдаастрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилосьнечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самыехарак­терные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они былисдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спект­ра. Чтобы понять смысл сказанного, следует сначала разобрать­сяс эффектом Доплера. Как мы уже знаем, видимый свет — это колебанияэлектромагнитного поля. Частота (чис­ло волн в одну секунду) световых колебаний чрезвычайно вы­сока—отчетырехсот до семисот миллионов миллионов волн в секунду. Человеческий глазвоспринимает свет разных частот как разные цвета, причём самые низкие частотысоответствуют красному концу спектра, самые высокие — фиолетовому. Представимсебе 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 гра­витационное поле галактики невелико и его влияние несущест­венно).Предположим теперь, что источник начинает двигаться в нашу сторону. Прииспускании следующей волны источник ока­жется ближе к нам, а потому время, закоторое гребень этой вол­ны до нас дойдет, будет меньше, чем в случаенеподвижной звез­ды. Стало быть, время между гребнями двух пришедших волн будетменьше, а число волн, принимаемых нами за одну секунду (т.е. частота), будетбольше, чем когда звезда была неподвижна. При удалении же источника частотаприходящих волн будет мень­ше. Это означает, что спектры удаляющихся звездбудут сдви­нуты к красному концу (красное смещение), а спектры прибли­жающихсязвезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростьюи частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашейповседневной жиз­ни. Прислушайтесь к тому, как идет по шоссе машина: когда онаприближается, звук двигателя выше (т. е. выше частота испуска­емых им звуковыхволн), а когда, проехав мимо, машина начи­нает удаляться, звук становится ниже.Световые волны и радио­волны ведут себя аналогичным образом. Эффектом Доплераполь­зуется полиция, определяя издалека скорость движения автома­шин по частотерадиосигналов, отражающихся от них. Доказав, что существуют другие галактики,Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этихгалактик и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых счи­тали, чтодвижение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров, смещенных вкрасную сторону, должно наблю­даться столько же, сколько и смещенных вфиолетовую. Каково же было удивление, когда у большей части галактик обнаружи­лоськрасное смещение спектров, т. е. оказалось, что почти все галактики удаляютсяот нас! Еще более удивительным было от­крытие, опубликованное Хабблом в 1929г.: Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямопро­порциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальшенаходится галактика, тем быстрее она удаляется! А это означало, что Вселеннаяне может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывнорасширяется и расстояния между галактиками все время растут.

          Открытие расширяющейсяВселенной было одним из великих интеллектуальных переворотов двадцатого века.Задним числом мы можем лишь удивляться тому, что эта идея не пришла никому вголову раньше. Ньютон и другие ученые должны были бы со­образить, чтостатическая Вселенная вскоре обязательно начала бы сжиматься под действиемгравитации. Но предположим, что Вселенная, наоборот, расширяется. Если бырасширение происхо­дило достаточно медленно, то под действием гравитационной си­лыоно в конце концов прекратилось бы и перешло в сжатие. Од­нако если бы скоростьрасширения превышала некоторое кри­тическое значение, то гравитационноговзаимодействия не хватило бы, чтобы остановить расширение, и оно продолжалосьбы веч­но. Все это немного напоминает ситуацию, возникающую, когда споверхности Земли запускают вверх ракету. Если скорость ра­кеты не оченьвелика, то из-за гравитации она в конце концов остановится и начнет падатьобратно. Если же скорость ракеты больше некоторой критической (околоодиннадцати километров в секунду), то гравитационная сила не сможет ее вернутьи ракета будет вечно продолжать свое движение от Земли. Расширение Вселенноймогло быть предсказано на основе ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII идаже 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.об­щую теорию относительности, был уверен в статичности Вселен­ной. Чтобы невступать в противоречие со статичностью, Эйн­штейн модифицировал свою теорию,введя в уравнения так назы­ваемую космологическую постоянную. Он ввел новую«антиграви­тационную» силу, которая в отличие от других сил не порожда­ласькаким-либо источником, а была заложена в саму струк­туру пространства-времени.Эйнштейн утверждал, что простран­ство-время само по себе всегда расширяется иэтим расширени­ем точно уравновешивается притяжение всей остальной материи воВселенной, так что в результате Вселенная оказывается ста­тической.По-видимому, лишь один человек полностью поверил в общую теориюотносительности: пока Эйнштейн и другие фи­зики думали над тем, как обойтинестатичность Вселенной, пред­сказываемую этой теорией, русский физик иматематик А. А. Фридман, наоборот, занялся ее объяснением.

          Фридман сделал два оченьпростых исходных предположе­ния: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, вкаком бы направ­лении мы ее ни наблюдали, и, во-вторых, это утверждение должнооставаться справедливым и в том случае, если бы мы произво­дили наблюдения изкакого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям,Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., занесколько лет до откры­тия Хаббла, Фридман в точности предсказал егорезультат! 

          Предположение ободинаковости Вселенной во всех направле­ниях на самом деле, конечно, невыполняется. Как мы, напри­мер, уже знаем, другие звезды в нашей Галактикеобразуют четко выделяющуюся светлую полосу, которая идет по всему небу ночью —Млечный Путь. Но если говорить о далеких галакти­ках, то их число во всехнаправлениях примерно одинаково. Следовательно, Вселенная действительно«примерно» одинакова во всех направлениях — при наблюдении в масштабе, большомпо сравне­нию с расстоянием между галактиками, когда отбрасываютсямелкомасштабные различия.

          Долгое время это былоединственным обоснованием гипотезы Фридмана как «грубого» приближения креальной Вселенной. Но потом по некой случайности выяснилось, что гипотезаФридмана и в самом деле дает удивительно точное описание нашей Все­ленной.

В 1965 г. два американских физика,Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавших на фирме Bell Laboratories в шт. Нью-Джерси, испытывали оченьчувствительный «микроволновый», т. е. сверхвысокочастотный (С В Ч), детектор.(Микроволны — это то же, что и световые волны, но их частота всего лишь десятьтысяч миллионов волн в секунду.) Пензиас и Вильсон заметили, что уровень шума,регистрируемого их детектором, выше, чем должно быть. Этот шум не былнаправленным, приходящим с какой-то определенной стороны. Сначала названныеисследователи обнару­жили в детекторе птичий помет и пытались объяснить эффектдругими причинами подобного рода, но потом все такие «факто­ры» были исключены.Они знали, что любой шум, приходящий из атмосферы, всегда сильнее не тогда,когда детектор направ­лен прямо вверх, а когда он наклонен, потому что лучисвета, иду­щие из-за горизонта, проходят через значительно более толстые слоиатмосферы, чем лучи, попадающие в детектор прямо сверху. «Лишний» же шумодинаков, куда бы ни направлять детектор. Следовательно, источник шума долженнаходиться за пределами атмосферы. Шум был одинаковым и днем, и ночью, и вообщев течение года, несмотря на то, что Земля вращается вокруг своей оси ипродолжает свое вращение вокруг Солнца. Это означало, что источник излучениянаходится за пределами Солнечной си­стемы и даже за пределами нашей Галактики,ибо в противном случае интенсивность излучения изменялась бы, поскольку в свя­зис движением Земли детектор меняет свою ориентацию. Как мы знаем, по пути к намизлучение проходит почти через всю наблюдаемую Вселенную. Коль скоро же оноодинаково во всех направлениях, то, значит, и сама Вселенная одинакова во всехнаправлениях, по крайней мере в крупном масштабе. Теперь нам известно, что, вкаком бы направлении мы ни производили наблюдения, этот шум изменяется небольше, чем на одну деся­титысячную. Так Пензиас и Вильсон, ничего неподозревая, дали удивительно точное подтверждение первого предположения Фрид­мана.

          Приблизительно в это же время дваамериканских физика из расположенного по соседству Принстонского университета,Боб Дикке и Джим Пиблс, тоже занимались исследованием микроволн. Они проверялипредположение Джорджа Гамова (бывшего ученика А. А. Фридмана) о том, что ранняяВселенная была очень горячей, плотной и раскаленной добела. Дикке и Пиблс выска­залиту мысль, что мы можем видеть свечение ранней Вселенной, ибо свет, испущенныйочень далекими ее областями, мог бы дойти до нас только сейчас. Но из-зарасширения Вселенной красное смещение светового спектра должно быть так велико,что дошед­ший до нас свет будет уже микроволновым (СВЧ) излучением. Дикке иПиблс готовились к поиску такого излучения, когда Пен­зиас и Вильсон, узнав оработе Дикке и Пиблса, сообразили, что они его уже нашли. Зa этот эксперимент Пензиас и Вильсонбыли удостоены Нобелевской премии 1978 г. (что было не совсем спра­ведливо,если вспомнить о Дикке и Пиблсе, не говоря уже о Гамове!).

Правда, на первый взгляд, тот факт, что Вселеннаякажется нам одинаковой во всех направлениях, может говорить о какой-товыделенности нашего местоположения во Вселенной. В частно­сти, раз мы видим,что все остальные галактики удаляются от нас, значит, мы находимся в центреВселенной. Но есть и дру­гое объяснение: Вселенная будет выглядеть одинаково вовсех на­правлениях и в том случае, если смотреть на нее из какой-нибудь другойгалактики. Это вторая гипотеза Фридмана. Нет научных доводов ни за, ни противэтого предположения, и его приняли, так сказать, из скромности: было бы крайнестранно, если бы Вселенная казалась одинаковой во всех направ­лениях тольковокруг нас, а в других ее точках этого не было! В модели Фридмана все галактикиудаляются друг от друга. Это вроде бы как надутый шарик, на который нанесеныточки, если его все больше надувать. Расстояние между любыми двумя точ­камиувеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. Притом, чембольше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Но ив модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг отдруга, пропорциональна расстоянию между ними. Таким обра­зом, модель Фридманапредсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорциональноее удаленности от нас, в точном соответствии с открытием Хаббла. Несмотря науспех этой модели и на согласие ее предсказаний с наблю­дениями Хаббла, работаФридмана оставалась неизвестной на за­паде, и лишь в 1935 г. американский физикГовард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные моделив связи с открытием Хаббла.

          Сам Фридман рассматривал только однумодель, но можно ука­зать три разные модели, для которых выполняются оба фунда­ментальныхпредположения Фридмана. В модели первого типа (открытой самим Фридманом)Вселенная расширяется достаточномедленно для того, чтобы в силугравитационного притя­жения между различными галактиками расширение Вселеннойза­медлялось и в конце концов прекращалось. После этого галак­тики начинаютприближаться друг к другу, и Вселенная начи­нает сжиматься. На рисункепоказано, как меняется со временем расстояние между двумя соседнимигалактиками.

/>

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

/>

 Кри­вая выходит из нуля, а в концеконцов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростью. Есть, наконец,и модель третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только-толькодо­статочна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса). В этом случаерасстояние между галактиками тоже сначала равно нулю, а потом все времявозрастает. Правда, галак­тики «разбегаются» все с меньшей и меньшей скоростью,но она никогда не падает до нуля.

/>

          Модель Фридмана первого типаудивительна тем, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, хотяпространство не имеет границ. Гравитация настолько сильна, что пространство,искривляясь, замыкается с самим собой, уподобляясь земной по­верхности. Ведь,перемещаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда ненатолкнетесь на абсолютно непреодолимую преграду, не вывалитесь через край и вконце кон­цов вернетесь в ту же самую точку, откуда вышли. В первой мо­делиФридмана пространство такое же, но только вместо двух измерений поверхностьЗемли имеет три измерения. Четвертое измерение, время, тоже имеет конечнуюпротяженность, но оно по­добно отрезку прямой, имеющему начало и конец. Потоммы уви­дим, что если общую теорию относительности объединить скван-товомеханическим принципом неопределенности, то окажется, что ипространство, и время могут быть конечными, не имея при этом ни краев, ниграниц.

          Мысль о том, что можнообойти вокруг Вселенной и вернуть­ся в то же место, годится для научнойфантастики, но не имеет практического значения, ибо, как можно показать,Вселенная ус­пеет сжаться до нуля до окончания обхода. Чтобы вернуться висходную точку до наступления конца Вселенной, пришлось бы передвигаться соскоростью, превышающей скорость света, а это невозможно!

          В первой модели Фридмана (вкоторой Вселенная расширяется и сжимается) пространство искривляется, замыкаясьсамо на се­бя, как поверхность Земли. Поэтому размеры его конечны. Во второй жемодели, в которой Вселенная расширяется бесконечно, пространство искривленоиначе, как поверхность седла. Таким об­разом, во втором случае пространствобесконечно. Наконец, в третьей модели Фридмана (с критической скоростьюрасширения) пространство плоское (и, следовательно, тоже бесконечное).

          Но какая же из моделейФридмана годится для нашей Вселен­ной? Перестанет ли Вселенная наконецрасширяться и начнет сжиматься или же будет расширяться вечно? Чтобы ответитьна этот вопрос, нужно знать нынешнюю скорость расширения Все­ленной и еесреднюю плотность. Если плотность меньше неко­торого критического значения,зависящего от скорости расшире­ния, то гравитационное притяжение будет слишкоммало, чтобы остановить расширение. Если же плотность больше критической, то вкакой-то момент в будущем из-за гравитации расширение Вселенной прекратится иначнется сжатие.

         Сегодняшнюю скорость расширения Вселенной можно опреде­лить, измеряя (поэффекту Доплера) скорости удаления от нас других галактик. Такие измеренияможно выполнить очень точ­но. Но расстояния до других галактик нам плохоизвестны, по­тому что их нельзя измерить непосредственно. Мы знаем лишь, чтоВселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5—10%. Однаконеопределенность в современном значении сред­ней плотности Вселенной ещебольше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и в другихгалактиках, то даже при самой низкой оценке скорости расширения сумма окажетсямень­ше одной сотой той плотности, которая необходима для того, чтобырасширение Вселенной прекратилось. Однако и в нашей, и в других галактикахдолжно быть много «темной материи», которую нельзя видеть непосредственно, но осуществовании ко­торой мы узнаем по тому, как ее гравитационное притяжениевлияет на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном наблюдаютсяв виде скоплений, и мы можем аналогич­ным образом сделать вывод о наличии ещебольшего количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений, влия­ющегона движение галактик. Сложив массу всей темной материи, мы получим лишь однудесятую того количества, которое необ­ходимо для прекращения расширения. Нонельзя исключить воз­можность существования и какой-то другой формы материи,рас­пределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистри­рованной,которая могла бы довести среднюю плотность Вселен­ной до критического значения,необходимого, чтобы остановить расширение. Таким образом, имеющиеся данныеговорят о том, что Вселенная, вероятно, будет расширяться вечно. Единственное,в чем можно быть совершенно уверенным, так это в том, что если сжатие Вселеннойвсе-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 насслишком сильно тревожить: к тому времени, если мы не переселимся за пределы Солнечнойсистемы, человечества давно уже не будет — оно угаснет вместе с Солнцем!

           Все варианты модели Фридмана имеют тообщее, что в какой-то момент времени в прошлом (десять — двадцать тысячмиллионов лет назад) расстояние между соседними галактиками должно бы­лоравняться нулю. В этот момент, который называется боль­шим взрывом, плотностьВселенной и кривизна пространства-вре­мени должны были быть бесконечными.Поскольку математики реально не умеют обращаться с бесконечно большими величи­нами,это означает, что, согласно общей теории относительности (на которой основанырешения Фридмана), во Вселенной должна быть точка, в которой сама эта теориянеприменима. Такая точ­ка в математике называется особой (сингулярной). Всенаши научные теории основаны на предположении, что пространство-время гладкое ипочти плоское, а потому все эти теории неверны в сингулярной точке большоговзрыва, в которой кривизна прост­ранства-времени бесконечна. Следовательно,даже если бы перед большим взрывом происходили какие-нибудь события, по нимнельзя было бы спрогнозировать будущее, так как в точке большого взрывавозможности предсказания свелись бы к нулю. Точно так же, зная только то, чтопроизошло после большого взрыва (а мы знаем только это), мы не сможем узнать, чтопроисходило до него. События, которые произошли до большого взрыва, не мо­гутиметь никаких последствий, касающихся нас, и поэтому не должны фигурировать внаучной модели Вселенной. Следователь­но, нужно исключить их из модели исчитать началом отсчета времени момент большого взрыва.

          Мысль о том, что у временибыло начало, многим не нравится, возможно, тем, что в ней есть намек навмешательство божест­венных сил. (В то же время за модель большого взрываухвати­лась католическая церковь и в 1951 г. официально провозгласи­ла, чтомодель большого взрыва согласуется с Библией.) В свя­зи с этим известнонесколько попыток обойтись без большого взрыва. Наибольшую поддержку получиламодель стационарной Вселенной. Ее авторами (1948) были X. Бонди и Т. Гоулд, бе­жавшиеиз оккупированной нацистами Австрии, и англичанин Ф. Хойл, который во времявойны работал с ними над пробле­мой радиолокации. Их идея состояла в том, чтопо мере разбегания галактик на освободившихся местах из нового непрерывнорождающегося вещества все время образуются новые галактики. Следовательно,Вселенная должна выглядеть примерно одинаково во все моменты времени и во всехточках пространства. Конечно, для непрерывного «творения» вещества требоваласьнекоторая мо­дификация теории относительности, но нужная скорость творе­нияоказывалась столь малой (одна частица на кубический кило­метр в год), что невозникало никаких противоречий с экспери­ментом. Стационарная модель — этопример хорошей научной тео­рии: она простая и дает определен­ные предсказания,которые можно проверять путем наблюдений. Одно из ее предсказаний таково:должно быть постоянным число галактик и других аналогичных объектов в любомзаданном объе­ме пространства независимо от того, когда и где во Вселеннойпроизводятся наблюдения. В конце 50-х — начале 60-х годов астрономы изКембриджского университета под руководством М. Райла (который во время войнывместе с Бонди, Гоулдом и Хойлом тоже занимался разработкой радиолокации)составили каталог источников радиоволн, приходящих из внешнего простран­ства.Эта кембриджская группа показала, что большая часть этих радиоисточников должнанаходиться вне нашей Галактики (мно­гие источники можно было отождествить дажес другими галак­тиками) и, кроме того, что слабых источников гораздо больше,чем сильных. Слабые источники интерпретировались как более удаленные, а сильные— как те, что находятся ближе. Далее, ока­залось, что число обычных источниковв единице объема в удаленных областях больше, чем вблизи. Это могло означать,что мы находимся в центре огромной области Вселенной, в которой меньшеисточников, чем в других местах. Но возможно было и другое объяснение: впрошлом, когда радиоволны начали свой путь к нам, источников было больше, чемсейчас. Оба эти объяснения противоречат предсказаниям теории стационарнойВселенной. Кро­ме того, микроволновое излучение, обнаруженное в 1965 г.Пензиасом и Вильсоном, тоже указывало на большую плотность Все­ленной впрошлом, и поэтому от модели стационарной Вселенной пришлось отказаться.

          В 1963 г. два советских физика, Е. М.Лифшиц и И. М. Ха­латников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, ас ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали пред­положение, чтобольшой взрыв — особенность лишь моделей Фридмана, которые, в конце концов,дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Не исключено, что из всехмоделей, в какой-то мере описывающих существующую Вселенную, сингу­лярность вточке большого взрыва возникает только в моделях Фридмана. Согласно Фридману,все галактики удаляются в пря­мом направлении друг от друга, и поэтому нетничего удивитель­ного в том, что когда-то в прошлом все они находились в одномместе. Однако в реально существующей Вселенной галактики ни­когда не расходятсяточно по прямой: обычно у них есть еще и небольшие составляющие скорости,направленные под углом. По­этому на самом деле галактикам не нужно находитьсяточно в одном месте — достаточно, чтобы они были расположены очень близко другк другу. Тогда нынешняя расширяющаяся Вселен­ная могла возникнуть не всингулярной точке большого взрыва, а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия;может быть, при сжа­тии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы.Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разныестороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширениеВселенной. Как тогда определить, был ли на­чалом Вселенной большой взрыв?Лифшиц и Халатников заня­лись изучением моделей, которые в общих чертах были быпо­хожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в нихучитывались нерегулярности и случайный харак­тер реальных скоростей галактик воВселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделяхбольшой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если га­лактики невсегда разбегаются по прямой, но это могло выпол­няться лишь для оченьограниченного круга моделей, в которых движение галактик происходитопределенным образом. Посколь­ку же моделей фридмановского типа, не содержащихбольшой взрыв, бесконечно больше, чем тех, которые содержат такую син­гулярность,Лифшиц и Халатников утверждали, что на самом деле большого взрыва не было. Однакопозднее они нашли гораздо более общий класс моделей фридмановского типа,которые содер­жат сингулярности и в которых вовсе не требуется, чтобы галак­тикидвигались каким-то особым образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатниковотказались от своей теории.

Тем не менее, их работа имела оченьважное значение, ибо показала, что если верна общая теория относительности, тоВсе­ленная могла иметь особую точку, большой взрыв. Но эта работа не давалаответа на главный вопрос: следует ли из общей теории относительности, что уВселенной должно было быть начало вре­мени — большой взрыв? Ответ на этотвопрос был получен при совершенно другом подходе, предложенном в 1965 г.английским математиком и физиком Роджером Пенроузом. Исходя из пове­дениясветовых конусов в общей теории относительности и того, что гравитационные силывсегда являются силами притяжения, Пенроуз показал, что когда звезда сжимаетсяпод действием соб­ственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверх­ностькоторой, в конце концов, сжимается до нуля. А раз поверх­ность этой областисжимается до нуля, то же самое должно про­исходить и с ее объемом. Все веществозвезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизнапространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет син­гулярностьв некой области пространства-времени, называемая черной дырой.

          Несмотря на то, чтотеорема Пенроуза относилась, на первый взгляд, только к звездам, С. Хокинг,автор книги «От Большого Взрыва до черных дыр», прочитав в 1965 г. о теоремеПенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапсадолжно в конце концов сжаться в сингулярную точку, понял, что если в этойтеореме изменить направление времени на обратное, так чтобы сжатие перешло врасширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотябы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. Посоображениям технического характера в теорему Пенроуза «оыло введено вкачестве условия требование, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве.Поэтому на основании этой теоремы Хокинг мог доказать лишь, что сингулярностьдолжна существовать, если расширение Вселенной происходит достаточно быстро,чтобы не началось повторное сжатие (ибо только такие фридмановские моделибесконечны в пространстве). Потом Хокинг несколько лет разрабатывал новыйматематический аппарат, который позволил бы устранить это и другие техничес­киеусловия из теоремы о необходимости сингулярности. В итоге в 1970 г. Хокинг сПенроузом написали совместную статью, в кото­рой наконец доказали, чтосингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то.что верна общая тео­рия относительности и что во Вселенной содержится столькове­щества, сколько мы видим.

         КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ — увеличение длинволн линий в спектре источника (смещение линий в сторону красной части спектра)по сравнению с линиями эталонных спектров.  Количественно красное смещениехарактеризуется обычно величиной ž=(λприн — λисп)/λисп, гдеλисп и λприн — соответственно длина волны, испущенной источником, идлина вол­ны, принятой наблюдателем (приёмни­ком излучения). Известны двамеханиз­ма, приводящих к появлению красного смещения.

         Красное смещение, обусловленное эффектом Доплера, возникает в том случае, когдадвижение источника света относительно наблюдателя приво­дит к увеличениюрасстояния между ними. В релятиви­стском случае, когда скорость движенияисточника сравнима со скоростью света, красное смещение может возникнуть и втом случае, если расстояние между движущимся источником и приёмником неизменяет­ся (т. н. поперечный эффект Доплера). Красное смещение, возникающеепри этом, интер­претируется как результат релятивист­ского «замедления» временина источнике по отношению к наблюдателю.

         Гравитационное красное смещение воз­никает, когда приёмник света находится вобласти с меньшим (по модулю) гра­витационным потенциалом φ, чем источ­ник.В классической интерпретации этого эффекта фотоны теряют часть энергии (энергиифотона ε = hν0) на преодоле­ние сил гравитации. В результате харак­теризующаяфотон частота ν уменьшает­ся, а длина волны излучения λ=c/νрастёт: ν= ν0(l + (φ1 – φ2)/с2),где φ1 и φ2 – гравитационные потенциалы в местах генерации и приёма излучения. Приме­ромгравитационного красного смещения может служить наб­людаемое смещение линий вспектрах плотных звёзд — белых карликов.

Наибольшиекрасные смещения наблюдаются в спектрах далёких внегалактических объек­тов —галактик и квазаров — и интер­претируются как следствие расширения Вселенной.Величина z в первом приближении прямо пропор­циональна лучевойскорости объектов, которая для внегалактических объектов про­порциональнарасстоянию r. Зависи­мость z от rчасто называют законом Хаббла:

cz = Hr, а величинуH- постоянной Хаббла. Закон Хабб­ла обычноиспользуется для определе­ния расстояний до внегалактических объек­тов по ихкрасному смещению, если последнее доста­точно велико (10-3<z<1, см.). Красное смещение для наиболее далёких из известныхгалактик составляют ~ 1, а для ряда квазаров превышают 3,5.

Список использованнойлитературы:

С. Хокинг «От Большого Взрыва до черных дыр»

Физика космоса:маленькая энциклопедия.