НА ГЛАВНУЮТЕКСТЫ КНИГ БКАУДИОКНИГИ БКПОЛИТ-ИНФОСОВЕТСКИЕ УЧЕБНИКИЗА СТРАНИЦАМИ УЧЕБНИКАФОТО-ПИТЕРНАСТРОИ СЫТИНАРАДИОСПЕКТАКЛИКНИЖНАЯ ИЛЛЮСТРАЦИЯ

Библиотечка «За страницами учебника»

Как взорвалась вселенная (серия «Квант» №68). Новиков И. Д. — 1988 г.

Библиотечка «Квант» № 68
Игорь Дмитриевич Новиков

Как
взорвалась
вселенная

*** 1988 ***



DjVu


PEKЛAMA Заказать почтой 500 советских радиоспектаклей на 9-ти DVD. Подробности...

Выставлен на продажу домен
mp3-kniga.ru
Обращаться: r01.ru
(аукцион доменов)



 


      В человеческой истории стремление «счесть звезды», иначе говоря, построить картину мира, никогда не давало людям покоя, и, как бы ничтожна ни была сумма людских знаний, всегда находились среди мыслящего человечества... мудрецы, пытающиеся на основании на учных данных воссоздать картину мира.
      Читатель, конечно же, знает, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Установление этого удивительного факта явилось одним из основных достижений науки XX века. «Но неужели Вселенная взорвалась?— спросит читатель,— и если да. то как и почему это произошло?» К ответам на эти вопросы подошла современная космология — наука о Вселенной.
      Идея нестационарности Вселенной вызывала в недалеком прошлом и насмешки, и нападки. Это не удивительно. Каждое новое завоевание науки проходит такой период. Однако в данном случае вопрос касался природы всего окружающего мира, затрагивал вопросы мировоззрения. Острота противоречия заключалась еще в том, что идея пеизменной гармонии мира казалась на протяжении тысячелетий незыблемой и в науке (несмотря на смену одних учений другими), и в искусстве, отражавшем эмоции и впечатления людей. «Небеса длятся от вечности к вечности»— это изречение, пожалуй, точно отражает осознанное или подсознательпое ощущение материалиста прошедших исторических эпох, когда он задумывался об окружающем мире. Изучение систем небесных тел со строгим движением по определенным орбитам только укрепляло такое убеждение. Мы живем в одной из подобпых систем — Солнечной системе, являющейся образцом стабильности. Недаром небесная механика законно тордптся предсказанием положений планет на тысячелетия вперед со скрупулезной точиостыо. Мир d целом представлялся каким-то подобием очень сложных идеальных часов с вечным круговоротом бесчисленных колесиков. Идеи возникновения и развития в астрономии до XX века были либо слишком робки и не подготовлены, либо попросту наивны. Нестационарность Вселенной теоретически предсказал советский математик А. А. Фридман в 1922—1924 гг., открыл расширение Вселенной американский астрофизик Э. Хаббл в 1929 г. Картина неизменной Вселенной рухнула. «Идея была величественная, но создавала какое-то ощущение неудобства»,— пишет об открытии расширения Вселенной канадский писатель-юморист и ученый-экономист С. Ликок.
      К нашему времени сомнения о расширении Вселенной давно отпали. Ученые старшего поколения привыкли к этому «несуразному» на первый взгляд факту. Новые поколения, живущие в бурное время самых удивительных открытий второй половины XX века, и вовсе не видят в нестациопарцости Вселенной чего-то неприемлемого для здравого смысла.
      О расширяющейся Вселенной написано много популярных книг (в том числе и книг автора). Писать еще раз только об этом вряд ли стоило бы.
      Однако в последние годы космология подошла к решению грандиозных вопросов, еще недавно бывших совершенно недоступными для серьезного исследования. Почему Вселенная начала расширяться? Каковы были тогда свойства пространства и времени? Какими процессами в момент начала расширения объясняются самые общие (и, как мы увидим, весьма удивительные) свойства Вселенной? Почему во Вселенной есть вещество? Существуют ли другие Вселенные? И, наконец, почему Вселенная именно такая, какой мы ее наблюдаем, а не обладает иными свойствами? Чем закончится наблюдаемый нами Большой взрыв? Этот список можно продолжить.
      Далеко не все перечисленные вопросы решены до конца. Большинство из них — поле самой активной работы специалистов. Цель данной книги — доступно, насколько это возможно, рассказать 6 том, что уже сделано, что и как делается. Разумеется, при этом необходимо касаться и некоторых вопросов самой теории расширяющейся Вселенной, более пли менее подробно описанных ранее. Без этого было бы непонятно многое из того, о чем говорится т этой кнпге. Основная задача предлагаемой книги — провести читателя к первым мгновениям удивительного мира, который мы наблюдаем сегодня.
      Кппга рассчитана на школьников старших классов, студентов, всех интересующихся современными достижениями одного из наиболее интригующих разделов пауки. У читателя не предполагается никаких специальных знаний, кроме знания обычных школьных программ по физике, астрономии и математике.
      Стремление представить структуру всего окружающего мара всегда являлось одной из насущных потребностей развивающегося человечества. Как устроен мир? Почему существует? Откуда взялся? — это примеры вечных вопросов. Их задавали себе люди и тогда, когда настоящей науки еще не было, и потом, когда зарождающееся и набирающее силу знание начало свое бесконечное движение в отыскании истины.
      На каждом историческом этапе у людей были различные господствующие представления о Вселенной. Эти представления отражали тот уровень знаний и опыт изучения природы, который достигался на соответствующем этапе развития общества. По мере того как расширились пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологические представления. Первой космологической моделью, имеющей математическое обоснование, можно считать геоцентрическую систему мира К. Птолемея (II век и. э.). В системе Птолемея в центре Вселенной была неподвижная шарообразная Земля, а вокруг нее обращалась Луна, Солнце, планеты, движимые сложной системой окружностей— «эпициклов» и «дифферентов», и, наконец, все это было заключено в сферу неподвижных звезд. Подчеркнем, что система претендовала на описание всего материального мира, т. е. была именно космологической системой. Как бы наивно с нашей сегодняшней точки зрепия ни выглядел этот «весь мир», необходимо отметить, что в ней было рациональное зерно — кое-что эта система описывала в основном правильно. Конечно, правильное описание касалось не всего мира, всей Вселенной, а только лишь маленькой его части. Что же в этой системе было правильным? Правильным было представление о нашей планете как о шарообразном теле, свободно висящем в пространстве; правильным было то, что Луна обращается вокруг Земли. Все остальное, как выпенилось, не соответствовало действительности. Наука тогда была еще в таком состоянии, что, за исключением отдельных гениальных догадок, не могла выйти за рамки системы Земля — Луна. Система мира Птолемея господствовала в науке около 1,5 тысячи лет. Затем ее сменила гелиоцентрическая система мира Н. Коперника (XVI век п. э.).
      Революция, произведенная в науке учением Коперника, связана в первую очередь с тем, что наша Земля была признана рядовой планетой. Исчезло всякое противопоставление «земного» п «небесного». Система Коперника также считалась .системой «всего мира». В центре мира было Солнце, вокруг которого обращались планеты. Все это охватывала сфера иеподвюкпых звезд.
      Как мы знаем теперь, в действительности система Коперника была вовсе не «системой мира», а схемой строения Солнечной системы, и в этом смысле была правильной.
      В дальнейшем необычное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звездной Вселенной. Наконец, в начале XX века возникло представление о Вселенной как о мире галактик (метагалактики). При рассмотрении этой исторической цепочки смен космологических представлений ясно прослеживается следующий факт. Каждая «система мира» по существу была моделью наибольшей достаточно хорошо изученной к тому времени системы небесных тел. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля — Луна, система Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звездного мира В. Герше-ля и др. отражали некоторые черты строения нашей звездной системы—Галактик it. Но каждая из этих моделей претендовала в свое время на описание строения «всей Вселенной». Эта же тенденция на новом уровне прослеживается, как мы увидим, и в развитии современной космологии в XX веке.
      Как тут не вспомнить слова замечательного польского физика Мариана Смолуховского: «...поучительно следить за изменчивыми судьбами научных теорий. Они более интересны, чем изменчивые судьбы людей, ибо каждая из них включает что-то бессмертное, хотя бы частицу вечной истины,».
      Рассмотрим очень кратко, какие этапы прошло развитие науки о Вселенной уже в нашем столетии. Современная космология возникла в начале XX века после создания А. Эйнштейном релятивистской теории тяготения (общей теории относительности — ОТО).
      Первая релятивистская космологическая модель, оспованная на новой теории тяготения и претендующая на описание всей Вселенной, была построена А. Эйнштейном в 1917 г. Однако она описывала статическую Вселенную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.
      В 1922—1924 гг. советским математиком А. А. Фридманом были получены общие решения уравнений Эйнштейна, примененных к описанию всей Вселенной. Оказалось, что в общем виде эти решения описывают Все-ленпую, меняющуюся с течением времени. Звездные системы, заполняющие пространство, не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Мы увидим далее, что это является неизбежным следствием наличия сил тяготения, которые главенствуют в космических масштабах. Вывод Фридмана означал, что Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. Как уже было сказано в Предисловии, вывод этот означал коренную перестройку наших самых общих представлений о Вселенной и далеко не сразу был понят и принят даже наиболее передовыми умами человечества. В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл с помощью астрофизических наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Модели Фридмана являются основой всего последующего развития космологии. Как мы увидим далее, эти модели описывали механическую картину движения огромных масс Вселенной и ее глобальную структуру. Если прежние космологические построения призваны были описывать главным образом именно наблюдаемую теперь структуру Вселенной с неизменным в среднем движением миров в ней, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей. В частности, из этой теории следовало, что в далеком прошлом Вселенная была совсем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда на было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным и быстро расширялось. Только значительно позже из этого вещества возникли галактики и их скопления. Начиная с конца 40-х годов нашего века все большее внимание в космологии привлекает физика процессов на разных этапах космологического расширения.
      В это время Г. Гамовым была выдвинута так называемая теория горячей Вселенной. В этой теории рассматривались ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной в очень плотном веществе. При этом предполагалось, что температура вещества была велика (отсюда и название теории) и падала с расширением. Хотя в первых вариантах теории и были еще существенные недостатки (впоследствии они были устранены), она сделала два важных предсказания, которые могли быть проверены наблюдениями. Теория предсказывала, что вещество, из которого формировались первые звезды и галактики, должно состоять главным образом из водорода (примерно на 75%) и гелия (около 25%), примесь других химических элементов незначительна. Другой вывод теории состоял в том, что в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнитное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и температуры вещества. Это излучение, остывшее в ходе расширения Вселенной, было названо советским астрофизиком И. С. Шкловским реликтовым излучением. Оба предсказания теории блестяще подтвердились.
      К этому же времени (конец 40-х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных возможностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентгеновская, гамма-астрономия и др. Новые возможности появились и у оптической астрономии. Сейчас разными методами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков. Напомним, что парсек ,(пк)—единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 1018 см.
      В 1965 г. американские физики А. Пепзиас и Р. Вил-сон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие доказало справедливость теории горячей Вселенной.
      Современный этап в развитии космологии характеризуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеями здесь являются новые теоретические открытия в физике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии
      является проблема возникновения структуры Вселенной — скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося вещества.
      Современная космология построена трудами многих ученых всего мира. Мы отметим здесь важную роль научных школ, созданных в нашей стране академиками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лившицем, М. А. Марковым, И. М. Халатниковым.
      Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизических наблюдений в развитии современной космологий. Ее выводы и заключения проверяются прямыми или кос-1 венными наблюдениями.
      Сегодня мы можем судить о строении и эволюций наблюдаемой нами Вселенной с той же степенью надежности, с которой мы судим о строении и эволюции звезд, о природе других небесных тел.
      Напомним читателю, что звездные системы — галактики состоят из сотен миллиардов звезд. Их размеры часто достигают десятков тысяч парсеков. Галактики в свою очередь собраны в группы и скопления. Размеры крупных скоплений — несколько миллионов парсеков (Мпк). Имеются и еще большие по масштабам сгущения и разрежения в распределении галактик. Однако начиная с масштабов в несколько сотен миллионов парсеков и больше распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.
     
      1. КАК СТРОЯТ МОДЕЛИ ВСЕЛЕННОЙ
      Что значит построить модель Вселенной? Самый общий ответ на этот вопрос таков: необходимо найти уравнения, которым подчиняются параметры, характеризующие свойства Вселенной, и затем решить эти уравнения. Но как можно писать какие-то уравнения для всей Вселенной? В этом и следующих разделах мы покажем, как это делается. Разумеется, говоря слово «модель», мы подразумеваем, что будем выделять какие-то основные свойства, интересующие нас в первую очередь. Заранее очевидно, что каждое явление бесконечно многообразно и все его черты не может описать никакая система уравнений. Сказанное тем более справедливо для Вселенной. Поэтому обычный метод моделирования какого-либо явления — это выделение в нем главного, типичного.
      Когда мы говорим о Вселенной, нас в первую очередь интересует распределение вещества в самых больших масштабах и ее движение. Значит, нам предстоит построить математическую модель, описывающую распределение вещества в пространстве и его движение. Что касается распределения вещества в больших масштабах, то, как уже было сказано, его можно с хорошей точностью считать однородным по пространству. Нет во Вселенной и каких-либо выделенных направлений. Как говорят, наша Вселенная однородна и изотропна. Что определяет движение вещества в космических масштабах? Конечно же, это в первую очередь силы всемирною тяготения — они главенствуют во Вселенной. Их называют также силами гравитации.
      Итак, для построения модели Вселенной необходимо воспользоваться уравнениями тяготения. Закон всемирного тяготения был установлен И. Ньютоном. Его справедливость подтверждалась на протяжении веков самыми разнообразными астрономическими наблюдениями и лабораторными экспериментами. Однако А. Эйнштейн показал, чтозакон тяготения Ньютона справедлив лишь в сравнительно слабых полях тяготения. Для сильных же полей необходимо применять релятивистскую теорию гравитации — общую теорию относительности. Какие же поля следует считать достаточно сильными? Ответ таков; если поле тяготения разгоняет падающие в нем тела до скоростей, близких к ско- -рости света, то это сильное поле. Какова сила гравитационного поля во Вселенной? Легко показать, что поля там должны быть огромными.
      Будем считать вещество однородно распределенным в пространстве с плотностью р и мысленно выделим в нем произвольный шар радиуса R (рис. 1). Масса этого шара М = l/snR3р. Рассчитаем по закону Ньютона силу тяготения, создаваемую массой М на поверхности шара:
      Здесь G — постоянная тяготения Ньютона. Для получения последнего равенства в (1.1) вместо М подставлено приведенное выше ее выражение. Мы видим, что в однородной Вселенной сила F тем больше, чем больше R. Если для маленького шара она мала и может вычисляться по формуле Ньютона, то, когда мы рассматриваем все большие и большие R, сила растет неограниченно и становится очень большой. При этом необходимо ужо пользоваться уравнениями Эйнштейна.
      Как было сказано во Введении, А. А. Фридман воспользовался для построения модели Вселенной уравнениями Эйнштейна. Однако много лет спустя выяснилось, что для построения механики движения масс в однородной Вселенной нет необходимости использовать сложнейший математический аппарат теории Эйнштейна! Это было показано в 1934 г. Э. Милном и В. Маккри. Причина этой удивительной возможности состоит в следующем. Сферически-симметричпая материальная оболочка не создает никакого гравитационного поля во всей внутренней полости.
      Мы здесь покажем ото в случае теории Ньютона. Рассмотрим материальную сферу (рис. 2). Сравним силы тяготения, которые тянут тело массы т (находящееся в произвольной точке внутри сферы) в противо-
      положные стороны а и Ь. Направление линии аЪ, проходящей через т, произвольно. Эти силы создаются веществом, расположенным на участках сферы, вырезанных узкими конусами с одинаковыми углами при вершине. Площади площадочек, вырезаемых этими узкими конусами, пропорциональны квадратам высот этих конусов. Значит, площадь Sa площадочки а относится к площади Sb площадочки Ь как квадраты расстояний г0 и гь от т до поверхности:
      Следовательно, силы равны по абсолютной величине, направлены в противоположные стороны и уравновешивают друг друга. То же можно повторить и для любых других направлений. Значит, все противоположно направленные силы уравновешены, и результирующая сила, действующая на т, равна нулю. Точка, в которой расположено тело т, произвольна. Следовательно, внутри сферы действительно нет сил тяготения.
      Теперь обратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. Во Введении было сказано, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным. Мы везде в этом разделе будем рассматривать только большие масштабы и поэтому будем считать вещество однородным.
      Вернемся к рис. 1. Рассмотрим сначала силы тяготения, создаваемые на поверхности шара только веществом самого шара, и не будем пока рассматривать все остальное вещество Вселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения, создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима теория Ньютона для вычисления силы тяготения. Тогда галактики, находящиеся на граничной сфере, будут притягиваться к центру шара с силой, пропорциональной массе шара М и обратно пропорциональной квадрату его радиуса R.
      Теперь вспомним о всем остальном веществе Вселенной вне шара и попытаемся учесть силы тяготения, им создаваемые. Для этого будем рассматривать последовательно сферические оболочки все большего и большего радиуса, охватывающие шар. Но выше мы показали, что сферически-симметричные слои вещества никаких гравитационных сил внутри полости не создают. Следовательно, все эти сферически-симметричные оболочки (т. е. все остальное вещество Вселенной) ничего не добавят к силе притяжения, которое испытывает галактика А на поверхности шара к его центру О.
      Как уже было сказано, такой же вывод справедлив в в ОТО. Теперь ясно, почему для вывода законов движения масс в однородной Вселенной можно воспользоваться теорией Ньютона, а не Эйнштейна. Мы выбрали шар достаточно малым, чтобы была применима теория Ньютона для вычисления гравитационных сил. создаваемых его веществом. Массы остальной Вселенной, окружающие шар, на силы гравитации в данном шаре никак не повлияют. Но никаких других сил в однородной Вселенной вообще нет! Действительно, это могли бы быть только силы давления вещества. Но даже если давление есть ,(а мы увидим, что в далеком прошлом давление во Все-
      ленной было огромным), то оно не создает гидродинамической силы. Ведь такая сила возникает только при перепаде давления от места к месту. Вспомним, что мы не чувствуем никакой силы от большого давления нашей атмосферы из-за того, что внутри нас воздух создает точно такое же давление. Никакого перепада нет — нет и силы. Но наша Вселенная однородна. Значит, в любой момент времени и плотность р, и давление Р (если оно есть) везде одинаковы, и никакого перепада давлений быть не может.
      Итак, для определения динамики вещества нашего шара существенно только тяготение его массы, определяемое по теории Ньютона*).
      Но Вселенная однородна. Это значит, что все области ее эквивалентны. Шар мы выбрали в произвольном месте. Если мы определим движение вещества в данном шаре, найдем, как меняются в нем плотность, давление, то тем самым найдем изменение этих величин и в любом другом месте, во всей Вселенной. Это и является нашей задачей.
      KOHEЦ ФPAГMEHTA КНИГИ

 

 

НА ГЛАВНУЮТЕКСТЫ КНИГ БКАУДИОКНИГИ БКПОЛИТ-ИНФОСОВЕТСКИЕ УЧЕБНИКИЗА СТРАНИЦАМИ УЧЕБНИКАФОТО-ПИТЕРНАСТРОИ СЫТИНАРАДИОСПЕКТАКЛИКНИЖНАЯ ИЛЛЮСТРАЦИЯ

 

Яндекс.Метрика


Творческая студия БК-МТГК 2001-3001 гг. karlov@bk.ru