СОВРЕМЕННЫЕ КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

ВСЕЛЕННОЙ

В классической науке существовала теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой, как сейчас. Астрономия была статичной: изучалось движение планет и комет, описывались звезды, создавалась их классификация. Вопрос об эволюции Вселенной не ставился.

Классическая ньютоновская космология основывалась на следующих постулатах:

- пространство и время Вселенной абсолютны, они не зависят от материальных объектов процессов;

- пространство и время метрически бесконечны;

- пространство и время однородны и изотропны;

- Вселенная стационарна, не претерпевает эволюции.

Изменяться могут конкретные космические системы, но не мир в целом.

Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой свойства пространства и времени определяются распределением гравитационных масс во Вселенной.

Современная космология строит модели Вселенной, базируясь на основном уравнении тяготения, выведенном А.Эйнштейном в общей теории относительности. Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной.

Первая модель была разработана А.Эйнштейном в 1917 г. В соответствии с этой моделью Вселенной мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Модель Эйнштейна носит стационарный характер, свойства пространства рассматриваются независимо от времени. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. она не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.

Вселенная в модели Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична в пространстве, но имеет конечные размеры. Эта модель в то время согласовывалась со всеми известными фактами. Вселенная Эйнштейна пространственно конечна: она имеет конечные размеры, но не имеет границ. В этой модели пространственный объем Вселенной конечен, но границ у него нет. Пространство Вселенной не распространено бесконечно во все стороны, а замыкается само на себя. Как и на поверхности сферы в нем можно совершать «кругосветные» путешествия: послав в каком-либо направлении сигнал, через некоторое время можно обнаружить, что он вернулся с противоположной стороны.

Сочетание безграничности, и в тоже время конечности, можно проиллюстрировать на примере шара. Для двумерного существа, могущего перемещаться только по поверхности шара, у него нет границ, в тоже время размер поверхности шара конечен. Размеры шара могут увеличиваться, уменьшаться, пульсировать, оставаясь при этом конечными.

В настоящее время считается достоверным наблюдательным фактом изотропность и однородность Вселенной. При этом отвлекаются от мелкомасштабной (по сравнению со всей наблюдаемой Вселенной) неоднородностью, которая проявляется в существовании галактик и их скоплений. Однородность и изотропность Вселенной следует понимать в больших масштабах. Хаббл обнаружил, что число галактик увеличивается пропорционально расстоянию до них, то есть, несмотря на локальные неоднородности в самой галактике, межгалактическое пространство со всеми звездными скоплениями и галактиками образует близкую к однородному состоянию структуру Вселенной.

Ни в одном направлении не обнаружено явных отклонений от однородности в больших масштабах. Эта высокая однородность не исключает структурированности в виде скоплений галактик. Другими словами, Вселенная однородна в больших масштабах и неоднородна в малых. Решающим аргументом в пользу однородности и изотропности Вселенной является изотропия реликтового излучения горячей Вселенной, наблюдаемого на Земле в настоящее время. Изотропия излучения свидетельствует об одинаковости условий в различных направлениях от нас.

В 1917 г. голландский астроном де Ситтер предложил другую модель, являюшуюся решением уравнения тяготения. Решение перестало быть стационарным, возникло некоторого рода космологическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению становилась заметной лишь на больших расстояниях.

Современная космология представляет собой обширную, быстро развивающуюся область знания. Теоретической основой ее явились космологические модели советского математика А.Фридмана, а наблюдательной основой – открытие американским астрономом Хабблом красного смещения в спектрах галактик.

В 1922 г. математик и геофизик А.А.Фридман отбросил постулат о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы. Фридман доказал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, а должна периодически расширяться или сжиматься.

Существуют несколько решений уравнения тяготения Эйнштейна, для которых характерна эволюция Вселенной. Общим для этих решений является представление об изотропности и однородности Вселенной с течением времени. Это утверждение называют космологическим постулатом.

Решение уравнений А.Фридмана допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине (10^-29 г/см³), то мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная в этом случае неограниченно расширяется из первоначального точечного состояния. (Геометрия Евклида – это геометрия на плоскости. Кривизна пространства в ней равна нулю. Сумма углов в треугольнике равна 180 градусам. Через точку можно провести только одну прямую, параллельную данной прямой (Рис. 3.17)). Такая модель Вселенной получила название модели Эйнштейна – де Ситтера. Вселенная в этой модели является открытой и бесконечной.

Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и Вселенная так же неограниченно расширяется. (Геометрия Лобачевского - геометрия на псевдосфере. Кривизна пространства в ней отрицательна. Сумма углов в треугольнике меньше 180 градусов. Через точку можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной). Эту модель Вселенной иногда называют моделью Фридмана – Леметера. Вселенная в этой модели открытая и бесконечная.

Если плотность больше критической, то пространство обладает геометрией Римана. (Геометрия Римана – это геометрия на сфере. Кривизна пространства в ней положительна. Сумма углов в треугольнике больше 180 градусов. Через точку нельзя провести ни одной прямой, параллельной данной). Вселенная в этой модели была когда-то сверхплотной и занимала малый объем. Затем она стала расширяться, расширение на некотором этапе сменится сжатием, которое будет продолжаться вплоть до первоначального точечного состояния. Такая Вселенная называется пульсирующей, ее объем ограничен. Вселенная в этой модели является закрытой и конечной.

Рис. 3.17. Замкнутая, открытая и плоская Вселенная

Леметером предложено решение, в котором пространство обладает геометрией Римана. Вселенная в этой модели расширяется вечно, но имеется квазистатическая фаза. Вселенная в модели Леметера является конечной и закрытой.

Таким образом, в зависимости от кривизны пространства различают:

- открытые модели Вселенной, в которых кривизна пространства отрицательна или равна нулю;

- закрытые модели с положительной кривизной.

До недавнего времени считалось, что средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, так что более вероятной представлялась модель Фридмана – Леметера с геометрией Лобачевского, т.е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная с отрицательной кривизной. Недавно получены данные, что пространство обладает геометрией Евклида. Но и в этом случае модель Вселенной получается открытой, в ней Вселенная расширяется вечно.

Расширение Вселенной считается научно установленным фактом. При изучении далеких галактик был обнаружен эффект красного смещения спектральных линий, являющийся следствием эффекта Допплера, вызванного тем, что галактики удаляются от нас. В 1929г. американский астроном Э.Хаббл обнаружил, что все галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них: U=Hr, где Н=4х10¹⁷ с^-1 – постоянная Хаббла, r – расстояние до галактики.

Таким образом, в настоящее время наблюдается расширение Вселенной. Дальнейшая эволюция Вселенной зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если средняя плотность окажется больше критической, то через 30 млрд. лет расширение Вселенной прекратится и сменится сжатием. В общей теории относительности критическая плотность определяется величиной 10^-29 г/см³ , а средняя плотность вещества во Вселенной по современным представлениям оценивается в 3х10^-31 г/cм³ , т.е. в 30 с лишним раз меньше. Из этого следует, что Вселенная будет неограниченно долго расширяться. Этот вывод противоречит установленному факту евклидовости геометрии нашей Вселенной.

Но определение плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Вселенной могут присутствовать еще необнаруженные виды материи.

По мнению ученых, наблюдениям доступно лишь 7% имеющегося во Вселенной вещества. Около 16% вещества - это виды материи, существование которых достоверно доказано, но они пока не исследованы. Возможно, это масса нейтрино или неизвестных науке частиц или галактик. Остальное-это некая «темная» материя или энергия, еще неизвестная науке. По некоторым данным «темная» энергия может составлять до 70% всей материи. Американские физики Э. Нельсон, Д. Каплан и Н. Винер предлагают ввести в картину мира новую субатомную частицу – акселерон, которая взаимодействует с материей еще слабее, чем нейтрино и потому пока не наблюдалась в экспериментах. Эта частица, полагают американские физики, и есть «темная» энергия.

Плотность, геометрическая структура и будущее Вселенной связаны между собой. Поэтому делать выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.