Концепції сучасного природознавства - Карпов Я. С. - 4.1.8 Моделі Всесвіту

Для вивчення загальних закономірностей розвитку Всесвіту створюються космологічні моделі. Підставою для їх створення є рівняння загальної теорії відносності (ЗТВ), яку обгрунтував Ейнштейн у 1916 році. Утім, було встановлено, що основні характеристики космологічних моделей можна одержати також, виходячи з класичних рівнянь, що виражають (у диференціальній формі) закони збереження маси, імпульсу й енергії. Усього створено більше двох десятків моделей, які поділяються на дві великі групи — стаціонарні й нестаціонарні моделі. Розглянемо основні з них.

Стаціонарні моделі. У цих теоріях, крім першого космологічного принципу, використовується так званий другий космологічний принцип, за яким Всесвіт залишається незмінним незалежно від того, коли ми його спостерігаємо. Незалежність стану Всесвіту від часу й стала причиною появи прикметника "стаціонарний" у назві моделей.

1. Модель Ейнштейна. Рівняння ЗТВ дають можливість обгрунтувати моделі Всесвіту однорідні й ізотропні, але не стаціонарні. Для того, щоб компенсувати гравітаційну силу тяжіння, що діє між будь-якими тілами у Всесвіті, Ейнштейн запропонував нову силу — силу "космічного відштовхування". Ейнштейн довів, що такий Всесвіт може бути стаціонарним, якщо він скінченний, але в той же час і безмежний.

Чи може об'єкт бути скінченним і не мати меж? Може. Наприклад, сфера: площа її скінченна, але меж у неї немає. Ще простіше — коло: довжина його теж скінченна, але ні початку, ні кінця в нього немає. А те, що ми намагаємося собі уявити, математики називають тривимірною межею (гіперсферою) чотиривимірної гіперкулі.

У цього простору немає меж. Точно так само, як рухаючись по поверхні звичайної сфери вздовж будь-якого кола, ми зрештою потрапимо у вихідну точку, так і у Всесвіті Ейнштейна, рухаючись по прямій, ми повернемося до початкового положення.

Рівняння Ейнштейна дозволяють визначити розміри Всесвіту: при густині речовини г/см3 радіус гіперефери R = 3,3 • см.

2. Модель де Сіттера. Буквально через два місяці після опублікування моделі Ейнштейна з'явилася стаття нідерландського астронома Віллема де Сіттера, в якій стверджувалося, що існує ще одне вирішення, яке відповідає стаціонарному замкнутому Всесвіту. У цій моделі увагу привертали три моменти. Перше: швидкість фотона тут залежить від відстані фотона до точки, у якій знаходиться спостерігач, і тому спостерігач ніколи не зможе дізнатися про те, що відбувається далі, за межами якоїсь певної відстані. Друге: модель припускає ефект червоного зміщення. І, нарешті, третє: матеріальні частинки "розбігатимуться" одна від однієї.

3. Модель Хойла. У цій моделі Всесвіт являє собою гіперплощину, яка розширюється. Густина залишається сталою за рахунок "народження речовини" з особливого енергетичного поля.

Теорії стаціонарного Всесвіту можна перевірити, оскільки з них випливає твердження про незмінність усіх статичних параметрів, наприклад, незмінність числа галактик в одиниці об'єму в далеких і близьких частинах Всесвіту, незмінність середньої тривалості життя галактик й ін.

Віддалені частини Всесвіту сучасні спостерігачі бачать такими, якими вони були в далекому минулому. Далекі ділянки виглядають "молодшими", ніж наші найближчі сусіди по космосу, тому що світло від них іде значно довше. Якби вдалося виявити, що колір галактик або їхня яскравість змінюються залежно від відстані, то таке відкриття спростовувало б теорії стаціонарного Всесвіту.

Нестаціонарні моделі. Нестаціонарні моделі мають загальну назву "моделей Фрідмана". Найважливіші з них такі:

1. Пульсуюча модель. Стадія розширення Всесвіту змінюється стадією стиснення, і навпаки. Після того, як Всесвіт розшириться до певного об'єму, починається стиснення. Воно триває доти, поки густина матерії не досягне деякого граничного значення, після чого знову починається нове розширення, і так до нескінченності. Розширення Всесвіту почалося 15-18 млрд років тому в результаті так званого "Великого Вибуху".

2. Гіперболічна модель. У цій моделі стадія розширення триває як завгодно довго. Обидві моделі принципово не відрізняються одна від однієї, і при їх розгляді напрошується аналогія з рухом тіла, що падає на поверхню Землі.

Якщо єдиною силою в цих космологічних моделях є гравітація, під дією якої об'єкт стискається, а не розширюється, то як же вдалося Фрідману створити моделі Всесвіту, який розширюється? Для того, щоб дістати відповідь на це питання, поспостерігаємо за дитиною, яка підкидає м'ячик угору. Хоч сила земного тяжіння тягне м'ячик униз, він якийсь час летить угору. Відбувається це тому, що хлопчик Альоша надав м'ячику початкової швидкості, спрямованої угору. І підійматися вгору м'ячик буде доти, поки його кінетична енергія не вичерпається. Аналогічно, незважаючи на наявність гравітації, Всесвіт розширюється тому, що на початковому етапі — під час Великого Вибуху — він набув колосальної кінетичної енергії.

Якби не було гравітації, швидкості розбігання галактик залишалися б незмінно великими. Однак, гравітація у Всесвіті існує, і вона спричинює уповільнення розбігання — аналогічно тому, як за рахунок земного тяжіння сповільнюється політ м'яча вгору.

Повернемося до нашого Альоші. Він підкинув м'ячик угору, м'ячик втрачає швидкість, зупиняється, змінює напрямок руху й летить униз, ударяється об землю, відскакує вгору й т.д., тобто рух м'яча циклічний. Гіпотетично можлива й інша ситуація: початкова швидкість м'яча настільки велика, що він переборює силу земного тяжіння й ніколи більше не повертається на Землю. Для Всесвіту ситуація цілком аналогічна. Тут також має значення критичний параметр, від величини якого залежить, чи буде Всесвіт вічно розширюватися, хоча зі швидкістю, яка зменшуватиметься, чи розширення припиниться й почнеться стиснення. Причому після фази стиснення знову може наступити фаза розширення, тобто Всесвіт може "пульсувати".

Таким параметром є критична густина Всесвіту . Якщо густина Всесвіту р менша від критичної то Всесвіт відкритий, тобто весь час розширюється. Якщо ж густина , то Всесвіт закритий — наступає фаза стиснення. На жаль, точно відповісти на це питання вчені поки що не можуть. За сучасними розрахунками, густина Всесвіту трохи менша від критичної, тобто Всесвіт повинен бути відкритим, але тут не враховано так звані "приховані маси", які можуть спричинити суттєві зміни в густині Всесвіту ; тоді вона може виявитися більшою за критичну () За такої умови Всесвіт не буде розширюватися вічно.