Г Л А В А 8

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТИНА МИРА

Астрономия является древнейшей наукой, возникшей из практических потребностей человека, связанных с необходимостью определения местоположения на поверхности Земли, счёта времени, предсказания сезонных явлений и других. Термин «астрономия» в переводе с греческого означает науку о законах поведения звёзд (astron

– звезда, nómos – закон). В настоящее время астрономия представляет собой науку о строении и развитии любых космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом.

8.1. Общие представления о Вселенной и её происхождении

С точки зрения современной науки Вселенная – это вся окружающая нас часть материального мира, доступная наблюдению. Вселенная содержит разнообразные типы объектов, различающиеся размерами и массой, – от элементарных частиц, атомов и молекул в малых масштабах до планет, звёзд, галактик, скоплений галактик и дисперсионного вещества (газа, пыли) в больших масштабах, а также физические поля (гравитационное, электромагнитное и др.). В данной главе рассматриваются свойства той части Вселенной, которая окружает планету Земля. Мы будем пользоваться также понятием «космос», который включает в себя весь мир, окружающий планету Земля. В этом смысле Вселенная – доступная часть космоса. Астрономия как наука о строении и развитии космических тел и всей Вселенной включает два раздела: космогонию и

космологию. Космогония – учение о происхождении и эволюции космических тел и их систем (планет и Солнечной системы в целом, звёзд, галактик и т. д.). Космология – учение о Вселенной как целом, основанное на исследовании той её части, которая доступна для астрономических наблюдений. Теоретическим фундаментом современной космологии являются общая теория относительности и квантовая теория поля.

8.1.1. Модели нестационарной Вселенной

Первой космологической моделью Вселенной принято считать модель, созданную в 1917 году Эйнштейном на основе теории гравитации. Эйнштейн вслед за Ньютоном считал, что звёзды по отношению друг к другу находятся в стационарном положении. Но объяснить такое положение звёзд одними силами тяготения затруднительно. Поэтому Эйнштейн модифицировал общую теорию относительности, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную, которая должна была в математической форме отобразить наличие сил отталкивания, природа которых оставалась неясной. Фактически он ввёл новую «антигравитационную» силу, которая в отличие от других сил не порождалась каким-либо источником, а была заложена в саму структуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространство-время само по себе всегда расширяется и этим расширением точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается статической. Данная модель, характеризующая статическую Вселенную, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

Важный шаг в направлении решения космологических проблем сделал в 1922 году профессор Петроградского университета А.А.Фридман (1888–1925). Изучая уравнения общей теории относительности Эйнштейна, Фридман показал, что они приводят к гравитационной неустойчивости Вселенной, т. е. Вселенная не может находиться в стационарном состоянии. В зависимости от средней плотности вещества и излучения во Вселенной возможны три модели её эволюции, получившие название моделей Фридмана.

В первой модели, открытой самим Фридманом, предполагается, что масса вещества и излучения во Вселенной больше некоторой критической. Тогда в соответствии с общей теорией относительности Вселенная должна расширяться, причём скорость расширения оказывается небольшой, что позволяет за счёт работы сил гравитационного притяжения между различными космическими объектами замедлять расширение Вселенной до его полного прекращения. После этого космические объекты начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься. Во второй и третьей модели, когда масса вещества и излучения во Вселенной равна и меньше критической соответственно, Вселенная должна неограниченно расширяться.

Следующий важный шаг в познании строения Вселенной был сделан в 1924 году, когда американский астроном Э.Хаббл (1889–1953) показал, что наша Галактика не единственная. На самом деле существует много других галактик (чётко ограниченных, гравитационносвязанных звёздных систем, расположенных вне нашей Галактики, в то

время называемых туманностями), разделённых огромными областями пустого пространства.

Основываясь на модели расширяющейся Вселенной, бельгийский аббат и учёный Ж.Леметр в 1927 году показал, что в прошлом, когда Вселенная имела минимальные размеры, плотность вещества Вселенной достигала 1093 г/см3. Вещество в таком сверхплотном состоянии было названо Леметром протоатомом, а его состояние – сингулярным (от англ. singularity – оригинальность, своеобразие). По каким-то причинам протоатом оказался в неустойчивом состоянии и взорвался, что явилось причиной расширения Вселенной. Концепция эволюции Вселенной, основанная на предположении о взрыве протоатома, получила название концепции Большого Взрыва.

В 1929 году Хаббл по красному смещению спектральных линий в спектре излучения галактик обнаружил, что расстояния между галактиками всё время увеличивается. А это означало, что теоретический вывод Фридмана о расширении Вселенной получил экспериментальное подтверждение. Хаббл установил эмпирический закон, согласно которому скорость удаления галактики v прямо пропорциональна расстоянию r до неё,

аименно:

v= Hr ,

где H – постоянная Хаббла.

Из результатов наблюдения расширения Вселенной следует, что скорость разбегания галактик по разным источникам увеличивается на (50 – 100) км/с на каждый

миллион парсек (1 парсек равен 3,26 светового года; световой год – это расстояние, проходимое светом в вакууме за 1 земной год). Тогда постоянная Хаббла должна

называется космологическим временем, определяющим возраст Вселенной. Расчёт τ показывает, что возраст Вселенной составляет приблизительно 10 – 20 млрд лет. Согласно последним исследованиям возраст Вселенной оценивается в 13,7 млрд лет.

В соответствии с моделью Фридмана, основанной на общей теории относительности, в момент Большого Взрыва плотность вещества и кривизна пространства-времени должны быть бесконечными. Это означает, что Вселенная в это время представляет собой сингулярную (особую) точку. При таком условии общая теория относительности неприменима для описания поведения Вселенной. Следовательно, даже если бы перед Большим Взрывом происходили какие-нибудь события, по ним нельзя было бы спрогнозировать будущее, так как в точке Большого Взрыва возможности предсказания свелись бы к нулю. Точно так же, зная только то, что произошло после Большого Взрыва, мы не сможем узнать, что происходило до него. Это даёт основание считать началом отсчёта времени момент Большого Взрыва.

Произведение скорости света на время жизни Вселенной определяет так называемый радиус космологического горизонта, расчёт которого даёт значение