Полная версия


Магазин телескопов

Расширяющаяся Вселенная

Астрономия для любителей Жизнь Вселенной Расширяющаяся Вселенная

Расширяющаяся Вселенная Многие знают, что согласно современным научным представлениям наша вселенная расширяется. Давайте попробуем разобраться в экспериментальных и теоретических вопросах этого расширения.

В 1929 году Эдвин Хаббл впервые экспериментально обнаружил эффект «разбегания» галактик. Позднее появился физический закон, названный законом Хаббла. Согласно этому закону, красное смещение удаленных объектов (звезд, галактик и т.д.) пропорционально их расстоянию от наблюдателя. Красное смещение отвечает за скорость объекта относительно наблюдателя и, таким образом, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется.

Разумеется, галактики удаляются не только от Земли, но и друг от друга. Наглядно представить себе такое расширение вселенной довольно легко. Представим себе небольшой воздушный шарик, на котором мы нарисуем различные космические объекты. Когда мы начнем надувать этот шарик, то расстояние между всему нарисованными объектами будет увеличиваться. Причем, чем больше будет расстояние между рисунками, там быстрее оно будет увеличиваться. Таким образом, мы получаем картину расширения вселенной под действием закона Хаббла.

Математически закон Хаббла выражается очень просто: v = Hr

Где v - скорость разбегания галактик, r - расстояние до галактики, H - постоянная Хаббла. Наиболее надёжная оценка H на 2008 год составляет (70,1±1,3) (км/с)/Мпк.

Закон Хаббла сразу вызвал ряд физических предположений. Если сейчас вселенная расширяется, значит можно предположить, что когда то давно она было очень маленькой. Возможны размеры вселенной были меньше атомного ядра. По непонятной причине произошел Большой Взрыв, в следствии которого вся материя приобрела скорость и стала разлетаться, образуя то, что мы сейчас называем наша вселенная.

Пока не будем останавливаться на большом взрыве, а займемся вопросом собственно расширения вселенной. На сегодняшний день весь процесс расширения вселенной от большого взрыва до настоящего времен описан уравнениями Фридмана. Александр Фридман первый сформулировал и решил нестационарные уравнения теории гравитации Эйнштейна в 1922 году.

В связи с развитием экспериментальной техники уравнения Фридмана представляют особый интерес. Дело в том, что уравнения этой модели содержат в себе несколько параметров, значение которых как раз определяются в эксперименте. От этих самых параметров зависит во первых, как выглядит наша вселенная, а во вторых, как она расширяется.

Поговорим в начале о том, какой вид имеет наша вселенная. Согласно современным представлениям наша вселенная есть 4 мерное риманово многообразие. Основной вопрос заключается в том, какую форму имеет это многообразие. В уравнения Фридмана входит такой параметр как критическая плотность вещества во вселенной.

Если плотность вещества во вселенной больше критической, то вселенная открытая, если меньше, то замкнутая или закрытая, а если в точности равна, то пространственно плоское. Согласно современным данным, плотность вещества во вселенной приблизительно равна критической плотности. Из-за слишком большой ошибки сказать что-то определенное по этому поводу не удается.

Давайте попробуем представить, как выглядит этот объекты.

Закрытая вселенная. Довольно легко представить двухмерную сферу - это поверхность земного шара. Наша вселенная в таком варианте есть трехмерная сфера. Представьте, что мы находимся в обычном трехмерном пространстве. Но стоит нам достаточно долго идти в каком нибудь направлении, как мы вернемся в точку, с которой стартовали. Это и есть трехмерная сфера. В нашей вселенной такой трюк невозможен, так как эта самая сфера раздувается, а скорость нашего движения ограничена скоростью света.

Открытая и плоская модели вселенной мало чем отличаются от обычного трехмерного пространства. В случае плоской модели вселенная, фактически, есть трехмерное пространство которое расширяется. Открытая же вселенная отличается лишь наличием кривизны пространства.

Что касается расширения вселенной, то тут тоже не все так просто. Сейчас вселенная расширяется. Но если плотность вещества больше критической, то расширение может сменится гравитационным сжатием, и размеры вселенной вновь могут стать микроскопическими. Если же плотность вещества мала, то расширение будет происходить неограниченно.

Еще одним важным фактором, влияющим на расширение вселенной, является так называемый лямбда член – самый таинственный параметр в уравнении Эйнштейна. Этот параметр играет роль как бы антигравитации. Если он действительно отличен от нуля, то вселенная расширяется ускоренно, то есть постоянная Хаббла со временем будет только расти. При таком положении вещей расширение уже не сменится сжатием.

Ответить точно на вопрос о положении дел во вселенной пока не позволяем низкая точность в экспериментальных данных. Однако, прогресс не стоит на месте, и можно надеяться что довольно скоро мы будем знать уже больше о том мире в котором живем.

Михаил Карневский, 07.12.2012
Перепечатка без активной ссылки запрещена!