Постоянные необратимые изменения Вселенной
.docПостоянные необратимые изменения Вселенной
Успехи фундаментальной науки в ХХ веке при исследовании Вселенной и ее материи привели не только к интенсивному процессу изменения материальной жизни человечества, но и к пересмотру многих мировоззренческих концепций: о Вселенной, об окружающем нас мире. Этот пересмотр обусловлен прежде всего развитием квантовой механики (науки о структуре микромира) и космологии (науки, описывающей свойства Вселенной).
Из квантовой механики следует принципиальная вовлеченность наблюдателя (человека) в неизбежное взаимодействие с объектом наблюдений (микромиром) и, следовательно, взаимосвязанность наблюдающей и наблюдаемой систем.
В построенной Птолемеем во II веке геоцентрической системе космос, который в те времена представляла только Солнечная система, считался ограниченным в пространстве и во времени. Центром такой Вселенной считалась Земля, а сама Вселенная имела начало и была статичной, то есть неизменной. Однако по мере получения новых астрономических результатов система Птолемея утрачивала свое научное значение, а вместе с ним изменялись и мировоззренческие представления о Вселенной.
В XVI веке система Птолемея была заменена гелиоцентрической системой Коперника, в которой Солнце рассматривалось как центр Вселенной. В этой Вселенной Земля теряла свой антропоцентрический статус, а накопленные астрономические знания свидетельствовали о Вселенной, состоящей не только из Солнечной системы. Таким образом, отказ от геоцентрического космоса способствовал возникновению идеи о бесконечной Вселенной. Первые идеи о бесконечной Вселенной начали появляться только во второй половине XVII века среди философов, которые не смогли их четко сформулировать. Ученые же при рассмотрении бесконечной Вселенной в рамках ньютоновской теории тяготения сталкивались с неразрешимыми научными парадоксами. Сам Ньютон считал Вселенную пространственно бесконечной и ограниченной во времени. Кроме того, представление о бесконечности не было освоено ни математиками, ни физиками.
Только к середине XIX века при попытках объяснить оптический и гравитационный парадоксы, противоречащие бесконечной Вселенной, понятие «бесконечная Вселенная» впервые появилось в научной литературе. Однако вечная и бесконечная Вселенная не поддается научному исследованию: в ней должно быть бесконечное число физических взаимодействий и, следовательно, бесконечное количество форм материи. Возникает метафизический парадокс «бесконечности всего». Видимая часть Вселенной оказывается крохотным островком бескрайнего космоса, лишенного конкретных особенностей для изучения. Вселенная в среднем остается неизменной, статичной и, как следствие, не имеющей ни истории, ни эволюции. Актуальная бесконечность исследуется в математике, но бесконечный космос не постижим.
Космологическая модель расширяющейся Вселенной
Именно бесконечную во времени и стационарную конечную Вселенную пытался описать Альберт Эйнштейн в рамках общей теории относительности в 1917 году. В 1922 году петроградский физик Александр Александрович Фридман показал, что в рамках той же общей теории относительности описывается нестационарная Вселенная, которая расширяется вместе с пространством. Из математической модели следовало, что в прошлом, когда объем такой расширяющейся Вселенной был равен нулю, возникли материя, пространство и время, то есть Вселенная имела начало.
Фридман предсказал расширение Вселенной. Полученные им в 1922‑1924 первые нестационарные решения уравнений Эйнштейна при исследовании релятивистских моделей Вселенной положили начало развитию теории нестационарной Вселенной. Учёный исследовал нестационарные однородные изотропные модели с пространством положительной кривизны, заполненным пылевидной материей (с нулевым давлением). Нестационарность рассмотренных моделей описывается зависимостью радиуса кривизны и плотности от времени, плотность изменяется обратно пропорционально кубу радиуса кривизны. Фридман выяснил типы поведения таких моделей, допускаемые уравнениями тяготения, причём модель стационарной Вселенной Эйнштейна оказалась частным случаем. Фридман опроверг мнение о том, что общая теория относительности требует допущения конечности пространства. Результаты Фридмана продемонстрировали, что уравнения Эйнштейна не приводят к единственной модели Вселенной, какой бы ни была космологическая постоянная. Из модели однородной изотропной Вселенной следует, что при её расширении должно наблюдаться красное смещение, пропорциональное расстоянию. Это было подтверждено в 1929 на основании астрономических наблюдений.
В 1929 году расширение Вселенной было обнаружено экспериментально американским астрономом Эдвином Хабблом, измерившим спектры далеких галактик: спектральные линии в спектрах галактик оказались смещены к красному концу спектра. Хаббл основательно изменил понимание Вселенной, подтвердив существование других галактик, а не только нашей (Млечный Путь). Он рассматривал идею о том, что величина эффекта Допплера (в данном случае называемом «Красное смещение»), наблюдаемого в световом спектре удалённых галактик, возрастает пропорционально расстоянию до той или иной галактики от Земли. Эта пропорциональная зависимость стала известна как Закон Хаббла (на два года ранее это же открытие сделал бельгийский учёный Жорж Леметр). Эдвин Хаббл сомневался в интерпретации Красного смещения как Допплеровского эффекта, что привело к созданию теории Метрического расширения пространства (Metric expansion of space, «Расширение Вселенной»), состоящего в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной. Бельгийский ученый аббат Ж. Лемэтр в 1927 году сопоставил разлетание галактик с расширением Вселенной и назвал рождение и расширение Вселенной «Большим взрывом».
К 1932 году идея расширяющейся Вселенной была принята и А. Эйнштейном. Таким Образом, в науке возникла космологическая модель расширяющейся Вселенной, которая позволила изучать ее в целом как конечный расширяющийся объем, возникший вместе с пространством, временем и, следовательно, имеющий историю и подверженный эволюции.
С 1952 года возраст Вселенной оценивается в 10–15 млрд лет, что согласуется с предсказанием модели А. А. Фридмана. В небе нет звезд старше этого возраста, и эта оценка является вторым экспериментальным фактом, подтверждающим достоверность космологической модели расширяющейся Вселенной. К концу ХХ века появилось еще несколько экспериментальных фактов, подтверждающих то же.
На рисунке 1 представлена схема расширяющейся Вселенной, начиная с Большого взрыва. Здесь видно время возникновения некоторых объектов Вселенной: реликтового излучения, звезд, сверхновых звезд, черных дыр, протогалактик, галактик.
Экспериментально подтвержденная космологическая модель расширяющейся Вселенной позволяет оценить не только размеры и возраст Вселенной, но также плотность и температуру (энергию) ее материи в любой момент времени после начала возникновения.
Из модели следует, что в начальный момент Большого взрыва материя Вселенной находилась при гигантских плотностях и температурах.
Это состояние материи описывается «горячей моделью» материи Вселенной, которая, используя энергетические зависимости взаимодействия элементарных частиц, предсказывает состав материи на разных этапах расширения Вселенной. При гигантских температурах материя Вселенной представляла собой различные виды плазменных состояний вещества и излучения, составы которых менялись при расширении и остывании Вселенной. Так, например, при временах, равных менее одной стотысячной доли секунды от начала, реализуется кварковая плазма (кварки ‑ элементарные частицы: три кварка образуют протон или нейтрон), позже ‑ адронная плазма, состоящая из протонов, нейтронов и других тяжелых частиц, а также из излучения. Далее в процессе эволюции материи во Вселенной образуются атомы водорода и гелия, при этом вещество отделяется от излучения, которое охлаждается по мере расширения Вселенной.
«Горячая модель» предсказывает, что отделившееся излучение охладилось к нашему времени до низких температур и, следовательно, должно наблюдаться в микроволновом спектральном диапазоне. В 1965 году оно действительно было зарегистрировано американскими учеными и названо «реликтовым тепловым излучением». Таким образом, достоверность «горячей модели» Большого взрыва была подтверждена еще одним важным экспериментальным результатом, связывающим развитие Вселенной с эволюцией ее материи.
На рисунке 2 схематически показана эволюция материи Вселенной во времени, начиная с элементарных частиц до образования атомов, из которых формируются звезды и планеты.
Таким образом, к концу XX века имелось по крайней мере восемь экспериментальных фактов, подтверждающих достоверность космологической модели, что удивительно для столь глобальной и сложной физической теории. Она вошла в научную космологию и описывает, как возникли и эволюционируют Вселенная и ее материя. Модель развивается уже более 80-ти лет, названа «Стандартной космологической моделью» и формирует физическую картину мира, органически входя в общую систему знаний. Некоторые варианты этой модели предсказывают и конец развития Вселенной.
Такая Вселенная в целом обладает своими специфическими особенностями и поддается научному исследованию.
Рисунок 2 – Схема эволюции материи Вселенной согласно «Стандартной космологической модели
Явление, состоящее в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной получило название расширения Вселенной. Началом расширения Вселенной наука считает так называемый Большой взрыв. Явление было предсказано теоретически и обосновано А. Фридманом на раннем этапе разработки общей теорией относительности из общефилософских соображений об однородности и изотропности Вселенной. Экспериментально расширение Вселенной наблюдается в виде выполнения закона Хаббла.
Современные представления
На основании проведённых в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены измерениями реликтового излучения и другими источниками.
Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя ‑ как видимая, так и невидимая (тёмная материя1). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением. Её назвали «темной энергией».
По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию темной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность темной энергии. В конце концов, темная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность темной энергии остается почти неизменной (или точно неизменной – в варианте с космологической постоянной2).
Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий и станут для нас невидимыми.
Существуют различные гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что темная энергия приведёт к так называемому «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. Со временем тёмная энергия разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную.
С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому Взрыву». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.
Ускоренное расширение Вселенной было открыто в 1998 году при наблюдениях за сверхновыми типа Ia. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике за 2011 год.
Большой взрыв (англ. Big Bang) ‑ космологическая теория начала расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,13 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния (размеры Вселенной равнялись нулю ‑ она была сжата в точку).и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см³ (Планковская плотность)3.
Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.
Приблизительно через 10−35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время4 ‑ 10−43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции5. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая преобладала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.
Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу ‑ образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).
После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.
1 Темная материя – материя заполняющая пространство, которая подвержена гравитационному взаимодействию, но не излучает свет (и поэтому невидима для нас).
2 Космологическая постоянная – гипотетическая энергия и давление, однородно распределенные в пространстве. Происхождение и состав неизвестны.
3 Практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Многие учёные называют космологическую сингулярность «рождением» (или «сотворением») Вселенной. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана в числе прочих теорем о сингулярностях Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-х годов. Её существование является одним из стимулов построения альтернативных и квантовых теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.
4 Планковское время – время порядка 10-43 с – за которое свет проходит расстояние равное планковской длине. Интервал времени, ниже которого рушится обычное представление о времени.
Планковская длина – составляет около 10-33 см – порог длины, ниже которого возникает конфликт квантовой механики и общей теории относительности; размер, ниже которого рушатся обычные представления о пространстве.
5 Рассматривается в Инфляционной космологии – космологической теории, включающей в себя краткий период раннего этапа развития Вселенной, когда Вселенная испытывала колоссальное расширение с огромной скоростью.