up
» » В начале был большой взрыв
Тайны Вселенной
Jadaha от 25-06-2014, 22:46
В начале был большой взрыв
Вернуться на главную
1 835 просмотров
0 комментариев

В начале был большой взрыв

Важнейшим подтверждением современных космологических моделей и величайшим триумфом физики стало обнаружение реликтового излучения, сохранившегося с начальных этапов расширения Вселенной.

Теория зарождения нашего мира в результате Большого взрыва — как ехидно окрестил это событие британский астроном Фред Хойл (Fred Hoyle) —  в настоящее время считается стандартной, хотя становление ее проходило весьма непросто. Самой идее около ста лет, но первые свидетельства того, что Большой взрыв действительно имел место, астрономы получили лишь в 1960-е годы, когда удалось зафиксировать космический микроволновый фон.

Основы теории заложил русский математик и геофизик Александр Фридман в опубликованной в 1922 году работе «О кривизне пространства». Анализируя уравнения общей теории относительности Альберта Эйнштейна, Фридман пришел к выводу, что они позволяют ввести целый ряд нестационарных моделей вселенных. Вселенная может оказаться «открытой» и, начав свое расширение с небольших размеров, со временем неограниченно разрастаться. Может оказаться «закрытой» — и тогда расширение со временем сменится сжатием.

В 1923 году Фридман выпустил книгу «Мир как пространство и время», в которой писал: «...бесполезно, за отсутствием надежных астрономических данных, приводить какие-либо цифры, характеризующие «жизни» переменной Вселенной; если всё же начать подсчитывать, ради курьеза, время, прошедшее от момента, когда Вселенная создавалась из точки до теперешнего ее состояния, начать определять, следовательно, время, прошедшее от создания мира, то получатся числа в десятки миллиардов наших обычных лет». Весьма неплохая оценка — возраст Вселенной, по подсчетам современной науки, равен примерно 13,8 млрд лет. В те годы его работа осталась без внимания научного сообщества.

ГАЛАКТИКИ ИЛИ ТУМАННОСТИ?

К сожалению, Фридман не знал об астрономических наблюдениях, уже в то время подтверждавших его гипотезу. В обсерватории Лоуэлла (США) Весто Мелвин Слайфер (Vesto Melvin Slipher) занимался изучением спектров «туманностей» — так в начале XX века называли любые неподвижные на небесной сфере «облака» материи. Слайфер обнаружил существенное красное смещение регистрируемого от них излучения (см. в конце «Это следует знать»). Первым объяснением, пришедшим ему в голову, был эффект Доплера, проявляющийся из-за большой скорости движения источников света относительно Земли. Из этого следовало, что туманности находятся за пределами Млечного Пути и быстро удаляются от нас. Однако, согласно модели расширяющейся Вселенной Фридмана, о которой Слайфер не знал, красное смещение могло быть следствием «растяжения» пространства со временем.

Точку в спорах о природе спиральных «туманностей» поставил в 1924 году Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), который работал на новейшем 100-дюймовом телескопе в Маунт-Вильсоне (Калифорния). Он смог замерить расстояние до Туманности Андромеды при помощи находящихся в ней пульсирующих переменных звезд цефеид. Вычисление расстояний до других «туманностей» позволило раз и навсегда выяснить, что в действительности это удаленные галактики. Открытие космологического красного смещения и определение удаленности галактик стали важным шагом на пути к описанию нашей Вселенной. Осталось лишь добавить уравнения общей теории относительности Эйнштейна.

Бельгийский математик и астроном Жорж Леметр (Georges Lemaitre) был прекрасно осведомлен о самых последних исследованиях, успел побывать в Кембридже (Великобритания), Гарварде и Маунт-Виль-соне и познакомиться с Хабблом и Слайфером. Опираясь на последние астрономические наблюдения, Леметр своим путем пришел к тому же решению уравнений Эйнштейна, что и Фридман. Он предположил, что галактики с тусклым светом удалены от Земли сильнее, чем их более яркие собратья, а красное смещение — «скорость удаления» — пропорционально расстоянию до этих галактик. В 1927 году Леметр писал, что красное смещение «является космическим проявлением прекращающегося расширения Вселенной».

О своем открытии он сообщил в работе «Однородная вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Леметру принадлежит и первая оценка величины отношения красного смещения и расстояния, составлявшая 575 км/с на мегапарсек. Сейчас она известна нам как постоянная Хаббла (по причинам, о которых мы расскажем ниже). Таким образом, находящаяся на расстоянии 1 Мпк галактика удаляется от нас со скоростью 575 км/с, на 2 Мпк — со скоростью 1150 км/с и так далее. Однако работа Леметра затерялась в малоизвестном бельгийском журнале.

ХАББЛ ВКЛЮЧАЕТСЯ В ГОНКУ


ХАББЛ ВКЛЮЧАЕТСЯ В ГОНКУ

Между тем Хаббл решил объединить усилия с молодым астрономом Милтоном Хьюмасоном (Milton Humason), которому в те годы не было равных в проведении наблюдений. Поручив ему измерение красного смещения галактик, Хаббл занялся подсчетом расстояний до них. В 1929 году Хаббл и Хьюмасон опубликовали итоги совместной работы по изучению 24 галактик, для 20 из которых красное смещение было замерено еще Слайфером, а 4 новых величины были получены уже Хьюмасоном.

Позже, взяв это исследование за основу, Хаббл объявил об открытии взаимосвязи красного смещения и расстояния до галактики, согласно которому ее удаленность от Земли прямо пропорциональна скорости в пространстве, определяемой красным смещением. Несмотря на приоритет Леметра, закон был назван именем Хаббла. Коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла), по подсчетам Хаббла и Хьюмасона, оказался подозрительно близким к значению, полученному Леметром, — 500 км/с на мегапарсек. При этом Хаббл не ссылался на исследования Слайфера и Леметра. Известный своим тщеславием, он сделал всё, чтобы присвоить лавры себе, и в этом преуспел.

Новость о публикации Хаббла распространилась как пожар. Эддингтон приложил максимум усилий, чтобы восстановить справедливость и повсеместно распространить информацию о первенстве Леметра: он даже перевел его работу на английский язык.
В конце концов заслуги Леметра были оценены по достоинству, однако закон переименовывать не стали.
Леметр тем временем продолжал исследования. Хаббл использовал красное смещение для измерения расстояний, но не пытался вписать их ни в одну из космологических моделей.

В отличие от большинства релятивистов, выводивших свои уравнения в отрыве от физического мира, Леметр решил использовать их для описания зарождения Вселенной. В 1931 году он выдвинул гипотезу, согласно которой начало начал было необычайно бурным, и для наглядности сравнил его с фейерверком материи, находившейся в чрезвычайно плотном состоянии и впоследствии расширившейся, превратившись в наш сегодняшний мир.

В 1946 году вышла книга, в которой Леметр развил эту идею, создав концепцию возникновения Вселенной из «первородного атома», или «космологического яйца». Мысль Леметра была подхвачена советским физиком-теоретиком (покинувшим СССР в 1933 году и получившим американское гражданство в 1940-ом) Георгием Гамовым и его коллегами Ральфом Альфером (Ralph Alpher) и Робертом Херманом (Robert Herman).

Ральф Альфер пришел к выводу, что энергия леметровских «фейерверков» должна была заполнить Вселенную остаточным электромагнитным излучением, способным дожить до наших дней в виде радиоволн. В 1948 году в журнале Nature вышла его статья, в которой он утверждал, что «расчетная температура современной Вселенной составляет 5 градусов Кельвина (-268 °С)». Гамов поддерживал это предположение (часто ему приписывают и авторство), но тогда никто даже не попытался измерить фоновое излучение из космоса, и идея оказалась забыта.
 

ТЕРНИИ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА


ТЕРНИИ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА

Гипотеза Большого взрыва, как ее назвали в 1950-е годы, столкнулась с проблемой определения возраста Вселенной. По скорости удаления галактик друг от друга можно подсчитать, сколько времени прошло с тех пор, как все они были стиснуты в «космологическом яйце» Леметра, ведь эта скорость напрямую связана с постоянной Хаббла. Чем больше постоянная, тем быстрее растет расстояние между галактиками и тем моложе Вселенная. Значение 500 км/с на мегапарсек соответствует одному миллиарду лет с момента Большого взрыва, а это намного меньше, чем возраст Солнца (который в тот момент уже был известен) и других звезд, что являлось дополнительным аргументом в пользу конкурирующей теории стационарной Вселенной (которую поддерживал, в частности, Хойл). Она постулировала, что Вселенная существовала всегда, ее расширение никогда не прекращается, а образующиеся при растяжении пространства пустоты заполняются новыми атомами, формирующими новые галактики.

С развитием телескопов и методик наблюдения значение постоянной Хаббла удалось уточнить — оно оказалось намного ниже оценки Леметра и Хаббла: менее 100 км/с на мегапарсек. Теория Большого взрыва снова начала набирать вес, тут-то и настал ее звездный час.

В 1964 году Арно Пензиас (Arno Penzias) и Роберт Вудро Вильсон (Robert Woodrow Wilson) пытались настроить радиотелескоп, изначально предназначенный для отладки спутниковой связи и принадлежавший телефонной компании Белла, для проведения радиоастрономических наблюдений. Перед работой прибор нужно было откалибровать, но это не удавалось сделать из-за непонятных помех. В какую бы часть звездного неба ни направляли телескоп, он фиксировал слабый шум. В декабре 1964 года в беседе с коллегой-радиоастрономом Бернардом Бёрком (Bernard Burke) Пензиас упомянул о проблеме с шумом. Бёрк ответил, что знает группу ученых в Принстонском университете (США), которые смогут объяснить наблюдаемое явление.

В нее входили Джим Пиблс (Jim Peebles), Роберт Дикке (Robert Dicke) и пара молодых ученых — Питер Ролл (Peter Roll) и Дэвид Вилкинсон (David Wilkinson). Дикке независимо от Ральфа Альфера пришел к гипотезе остаточного излучения, но сделал еще один шаг вперед, задумав сконструировать телескоп, которым его можно засечь. Прибор уже практически построили, когда Пензиас и Вильсон дали знать о своем открытии. Проанализировав имевшиеся данные, две группы ученых пришли к совместному выводу, что столкнулись ни с чем иным, как с «отголосками Большого взрыва». Результаты были опубликованы в 1965 году в июльском выпуске Astrophysical Journal. Статья Дикке, Пиблса, Ролла и Вилкинсона была первой — в ней они изложили теорию излучения, оставшегося от горячей новорожденной Вселенной. Вслед за ней шла работа Пензиаса и Вильсона «Измерение избыточной антенной температуры на частоте 4080 МГц», в которой они скромно умолчали о значимости своего открытия, обойдясь лишь фразой, что «возможное объяснение наличия шумов при измерении температуры дано Дикке, Пиблсом, Роллом и Вилкинсоном в совместной статье в этом выпуске». Так и была «доказана» теория Большого взрыва. В 1978 году Пензиасу и Вильсону была присуждена за это Нобелевская премия по физике (одновременно с Петром Капицей).

С тех пор прошли годы. Человечество запустило несколько космических аппаратов (советский «Реликт-1», американские СОВЕ и WMAP и, наконец, европейский «Планк»), которые собрали дополнительную информацию о Большом взрыве. Важнейшим прорывом стали результаты обсерватории СОВЕ, запущенной в 1989 году (Нобелевская премия по физике 2006 года). Они позволили выявить малые вариации яркости реликтового излучения (ее температуры), вызванные возмущениями плотности первичного вещества, в результате которых образовались галактики и пустоты между ними. Теория Большого взрыва праздновала свой триумф!

ЭТО СЛЕДУЕТ ЗНАТЬ
Важные термины, которые помогут понять теорию Большого взрыва

1. КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ
Изменение длины световой волны или другого электромагнитного излучения, вызванное растяжением межгалактического пространства из-за постоянного расширения Вселенной. Не путайте с эффектом Доплера — оно не связано с движением в пространстве, хотя и измеряется в тех же единицах, что и скорость.

2. ЗАКОН ХАББЛА
Красное смещение галактики прямо пропорционально расстоянию до нее. Чем больше расстояние до галактики, тем быстрее она от нас удаляется. Отсюда не следует, что мы находимся в центре Вселенной. Закон работает для любой галактики, если поместить в нее наблюдателя. Приоритет открытия принадлежит бельгийскому астроному Леметру.

3. МИКРОВОЛНОВОЕ О ИЗЛУЧЕНИЕ
Радиоволны с длиной волны от 1 до 30 см, в этом диапазоне находится и реликтовое излучение. Микроволны полезны для изучения межзвездных молекул. На Земле используются соответствующие радары и системы связи, а еще в микроволновках готовят и разогревают пищу. Так что Вселенная — это гигантская микроволновка с температурой 2,7 К (—270,4 °С).

Новости по теме:
Поиск по сайту:
Тайное и неизведанное, загадки истории
Рейтинг@Mail.ru
© 2013-2017 Все права защищены