Модель расширяющейся Вселенной

 

Модель Вселенной Эйнштейна стала первой релятивистской космологической моделью, базирующейся на выводах общей теории относительности. Это связано с тем, что именно тяготение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях. Поэтому теоретическим ядром современной космологии выступает теория тяготения – общая теория относительности.

Пять лет спустя, в 1922 г. советский физик и математик Александр Фридман на основании строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна никак не может быть стационарной, неизменной. Фридман сделал это, опираясь на сформулированный им космологический принцип. Он строится на двух предположениях: об изотропности и однородности Вселенной. Изотропность Вселенной понимается как отсутствие выделенных направлений, одинаковость Вселенной по всем направлениям. Однородность Вселенной понимается как одинаковость всех точек Вселенной, проводя наблюдения из которых, мы везде увидим изотропную Вселенную.

Сегодня с этим принципом согласно большинство ученых. Результаты современных наблюдений показывают, что структурные элементы далеких звезд и галактик, физические законы, которым они подчиняются, физические константы одинаковы во всей наблюдаемой части Вселенной, включая Землю. Кроме того, известно, что вещество во Вселенной собрано в «сгустки» – звезды, звездные системы и галактики. Но распределение вещества в более крупных масштабах однородно.

Фридман на основе космологического принципа доказал, что уравнения Эйнштейна имеют и другие, нестационарные решения, согласно которым Вселенная может либо расширяться, либо сжиматься. При этом речь шла о расширении самого пространства, т.е. об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.

Доказательства в пользу модели расширяющейся Вселенной были получены в 1929 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл открыл при исследовании спектров далеких галактик красное смещение спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра). Это было истолковано как следствие эффекта Допплера – изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника волн и наблюдателя по отношению друг к другу. Красное смещение было объяснено как следствие удаления галактик друг от друга со скоростью, возрастающей с расстоянием. По последним измерениям, это увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек. После этого открытия вывод Фридмана о нестационарности Вселенной получил подтверждение и в космологии утвердилась модель расширяющейся Вселенной.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения пространства замкнутой конечной Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут расстояния между пылинками на поверхности раздувающегося мыльного пузыря. Каждую из таких пылинок, как и каждую из галактик, можно с полным правом считать центром расширения.

Варианты эволюции Вселенной

 

Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Расчеты Фридмана допускали три варианта развития событий.

В первой модели Вселенная расширялась медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого Вселенная начинала сжиматься. В данной модели пространство Вселенной искривлялось, замыкаясь на себя, образуя сферу. Это осциллирующая, закрытая Вселенная. Именно к такой модели склонялся Эйнштейн. По расчетам, процесс сжатия Вселенной должен начаться через 10 млрд лет. За 20 млрд лет до полного гравитационного коллапса замкнутая Вселенная сожмется до современных размеров. За 1 млрд лет до Большого хлопка межзвездный водород превратится в ионизированную плазму, и Вселенная начнет разогреваться. За год до конца температура Вселенной станет выше, чем в недрах звезд, после чего звезды начнут взрываться, а вещество будет втягиваться в сверхмассивные черные дыры. За три минуты до конца черные дыры начнут сливаться. А в конце все вернется в ту точку, из которой все когда-то начиналось.

Во второй модели Вселенная расширялась бесконечно, и пространство в ней было искривлено наподобие поверхности седла.

В третьей модели Вселенная также расширялась бесконечно, но пространство ее было плоским. Если развитие Вселенной пойдет по одной из этих моделей, то расширение Вселенной будет идти вечно. Через 10¹⁴ лет после Большого взрыва звезды исчерпают свое топливо, так как весь водород, служащий основным топливом для звезд, выгорит, превратившись в гелий. Через 10¹⁷ лет после начала звезды могут потерять свои планеты из-за того, что пролетевшая мимо звезда своим гравитационным полем может увлечь их за собой. Более того, при встрече некоторые звезды могут покинут свои галактики. В результате такого испарения галактики способны потерять до 90% своей массы, а оставшиеся 10% могут сколлапсировать и образовать сверхмассивную черную дыру (примерно через 10¹⁸ лет после Большого взрыва). Еще позже может начаться предсказанный теорией Великого объединения распад протонов. Поэтому, когда возраст Вселенной составит 10³² – 10³⁵ лет, в ней останется только сильно разреженный электрон-позитронный газ, нейтрино, фотоны и сверхмассивные черные дыры. В таком состоянии она будет находиться до 10¹⁰⁰ лет, после чего может начаться испарение черных дыр. Таким образом, Вселенная будет представлять собой очень разреженный газ, она потеряет всякую структуру и будет постепенно угасать при температуре лишь чуть большей температуры абсолютного нуля.

По какому из рассмотренных вариантов идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества. Это отношение можно свести к отношению плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества, которую мы уже упоминали.

Если кинетическая энергия разлета вещества превосходит гравитационную энергию, препятствующую разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик, и расширение Вселенной будет носить необратимый характер, что выражается условием ρ/ρ_к < 1, где ρ – плотность вещества во Вселенной, ρ_к – критическая плотность вещества. Этот вариант динамической модели называют «открытой Вселенной».

Если же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие ρ/ρ_к > 1, то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества плоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью). Для наблюдателя сигналом перехода от расширения к сжатию станет смена красного смещения линий химических элементов в спектрах удаленных галактик на фиолетовое. Такой вариант модели назван осциллирующей, или «закрытой Вселенной».

В граничном случае, когда силы гравитации точно равны кинетическим силам, т.е. когда ρ/ρ_к = 1, расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Теоретически возможна и пульсация Вселенной.

Возникает естественный вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей Вселенной? Ответ на него остается за наблюдательной астрономией, которая должна оценить современную среднюю плотность вещества во Вселенной и уточнить значение постоянной Хаббла (скорость расширения галактик). Пока надежные оценки этих величин отсутствуют. Дело в том, что не все вещество Вселенной содержится в галактиках, часть его существует в виде космических лучей, часть – в виде массы межгалактического газа, часть – в виде галактических магнитных полей. Кроме того, есть ненаблюдаемая, скрытая материя, природа которой до настоящего времени не выяснена. Таким образом, средняя плотность вещества точно не известна, поэтому нельзя ответить, насколько эта величина отличается от критической плотности вещества. На основе современных данных создается впечатление, что средняя плотность вещества во Вселенной близка к критическому значению, она либо немного больше, либо немного меньше. Но от этого «немного» зависит будущее нашей Вселенной, правда, весьма отдаленное.

Когда Э. Хаббл показал, что далекие галактики разбегаются друг от друга со все возрастающей скоростью, был сделан однозначный вывод о том, что наша Вселенная расширяется. Но расширяющаяся Вселенная – это изменяющаяся Вселенная, мир со своей историей, мир, имеющий начало и конец. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не менее 10 млрд и не более 19 млрд лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд лет. Таков возраст нашей Вселенной.