Реферат: Начало и конец Вселенной

Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность нали­чия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые обрати­лись к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанном много лет назад.

Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение дейст­вительно дошло до нас от Большого взрыва, оно должно описы­ваться такой же зависимостью

     Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о регистрации «шума», — похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно пред­ставляют собой искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамо­ва, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии.

Естественно, требовались дополнительные доказа­тельства того, что зарегистрированный шум представ­лял собой фоновое космическое излучение, ведь Пен­зиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при длине волны 7,35 см. Ранее мы виде­ли, что любое нагретое тело излучает энергию, а кри­вая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью поглощает па­дающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших длин волн к мень­шим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного тела.

Пензиас и Уилсон получили первую точку на кри­вой, а вскоре Ролл и Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить допол­нительные измерения на различных длинах волн. Бы­ла здесь, однако, одна трудность. Дело в том, что точ­ки ложились по одну сторону пика, а важно было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так, как нужно. Атмосфера не пропу­скает излучение таких длин волн, т. е. на Земле про­делать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых, когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась гораздо вы­ше расчетной кривой. И каково же было их облегче­ние, когда выяснилось, что детектор случайно зареги­стрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идет спад, как и следует из теории. Та­ким образом, с определенной долей уверенности мож­но утверждать, что это излучение дошло до нас от вре­мен Большого взрыва.

В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют, реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направле­ниях, т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот ре­зультат более точные измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно (различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то, значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, — если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и наоборот, — если он ре­деет, мы движемся в противоположную сторону. Пер­вые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, да­вали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийско­го университета в Беркли, а другая из Принстона, ре­шили провести детальные измерения за пределами ат­мосферы.

Группа исследователей из Беркли выполнила пер­вые измерения в 1976 году при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется небольшая анизотропия, по величине которой уда­лось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная сис­тема, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

Эпоха галактик.

После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение оставалось в основном рав­номерным. Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к по­явлению галактик?

Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть, ни­когда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились практически в самый первый мо­мент. Возможно, поначалу они были довольно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличи­вались с течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака час­тиц на отдельные части. Эти гигантские клубы веще­ства расширялись вместе с Вселенной, но постепен­но стали отставать. Затем под действием взаимного притяжения частиц начало происходить их уплотне­ние. Большинство этих образований поначалу мед­ленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их вращения возрастала.

Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со звез­ду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и галактики приобрели свой нынешний вид.

Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно назы­вают первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические по­строения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да пото­му, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удаленного объекта, све­ту требуется некоторое время. Например, галактику, на­ходящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов свето­вых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда свето­вых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы ви­дим все более тусклые галактики, и наконец они ста­новятся вовсе не видны — за определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалак­тики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики — мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.

Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой. Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной систе­мы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту тему в последние годы много рассуждали, в основном при­менительно к черным дырам, но ответа пока нет. В со­ответствии с наиболее приемлемой моделью, квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся по­близости от черной дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты та­кими, какими они были давным-давно, когда Вселен­ной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся ра­диогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик? Получает­ся как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажут­ся вполне разумными, большинство астрономов с ни­ми не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти ту­манности затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов пред­почитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предпо­ложение, — зарегистрировано несколько галактик, на­ходящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фото­пластинке понадобилась экспозиция 40 ч.

Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее возможную дальнейшую судьбу.

     Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несо­мненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от сред­ней плотности вещества, будет либо расширяться веч­но, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые ка­жутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.

Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предла­гаемых теорией Фридмана. Чтобы их легче было по­нять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной скоро­сти, а также от силы тяжести. Если бросить его с до­статочно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания.

Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, ко­торая притягивала к себе шарик, но есть гравитацион­ное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удален­ные по расстоянию, а значит, и по времени, замедля­ются больше всего.

Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого за­медления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимно­го гравитационного при­тяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напря­женности гравитационного поля, которая, в свою оче­редь, зависит от средней плотности вещества во Все­ленной (количества вещества в единице объема). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: доста­точно ли велика средняя плотность вещества во Все­ленной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может по­казаться, что решить вопрос о замкнутости или от­крытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нуж­но лишь измерить среднюю плотность и сравнить ее с критической. К сожалению, здесь возникают труд­ности, и весьма серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Известно, однако, что есть довольно много «неви­димой материи» — небольших слабых звезд, пыли, об­ломков камней, черных дыр и излучения. Обеспе­чивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гун­ном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса.

Дополнительная масса, требующаяся для того, что­бы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются серьезные свидетельства того, что она суще­ствует, но в странном, непривычном виде. Давно изве­стно, что в галактиках есть много невидимого вещест­ва, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их скоплениям.

Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с от­дельных галактик. Определить полную массу галак­тики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рас­считывать средние массы звезд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трем зако­нам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего веще­ства, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сто­рону — зная скорость планеты, можно определить пол­ную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой подход полностью применим и к галакти­кам. Наше Солнце, например, находится на расстоя­нии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчет, конечно, не позволит вычислить полную мас­су Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии.

На самом деле для этого даже не нужна звезда, го­дится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в со­седних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению уче­ных выяснилось, что масса таких гало превышает мас­су звезд.

Из чего же они состоят? Ясно, что не из звезд, ина­че они были бы видны. Возможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, газ. Если гало есть у всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастет, а следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но исто­рия на этом не кончается.

Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше скоп­ление, например, их входит около 30. Научившись определять массу отдельных галактик, астрономы об­ратились к их скоплениям. Просуммировав массы от­дельных галактик, они обнаружили, что их недоста­точно для того, чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не менее они явно не собирались распадаться — ничто не указыва­ло на разлет отдельных галактик. Некоторым скопле­ниям не хватало сотен собственных масс, чтобы удер­жать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление дополнительной массы, заключен­ной в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе.

Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой, которую нелегко обнару­жить. Это может быть, например, газообразный водо­род — либо нейтральный атомарный, либо ионизован­ный (т. е. получивший заряд в результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответству­ющие наблюдения показали, что как между ближни­ми, так и между дальними галактиками водорода со­всем немного.

Одно время считалось, что подойдет ионизованный водород, поскольку фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с ним. Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызыва­ется квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звезд, белых карликов и черных дыр, но и они в конце концов отпали. Черные дыры должны были бы быть сверхмассивными (иметь массу порядка галактичес­кой) или же встречаться очень часто, что маловероят­но. Исследования показали, что хотя в центре многих, если не всех, галактик могут быть массивные черные дыры, нет свидетельств существования таких изоли­рованных дыр в скоплениях, иначе была бы вероят­ность заметить их и в нашей Галактике.

В качестве возможных кандидатов рассматрива­лись и фотоны, ведь энергия есть одна из форм суще­ствования материи. Однако и в этом случае расчеты показали, что их вклад явно недостаточен.

Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и потому она незамкнута. Тем не менее некоторые ученые были убеждены, что в кон­це концов недостающая масса найдется. И вот насту­пила кульминация... В предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во Вселенной образовался через не­сколько минут после Большого взрыва. Хотя основ­ная его часть быстро превратилась в гелий, некоторое количество все же осталось, и если его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы понять почему, посмотрим, что происходило в то время. Известно, что при соударении ядер дейте­рия образуется гелий. Если плотность Вселенной бы­ла высока, то соударений было много и образовалось значительное количество гелия; если же плотность бы­ла низка, то осталось много дейтерия. Поскольку ко­личество дейтерия во Вселенной со временем измени­лось незначительно, измерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно же, были проделаны, и вот их результат — Вселенная не замкнута. В 70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные оценки были про­деланы для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос, казалось, был решен окончательно — Вселен­ная открыта.

Однако через несколько лет ученые нашли изъян в этой аргументации. Из нее следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой частицами, называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из которых состоит большинст­во известных нам объектов — звезды, космическая пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звезд черные дыры. Может возникнуть во­прос: а есть ли что-нибудь кроме барионов? Да, это лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки, чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические частицы в последнее время привлекают к себе большое внимание. Первыми в по­ле зрения попали нейтрино, и в течение какого-то вре­мени астрономы были убеждены, что эта частица по­может «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось, что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они все-таки обладают, ведь любая форма энергии имеет массу, но ее явно не хватит, чтобы остановить расши­рение Вселенной.

Страницы: 1, 2, 3, 4