Модели Вселенной

Для изучения общих закономерностей развития Вселенной создаются космологические модели. Основанием для их создания является уравнения общей теории относительности (ОТО), которую обосновал Эйнштейн в 1916 году. Впрочем, было установлено, что основные характеристики космологических моделей можно получить также, исходя из классических уравнений, выражающих (в дифференциальной форме) законы сохранения массы, импульса и энергии. Всего создано более двух десятков моделей, которые делятся на две большие группы - стационарные и нестационарные модели. Рассмотрим основные из них.

Стационарные модели. В этих теориях, кроме первого космологического принципа, используется так называемый второй космологический принцип, согласно которому Вселенная остается неизменным независимо от того, когда мы его наблюдаем. Независимость состояния Вселенной от времени и стала причиной появления прилагательного "стационарный" в названии моделей.

1. Модель Эйнштейна. Уравнения ОТО дают возможность обосновать модели Вселенной однородные и изотропные, но не стационарные. Для того, чтобы компенсировать гравитационную силу притяжения, действующая между любыми телами во Вселенной, Эйнштейн предложил новую силу - силу "космического отталкивания". Эйнштейн доказал, что такой Вселенная может быть стационарным, если он конечен, но в то же время и безграничен.

Может объект быть конечным и не иметь границ? Может. Например, сфера: площадь ее конечное, но границ у нее нет. Еще проще - круг: длина его тоже конечна, но ни начала, ни конца у него нет. А то, что мы пытаемся себе представить, математики называют трехмерной границей (гиперсферу) четырехмерного гиперкули.

У этого пространства нет предела. Точно так же, как двигаясь по поверхности обычной сферы вдоль любого круга, мы в конце концов попадем в исходную точку, так и во Вселенной Эйнштейна, двигаясь по прямой, мы вернемся в исходное положение.

Уравнения Эйнштейна позволяют определить размеры Вселенной: при плотности вещества г / см3 радиус гипереферы R = 3,3 • см.

2. Модель де Ситтера. Буквально через два месяца после опубликования модели Эйнштейна появилась статья нидерландского астронома Виллема де Ситтера, в которой утверждалось, что существует еще одно решение, которое соответствует стационарном замкнутом Вселенной. В этой модели внимание привлекали три момента. Первое: скорость фотона здесь зависит от расстояния фотона до точки, в которой находится наблюдатель, и поэтому наблюдатель никогда не сможет узнать о том, что происходит дальше, за пределами какой расстояния. Второе: модель предполагает эффект красного смещения. И, наконец, третье: материальные частицы "разбегаться" друг от друга.

3. Модель Хойла. В этой модели Вселенная представляет собой гиперплоскость, которая расширяется. Плотность остается постоянной за счет "рождения вещества" из особого энергетического поля.

Теории стационарной Вселенной можно проверить, поскольку из них следует утверждение о неизменности всех статических параметров, например, неизменность числа галактик в единице объема в далеких и близких частях Вселенной, неизменность средней продолжительности жизни галактик и др.

Отдаленные части Вселенной современные наблюдатели видят такими, какими они были в далеком прошлом. Дальние участки выглядят "младшими", чем наши ближайшие соседи по космосу, так как свет от них идет значительно дольше. Если бы удалось обнаружить, что цвет галактик или их яркость изменяются в зависимости от расстояния, то такое открытие опровергало бы теории стационарной Вселенной.

Нестационарные модели. Нестационарные модели имеют общее название "моделей Фридмана". Важнейшие из них:

1. Пульсирующая модель. Стадия расширения Вселенной сменяется стадией сжатия, и наоборот. После того, как Вселенная расширится до определенного объема, начинается сжатие. Оно продолжается до тех пор, пока плотность материи не достигнет некоторого предельного значения, после чего снова начинается новое расширение, и так до бесконечности. Расширение Вселенной началось 15-18 млрд лет назад в результате так называемого "Большого Взрыва".

2. Гиперболическая модель. В этой модели стадия расширения продолжается сколь угодно долго. Обе модели принципиально не отличаются друг от друга, и при их рассмотрении напрашивается аналогия с движением тела падает на поверхность Земли.

Если единственной силой в этих космологических моделях есть гравитация, под действием которой объект сжимается, а не расширяется, то как же удалось Фридману создать модели Вселенной, который расширяется? Для того, чтобы получить ответ на этот вопрос, понаблюдаем за ребенком, подбрасывает мячик вверх. Хотя сила земного притяжения тянет мячик вниз, он некоторое время летит вверх. Происходит это потому, что мальчик Алеша предоставил мячику начальной скорости, направленной вверх. И подниматься вверх мячик будет до тех пор, пока его кинетическая энергия не иссякнет. Аналогично, несмотря на наличие гравитации, Вселенная расширяется том, что на начальном этапе - при Большого Взрыва - он приобрел колоссальный кинетической энергии.

Если бы не было гравитации, скорости разбегания галактик оставались неизменно большими. Однако, гравитация во Вселенной существует, и она вызывает замедление разбегания - аналогично тому, как за счет земного притяжения замедляется полет мяча вверх.

Вернемся к нашему Алеши. Он подбросил мячик вверх, мячик теряет скорость, останавливается, меняет направление движения и летит вниз, ударяется о землю, отскакивает вверх и т.д., то есть движение мяча циклический. Гипотетически возможна и другая ситуация: начальная скорость мяча настолько велика, что он преодолевает силу земного притяжения и никогда больше не возвращается на Землю. Для Вселенной ситуация совершенно аналогична. Здесь также имеет значение критический параметр, от величины которого зависит, будет ли Вселенная вечно расширяться, хотя со скоростью, будет уменьшаться, или расширение прекратится и начнется сжатие. Причем после фазы сжатия снова может наступить фаза расширения, то есть Вселенная может "пульсировать".

Таким параметром является критическая плотность Вселенной. Если плотность Вселенной г. меньше критической то Вселенная открытый, то есть все время расширяется. Если же плотность, то Вселенная закрыт - наступает фаза сжатия. К сожалению, точно ответить на этот вопрос ученые пока не могут. По современным расчетам, плотность Вселенной немного меньше критической, то есть Вселенная должна быть открытым, но не учтены так называемые "скрытые массы", которые могут повлечь существенные изменения в плотности Вселенной; тогда она может оказаться большей критической () При таком условии Вселенная не будет расширяться вечно.

 
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   След >