Земля во Вселенной

Вселенная

Вселенной принято называть весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Часть Вселенной, доступная исследованиям астрономическими методами, соответствующими современным достижениям науки, называется Метагалактикой. Она состоит из нескольких десятков миллиардов галактик — гигантских звездных систем, содержащих сотни миллиардов звезд.

Галактика, к которой принадлежит Солнце, называется Млечный Путь. Она содержит:

• • не менее 100 млрд звезд с общей массой около 10¹¹ масс Солнца;
• • межзвездное вещество — газ и пыль, масса которых составляет

около 5% массы всех звезд;

• космические лучи, магнитные поля, излучения (фотоны).

Центр (ядро) нашей Галактики находится от Земли в направлении созвездия Стрельца.

Пространство между галактиками представляет собой газ, который состоит из атомов, молекул, частиц пыли (~1% массы межзвездного вещества) и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц — космическими лучами и электромагнитным излучением преимущественно рентгеновского диапазона частот. Концентрация этого газа мала — в среднем около 100 атомов водорода на литр, но общая масса его во Вселенной огромна и сопоставима с суммарной массой всех галактик.

Крупномасштабная структура Вселенной в соответствии с современными представлениями такова. Области повышенной концентрации галактик и галактических систем чередуются в пространстве с обширными областями относительной пустоты, имеющими размеры в сотни миллионов световых лет. Звездное небо долгое время было для человека символом незыблемости и вечности. В Новое время люди узнали, что «неподвижные» звезды движутся, причем с огромными скоростями. В XX в. человечество осознало еще более странный факт — расстояния между звездными системами (галактиками), не связанными друг с другом силами тяготения, постоянно увеличиваются. При этом вся Вселенная постоянно расширяется.

Идея о расширении Вселенной из сверхплотного состояния была выдвинута (1927) бельгийским астрономом Ж. Леметром (1894—1966), а предположение о том, что первоначально вещество было очень горячим, высказано в 1946 г. русским ученым Г.А. Гамовым (1904—1968), с 1934 г. жившим и работавшим в США.

Картина расширяющегося мира была предсказана теоретически еще до того, как была обнаружена наблюдениями. В 1922 г. российский ученый А.А. Фридман (1888-1925) показал, что большинство решений уравнений А. Эйнштейна для мира в целом нестационарны, зависят от времени, что наиболее естественное следствие уравнений тяготения есть расширение либо сжатие Вселенной. Позже был установлен факт постоянного расширения.

Американский астроном Э. Хаббл (1889—1953) наблюдениями доказал (1929), что скорости движения удаленных галактик направлены от нас. Более того, чем дальше расположена галактика, тем быстрее она убегает.

Закон Э. Хаббла гласит: скорости галактик пропорциональны расстояниям до них.

Самые далекие из обнаруженных галактик удаляются со скоростью, близкой к скорости света.

К концу XX в. сформировалась и развилась научная теория возникновения Вселенной, объединившая научные достижения, полученные при разработке ряда гипотез, в том числе «Большого взрыва», стационарного состояния и рождения в черной дыре. Она разработана космологами¹ на основе последних достижений физики и признана современным научным миром, включая Российскую академию наук. В этой сфере знаний никакие измышления не приемлемы, все космологические теории проверяются точнейшими астрономическими наблюдениями, а не подтвердившиеся экспериментом — отвергаются.

В соответствии с выводами, сделанными на основании исследований математических моделей, описывающих основные свойства Вселенной и подтвержденных наблюдениями, картина ее образования и эволюции на ранней стадии представляется следующей^{[1] [2]}.

Вначале весь мир был «сжат в точку» размером 10^-32 мм (на 20 порядков меньше размера атомного ядра) и с плотностью 10⁹³ г/см^[3]; при этом полная масса материи составляла всего 10^-5... 10^-6 г. В середине 1960-х гг. Э. Глиннер предположил, что это было так называемое вакуумное состояние материи, для которого характерно огромное отрицательное давление. По абсолютной величине оно равно плотности энергии, т.е. произведению плотности материи на квадрат скорости света, но со знаком «—». Модель отрицательного давления — это натяжение, существующее, например, в растянутой резине.

Материя вместо притяжения, традиционного для нормальных условий, находясь в вакуумном состоянии, создает гравитационное отталкивание подобно тому, как между одноименными электрическими зарядами возникает электростатическое отталкивание. Это гравитационное отталкивание, по современным общепризнанным представлениям, и послужило причиной чрезвычайно мощного «первотолчка», ранее приписывавшегося «Большому взрыву».

Через 10^-43 с после рождения Вселенной (рис. 3.31) вследствие «первотолчка» материя получила начальные скорости и Вселенная начала расширяться с постоянным ускорением, так как сила гравитационного отталкивания продолжала действовать. Экспоненциально быстрое расширение современными космологами названо инфляцией, а соответствующий интервал времени — инфляционной стадией развития Вселенной.

Рис. 3.31. Основные этапы истории горячей Вселенной с учетом периода инфляции (по И.Д. Новикову)¹

Объем Вселенной увеличивался, а плотность фактически не менялась, она уменьшалась чрезвычайно медленно. В результате масса материи во Вселенной возрастала, причем с новой массой рождалось новое тяготение этой массы. Рождающаяся отрицательная энергия гравитации компенсировала положительную энергию материи, и в сумме закон сохранения энергии соблюдался.

Вакуумная материя (инфлантон) неустойчива, через ничтожно малый промежуток времени (10^-36 с) она распалась квантовым образом и превратилась в горячую плазму — обычную материю.

Новиков И.Д. Инфляционная модель ранней Вселенной // Вестник РАН. 2001. Т. 71. № 10. С. 886-898.

Таков был квантовый процесс рождения нашей горячей Вселенной. Через минуту с начала расширения температура горячей материи упала до 1 млрд К, начался синтез легких химических элементов.

Первичный нуклеосинтез продолжался около 3 мин. За это время элементарные частицы уже достаточно долго удерживались друг около друга, что привело к синтезу ядер водорода, дейтерия, гелия, лития и бериллия. После взаимных превращений остались ядра водорода (около 80% по массе), гелия (до 20% по массе) и остальные элементы в ничтожно малом количестве — около 0,01% всего вещества. Тяжелые химические элементы во Вселенной появились существенно позже в звездах.

На ранней стадии расширения Вселенной ее характер полностью определялся излучением, так как плотность энергии излучения тогда была больше плотности энергии обычных частиц вещества. Начальный этап принято называть радиационной стадией эволюции Вселенной. Температура вещества и излучения на этой стадии были одинаковы. Однако в определенный момент (примерно через 300 тыс. лет после начала образования Вселенной и при температуре 3...4 тыс. К) все радикально изменилось. Радиационная стадия сменилась стадией вещества. Этот переход принято называть рекомбинацией.

После эпохи нуклеосинтеза образование Вселенной замедлилось, и до момента рекомбинации происходило спокойное расширение, при котором вещество Вселенной остыло до нескольких тысяч градусов Кельвина. По законам атомной физики при снижении температуры до таких значений начинается объединение (рекомбинация) электронов, бывших ранее свободными частицами, с протонами и ядрами гелия. На стадии развития Вселенной из элементарных частиц и ядер началось образование атомов стабильных газов, преимущественно водорода и гелия.

С момента рекомбинации вещество начало эволюционировать самостоятельно, независимо от излучения. Сразу после рекомбинации оно было рассеяно во Вселенной практически равномерно. Не было ни звезд, ни галактик, ни иных космических объектов. Причиной дальнейших процессов объединения вещества явилась сила гравитации. Даже самые, казалось бы, незначительные различия в плотности вызывали различное притяжение. Вследствие этого более плотные образования постепенно становились еще более плотными, а области относительно пониженной плотности — все более разреженными. Таким образом, изначально почти однородная среда с течением времени разделилась на отдельные «облака», из которых через сотни миллионов лет после начала расширения сформировались первые звезды и галактики¹.

Квантовый процесс рождения нашей Вселенной привел к разогреву вещества до очень больших температур. При расширении эта температура падала, а с ней изменялось и излучение, равномерно заполнившее всю Вселенную. Первичный свет (слабое электромагнитное излучение), называемое «реликтовым излучением», существует и сегодня. Не видимое глазу, оно приходит со всех сторон и регистрируется современными телескопами. Это явление было открыто^{[4] [5]} в 1965 г., тогда же было установлено, что температура космического пространства в наше время равна 3 К.

В рамках существующих математических моделей допустимо говорить о «возрасте» или «времени жизни» нашей Вселенной как о времени, прошедшем с момента существования бесконечно большой плотности.

Естественный вопрос о том, что же было в эпоху «самого начала», т.е. до инфляции Вселенной, пока не имеет ни теоретически, ни экспериментально подтвержденного ответа, однако существуют предварительные заключения. В самый начальный период эволюции промежуток времени менее 10^-43 с и размеры Вселенной менее 10^-32 мм соответственно не могли быть непрерывным временем и непрерывным пространством. Пространство и время распадались на отдельные кванты, и все это, по выражению И.Д. Новикова, находилось в состоянии «кипения вакуума» при чрезвычайно большой его плотности — 10⁹³ г/см³. В этом состоянии пространство (его размерность и топология) менялись самым причудливым образом — квантовым.

Вследствие квантовых флуктуаций (от лат. fluctuatio — колебание, случайное отклонение величины от ее среднего значения) в различные моменты времени «кипящий вакуум» случайным образом превращается в отдельные пузыри раздувающихся вселенных, каждая из которых подобна нашей Вселенной, однако, возможно, с иными физическими свойствами и иным развитием. Затем возможен коллапс отдельных пузырей, и они снова переходят в квантовое кипение. И даже без коллапса за громадные промежутки времени отдельные вселенные рано или поздно перейдут в квантовое состояние.

Эта картина не имеет ни границ, ни пределов. Имеет место вечное кипение, вечное рождение новых вселенных и вечное их умирание. Следовательно, наша Вселенная вечна, она — один из «пузырьков» в Сверхвселенной, конца эволюции Вселенной нет.

Такую картину мироздания дает нам современная космология, радикально меняющая существовавшую философскую концепцию. Из нее, в частности, следует, что наша Вселенная не одна, вселенных много. При этом у человечества появляется возможность исследовать их не только умозрительно, но и экспериментально. С этой целью планируется серия уникальных научных экспериментов, в том числе:

• • полеты на Луну и на Марс;
• • продолжение исследований космоса с помощью большого космического телескопа Хаббл, имеющего зеркало диаметром 2,4 м;
• • исследования космоса с помощью наземных телескопов с зеркалами диаметром до 10 м (Keckl и Кеск2), установленных в одном из лучших на Земле мест для астрономических наблюдений — на Гавайских островах (США), на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4200 м;
• • продление до 2017 г. миссии по изучению Сатурна и его колец (миссия Кассини — Хьюгенс) и др.

К сожалению, выйти за границы нашего «пузыря», нашей Вселенной для исследования других вселенных не косвенно (расчетным путем), а непосредственно (экспериментально) даже в будущем невозможно. Дело в том, что границы каждого «пузыря» расширяются со скоростью, большей скорости света, т.е. границы нашей Вселенной удаляются быстрее любого сигнала, который человек может послать к ним.

Современное знание о строении и эволюции Вселенной находится на этапе бурного роста, новых идей и важнейших открытий. Окончательных выводов наука еще не сделала, многое впереди.

• [1] Космология — наука, занимающаяся проблемой происхождения Вселенной.
• [2] Картина ранней Вселенной излагается в соответствии с опубликованным
• [3] текстом доклада, сделанного одним из ведущих отечественных космологов И.Д. Новиковым на заседании Президиума РАН (2001).
• [4] Достоверно установлено, что самые старые звезды различных галактикимеют практически одинаковый возраст — около 15 млрд лет.
• [5] В 1978 г. за это открытие была присуждена Нобелевская премия.