Согласно общей теории относительности, опубликованной Альбертом Эйнштейном в 1915 -1916 гг., относительно не только пространство, но и время, которое образует с пространством четырехмерное пространство-время. Под действием распределенных в нем масс и энергии пространство-время искривляется. Похожим образом искривится плоская карта Земли, если мы захотим сделать глобус и наклеим ее на объемный шар. Кривизна пространства-времени постоянно меняется из-за того, что во Вселенной постоянно движутся различные тела и действуют физические силы. И наоборот, структура пространства-времени влияет на то, как эти тела движутся, а силы действуют.
«Московские новости» продолжают серию публикаций под кодовым названием «… или …?». Какими бы образованными мы ни были, всегда найдется тема, в которой мы «плаваем», хоть и виду не подаем. Проект «МН» — попытка ответить на вопросы из разных областей знания, которые интеллигентный человек порой и задать-то стесняется.
В 1922 году, основываясь на общей теории относительности и считая, что Вселенная изотропна (одинакова, в каком бы направлении и с какой бы точки мы ее ни наблюдали), советский математик и геофизик Александр Фридман создал модель расширяющейся Вселенной. В 1929 году правильность этой модели была подтверждена американским астрономом Эдвином Хабблом.
Еще Исаак Ньютон обнаружил, что если солнечный свет пропустить через прозрачную призму, то он распадется на составляющий его набор цветов — спектр (именно так получается радуга). Любое достаточно нагретое вещество излучает световые волны со своим характерным спектром. Вид спектра — то, какие цвета и в каком количестве в нем присутствуют, или, наоборот, отсутствуют — зависит от химического состава вещества. При этом если источник света движется в сторону наблюдателя, спектр как бы «синеет», а если от наблюдателя — «краснеет». Это называется синим или красным смещением. Буквально: если черные линии на радужной полоске, полученной при анализе света далекой звезды (или даже целой галактики), сдвинуты в сторону синего — значит, звезда приближается, если в сторону красного — значит, удаляется.
Именно красное смещение в свете галактик обнаружил Хаббл. Кроме того, он установил, что величина красного смещения не случайна, а пропорциональна расстоянию между галактикой и Солнечной системой. Это значит, что чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется.
Из общей теории относительности и модели Фридмана следует, что в самом начале существования Вселенной вся составляющая ее материя была сосредоточена в одной точке — точке сингулярности, откуда и начала свой разлет. А так как во Вселенной постоянно происходят различные взрывы, то Фридман предположил, что и началом ее существования стал взрыв. Сначала эта теория называлась «динамической эволюционной моделью», однако благодаря британскому астроному Фреду Хойлу, на своей лекции в 1949 году уничижительно применившему к ней термин “Big Bang”, получила название «теории Большого взрыва». (Сам Хойл, скорее всего, имел в виду «Большой Бум»).
В 1948 году американский астрофизик Георгий Гамов дополнил модель Фридмана теорией «горячей Вселенной». Если Фридман считал, что первичное вещество, заполнившее Вселенную сразу после взрыва, было очень плотным, то Гамов предположил, что оно было еще и очень горячим. Очень горячая Вселенная должна была очень сильно светиться, и этот свет мог сохраниться до сих пор, только в виде микроволнового излучения (из-за уже знакомого нам красного смещения). Такое излучение было случайно обнаружено в 1964 году американскими радиоастрономами Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном и впоследствии названо реликтовым. Так как реликтовое излучение однородно во всех направлениях, его существование подтверждает также и предположение Фридмана о том, что Вселенная выглядит во всех направлениях одинаково.
Примечательно, что с древних времен и до совершения Хабблом своих открытий научная общественность, включая самого Эйнштейна, считала Вселенную стационарной, то есть неизменной. Эйнштейн даже ввел в свои уравнения гравитационного поля дополнительный параметр — «космологическую постоянную». Эта постоянная описывала некую силу антигравитации, которая, в отличие от всех других сил, не исходила от какого-то конкретного источника, а была как бы «встроена» в само пространство-время. Иначе, согласно его же общей теории относительности, Вселенная должна была бы довольно быстро «схлопнуться» обратно в сингулярность. Впоследствии, когда доминирующей стала модель Фридмана, Эйнштейн назвал эту постоянную одной из самых больших своих ошибок. Однако в наше время выяснилось, что космологическая постоянная, возможно, играет важнейшую роль в эволюции Вселенной.
Вообще говоря, основываясь на предположениях Фридмана, можно построить не одну, а три модели Вселенной. В каждой из них Вселенная расширяется, но делает это по-разному. В первой модели (которую как раз и предложил Фридман) скорость расширения настолько мала, что гравитационное притяжение между галактиками постепенно его замедляет, а потом и совсем останавливает. Под действием все той же гравитации галактики начинают двигаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься, пока не придет в новую точку сингулярности. Во второй модели скорость расширения Вселенной настолько велика, что гравитация не в силах его остановить, хотя и может несколько замедлить. В этом случае галактики будут разбегаться друг от друга с постоянной скоростью. Наконец, согласно третьей модели, скорости расширения достаточно только для того, чтобы предотвратить обратное сжатие, она постоянно уменьшается, хотя и никогда не достигает нуля.
От того, какая из этих моделей соответствует нашей Вселенной, зависит ее дальнейшая судьба. Она или будет гравитационно замедляться, пока не сожмется сама в себя в Большом сжатии, или будет вечно расширяться, пока, например, все виды энергии в ней не перейдут в тепловую, что приведет к тепловой смерти Вселенной. Возможно также, что расширения и сжатия Вселенной будут чередоваться одно за другим, и Вселенная будет пульсировать.
Мы не ставим перед собой цель дать всеобъемлющее изложение той или иной научной проблемы. Мы ищем интересные факты и пытаемся излагать сложные темы максимально просто с минимальными потерями. Приятного чтения!
Чтобы определить судьбу Вселенной, нам необходимо знать, каковы сейчас ее скорость расширения и средняя плотность. Если эта плотность будет меньше, чем некоторое критическое значение, определяемое скоростью расширения, то притяжение между галактиками будет слишком слабым, чтобы остановить их разлет. Если же плотность будет больше критического значения, то расширение рано или поздно сменится сжатием. Однако на данный момент мы не можем достаточно точно определить ни скорость расширения Вселенной, ни плотность ее вещества. Единственное, что мы знаем, — это что Вселенная расширяется примерно на 5-10% за каждый миллиард лет, а суммарная масса всех видимых нам звезд всех известных галактик и содержащейся в них темной материи составляет примерно десятую долю того, что необходимо для остановки расширения. Так что, похоже, Вселенная будет расширяться вечно.
В конце 1990-х годов на основе ряда источников (наблюдения света так называемых сверхновых звёзд типа Ia, измерений реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва) был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Появляется еще одна теория расширения — «ΛCDM-модель». В ней Вселенная заполнена, помимо всего прочего, темной энергией, описываемой космологической постоянной Эйнштейна. Однако расхождения между теоретическими значениями этой постоянной и тем, что удалось измерить, настолько велики, что привели к возникновению так называемой «Проблемы космологическкой постоянной»
До сих пор не создано полной объединенной теории всего на свете — «Теории Всего». Существующие частные теории описывают лишь ограниченный набор событий, оставляя без рассмотрения те моменты, которые они не в состоянии объяснить. Так, например, современная физика не в состоянии (хотя и пытается) сказать, что было до Большого взрыва и в сам его момент, потому что в сингулярности перестают действовать известные нам физические законы. Вопрос о конечности Вселенной также открыт. Из первой модели Фридмана следует, что пространство-время конечно, но не имеет границ, как бы замкнуто само на себя, как поверхность сферы. Из других — что пространство-время бесконечно. Однако в том, что Вселенная в данный момент расширяется, похоже, уверено подавляющее большинство современных ученых (за исключением немногих оставшихся приверженцев теории стационарной Вселенной, плохо согласующейся с наблюдениями). Поэтому, если вам предлагают хорошую работу в соседней галактике, учтите, что ваши траты на горючее будут постоянно расти.