Космология

Космология (далее К) (от космос и ...логия), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной как части целого; раздел астрономии. Выводы К (модели Вселенной) основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии, а также на философских принципах (в конечном счете - на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом К 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 счете - на всю Вселенную. Без этого постулата К 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 К Степень универсальности принципов и законов не может быть проверена непосредственным путем, 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 К) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.

Историческая справка. В наивной форме космологические представления зародились в глубочайшей древности в результате попыток человека осознать свое 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 К 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.) система мира, несмотря на противодействие христианского догматизма, получала все 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. Еще 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 все последующее развитие К Основанная на учении Коперника революция в К явилась исходным пунктом революции в астрономии и естествознании в целом. Закон всемирного тяготения (И. Ньютон, 1685), в самом названии которого подчеркнута 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.

Возникновение современной К связано с созданием релятивистской теория тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактической астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятивистской К 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). На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и ее "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 К приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика, которая заполняет существовавшую брешь между К и астрофизикой.

Геометрия и механика Вселенной. В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат два постулата: 1) наилучшим известным описанием гравитационного поля являются уравнения Эйнштейна; из этого следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии). 2) Во Вселенной нет каких-либо выделенных точек (однородность) и выделенных направлений (изотропия), т. е. все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто называют космологическим постулатом, его можно назвать также обобщенным принципом Дж. Бруно. Если дополнительно предположить, что космологическая постоянная равна нулю, а плотность массы создается главным образом веществом (фотонами и нейтрино можно пренебречь), то космологические уравнения приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна пространства отрицательна или, в пределе, равна нулю, пространство бесконечно (открытая модель); в такой модели все расстояния со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пространства положительна, пространство конечно (но столь же безгранично, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции кривизна уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остается открытой, замкнутая - замкнутой. Начальные стадии эволюции обеих моделей совершенно одинаковы: должно было существовать особое начальное состояние с бесконечной плотностью массы и бесконечной кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причем момент взрывного начала расширения принят за начало отсчета времени (t = 0). По оси ординат отложен некоторый масштабный фактор R, в качестве которого может быть принято, например, расстояние между теми или иными двумя далекими объектами (галактиками). Зависимость R = R (t) изображается на рисунке сплошной линией; прерывистая линия - изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорциональна 1/R²). Заметим еще, что относительная скорость изменения расстояний

есть не что иное, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. В начальный момент (t ® 0) фактор R ® 0, а параметр Хаббла Н ® ¥. Из космологических уравнений следует, что при заданном Н равная нулю кривизна может иметь место только при строго определенной (критической) плотности массы r_kp = 3c²²/G, где с - скорость света, G - гравитационная постоянная. Если r > r_kp пространство замкнуто, при r £ r_k_p пространство является открытым.

Физика Вселенной. Указанные выше постулаты достаточны для суждений об общем характере эволюции и приводят, в частности, к выводу о чрезвычайно высокой начальной (при малых значениях t) плотности. Однако плотность не дает исчерпывающей характеристики физического состояния: нужно знать еще, например, температуру. Задание тем или иным путем характеристик начального состояния представляет третий постулат (гипотезу) релятивистской К, независимый от первых двух. Начиная с 60-70-х гг. обычно принимается постулат "горячей" Вселенной (предполагается высокая начальная температура). Приняв этот постулат, можно сделать несколько очень важных выводов. Во-первых, при очень малых значениях t не могли существовать не только молекулы или но даже и ядра; существовала лишь некоторая смесь разных элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино). На основе физики элементарных частиц можно рассчитать состав такой смеси на разных этапах эволюции. Во-вторых, зная закон расширения, можно указать, когда существовали те или иные условия: плотность вещества изменяется обратно пропорционально R³ или t², плотность излучения еще быстрее - обратно пропорционально R⁴ и т. д. Поскольку расширение вначале к тому же идет с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и температура могли существовать только очень короткое время. Действительно, если при t = 0 плотность r = ¥, то уже при t " 0,01 сек плотность упадет до r ~ 10¹¹ г/см³. Во Вселенной в это время существуют фотоны, электроны, позитроны, нейтрино и антинейтрино; нуклонов еще очень мало. В результате последующих превращений получается смесь легких ядер (по-видимому, две трети и одна треть все остальные элементы формируются из них, причем намного позднее, в результате ядерных реакций в недрах звезд. Оставшиеся фотоны и нейтрино на очень ранней стадии расширения перестают взаимодействовать с веществом и должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения, свойства которого можно предсказать на основе теории "горячей" Вселенной. В-третьих, хотя расширение вначале идет очень быстро, процессы превращений элементарных частиц протекают несравненно быстрее, в результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамического равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопическими параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную (т. е. за первые 10^-4 сек расширения), не мешает делать более или менее достоверные суждения о более поздних состояниях, например начиная с t = 10^-2 сек, когда состояние вещества является "обычным", известным современной микрофизике.

Наблюдательная проверка. Выводы релятивистской К имеют радикальный, революционный характер, и вопрос о степени их достоверности представляет большой общенаучный и мировоззренческий интерес. Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высокой удельной энтропии ("горячая" Вселенная) и об искривленности пространства. Несколько более частный характер имеют проблемы знака кривизны, а также степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности надежно подтвержден: космологическое красное смещение, наблюдаемое вплоть до z " 2 и больше, свидетельствует о том, что область Вселенной с линейными размерами порядка несколько млрд. пс расширяется, и это расширение длится по меньшей мере несколько млрд. лет (объекты, находящиеся на расстоянии 1 млрд. пс, мы видим такими, какими они были около 3 млрд. лет тому назад). Столь же основательное подтверждение нашла и концепция "горячей" Вселенной: в 1965 было открыто реликтовое радиоизлучение, причем его свойства оказались весьма близкими к предсказанным. Последующее детальное изучение позволило установить, что реликтовое излучение к тому же в высокой мере, с точностью до долей процента, изотропно. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более чем 0,99 своей истории изотропна. Это, естественно, повышает доверие к однородным изотропным моделям, которые до этого рассматривались как весьма грубое приближение к действительности.

Наличие же кривизны пространства пока нельзя считать доказанным, хотя оно весьма вероятно, если учитывать подтверждение др. выводов релятивистской К Кривизна непосредственно никак не может быть измерена. Косвенно она могла бы быть определена, если бы была известна средняя плотность массы или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономические наблюдения приводят к значениям усредненной плотности светящегося вещества около 10^-31 г/см³. Определить плотность темного вещества, а тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее, и неопределенность суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усредненной плотности звездного вещества). Если принять современное значение постоянной Хаббла Н = 1,7×10^-18 сек^-1 то r_kp = 6×10^-30 г/см³. Таким образом, на основе имеющихся наблюдательных данных (10^-31 < r < 10^-29) нельзя сделать никакого выбора между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далеком будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределенность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) - величину и без того достаточно неопределенную. Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее с момента изначального взрыва, составляло бы T₀ =

= 6×10¹⁷ сек = 18 млрд. лет. Но расширение, как видно из приведенных выше графиков, идет с замедлением, поэтому время T, истекшее с момента начала расширения, меньше T₀. Так, при r = r_kp имеем: Т = ²/₃Т₀ = 12 млрд. лет. Для r > r_kp, т. е. для замкнутых моделей, Т еще меньше. С др. стороны, если космологическая постоянная не равна строго нулю, то существуют и др. возможности, например длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки миллиардов лет.

Нерешенные проблемы. Релятивистская К объясняет наблюдаемое современное состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, которые еще не решены. Так, для изучения состояния вещества с плотностями, намного порядков выше ядерной плотности, нужна совершенно новая физическая теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квантовой теории), Для исследований же состояния вещества при бесконечной плотности (и бесконечной кривизне пространства - времени) пока нет даже надлежащих математических средств. Кроме всего прочего, в такой ситуации должна нарушаться непрерывность времени и вопрос о том, что было "до" t = 0 применительно к обычному (метрическому) понятию времени, лишен смысла; необходимо то или иное обобщенное понятие времени. В решении этой группы проблем делаются лишь первые шаги.

По мере развития теории, а также средств и методов наблюдений будет уточняться само понятие космологической Вселенной. В рамках современной К довольно естественно считать Метагалактику единственной. Но вопросы топологии пространства - времени разработаны еще недостаточно для того, чтобы составить представление о всех возможностях, которые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.

Не исключено, что столь же трудно будет объяснить зарядовую асимметрию во Вселенной: в нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы, а вероятно, и в пределах всей Галактики) имеет место подавляющее количественное преобладание вещества над антивеществом. Между тем, согласно современным теоретическим представлениям, вещество и антивещество совершенно равноправны. К пока не дает достаточно убедительного объяснения такого противоречия.

Пока нет также убедительной теории возникновения звезд и галактик (пограничная проблема К и космогонии). Эта проблема по меньшей мере столь же трудна, как и др. фундаментальные проблемы возникновения в современной науке (возникновения планет, возникновения жизни). Существует и ряд др. нерешенных проблем К

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967; Наблюдательные основы космологии. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., К, в кн.: Физический энциклопедический словарь, т. 2, М., 1962; Бесконечность и Вселенная, Сб., М., 1969; Peebles, . J. E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.

Г. И. Наан.

		Новости 21.11.2024 12:10:07

	Copyright © 1999-2024 Oval.ru, All Rights Reserved.