Космологические модели

Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию гравитации. Таких теорий много, но лишь некоторые из них удовлетворяют наблюдаемым явлениям. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в пределах Солнечной системы. Лучше всех согласуется с наблюдениями общая теория относительности Эйнштейна, на основе которой русский метеоролог А. Фридман в 1922 и бельгийский аббат и математик Ж. Леметр в 1927 математически описали расширение Вселенной. Из космологического принципа, постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они получили модель Большого взрыва. Их вывод подтвердился, когда Хаббл обнаружил связь между расстоянием и скоростью разбегания галактик. Второе важное предсказание этой модели, сделанное Г. Гамовым, касалось реликтового излучения, наблюдаемого сейчас как остаток эпохи Большого взрыва. Другие космологические модели не могут так же естественно объяснить это изотропное фоновое излучение.

Горячий Большой взрыв. Согласно космологической модели Фридмана – Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – около 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечные плотность и температуру; такое состояние называют сингулярностью.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает. С. Хокинг и Р. Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной.

Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

Чем более ранние события мы рассматриваем, тем меньше был их пространственный масштаб; по мере приближения к началу расширения горизонт наблюдателя сжимается (рис. 1). В самые первые мгновения масштаб так мал, что мы уже не в праве применять общую теорию относительности: для описания явлений в столь малых масштабах требуется квантовая механика. Но квантовой теории гравитации пока не существует, поэтому никто не знает, как развивались события до момента 10^–43 с, называемого планковским временем (в честь отца квантовой теории). В тот момент плотность материи достигала невероятного значения 10⁹⁰ кг/см³, которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее 10 г/см³), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 10¹² кг/см³) – наибольшей плотностью, доступной в лаборатории. Напомним, что 1 а. е. м. — 1,6605655(86)·10^-27 кг, а линейный размер ядра 10^-14 м. Поэтому для современной физики началом расширения Вселенной служит планковское время.

Рис. 10.1. Модели Большого взрыва представлены тремя важнейшими типами: стандартной открытой моделью, стандартной замкнутой и моделью Леметра. По горизонтали отложено время, по вертикали – расстояние между любыми двумя достаточно удаленными друг от друга (чтобы исключить их взаимодействие) галактиками. Кружком отмечена наша эпоха

Если бы Вселенная всегда расширялась с нынешней скоростью, выраженной постоянной Хаббла Н, то это началось бы около 20 млрд. лет назад и происходило так, как показано диагональным пунктиром. Если расширение замедляется, как в открытой модели пространственно безграничного мира или в замкнутой модели ограниченного мира, то возраст Вселенной меньше, чем 1/ Н. Наименьший возраст у замкнутой модели, расширение которой быстро замедляется и сменяется сжатием. Модель Леметра описывает Вселенную, возраст которой значительно больше, чем 1/ Н, поскольку в ее истории есть длительный период, когда расширения почти не происходило. Модель Леметра и открытая модель описывают Вселенную, которая всегда будет расширяться.

Вот при таких условиях немыслимо высокой температуры и плотности состоялось рождение Вселенной. Причем это могло быть рождением в прямом смысле: некоторые космологи (скажем, Я.Б. Зельдович в СССР и Л. Паркер в США) считали, что частицы и гамма-фотоны были рождены в ту эпоху гравитационным полем. С точки зрения физики, этот процесс мог состояться, если сингулярность была анизотропной, т.е. гравитационное поле было неоднородным. В этом случае приливные гравитационные силы могли «вытащить» из вакуума реальные частицы, создав таким образом вещество Вселенной.

Изучая процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи. Швейцарский физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли формироваться при температуре порядка 10¹²К, когда гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное) взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения температура излучения понизилась примерно до 10¹⁰К, лептонные пары перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали; остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.

Следующая фаза расширения – фотонная эра – характеризуется абсолютным преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты, но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец, сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое (реликтовое) радиоизлучение.

Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва. Можно отметить 4 проблемы, стоящие сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.

1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.

2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.

3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого взрыва.

4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она превосходит некоторое критическое значение, то геометрия пространства-времени замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.

Происхождение крупномасштабной структуры. У космологов на эту проблему есть две противоположные точки зрения.

Самая радикальная состоит в том, что вначале был хаос. Расширение ранней Вселенной происходило крайне анизотропно и неоднородно, но затем диссипативные процессы сгладили анизотропию и приблизили расширение к модели Фридмана – Леметра. Судьба неоднородностей весьма любопытна: если их амплитуда была большой, то неизбежно они должны были коллапсировать в черные дыры с массой, определяемой текущим горизонтом. Их формирование могло начаться прямо с планковского времени, так что во Вселенной могло быть множество мелких черных дыр с массами до 10^–5 г. Однако С. Хокинг показал, что «мини-дыры» должны, излучая, терять свою массу, и до нашей эпохи могли сохраниться только черные дыры с массами более 10¹⁶ г, что соответствует массе небольшой горы.

Первичный хаос мог содержать возмущения любого масштаба и амплитуды; наиболее крупные из них в виде звуковых волн могли сохраниться от эпохи ранней Вселенной до эры излучения, когда вещество было еще достаточно горячим, чтобы испускать, поглощать и рассеивать излучение. Но с окончанием этой эры остывшая плазма рекомбинировала и перестала взаимодействовать с излучением. Давление и скорость звука в газе упали, вследствие чего звуковые волны превратились в ударные волны, сжимающие газ и заставляющие его коллапсировать в галактики и их скопления. В зависимости от типа исходных волн расчеты предсказывают весьма различную картину, далеко не всегда соответствующую наблюдаемой. Для выбора между возможными вариантами космологических моделей важной является одна философская идея, известная как антропный принцип: с самого начала Вселенная должна была иметь такие свойства, которые позволили сформироваться в ней галактикам, звездам, планетам и разумной жизни на них. Иначе некому было бы заниматься космологией.

Альтернативная точка зрения состоит в том, что об исходной структуре Вселенной можно узнать не более того, что дают наблюдения. Согласно этому консервативному подходу, нельзя считать юную Вселенную хаотической, поскольку сейчас она весьма изотропна и однородна. Те отклонения от однородности, которые мы наблюдаем в виде галактик, могли вырасти под действием гравитации из небольших начальных неоднородностей плотности. Однако исследования крупномасштабного распределения галактик (в основном проведенные Дж. Пиблсом в Принстоне), кажется, не подтверждают эту идею. Другая интересная возможность состоит в том, что скопления черных дыр, родившихся в адронную эру, могли стать исходными флуктуациями для формирования галактик.

Открыта или замкнута Вселенная? Ближайшие галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию; но более далекие не подчиняются этой зависимости: их движение указывает, что расширение Вселенной со временем замедляется. В замкнутой модели Вселенной под действием тяготения расширение в определенный момент останавливается и сменяется сжатием (рис. 2), но наблюдения показывают, что замедление галактик происходит все же не так быстро, чтобы когда-либо произошла полная остановка.

Чем больше времени прошло от начала расширения, тем большая область становится доступной для наблюдения. В настоящее время свет приходит к нам от звезд, квазаров и скоплений галактик, удаленных на миллиарды световых лет, но в ранние эпохи наблюдатель мог видеть гораздо меньшую область Вселенной. В различные эпохи доминировали разные формы материи: хотя доминирует вещество атомных ядер (нуклонов), до этого, когда Вселенная была горячей, доминировало излучение (фотоны), а еще раньше – легкие элементарные частицы (лептоны) и тяжелые (адроны).

Рис. 10.2. Стандартная модель Большого взрыва: время отложено по вертикали, а расстояния – по горизонтали. Горизонтальные линии отмечают характерные моменты эволюции, а отсеченные ими треугольники показывают область Вселенной, доступную наблюдателю в этот момент

Чтобы Вселенная была замкнута, средняя плотность материи в ней должна превышать определенное критическое значение. Оценка плотности видимого и невидимого вещества весьма близка к этому значению.

Распределение галактик в пространстве весьма неоднородно. Наша Местная группа галактик, включающая Млечный Путь, Туманность Андромеды и несколько галактик поменьше, лежит на периферии огромной системы галактик, известной как Сверхскопление в Деве (Virgo), центр которого совпадает со скоплением галактик Virgo. Если средняя плотность мира велика и Вселенная замкнута, то должно было бы наблюдаться сильное отклонение от изотропного расширения, вызванное притяжением нашей и соседних галактик к центру Сверхскопления. В открытой Вселенной это отклонение незначительно. Наблюдения скорее согласуются с открытой моделью.

Большой интерес космологов вызывает содержание в космическом веществе тяжелого изотопа водорода – дейтерия, который образовался в ходе ядерных реакций в первые мгновения после Большого взрыва. Содержание дейтерия оказалось чрезвычайно чувствительно к плотности вещества в ту эпоху, а, следовательно, и в нашу. Однако «дейтериевый тест» осуществить нелегко, ибо нужно исследовать первичное вещество, не побывавшее с момента космологического синтеза в недрах звезд, где дейтерий легко сгорает. Изучение предельно далеких галактик показало, что содержание дейтерия соответствует низкой плотности материи и, следовательно, открытой модели Вселенной.