Расширяющаяся Вселенная. Модели Вселенной

Так же как и звезды, галактики образуют группы и скопления. Около 40 ближайших галактик, наиболее массивные из которых наша Галактика и туманность Андромеды, образуют Местную группу галактик, размеры которой составляют несколько сотен килопарсек.

Более крупные объединения галактик образуют системы галактик. Они содержат до тысячи галактик, и их размер составляет несколько мегапарсек. Ближайшее крупное объединение галактик находится в направлении созвездия Девы на расстоянии около 20 Мпк. Размер этой системы составляет 5 Мпк.

Самое удаленное скопление галактик, до которого определено расстояние, находится в Волосах Вероники, до него 5200 Мпк. Только в самые крупные телескопы можно различить его ярчайшие галактики. Комплексы скоплений галактик размерами 30—60 Мпк, содержащих десятки скоплений, получили название сверхскоплений галактик. Скопление галактик в созвездии Девы является центральным сгущением в сверхскоплении галактик, в которое входит и наша Местная группа галактик. Общее число галактик нашего Сверхскопления, исключая карликовые, составляет около двух тысяч. Пока выявлено около 50 сверхскоплений. Структур более высокого ранга не обнаружено.

Совокупность наблюдаемых галактик всех типов и их скоплений, квазаров, межгалактической среды образует Метагалактику. Метагалактика — часть безграничной Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследования.

Одно из важнейших свойств Метагалактики — ее постоянное расширение, «разлет» скоплений галактик. О данном свойстве Метагалактики свидетельствует красное смещение в спектрах галактик. Метагалактика находится в состоянии приблизительно однородного и изотропного (одинакового во все стороны) расширения.

Гипотезу о расширении Вселенной на основе общей теории тяготения А. Эйнштейна и строгих расчетов высказал в 1922 г. советский ученый А. А. Фридман. Он получил решения, которые показали, что Вселенная не может быть стационарной. В зависимости от средней плотности вещества во Вселенной она должна либо расширяться, либо сжиматься. Нестационарная модель Вселенной утвердилась в науке лишь после того, как Э. Хаббл обнаружил разбегание галактик.

Из расчетов Фридмана вытекали три возможных следствия:

а) Вселенная и ее пространство расширяются с течением времени;

б) Вселенная сжимается;

в) во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и расширения.

Таким образом, возникает вопрос: какой из трех указанных выше вариантов реализуется в нашей Вселенной?

При развитии модели расширяющейся Вселенной было показано, что существует некоторое значение критической плотности ρ_кр Вселенной, определяемой по формуле: ρ_кр = , где G — гравитационная постоянная, Н — постоянная Хаббла. Расчеты по данной формуле дают, что ρ_кр = 10 ^-26 кг/м³. По современным оценкам, плотность вещества во Вселенной близка к критическому значению. Если фактическая средняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущем расширение Вселенной должно смениться ее сжатием. Если средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, то расширение будет продолжаться.

Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не меньше 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Если эти данные, полученные для Метагалактики, перенести на Вселенную, то получится, что ее средний возраст составляет около 15 млрд. лет. Это значение не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд.

Модель горячей Вселенной лежит в основе современной астрономической картины мира об эволюции Вселенной. В соответствии с этой моделью, на ранних стадиях расширения Вселенная характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и его высокой температурой. Основы этой модели в 1946 г. были заложены трудами американского физика русского происхождения Г. А. Гамова. Его теория получила название Большого взрыва.

В модели горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень высокой плотностью материи, обладающей огромной энергией. Это начальное состояние материи называется сингулярностью — точечный объем с бесконечной плотностью. По мере расширения Вселенной температура падала от очень большой до очень низкой, что и обеспечило благоприятные условия для образования звезд и галактик.

Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 г. микроволнового фонового излучения Вселенной. Было обнаружено, что из космического пространства непрерывно приходит радиоизлучение на очень коротких длинах волн. Оно исходит не из отдельных источников, а отовсюду, из любой точки неба. Это излучение заполняет пространство между звездами и галактиками и несет в себе очень большую энергию. Поступаемое из космоса излучение, не связанное с активностью наблюдаемых звезд или галактик, назвали реликтовым излучением, то есть древним, остаточным. Согласно современным представлениям, реликтовое излучение возникло на раннем этапе расширения Вселенной, когда еще не существовало звезд и галактик. Важнейшим свойством этого излучения является то, что распределение энергии в его спектре похоже на распределение энергии в спектре абсолютно черного тела с температурой 2,7 К. Максимум излучения приходится на длину волны 1,1 мм.

Таким образом, реликтовое излучение — это тепловое микроволновое излучение, пронизывающее Вселенную по всем направлением с одинаковой интенсивностью. На Земле сейчас принимаются потоки реликтового излучения, которые возникли в горячей среде более 10 млрд. лет назад. Исследования реликтового излучения помогают понять те процессы, которые происходили во Вселенной миллиарды лет назад.

Итак, в основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или Большого взрыва. Вселенная возникла в результате взрыва из состояния сингулярности. Исходное состояние перед началом взрыва не являлось точкой в математическом смысле, оно обладало свойствами, выходящими за рамки сегодняшних научных представлений. Исходное состояние было неустойчивым и породило взрыв, то есть скачкообразный переход к расширяющейся Вселенной.

На основании моделей Фридмана была разработана поэтапная физическая картина эволюции вещества начиная от взрыва. Спустя чуть более 3 мин после «начала» закончилось формирование ранней Вселенной и начался процесс соединения протонов и нейтронов в составные ядра. Затем почти 500 тыс. лет шло медленное остывание. Когда Вселенная остыла примерно до 3 тыс. градусов, ядра водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться в нейтральные атомы. Как полагают ученые, из этих первичных водорода и гелия, находившихся в газообразном состоянии,

сформировались первые звезды и галактики.

Существуют две теоретические модели будущего Вселенной — «открытая» и «закрытая».

«Закрытая» модель предполагает, что Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытывающая множество эволюционных циклов. Цикл расширения сменяется циклом последующего сжатия до возвращения в сингулярное состояние, затем следует новый взрыв, и т. д. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд. лет.

В «открытых» моделях Вселенной рассматриваются разные варианты ее «тепловой смерти». В соответствии с этими моделями уже через 10¹⁴ лет многие звезды остынут, что в последующем приведет к отрыву планет от своих звезд, а звезды начнут покидать галактики. Затем центральные части галактик коллапсируют, образуя «черные дыры», и тем самым прекращают свое существование.

Инфляционная модель Вселенной представлена в виде множества изолированных миров — доменов, возникших в результате Большого взрыва. Каждая мини-вселенная может иметь свои неповторимые условия, которые будут неизвестны и непостижимы для соседней. В каждом из доменов даже одни и те же физические константы отличаются по своим значениям. Вся видимая нами Метагалактика представляет один из таких доменов.