SETI: Поиск Внеземного Разума: читать начало книги онлайн

Однородность Вселенной в больших масштабах — это ее важнейшее свойство, с однородностью связано расширение Вселенной — факт, имеющий ключевое значение для понимания истории ее развития. С расширением Вселенной мы и познакомимся в следующем параграфе.

2.2. Эволюция Вселенной

Одна из важнейших (может быть, самая важная!) особенность астрономии XX века состоит в том, что она стала «насквозь» эволюционной. В течение веков в европейской культуре господствовало представление о стабильности Вселенной. В отличие от изменчивого мира земной природы, Небеса представлялись эталоном неизменяемости, царством непреходящего порядка, существующего от Вечности. Начиная с Канта, эволюционные идеи проникают в астрономию, но они касаются происхождения и эволюции отдельных небесных объектов: происхождение Солнечной системы, эволюция звезд и т.д. Что же касается Вселенной в целом, то она остается неизменной и «безразличной» по отношению к любым локальным изменениям, происходящим в отдельных ее частях — подобно кристаллу, на неизменности и совершенстве которого не сказываются внутренние молекулярные движения. Во второй четверти XX века эти представления подверглись глубочайшему изменению. «XIX век покончил с метафизической традицией в истории и биологии. На долю XX века выпало обосновать эволюционную точку зрения для мира как целого»[121]. Решающую роль здесь сыграло открытие фундаментального факта расширения Вселенной и появление космологических теорий эволюции Вселенной как целого. Наряду с возникшей позже, уже во второй половине века, теорией самоорганизации материи[122], которая вводит эволюционные представления в физику, космология расширяющейся Вселенной открыла путь к становлению идеи глобального эволюционализма.

2.2.1. Вселенная расширяется

Расширение Вселенной было открыто Э. Хабблом в 1929 г. по наблюдениям с 2,5-метровым телескопом обсерватории Маунт Вилсон. Это открытие основано на результатах измерения лучевых скоростей галактик. Лучевой скоростью называется составляющая полной скорости, направленная вдоль луча зрения наблюдателя. Она определяется по доплеровскому смещению спектральных линий. Если галактика удаляется от нас, все линии в ее спектре смещены в сторону красного конца, т. е. длины волн их возрастают; если галактика приближается к нам, линии смещаются к фиолетовому концу, длины волн их убывают. Величина смещения Δλ зависит от лучевой скорости галактики Vr . Если эта скорость много меньше скорости света, то

здесь с — скорость света, λнабл— наблюдаемая длина волны, λ — лабораторная длина волны, т. е. длина волны линии в случае неподвижного источника. Зная из наблюдений величину Δλ, можно определить лучевую скорость Vr .

В конце 1920-х годов в измерение лучевых скоростей галактик включилась Маунт Вилсоновская обсерватория. Спектры галактик на 2,5-метровом телескопе получал М. Хьюмасон, а расстояния до них по наблюдениям на том же телескопе определял Хаббл. В 1929 г., накопив достаточный наблюдательный материал, Хаббл сопоставил данные о лучевых скоростях галактик с расстояниями до этих галактик. Оказалось, что скорость удаления галактик пропорциональна расстояниям до них (рис. 2.2.1). Чем дальше расположена галактика, тем с большей скоростью она удаляется от Солнца:

Эту зависимость, в честь ее первооткрывателя, стали называть законом Хаббла, а коэффициент пропорциональности — постоянной Хаббла (Hubble), которую стали обозначать буквой Н. Это одна из фундаментальных космологических постоянных. В настоящее время закон Хаббла проверен по огромному числу удаленных галактик и квазаров (рис. 2.2.2). Справедливость его подтверждается наблюдениями в разных диапазонах волн от радиодиапазона до рентгеновского.

Рис. 2.2.1. Зависимость между лучевой скоростью галактик и расстоянием до них, полученная Э. Хабблом

Рис. 2.2.2. Зависимость между красным смещением и видимой звездной величиной галактик (закон Хаббла). По данным Сендиджа и Таммана, 1981 г. черный прямоугольник в левом нижнем углу соответствует области данных, доступных Хабблу в 1929 г.

Закон Хаббла означает, что вся наблюдаемая система галактик расширяется. На первый взгляд, может показаться, что, поскольку все галактики удаляются от Солнца, — наша Галактика, вместе с Солнцем, расположена в центре этого расширяющегося роя. Но на самом деле это не так. Если две галактики удаляются от третьей со скоростями, пропорциональными расстояниям до этой галактики, то и скорость их взаимного удаления также пропорциональна расстоянию между ними[123]. Поэтому наблюдатель, в какой бы галактике он ни находился, будет видеть, что другие галактики разбегаются от него со скоростями, пропорциональными расстояниям до этих галактик. Вся система галактик напоминает разлетающийся из улья пчелиный рой, или расширяющееся облако газа. В одной популярной книге я прочел сравнение с пирогом, нашпигованным изюмом: когда пирог печется, он поднимается, расстояние между изюминками возрастает. Можно представить себе также резиновый шар с металлическими заклепками, укрепленными на его поверхности; если надувать шар, поверхность его расширяется и расстояние между заклепками увеличивается.

Расширение Вселенной характеризуется величиной красного смещения:

При малых z, когда скорость расширения мала по сравнению со скоростью света, справедливо соотношение V = cz, совпадающее с формулой (2.1). В этом случае, в соответствии с законом Хаббла, имеется линейная зависимость между c и z. На больших расстояниях, когда скорость расширения становится сравнимой со скоростью света, соотношение V = cz не выполняется и, соответственно, зависимость между красным смещением и расстоянием отклоняется от линейной. В этом случае надо пользоваться формулами теории относительности[124], из которых следует, что при V = с z = ∞.Таким образом, z может принимать любые значения от 0 до ∞. Максимальное значение z, которое использовал Хаббл в 1929 г., составляло 0,004, в настоящее время наблюдаются квазары, для которых z > 5. Чем больше z, тем дальше от нас находится наблюдаемый объект, тем дальше в прошлое отстоит момент излучения наблюдаемого нами света. Таким образом, красное смещение характеризует как распределение объектов в пространстве в заданный момент времени, так и распределение их во времени, т. е. позволяет проследить историю Вселенной.

Несмотря на необычность результата, полученного Хабблом, он не был полностью неожиданным: предсказание о расширении Вселенной вытекало из космологических моделей, построенных на основе общей теории относительности А. Эйнштейна.

Задача об эволюции Вселенной в общем виде — без априорных предположений о ее стационарности или об отсутствии вещества — была решена советским математиком А. А. Фридманом в 1922 г. Единственное условие, которое Фридман положил в основу своей теории, это предположение об однородности и изотропии Вселенной. Однородность означает равномерное распределение вещества во Вселенной в больших масштабах. Как мы видели в предыдущем параграфе, это предположение подтверждается астрономическими наблюдениями. Изотропия утверждает равноценность всех направлений в пространстве. Оба предположения кажутся вполне естественными (самыми простыми) и в дальнейшем они полностью подтвердились. Основной вывод, который вытекает из полученного Фридманом решения космологических уравнений, состоит в следующем: материя во Вселенной в больших масштабах не может находиться в покое, Вселенная в целом является нестационарной, она может либо расширяться, либо сжиматься[126].

Работа Фридмана имела выдающееся значение. Эйнштейн не сразу согласился с Фридманом, но затем дал высокую оценку его работе, отметив фундаментальную важность теоретического вывода о нестационарности Вселенной[127]. А. А. Фридман умер в 1925 г., не дожив всего несколько лет до триумфа своей теории. Несмотря на признание и высокую оценку Эйнштейна, его работа на многие годы выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков.

В 1927 г. аббат Ж. Леметр, бельгийский астроном (ученик Эддингтона), независимо от Фридмана получил решение космологических уравнений и подтвердил вывод о нестационарности Вселенной. Таким образом, к концу 1920-х годов в космологии были получены очень важные результаты, касающиеся эволюции Вселенной. Тем не менее они не привлекли внимание астрономов. Анализируя это обстоятельство, А. С. Шаров и И. Д. Новиков отмечают, что одна из причин состояла в сложности теории и разобщенности между теоретиками и наблюдателями. Другая причина, по их мнению, — «психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше и дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне менявших их представление о Вселенной»[128]. Вот почему такое большое значение имеет работа Хаббла, экспериментально подтвердившая факт расширения Вселенной. Это открытие, несомненно, является крупнейшим достижением естествознания XX века.

Необходимо отметить, что расширение Вселенной никак не влияет на отдельные тела: расстояние между галактиками увеличивается, но размеры самих галактик (а тем более звезд и планет) остаются без изменения — подобно тому, как не меняются размеры пчел в разлетающемся рое или размеры молекул в расширяющемся облаке газа. То есть гравитационно связанные тела в расширяющейся Вселенной не подвержены космологическому расширению.

Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, расстояние между галактиками увеличивается, то ясно, что в прошлом они были расположены ближе друг к другу и размер наблюдаемой Вселенной (Метагалактики) был меньше. Следовательно, средняя плотность вещества была выше, т. е. условия во Вселенной в прошлом отличались от тех, которые имеют место в настоящее время. Но насколько велико это различие? Закон Хаббла сам по себе не дает ответа на этот вопрос. Здесь необходима помощь теории. Мы должны обратиться к космологическим моделям и выбрать ту из них, которая лучше соответствует наблюдениям.

Простейшей и, как казалось, наилучшим образом соответствующей наблюдениям является модель Фридмана однородной изотропной Вселенной с Λ-членом, равным нулю. В этой модели действуют только силы гравитации[129]. Если в некоторый момент остановить расширение Вселенной, то в следующий момент под действием гравитации она начнет сжиматься. Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, значит, когда-то в прошлом, в какой-то начальный момент времени, по причине, о которой мы пока ничего не знаем, частицы вещества приобрели скорость разлета, подобно облаку газа, образовавшемуся при взрыве. В дальнейшем Вселенная расширялась по инерции, а силы тяготения тормозили расширение. Динамика Вселенной зависит от соотношения между начальной скоростью и силами тяготения, которые определяются средней плотностью вещества во Вселенной. Если плотность не превышает некоторого критического значения (ρ ≤ ρ_кр), то силы тяготения не в состоянии остановить расширение, и Вселенная будет расширяться неограниченно. Если ρ > ρ_кр то силы тяготения останавливают расширение; в некоторый момент постоянно уменьшающаяся скорость расширения обращается в нуль, после чего Вселенная начинает сжиматься.

Рис. 2.2.3. Изменение масштабного фактора в модели Фридмана с Λ-членом, равным нулю. По горизонтальной осин отложено время, по вертикальной масштабный фактор a(t): l — ρ < ρкр ; 2 — ρ = ρкр ; 3 — ρ > ρкр . Угол наклона касательном к кривым в любой точке этого графика определяет скорость расширения Вселенной в соответствующий момент времени. t0 — современный момент времени. Отрезок Λt0 определяет хаббловское время 1/Н0 для открытой модели (при ρ < ρкр)

На рис. 2.2.3 показано, как изменяется с течением времени масштабный фактор a(t) в рассматриваемой модели. Поскольку расстояние между любыми точками в расширяющейся Вселенной пропорционально масштабному фактору (r(t) = r0а (t)), то аналогичным образом будет меняться расстояние между двумя любыми далекими галактиками, радиус Метагалактики и, вообще, радиус любой достаточно большой сферы, выделенной во Вселенной.

Критическая плотность, от которой зависит характер расширения Вселенной, определяет также геометрию Мира. При ρ > ρ_кр мы имеем, как и в модели Эйнштейна, замкнутый мир постоянной положительной кривизны, в котором выполняется геометрия Римана. При ρ = ρ_кр Вселенная пространственно бесконечна, кривизна пространства равна нулю, следовательно, в этом случае справедлива евклидова геометрия. Наконец, при ρ < ρ_кр Вселенная тоже открыта: она бесконечно простирается во все стороны, кривизна ее постоянна и отрицательна; это мир, в котором выполняется геометрия Лобачевского. Таким образом, открытая Вселенная расширяется неограниченно, а в замкнутой Вселенной расширение сменяется сжатием; в момент остановки, когда скорость расширения становится равной нулю, радиус кривизны (и объем) Вселенной достигает максимального значения, а затем начинает уменьшаться.

Какой же сценарий имеет место в действительности? Это зависит от отношения ρ/ρ_кр . В современную эпоху ρ > ρ_кр≈ 10^-29 г/см³. Средняя плотность светящегося (наблюдаемого) вещества, как мы видели, составляет 3 • 10^-31 г/см³. Эта величина приблизительно в 30 раз меньше критической. Если бы во Вселенной никакого другого вещества не было, мы бы имели вариант открытого бесконечно расширяющегося мира, для которого на больших масштабах справедлива геометрия Лобачевского.

Однако помимо этой наблюдаемой материи во Вселенной существует материя, которая непосредственно не наблюдается, а проявляет себя только гравитационным воздействием. Часть ее может быть обусловлена обычным веществом, сосредоточенном в «коричневых» карликах (о которых мы упоминали в п. 2.1.3), но доля его невелика. Считается, что обычное вещество, как наблюдаемое, так и ненаблюдаемое, составляет не более 5 % массы Вселенной (или даже еще меньше), остальные 95 % приходится на долю так называемой темной материи или скрытой массы.

[121] Сахаров А.Д. Симметрия Вселенной /Будущее науки.—М.: Знание, 1968. С. 76.

[122] Нелинейная термодинамика И. Пригожина, синергетика Г. Хакена.

[123] Если V12= Hr12 и V13 = Hr13 , то V23 = Нr13 — Нr12 = Нr23 .

[124] При не очень сильных полях тяготения можно пользоваться формулой специальной теории относительности :.

[126] В уравнениях Фридмана, как и в уравнениях Эйнштейна, имеется Λ-член. Фридман положил его равным 0. Однако это допущение не обязательно. Существуют модели с Λ-членом, не равным 0, все они дают нестационарное решение (Вселенная или расширяется, или сжимается). Эта модели также называют фрцдмановскими. Принимая те или иные значения параметров, получаем различные конкретные модели эволюции Вселенной. Так, при ρ = 0 получаем модель де Ситтера, при Λ = 0 — модель Фридмана, а при ускорении, равном нулю, — модель Эйнштейна. В этом смысле, как отмечает И. Д. Новиков, и модель де Ситтера, и модель Эйнштейна являются частными предельными случаями фридмановских моделей (Новиков И.Д. Как взорвалась Вселенная, с. 24). Можно сказать, что модель Эйнштейна является частным случаем фридмановских моделей, как покой является частным случаем движения.

[127] По мнению советских историков астрономии А. И. Еремеевой и Ф. А. Цицина, «исторически соотношение имен “Фридман-Эйнштейн” повторило другое великое сочетание “Кеплер-Коперник”. Как и Кеплер, Фридман разрушил господствовавший в его время принцип космологии. Во времена Кеплера это была... всеобщая “одержимость округленностью”; во времена Фридмана — принцип стационарности Вселенной». (История астрономии. — М.: 1989. С. 278.)

[128] Шаров А.С., Новиков И.Д. Человек, открывший взрыв Вселенной. — М.: Наука, 1989. С. 74-75.

[129] В теории горячей Вселенной учитывается также давление (см. п. 2.2.2.), но на поздних стадиях расширения оно несущественно.