Авг 27

Расширение Вселенной

Следует подчеркнуть, что предположение о непрерывном образовании вещества является лишь гипотезой физического процесса, который никогда не наблюдался. Таким образом, «совершенный космологический принцип» требует принятия новых, непроверенных законов физики, неприемлемых для космологических теорий, основывающихся только на обычном космологическом принципе.

Во времена, когда Эйнштейн впервые применил свою общую теорию относительности в космологии, общепринятым было считать Вселенную статической. Поэтому, когда Эйнштейн обнаружил, что его общая теория относительности предсказывает существование расширяющейся или сжимающейся Вселенной, он провел видоизменение формы уравнения и пришел к выводу, что может ввести в свое общее уравнение новый член, так называемую космологическую постоянную, дающий возможность считать Вселенную почти статической на протяжении очень продолжительных отрезков времени. После того как выяснилось, что Вселенная в действительности расширяется, Эйнштейн прекратил эксперименты с космологической постоянной, однако другие космологи продолжали такие попытки и создали различные космологические модели, основывающиеся на этой постоянной.

Расширение Вселенной открыл Хэббл, проводивший работы по измерению спектров галактик. Хэббл обнаружил, что чем слабее галактика, тем больше смещение спектральных линий в спектре излучаемого этой галактикой света в сторону красной части спектра. Красное смещение спектральных линий истолковывается как допплеровское смещение и свидетельствует об удалении от нас далеких галактик. Скорость, с которой отдаленная галактика удаляется от нас, как оказалось, пропорциональна расстоянию до нее. Зависимость эта получила название закона Хэббла (закона красного смещения). Если движения далеких галактик экстраполировать во времени назад, то оказывается, что «большой взрыв» должен был произойти примерно (1-2) • 1010 лет назад.

До середины 60-х годов нашего столетия наблюдения красного смещения галактик были, по существу, единственными конкретными данными, которыми располагала космология. В 1965 г. Пензиас и Вилсон открыли микроволновое фоновое радиоизлучение. Идея очень горячей начальной среды была высказана Гамовым [25] (см. об этом далее). Он предсказал температуру фонового излучения 6° К вместо наблюдаемых на сегодняшний день 2,7° К. А. Т. Дорошкевич и И. Д. Новиков [2] указали, что излучение фона будет превосходить суммарное излучение источников радиоизлучения и звезд в диапазоне 01-10 см. Дике и др. [20] предприняли экспериментальный поиск фонового излучения; когда им стали известны результаты, полученные Пензиасом и Вилсоном, то они не сразу их объяснили. Они установили, что Земля подвергается непрерывному облучению радиоволнами с длиной волны 7,5 см, приходящими с одинаковой интенсивностью со всех направлений космического пространства. Это открытие было подтверждено другими исследователями, зарегистрировавшими радиоизлучение во всем наблюдаемом диапазоне радиоволн, а наблюдения за межзвездными молекулами показали, что до длины волны порядка 1 мм излучение совпадает по форме спектра с излучением абсолютно черного тела с температурой 2,7° К. Простейшим объяснением этого фонового излучения может служить предположение о том, что названное радиоизлучение представляет собой остаточное явление, сохранившееся от стадии первоначального горячего состояния Вселенной, когда ее вещество было очень плотным и, естественно, имело гораздо более высокую температуру, чем в настоящее время. При достаточно высокой плотности и температуре вещества оно ионизируется и его излучение приобретает характер излучения абсолютно черного тела. Когда температура вещества падает до достаточно низкого уровня, так что вещество, состоящее преимущественно из водорода, получает возможность рекомбинации в нейтральную форму, взаимодействие между излучением и веществом становится очень слабым и излучение может свободно уходить в пространство, расширяясь вместе с Вселенной. При таком расширении интенсивность излучения уменьшается и фотоны претерпевают красное смещение, в результате чего спектр излучения сохраняет форму спектра абсолютно черного тела, а температура при этом продолжает постепенно снижаться.

Не все астрономы согласны с тем, что изотропное излучение фона имеет тепловое происхождение или, что оно подчиняется закону Планка. Высказывались различные предположения о том, что источниками излучения могут служить неизвестные излучатели, в больших количествах изотропно распределенные в космическом пространстве. Большинство таких предположений основывается на очень сложных моделях этих неизвестных излучателей и многих произвольных предположениях. Очевидно, необходима некоторая, альтернативная модель (возможно, и сложная), если истинная космологическая модель должна быть стационарной, например, такой, которая никогда не проходила в своем развитии фазы высоких плотности и температуры.

Если, исходя из общего смысла модели расширяющейся Вселенной Фридмана, предположить, что плотность вещества Вселенной в настоящее время меньше некоторой критической величины – несколько меньше 10-29г/см3, то Вселенная будет расширяться постоянна и мы можем считать ее открытой. С другой стороны, если плотность больше критической величины, то расширение со временем прекратится и снова начнется сжатие в сторону бесконечной плотности. Такую космологическую модель мы называем замкнутой: Вселенной. Критическая плотность вещества при этом зависит от точного значения постоянной закона Хэббла.

Предлагалось много вариантов общей теории относительности Эйнштейна. Все они вносили лишь незначительные изменения в соответствующие космологические теории.. В настоящей статье будет рассмотрено лишь одно из таких предложений, привлекшее к себе довольно большое внимание за последние годы — скалярно-тензорная общая теория относительности. Теория относительности Эйнштейна, характеризуемая тензорным гравитационным полем, дополняется скалярным гравитационным полем. Эта теория позволяет предсказывать некоторые особенности поведения космологической модели, отличающие* ее от модели Вселенной Фридмана. К этим особенностям относятся очень быстрое расширение на ранней стадии развития космологической модели и изменение со временем гравитационной постоянной закона тяготения Ньютона. Прямые, поддающиеся измерению результаты сложения скалярного поля с тензорным весьма незначительны, и экспериментальные исследования пока не дают оснований отдать предпочтение какой-либо из этих: двух теорий [39].

Похожие статьи:

  1. Физика ранней Вселенной За последние несколько лет между двумя: областями науки — физикой...
  2. Космология Радиотелескопы и оптические телескопы дают нам возможность вести наблюдения лишь...
  3. Математические модели для описания реакций человека на воздействие ударного ускорения Модели, описывающие динамические реакции тела человека и опорно-связочного аппарата, могут...

автор admin \\ теги:



Написать ответ

Вы должны войти чтобы комментировать.