Космос становится больше. Хаббл. Расширение Вселенной

В 1823 году немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840) сформулировал парадокс, который следует из одной естественной мысли, приводящей нас прямо в сердце космологии. Представим, что галактики распределены по Вселенной более или менее гомогенно. Разделим окружающее нас пространство на слои, словно в луковице. Свет от удаленного слоя будет затухать пропорционально r². Но если в любой точке неба мы можем обнаружить звезду и если бы слоев было бесконечное множество, то мы на Земле по ночам видели бы сияющие небеса. Однако это не так. Самый простой способ разрешить этот парадокс — представить, что свет от удаленных галактик еще не успел дойти до нас.

Зато эти работы прочел Эйнштейн, тут же заявивший, что это решение неприемлемо. Такую же реакцию вызвала у него и работа Леметра, потому что она также противоречила статичной модели. Однако за этим последовала переписка Эйнштейна с Фридманом и устная дискуссия с Леметром, и наш швейцарец принял математическое дополнение своих уравнений, которое сделали эти двое ученых. Эйнштейн не считал, что Вселенная является именно такой, какой видели ее Фридман и Леметр, но признавал корректность их математических рассуждений, и это признание делает ему честь.

Вселенная Фридмана и Леметра расширялась, это расширение происходило (только на современном этапе и в недавнем прошлом) по закону, известному нам как закон Хаббла, v = H₀r. На самом деле это простое линейное уравнение было частью более общего уравнения, о котором мы уже говорили:

v→ = H(t)r→,

где H(t) — функция времени, которую эти модели позволяли найти на протяжении жизни Вселенной. Были описаны три типа Вселенной, и все они предполагают Большой взрыв (хотя сам этот термин появился гораздо позже), то есть начало Вселенной, которое Фридман назвал Erschaffung («творение»), а Леметр — «примитивным атомом» и даже «изотопом нейтрона» (он решил, что изначально существовали только нейтроны, распадающиеся на протон и электрон, — в то время были известны только эти частицы). Это были следующие модели.

1 .Закрытая Вселенная, в которой расширение прекращается и начинается сжатие, что приводит к коллапсу Вселенной, названному Большим сжатием (big crunch) — в противоположность Большому взрыву, кривизна этой Вселенной положительная.

2. Открытая Вселенная, в которой расширение длится бесконечно; ее кривизна отрицательная.

3. Критическая Вселенная, или Вселенная Эйнштейна — де Ситтера, или плоская Вселенная; ее кривизна нулевая. Эта самая простая модель, в ней расширение будет вечным, но в бесконечности его скорость стремится к нулю. Плотность типа р α t^-2, хотя в прошлом с z = 10000 (приблизительно) во Вселенной доминировал свет, а не материя, и плотность излучаемой энергии была пропорциональна t½.

Эйнштейн в конце концов принял модель Большого взрыва, особенно после разговора с Хабблом, хотя у него и вызывала сомнения терминология: само слово «космологический» (отцом которого считают Эйнштейна) и Большой взрыв, навевающий религиозные ассоциации.

Значительно позже парадокса Ольберса, в 1948 году, возникла теория, конкурировавшая с теорией Большого взрыва. Речь идет о теории стационарного состояния, предложенной Фредом Хойлом, Томми Голдом и Германом Бонди. Эта теория, сегодня опровергнутая, соперничала с теорией Большого взрыва в течение большей части XX века. Стационарная Вселенная, как это следовало из ее названия, находится в стационарном,неизменном состоянии, но она не статична, то есть можно было наблюдать движение — движение расширения, которое на тот момент подтверждалось наблюдениями. Уменьшение плотности при расширении компенсировалось постоянным созданием новой материи. Хойл использовал термин Большой взрыв (big bang), чтобы поиронизировать над моделями, в которых предполагалось, что Вселенная имела начало во времени и материя в ней при этом имела бесконечную плотность. Однако эта насмешка закрепилась в качестве названия теории Фридмана и Леметра, принятой впоследствии Эйнштейном. Пока решалась судьба теории Большого взрыва и теории стационарного состояния, одни связывали Большой взрыв с идей Бога-творца, а другие предпочитали атеистическую теорию стационарного состояния. Этот спор захватил очень многих.

Британский астроном Фред Хойл.

Виллем де Ситтер, один из самых уважаемых космологов- релятивистов.

Жорж Леметр, которому мы обязаны первой формулировкой теории Большого взрыва.

Альберт Эйнштейн во время посещения Маунт-Вилсона в 1931 году. На фото мы можем увидеть Хаббла (во втором ряду второй слева) и Уолтера Адамса (в центре в шляпе).

Современная космология признает существование темной материи и темной энергии. Сегодняшние представления о составе Вселенной отражены на диаграмме.

Можно посчитать, что эти названия появились недавно, но это не так. Космологическая постоянная, которую ввел Эйнштейн в 1915 году, объясняет возможность существования темной энергии. Темная материя была открыта болгарским астрономом Фрицем Цвикки в 1933 году. Он применил теорему о вириале к скоплению Кома и сделал вывод о том, что в этом скоплении должна присутствовать невидимая материя, потому что в противном случае высокие скорости галактик рассеяли бы это скопление или оно имело бы большие размеры. Представлены три возможных типа распределения темной материи в скоплении галактик: в виде большого гало, при этом в отдельных галактиках темной материи нет (рисунок 1); каждая галактика имеет собственное гало из темной материи (рисунок 2); смешанный вариант — галактика с темным гало внутри большого темного гало скопления (рисунок 3). Третий вариант сегодня считается наиболее вероятным, так что предлагаем новую скороговорку: не галактики с гало и не гало галактик, а галактики с гало внутри гало галактик.

Вселенная де Ситтера, в которой доминировала космологическая постоянная, — это Вселенная будущего, потому что космологическая постоянная предполагает расширение, а расширение влечет уменьшение плотности Вселенной и, соответственно, уменьшение самогравитации. Вселенная де Ситтера — это Вселенная большого разрыва (big rip), в которой расширение со временем все сильнее, — на языке математики это называется экспоненциальным расширением.

Любопытно, что модель Вселенной де Ситтера, хотя и появилась достаточно рано, применима не только к будущему, но и к настоящему, потому что сегодня темная энергия если не определяет структуру Вселенной, то по крайней мере играет в ней важную роль.

В первоначальной Вселенной, вероятно, сложилась похожая ситуация, так как установлен период инфляционного экспоненциального расширения. Но гипотеза инфляционного расширения не была связана с исследованиями Хаббла — ее начал развивать американский физик Алан Гут (1947), и его первая модель была представлена в 1980 году, то есть много лет спустя после смерти героя нашей книги.