Учебная работа № 1386. Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

1 Звезда2 Звезды3 Звезды4 Звезды5 Звезд (6 оценок, среднее: 4,67 из 5)
Загрузка...

Учебная работа № 1386. Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

Московский Государственный Университет Печати

Москва 2003

Модель Вселенной. Сегодня можно достаточно уверенно заключить: Вселенная в основном заполнена невидимым веществом. Оно образует протяженные гало галактики и заполняет межгалактическое пространство, концентрируясь в скоплениях галактик.

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 — коечто 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.

Немного истории

Рассмотрим очень кратко, какие этапы прошло развитие науки о Вселенной уже в наше время. Современная космология возникла в начале XX века после создания А. Эйнштейном релятивистской теории тяготения (общей теории относительности).

Первая релятивистская космологическая модель, основанная на новой теории тяготения и претендующая на описание всей Вселенной, была построена А. Эйнштейном в 1917 г. Однако она описывала статическую Вселенную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

В 1922—1924 гг. советским математиком А. А. Фридманом были получены общие решения уравнений Эйнштейна, примененных к описанию всей Вселенной. Оказалось, что в общем виде эти решения описывают Вселенную, меняющуюся с течением времени. Звездные системы, заполняющие пространство, не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Мы увидим далее, что это является неизбежным следствием наличия сил тяготения, которые главенствуют в космических масштабах. Вывод Фридмана означал, что Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. Вывод этот означал коренную перестройку наших самых общих представлений о Вселенной и далеко не сразу был понят и принят даже наиболее передовыми умами человечества. В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл с помощью астрофизических наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Модели Фридмана являются основой всего последующего развития космологии. Как мы увидим далее, эти модели описывали механическую картину движения огромных масс Вселенной и ее глобальную структуру. Если прежние Космологические построения призваны были описывать главным образом именно наблюдаемую теперь структуру Вселенной с неизменным в среднем движением миров в ней, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей. В частности, из этой теории следовало, что в далеком прошлом Вселенная была совсем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда не было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным и быстро расширялось. Только значительно позже из этого вещества возникли галактики и их скопления. Начиная с конца 40х годов нашего века все большее внимание в космологии привлекает физика процессов на разный этапах космологического расширения.

В это время Г. Гамовым была выдвинута так называемая теория горячей Вселенной. В этой теории рассматривались ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной в очень плотном веществе. При этом предполагалось, что температура вещества была велика (отсюда и название теории) и падала с расширением. Хотя в первых вариантах теории и были еще существенные недостатки (впоследствии они были устранены), она сделала два важных предсказания, которые могли быть проверены наблюдениями. Теория предсказывала, что вещество, из которого формировались первые звезды и галактики, должно состоять главным образом из водорода (примерно на 75%) и гелия (около 25%), примесь других химических элементов незначительна. Другой вывод теории состоял в том, что в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнитное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и температуры вещества. Это излучение, остывшее в ходе расширения Вселенной, было названо советским астрофизиком И. С. Шкловским реликтовым излучением. Оба предсказания теории блестяще подтвердились.

К этому же времени (конец 40х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных возможностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентгеновская, гаммаастрономия и др. Новые возможности появились и у оптической астрономии. Сейчас разными методами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков (парсек — единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 • 1018 см.).

В 1965 г. американские физики А. Пензиас и Р. Вилсон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие доказало справедливость теории горячей Вселенной.

Современный этап в развитии космологии характеризуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеями здесь являются новые теоретические открытия в физике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии является проблема возникновения структуры Вселенной — скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося вещества.

Современная космология построена трудами многих ученых всего мира. Можно отметить важную роль научных школ, созданных в нашей стране академиками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лившицем, М. А. Марковым, И. М. Халатниковым.

Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизических наблюдений в развитии современной космологии. Ее выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями. Сегодня мы можем судить о строении и эволюции наблюдаемой нами Вселенной с той же степенью надежности, с которой мы судим о строении и эволюции звезд, о природе других небесных тел.

На данном этапе считается, что звездные системы — галактики — состоят из сотен миллиардов звезд. Их размеры часто достигают десятков тысяч парсеков. Галактики в свою очередь собраны в группы и скопления. Размеры крупных скоплений — несколько миллионов парсеков (Мпк). Имеются и еще большие по масштабам сгущения и разрежения в распределении галактик. Однако, начиная с масштабов в несколько сотен миллионов парсеков в больше распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.

Модель вселенной

Что значит, построить модель Вселенной? Самый общий ответ на этот вопрос таков: необходимо найти уравнения, которым подчиняются параметры, характеризующие свойства Вселенной, и затем решить эти уравнения. Но как можно писать какието уравнения для всей Вселенной? В этом и следующих разделах мы покажем, как это делается. Разумеется под словом «модель» подразумевается выделение какието основных свойств, интересующие исследователей в первую очередь. Заранее очевидно, что каждое явление бесконечно многообразно и все его черты не может описать никакая система уравнений. Сказанное тем более справедливо для Вселенной. Поэтому обычный метод моделирования какоголибо явления — это выделение в нем главного, типичного.

Когда мы говорим о Вселенной, нас в первую очередь интересует распределение вещества в самых больших масштабах и ее движение. Значит, нам предстоит построить математическую модель, описывающую распределение вещества в пространстве и его движение. Что касается распределения вещества в больших масштабах, то, как уже было сказано, его можно с хорошей точностью считать однородным по пространству. Нет во Вселенной и какихлибо выделенных направлений. Как говорят, наша Вселенная однородна и изотропна. Что определяет движение вещества в космических масштабах? Конечно же, это, в первую очередь, силы всемирною тяготения — они главенствуют во Вселенной. Их называют также силами гравитации.

Итак, для построения модели Вселенной необходимо воспользоваться уравнениями тяготения. Закон всемирного тяготения был установлен И. Ньютоном. Его справедливость подтверждалась на протяжении веков самыми разнообразными астрономическими наблюдениями и лабораторными экспериментами. Однако А. Эйнштейн показал, что закон тяготения Ньютона справедлив лишь в сравнительно слабых полях тяготения. Для сильных же полей необходимо применять релятивистскую теорию гравитации — общую теорию относительности. Какие же поля следует считать достаточно сильными? Ответ таков: если поле тяготения разгоняет падающие в нем тела до скоростей, близких к скорости света, то это сильное поле. Какова сила гравитационного поля во Вселенной? Легко показать, что поля там должны быть огромными.

А. А. Фридман воспользовался для построения модели Вселенной уравнениями Эйнштейна. Однако много лет спустя выяснилось, что для построения механики движения масс в однородной Вселенной нет необходимости использовать сложнейший математический аппарат теории Эйнштейна. Это было показано в 1934 г. Э. Милном и В. Маккри. Причина этой удивительной возможности состоит в следующем. Сферическисимметричная материальная оболочка не создает никакого гравитационного поля во всей внутренней полости.

Теперь обратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. В больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным. Рассмотрим сначала силы тяготения, создаваемые на поверхности шара только веществом самого шара, и не будем пока рассматривать все остальное вещество Вселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения, создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима теория Ньютона для вычисления силы тяготения. Тогда галактики, находящиеся на граничной сфере, будут притягиваться к центру шара с силой, пропорциональной массе шара, и обратно пропорциональной квадрату его радиуса.

Теперь вспомним обо всем остальном веществе Вселенной вне шара и попытаемся учесть силы

Учебная работа № 1386. Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной