Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

К этому же времени (конец 40-х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных воз­можностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентге­новская, гамма-астрономия и др. Новые возможности по­явились и у оптической астрономии. Сейчас разными ме­тодами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков (парсек

— единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 • 1018 см.).

В 1965 г. американские физики А. Пензиас иР. Вилсон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие до­казало справедливость теории горячей Вселенной.

Современный этап в развитии космологии характери­зуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идея­ми здесь являются новые теоретические открытия в фи­зике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии является проблема возникновения структуры Вселен­ной — скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося ве­щества.

Современная космология построена трудами многих ученых всего мира. Можно отметить важную роль на­учных школ, созданных в нашей стране академиками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лившицем, М. А. Марковым, И. М. Халатниковым.

Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизи­ческих наблюдений в развитии современной космологии. Ее выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями. Сегодня мы можем судить о строении и эволюции наблюдаемой нами Вселенной с той же степенью надежности, с которой мы судим о строении и эволюции звезд, о природе других небесных тел.

На данном этапе считается, что звездные системы — галак­тики — состоят из сотен миллиардов звезд. Их размеры ча­сто достигают десятков тысяч парсеков. Галактики в свою очередь собраны в группы и скопления. Размеры крупных скоплений — несколько миллионов парсеков (Мпк). Имеются и еще большие по масштабам сгуще­ния и разрежения в распределении галактик. Однако, на­чиная с масштабов в несколько сотен миллионов парсе­ков в больше распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.

3. МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ

Что значит, построить модель Вселенной? Самый общий ответ на этот вопрос таков: необходимо найти уравнения, которым подчиняются параметры, ха­рактеризующие свойства Вселенной, и затем решить эти уравнения. Но как можно писать какие-то уравнения для всей Вселенной? В этом и следующих разделах мы покажем, как это делается. Разумеется под словом «модель» подразумевается выделение какие-то основных свойств, интересующие исследователей в первую оче­редь. Заранее очевидно, что каждое явление бесконечно многообразно и все его черты не может описать никакая система уравнений. Сказанное тем более справедливо для Вселенной. Поэтому обычный метод моделирования ка­кого-либо явления — это выделение в нем главного, ти­пичного.

Когда мы говорим о Вселенной, нас в первую очередь интересует распределение вещества в самых больших масштабах и ее движение. Значит, нам предстоит по­строить математическую модель, описывающую распре­деление вещества в пространстве и его движение. Что касается распределения вещества в больших масштабах, то, как уже было сказано, его можно с хорошей точ­ностью считать однородным по пространству. Нет во Вселенной и каких-либо выделенных направлений. Как говорят, наша Вселенная однородна и изотропна. Что определяет движение вещества в космических масштабах? Конечно же, это, в первую очередь, силы всемирною тя­готения — они главенствуют во Вселенной. Их называют также силами гравитации.

Итак, для построения модели Вселенной необходимо воспользоваться уравнениями тяготения. Закон всемир­ного тяготения был установлен И. Ньютоном. Его спра­ведливость подтверждалась на протяжении веков самыми разнообразными астрономическими наблюдениями и ла­бораторными экспериментами. Однако А. Эйнштейн показал, что закон тяготения Ньютона справедлив лишь в сравнительно слабых полях тяготения. Для сильных же полей необходимо применять релятивистскую теорию гравитации — общую теорию относительности. Какие же поля следует считать достаточно сильными? Ответ таков: если поле тяготения разгоняет падающие в нем тела до скоростей, близких к скорости света, то это силь­ное поле. Какова сила гравитационного поля во Вселенной? Легко пока­зать, что поля там дол­жны быть огромными.

А. А. Фридман вос­пользовался для построения модели Вселенной уравне­ниями Эйнштейна. Однако много лет спустя выяснилось, что для построения механики движения масс в однород­ной Вселенной нет необходимости использовать сложней­ший математический аппарат теории Эйнштейна. Это было показано в 1934 г. Э. Милном и В. Маккри. При­чина этой удивительной возможности состоит в следую­щем. Сферически-симметричная материальная оболочка не создает никакого гравитационного поля во всей внут­ренней полости.

Теперь обратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. В больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным. Рассмотрим сначала силы тяготе­ния, создаваемые на поверхности шара только веществом самого шара, и не будем пока рассматривать все осталь­ное вещество Вселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения, создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима тео­рия Ньютона для вычисления силы тяготения. Тогда га­лактики, находящиеся на граничной сфере, будут притя­гиваться к центру шара с силой, пропорциональной мас­се шара, и обратно пропорциональной квадрату его радиуса.

Теперь вспомним обо всем остальном веществе Вселенной вне шара и попытаемся учесть силы тяготения, им создаваемые. Для этого будем рассматривать последова­тельно сферические оболочки все большего и большего радиуса, охватывающие шар. Но, как было сказано выше, что сферически-симметричные слои вещества никаких грави­тационных сил внутри полости не создают. Следователь­но,все эти сферически-симметричные оболочки (т. е. все остальное вещество Вселенной) ничего не добавят к силе притяжения, которое испытывает галактика на по­верхности шара к его центру. Такой же вывод справедлив в общей теории относительности. Теперь ясно, почему для вывода законов движе­ния масс в однородной Вселенной можно воспользовать­ся теорией Ньютона, а не Эйнштейна.

Мы выбрали шар достаточно малым, чтобы была применима теория Нью­тона для вычисления гравитационных сил, создаваемых его веществом. Массы остальной Вселенной, окружаю­щие шар, на силы гравитации в данном шаре никак не повлияют. Но никаких других сил в однородной Вселен­ной вообще нет. Действительно, это могли бы быть толь­ко силы давления вещества. Но даже если давление есть (а в далеком прошлом давление во Вселенной было огромным), то оно не создает гидродинами­ческой силы. Ведь такая сила возникает только при пе­репаде давления от места к месту. Вспомним, что мы не чувствуем никакой силы от большого давления нашей атмосферы из-за того, что внутри нас воздух создает точ­но такое же давление. Никакого перепада нет — нет и силы. Но наша Вселенная однородна. Значит, в любой момент времени и плотность, и давление (если оно есть) везде одинаковы, и никакого перепада давлений быть не может.

 Скачать реферат