Eduardo Lopez - Космос становится больше. Хаббл. Расширение Вселенной

Эйнштейн в конце концов принял модель Большого взрыва, особенно после разговора с Хабблом, хотя у него и вызывала сомнения терминология: само слово «космологический» (отцом которого считают Эйнштейна) и Большой взрыв, навевающий религиозные ассоциации.

Значительно позже парадокса Ольберса, в 1948 году, возникла теория, конкурировавшая с теорией Большого взрыва. Речь идет о теории стационарного состояния, предложенной Фредом Хойлом, Томми Голдом и Германом Бонди. Эта теория, сегодня опровергнутая, соперничала с теорией Большого взрыва в течение большей части XX века. Стационарная Вселенная, как это следовало из ее названия, находится в стационарном,неизменном состоянии, но она не статична, то есть можно было наблюдать движение — движение расширения, которое на тот момент подтверждалось наблюдениями. Уменьшение плотности при расширении компенсировалось постоянным созданием новой материи. Хойл использовал термин Большой взрыв (big bang), чтобы поиронизировать над моделями, в которых предполагалось, что Вселенная имела начало во времени и материя в ней при этом имела бесконечную плотность. Однако эта насмешка закрепилась в качестве названия теории Фридмана и Леметра, принятой впоследствии Эйнштейном. Пока решалась судьба теории Большого взрыва и теории стационарного состояния, одни связывали Большой взрыв с идей Бога-творца, а другие предпочитали атеистическую теорию стационарного состояния. Этот спор захватил очень многих.

Британский астроном Фред Хойл.

Виллем де Ситтер, один из самых уважаемых космологов- релятивистов.

Жорж Леметр, которому мы обязаны первой формулировкой теории Большого взрыва.

Альберт Эйнштейн во время посещения Маунт-Вилсона в 1931 году. На фото мы можем увидеть Хаббла (во втором ряду второй слева) и Уолтера Адамса (в центре в шляпе).

Современная космология признает существование темной материи и темной энергии. Сегодняшние представления о составе Вселенной отражены на диаграмме.

Можно посчитать, что эти названия появились недавно, но это не так. Космологическая постоянная, которую ввел Эйнштейн в 1915 году, объясняет возможность существования темной энергии. Темная материя была открыта болгарским астрономом Фрицем Цвикки в 1933 году. Он применил теорему о вириале к скоплению Кома и сделал вывод о том, что в этом скоплении должна присутствовать невидимая материя, потому что в противном случае высокие скорости галактик рассеяли бы это скопление или оно имело бы большие размеры. Представлены три возможных типа распределения темной материи в скоплении галактик: в виде большого гало, при этом в отдельных галактиках темной материи нет (рисунок 1); каждая галактика имеет собственное гало из темной материи (рисунок 2); смешанный вариант — галактика с темным гало внутри большого темного гало скопления (рисунок 3). Третий вариант сегодня считается наиболее вероятным, так что предлагаем новую скороговорку: не галактики с гало и не гало галактик, а галактики с гало внутри гало галактик.

Вселенная де Ситтера, в которой доминировала космологическая постоянная, — это Вселенная будущего, потому что космологическая постоянная предполагает расширение, а расширение влечет уменьшение плотности Вселенной и, соответственно, уменьшение самогравитации. Вселенная де Ситтера — это Вселенная большого разрыва (big rip), в которой расширение со временем все сильнее, — на языке математики это называется экспоненциальным расширением.

Любопытно, что модель Вселенной де Ситтера, хотя и появилась достаточно рано, применима не только к будущему, но и к настоящему, потому что сегодня темная энергия если не определяет структуру Вселенной, то по крайней мере играет в ней важную роль.

В первоначальной Вселенной, вероятно, сложилась похожая ситуация, так как установлен период инфляционного экспоненциального расширения. Но гипотеза инфляционного расширения не была связана с исследованиями Хаббла — ее начал развивать американский физик Алан Гут (1947), и его первая модель была представлена в 1980 году, то есть много лет спустя после смерти героя нашей книги.

Если Вселенная расширяется, нам нужно знать ее величину в каждый момент истории. Но так как мы не отвергаем и возможности того, что Вселенная бесконечна, функция для определения величины должна быть релятивистской. Представим, что галактика сегодня находится от нас на расстоянии 100 Мпк. Через какое-то время из-за расширения Вселенной она может оказаться на расстоянии 200 Мпк. В этом случае мы говорим, что масштабный фактор равен 2. Обозначим эту величину через а. Масштабный фактор — это функция времени, привязанная к функции Хаббла с помощью

1/a(t) da(t)/dt = H(t)

где a(t 0) = 1 является частью определения. Сегодня масштабный фактор при t = t 0по определению равен единице. Одна из базовых задач космологии — узнать функцию a(t), и это позволит нам увидеть, как менялась a(t) согласно разработанным моделям. Историю космологии как науки можно представить как постепенное выявление функции a(t). Далее мы опишем, как был выяснен масштабный фактор и появились математические графики, описывающие «эволюцию эволюции» Вселенной.

Начнем с трех моделей, которые можно назвать классическими. Они соответствуют Вселенной с доминирующей материей (как сегодня) и без космологической постоянной. Начнем со Вселенной Эйнштейна — де Ситтера. В ней

a(t) α t ⅔

Математическое описание открытой или закрытой Вселенной будет иметь более сложный вид. Но вместо того чтобы писать математическое выражение, представим Вселенную графически на рисунке 1 (следующая страница). На самом деле сейчас а равно 1, поэтому больше подойдет рисунок 2, где t = 0, а время, прошедшее с Большого взрыва, зависит от типа Вселенной. Во Вселенной Эйнштейна — де Ситтера от Большого взрыва до настоящего момента прошло ⅔ времени Хаббла.