В космологии до сих пор нет четкого ответа на вопрос, который затрагивает возраст, форму и размеры Вселенной, а также нет единого мнения о ее конечности. Поскольку, если Вселенная конечна, то она должна либо сжиматься, либо расширяться. В том случае, если она бесконечна, многие предположения теряют смысл.
Еще в 1744 году астроном Ж.Ф. Шезо первый усомнился в том, что Вселенная
Бесконечна: ведь если количество звезд не имеет границ, то почему не сверкает небо и почему оно темное? В 1823 году Г. Олбес аргументировал наличие границ Вселенной тем, что свет, идущий к Земле от далеких звезд, должен становиться более слабым из-за поглощения веществом, которое находится на их пути. Но в таком случае сама эта субстанция должна нагреваться и светиться не хуже любой звезды. нашло свое подтверждение в современной науке, которая утверждает, что вакуум и есть «ничто», но вместе с тем он обладает реальными физическими свойствами. Конечно, поглощение вакуумом приводит к повышению его температуры, следствием чего являются тот факт, что вакуум становится вторичным источником излучения. Поэтому в том случае, если действительно размеры Вселенной бесконечны, то свет звезд, которые достигли предельного расстояния, имеет настолько сильное красное смещение, что начинает сливаться с фоновым (вторичным) излучением вакуума.
Вместе с тем, можно говорить, что наблюдаемой человечеством, конечны, поскольку конечна и сама Расстояние в 24 Гигапарсекса является границей светового космического горизонта. Однако из-за того, что увеличивается, конец Вселенной находится на расстоянии 93 миллиардов
Наиболее важным результатом космологии явился факт расширения Вселенной. Он был получен при наблюдениях за красным смещением и затем получил количественную оценку в соответствии с законом Хаббла. Это привело ученых к выводам, что теория Большого взрыва находит свои подтверждения. По данным НАСА,
которые были получены с помощью WMAP, начиная от момента Большого взрыва, равняется 13.7 миллиарда лет. Однако данный результат возможен только в том случае, если предположить, что та модель, которая лежит в основе анализа, корректна. При использовании других методов оценки получаются совершенно другие данные.
Затрагивая устройство Вселенной, нельзя не сказать и о ее форме. До сих пор не найдена та трехмерная фигура, которая бы наилучшим образом представила ее образ. Данная сложность связана с тем, что до сих пор точно не известно, плоская ли Вселенная. Второй аспект связан с тем, что доподлинно не известно о множественной соединенности ее. Соответственно, если размеры Вселенной пространственно ограничены, то при движении по прямой линии и в любом направлении можно оказаться в исходной точке.
Как мы видим, технический прогресс еще не достиг того уровня, чтобы точно ответить на вопросы, касающиеся возраста, устройства и размеров Вселенной. До сих пор многие теории в космологии не нашли своего подтверждения, но и не были опровергнуты.
17:45 23/06/20160 👁 1 384
Масштабы космоса сложно представить и еще сложнее - точно определить. Но благодаря гениальным догадками физиков, мы думаем, что хорошо представляем, насколько велик космос. «Давайте прогуляемся по », - такое приглашение сделал американский астроном Харлоу Шепли перед аудиторией в Вашингтоне, округ Колумбия, в 1920 году. Он принимал участие в так называемой Большой Дискуссии, посвященной масштабам Вселенной, вместе с коллегой Хибером Кертисом.
Шепли полагал, что наша галактика была 300 000 в поперечнике. Это в три раза больше, чем думают сейчас, но для того времени измерения были вполне неплохие. В частности, он рассчитал в целом правильные пропорциональные расстояния в пределах Млечного Пути - положение нашего относительно центра , к примеру.
В начале 20 века, впрочем, 300 000 световых лет казались многим современникам Шепли каким-то абсурдно большим числом. А мысль о том, что другие вроде Млечного Пути - которые были видны в - были такими же большими, вообще не принимали всерьез.
Да и сам Шепли считал, что Млечный Путь должен быть особенным. «Даже если спирали представлены , они не сравнимы по размеру с нашей звездной системой», говорил он своим слушателям.
Кертис не согласился. Он думал, и это было правильно, что во Вселенной было много других галактик, разбросанных подобно нашей. Но его отправной точкой было допущение, что Млечный Путь был намного меньше, чем подсчитал Шепли. По расчетам Кертиса, Млечный Путь был всего 30 000 световых лет в диаметре - или в три раза меньше, чем показывают современные расчеты.
В три раза больше, в три раза меньше - речь идет о таких огромных расстояниях, что вполне понятно, что астрономы, размышлявшие на эту тему сто лет назад, могли так ошибаться.
Сегодня мы достаточно уверены, что Млечный Путь где-то между 100 000 и 150 000 световым годами в поперечнике. Наблюдаемая Вселенная, конечно, намнооооооого больше. Полагают, что ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет. Но с чего такая уверенность? Как вообще можно измерить что-то такое с ?
С тех пор, как Коперник заявил, что Земля не является центром , мы всегда с трудом переписывали наши представления о том, чем является Вселенной - и особенно насколько большой она может быть. Даже сегодня, как мы увидим, мы собираем новые свидетельства касательно того, что целая Вселенная может быть гораздо больше, чем мы думали недавно.
Кейтлин Кейси, астроном из Университета штата Техас в Остине, изучает Вселенную. Она говорит, что астрономы разработали набор хитроумных инструментов и систем измерения, чтобы подсчитать не только расстояние от Земли до других тел в нашей Солнечной системе, но и пропасти между галактиками и даже до самого конца наблюдаемой Вселенной.
Шаги к измерению всего этого проходят через шкалу расстояний в астрономии. Первая ступень этой шкалы довольно проста и в наши дни полагается на современные технологии.
«Мы можем просто отразить радиоволны от ближайших в Солнечной системе, вроде и , и измерить время, которое понадобится этим волнам, чтоб вернуться на Землю, - говорит Кейси. - Измерения, таким образом, будут очень точными».
Большие радиотелескопы вроде в Пуэрто-Рико могут делать эту работу - но они также способны на большее. Аресибо, например, может обнаруживать , летающие вокруг нашей Солнечной системы и даже создавать их изображения, в зависимости от того, как радиоволны отражаются от поверхности астероида.
Но использовать радиоволны для измерения расстояний за пределами нашей Солнечной системы непрактично. Следующая ступень в этой космической шкале - это измерение параллакса. Мы делаем это постоянно, даже не осознавая. Люди, как и многие животные, интуитивно понимают расстояние между собой и объектами, благодаря тому, что у нас есть два глаза.
Если вы держите объект перед собой - руку, например - и смотрите на него одним открытым глазом, а затем переключаетесь на другой глаз, вы видите, как ваша рука слегка сдвигается. Это называется параллаксом. Разницу между этими двумя наблюдениями можно использовать для определения расстояния до объекта.
Наш мозг делает это естественным образом с информацией из обоих глаз, и астрономы делают то же самое с ближайшими звездами, только используют другие органы чувств: телескопы.
Представьте, что в космосе плавает два глаза, по обе стороны от нашего Солнца. Благодаря орбите Земли, у нас имеются эти глаза, и мы можем наблюдать смещение звезд относительно объектов на фоне, используя этот метод.
«Мы измеряем положение звезд в небе, скажем, в январе, а потом ждем шесть месяцев и измеряем положение тех же звезд в июле, когда оказываемся по другую сторону Солнца», говорит Кейси.
Тем не менее есть порог, за которым объекты уже так далеки - около 100 световых лет - что наблюдаемое смещение слишком малое, чтобы обеспечить полезный расчет. На этом расстоянии мы все еще будем далеки от края нашей собственной галактики.
Следующий шаг - установка по главной последовательности. Он опирается на наше знание того, как звезды определенного размера - известные как звезды главной последовательности - развиваются с течением времени.
Во-первых, они меняют цвет, с возрастом становясь краснее. Точно измеряя их цвет и яркость, а после сравнивая это с тем, что известно о расстоянии до звезд главной последовательности, которые измеряются методом тригонометрического параллакса, мы можем оценить положение этих, более далеких звезд.
Принцип, который лежит в основе этих вычислений, заключается в том, что звезды одной массы и возраста будут казаться нам одинаково яркими, если бы находились на одном расстоянии от нас. Но поскольку зачастую это не так, мы можем использовать разницу в измерениях, чтобы выяснить, как далеки они на самом деле.
Звезды главной последовательности, которые используются для этого анализа, считаются одним из типов «стандартных свечей» - тел, величину которых (или яркость) мы можем посчитать математически. Эти свечи разбросаны по всему космосу и предсказуемо освещают Вселенную. Но звезды главной последовательности не единственные примеры.
Это понимание того, как яркость связана с расстоянием, позволяет нам понимать расстояния до еще более далеких объектов - вроде звезд в других галактиках. Подход как с основной последовательностью уже не будет работать, потому что свет этих звезд - которые в миллионах световых лет от нас, если не больше - трудно точно проанализировать.
Но в 1908 году ученый по имени Генриетта Суон Ливитт из Гарварда осуществила фантастическое открытие, которое помогло нам измерить и эти колоссальные расстояния. Суон Ливитт поняла, что существует особый класс звезд - .
«Она заметила, что определенный тип звезды меняет свою яркость с течением временем, и это изменение яркости, в пульсации этих звезд, напрямую связано с тем, насколько они яркие по своей природе», говорит Кейси.
Другими словами, более яркая звезда класса цефеид будет «пульсировать» медленнее (в течение многих дней), чем более тусклая цефеида. Поскольку астрономы могут весьма просто измерить пульс цефеиды, они могут сказать, насколько яркая звезда. Затем, наблюдая за тем, насколько яркой она кажется нам, они могут рассчитать расстояние до нее.
Этот принцип аналогичен подходу с главной последовательностью в том смысле, что ключевой является яркость. Однако важно то, что расстояние можно измерить различными способами. И чем больше способов измерения расстояний у нас есть, тем лучше мы можем понять истинный масштаб наших космических задворок.
Именно открытие таких звезд в нашей собственной галактике убедило Харлоу Шепли в ее большом размере.
В начале 1920-х годов Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в ближайшей к нам и заключил, что она всего в миллионе световых лет от нас.
Сегодня, по нашим лучшим оценкам, эта галактика в 2,54 миллиона световых лет от нас. Стало быть, Хаббл ошибался. Но это нисколько не умаляет его заслуг. Потому что мы до сих пор пытаемся рассчитать расстояние до Андромеды. 2,54 миллиона лет - это число, по сути, является результатом относительно недавних расчетов.
Даже сейчас масштаб Вселенной сложно представить. Мы можем его оценивать, и очень хорошо, но, по правде говоря, точно вычислить расстояния между галактиками очень трудно. Вселенная невероятно большая. И нашей галактикой не ограничена.
Хаббл также измерил яркость взрывающихся - типа 1А. Их можно увидеть в довольно далеких галактиках, за миллиарды световых лет от нас. Поскольку яркость эти вычислений можно рассчитать, мы можем определить, насколько они далеки, как мы это сделали с цефеидами. Сверхновые типа 1А и цефеиды - примеры того, что астрономы называют стандартными свечами.
Есть еще одна особенность Вселенной, которая может помочь нам измерить действительно большие расстояния. Это красное смещение.
Если сирена кареты скорой помощи или полицейского автомобиля когда-нибудь проносилась мимо вас, вы знакомы с эффектом Доплера. Когда скорая приближается, сирена звучит пронзительнее, а когда удаляется, сирена снова стихает.
То же самое происходит с волнами света, только в мелких масштабах. Мы можем зафиксировать это изменение, анализируя спектр света удаленных тел. В этом спектре будут темные линии, поскольку отдельные цвета поглощаются элементами в источнике света и вокруг него - поверхности звезд, например.
Чем дальше объекты от нас, тем дальше в сторону красного конца спектра будут смещаться эти линии. И это не только потому что объекты далеки от нас, а потому что они еще и удаляются от нас с течением времени, благодаря расширению Вселенной. И наблюдение красного смещения света далеких галактик, собственно, предоставляет нам доказательство того, что Вселенная действительно расширяется.
Вселенная — это все, что существует. Вселенная безгранична. Поэтому, рассуждая о размерах Вселенной мы можем говорить только о размерах ее наблюдаемой части — наблюдаемой Вселенной.
Наблюдаемая Вселенная — это шар с центром на Земле (месте наблюдателя), имеет два размера: 1. видимый размер — радиус Хаббла — 13,75 млрд. световых лет, 2. реальный размер — радиус горизонта частиц — 45,7 млрд. световых лет.
Современная модель Вселенной еще называется ΛCDM-моделью. Буква «Λ» означает присутствие космологической постоянной, объясняющей ускоренное расширение Вселенной. «CDM» означает то, что Вселенная заполнена холодной тёмной материей. Последние исследования говорят о том, что постоянная Хаббла составляет около 71 (км/с)/Мпк, что соответствует возрасту Вселенной 13,75 млрд. лет. Зная возраст Вселенной, можно оценить размер её наблюдаемой области.
Согласно теории относительности информация о каком-либо объекте не может достигнуть наблюдателя со скоростью большей, чем скорость света (299792458 км/c). Получается, наблюдатель видит не просто объект, а его прошлое . Чем дальше находится от него объект, тем в более далёкое прошлое он смотрит. К примеру, глядя на Луну, мы видим такой, какой он была чуть более секунды назад, Солнце – более восьми минут назад, ближайшие звёзды – годы, галактики – миллионы лет назад и т.д. В стационарной модели Эйнштейна Вселенная не имеет ограничения по возрасту, а значит и её наблюдаемая область также ничем не ограничена. Наблюдатель, вооружаясь всё более совершенными астрономическими приборами, будет наблюдать всё более далёкие и древние объекты.
Размеры наблюдаемой Вселенной
Другую картину мы имеем с современной моделью Вселенной. Согласно нее Вселенная имеет возраст, а значит и предел наблюдения. То есть, с момента рождения Вселенной никакой фотон не успел бы пройти расстояние большее, чем 13,75 млрд световых лет. Получается, можно заявить о том, что наблюдаемая Вселенная ограничена от наблюдателя шарообразной областью радиусом 13,75 млрд. световых лет. Однако, это не совсем так. Не стоит забывать и о расширении пространства Вселенной. Пока фотон достигнет наблюдателя, объект, который его испустил, будет от нас уже в 45,7 млрд световых лет. Этот размер является горизонтом частиц, он и является границей наблюдаемой Вселенной.
Итак, размер наблюдаемой Вселенной делится на два типа. Видимый размер, называемый также радиусом Хаббла (13,75 млрд. световых лет). И реальный размер, называемый горизонтом частиц (45,7 млрд. световых лет).
Принципиально то, что оба эти горизонта совсем не характеризуют реальный размер Вселенной. Во-первых, они зависят от положения наблюдателя в пространстве. Во-вторых, они изменяются со временем. В случае ΛCDM-модели горизонт частиц расширяется со скоростью большей, чем горизонт Хаббла. Вопрос на то, сменится ли такая тенденция в дальнейшем, современная наука ответа не даёт. Но если предположить, что Вселенная продолжит расширяться с ускорением, то все те объекты, которые мы видим сейчас рано или поздно исчезнут из нашего «поля зрения».
На данный момент самым далёким светом, наблюдаемым астрономами, является . Вглядываясь в него, учёные видят Вселенную такой, какой она была через 380 тысяч лет после Большого Взрыва. В этот момент Вселенная остыла настолько, что смогла испускать свободные фотоны, которые и улавливают в наши дни с помощью радиотелескопов. В те времена во Вселенной не было ни звёзд, ни галактик, а лишь сплошное облако из водорода, гелия и ничтожного количества других элементов. Из неоднородностей, наблюдаемых в этом облаке, в последствие сформируются галактические скопления. Получается, именно те объекты, которые сформируются из неоднородностей реликтового излучения, расположены ближе всего к горизонту частиц.
Реальные размеры Вселенной
Итак, мы определились с размерами наблюдаемой Вселенной. А как быть с реальными размерами всей Вселенной? современная наука не располагает сведениями о том, каковы реальные размеры Вселенной и имеет ли она границы. Но большинство ученых сходится во мнении, что Вселенная безгранична.
Вывод
Наблюдаемая Вселенная имеет видимую и истинную границу, называемую соответственно радиусом Хаббла (13,75 млрд св. лет) и радиусом частиц (45,7 млрд. световых лет). Эти границы полностью зависят от положения наблюдателя в пространстве и расширяются со временем. Если радиус Хаббла расширяется строго со скоростью света, то расширение горизонта частиц носит ускоренный характер. Вопрос о том, будет ли его ускорение горизонта частиц продолжаться дальше и не сменится ли она сжатие, остаётся открытым.
Знаете ли вы о том, что наблюдаемая нами Вселенная имеет довольно определённые границы? Мы привыкли ассоциировать Вселенную с чем-то бесконечным и непостижимым. Однако современная наука на вопрос о «бесконечности» Вселенной предлагает совсем другой ответ на столь «очевидный» вопрос.
Согласно современным представлениям, размер наблюдаемой Вселенной составляет примерно 45,7 миллиардов световых лет (или 14,6 гигапарсек). Но что означают эти цифры?
Первый вопрос, который приходит в голову обычному человеку - как Вселенная вообще не может быть бесконечной? Казалось бы, бесспорным является то, что вместилище всего сущего вокруг нас не должно иметь границ. Если эти границы и существуют, то что они вообще собой представляют?
Допустим, какой-нибудь астронавт долетел до границ Вселенной. Что он увидит перед собой? Твёрдую стену? Огненный барьер? А что за ней - пустота? Другая Вселенная? Но разве пустота или другая Вселенная могут означать, что мы на границе мироздания? Ведь это не означает, что там находится «ничего». Пустота и другая Вселенная - это тоже «что-то». А ведь Вселенная - это то, что содержит абсолютно всё «что-то».
Мы приходим к абсолютному противоречию. Получается, граница Вселенной должна скрывать от нас что-то, чего не должно быть. Или граница Вселенной должна отгораживать «всё» от «чего-то», но ведь это «что-то» должно быть также частью «всего». В общем, полный абсурд. Тогда как учёные могут заявлять о граничном размере, массе и даже возрасте нашей Вселенной? Эти значения хоть и невообразимо велики, но всё же конечны. Наука спорит с очевидным? Чтобы разобраться с этим, давайте для начала проследим, как люди пришли к современному понимаю Вселенной.
Расширяя границы
Человек с незапамятных времён интересовался тем, что представляет собой окружающий их мир. Можно не приводить примеры о трёх китах и прочие попытки древних объяснить мироздание. Как правило, в конечном итоге все сводилось к тому, что основой всего сущего является земная твердь. Даже во времена античности и средневековья, когда астрономы имели обширные познания в закономерностях движения планет по «неподвижной» небесной сфере, Земля оставалась центром Вселенной.
Естественно, ещё в Древней Греции существовали те, кто считал что Земля вращается вокруг Солнца. Были те, кто говорил о множестве миров и бесконечности Вселенной. Но конструктивные обоснования этим теориям возникли только на рубеже научной революции.
В 16 веке польский астроном Николай Коперник совершил первый серьёзный прорыв в познании Вселенной. Он твёрдо доказал, что Земля является лишь одной из планет, обращающихся вокруг Солнца. Такая система значительно упрощала объяснение столь сложного и запутанного движения планет по небесной сфере. В случае неподвижной Земли астрономам приходилось выдумывать всевозможные хитроумные теории, объясняющие такое поведение планет. С другой стороны, если Землю принять подвижной, то объяснение столь замысловатым движениям приходит, само собой. Так в астрономии укрепилась новая парадигма под названием «гелиоцентризм».
Множество Солнц
Однако даже после этого астрономы продолжали ограничивать Вселенную «сферой неподвижных звёзд». Вплоть до 19 века им не удавалось оценить расстояние до светил. Несколько веков астрономы безрезультатно пытались обнаружить отклонения положения звёзд относительно движения Земли по орбите (годичные параллаксы). Инструменты тех времён не позволяли проводить столь точные измерения.
Наконец, в 1837 году русско-немецкий астроном Василий Струве измерил параллакс . Это ознаменовало новый шаг в понимании масштабов космоса. Теперь учёные могли смело говорить о том, что звезды являют собой далекие подобия Солнца. И наше светило отныне не центр всего, а равноправный «житель» бескрайнего звёздного скопления.
Астрономы ещё больше приблизились к пониманию масштабов Вселенной, ведь расстояния до звёзд оказались воистину чудовищными. Даже размеры орбит планет казались по сравнению с этим чем-то ничтожным. Дальше нужно было понять, каким образом звёзды сосредоточены во .
Множество Млечных Путей
Известный философ Иммануил Кант ещё в 1755 предвосхитил основы современного понимания крупномасштабной структуры Вселенной. Он выдвинул гипотезу о том, что Млечный Путь является огромным вращающимся звёздным скоплением. В свою очередь, многие наблюдаемые туманности также являются более удалёнными «млечными путями» — галактиками. Не смотря на это, вплоть до 20 века астрономы придерживались того, что все туманности являются источниками звёздообразования и входят в состав Млечного Пути.
Ситуация изменилась, когда астрономы научились измерять расстояния между галактиками с помощью . Абсолютная светимость звёзд такого типа лежит в строгой зависимости от периода их переменности. Сравнивая их абсолютную светимость с видимой, можно с высокой точностью определить расстояние до них. Этот метод был разработан в начале 20 века Эйнаром Герцшрунгом и Харлоу Шелпи. Благодаря ему советский астроном Эрнст Эпик в 1922 году определил расстояние до Андромеды, которое оказалось на порядок больше размера Млечного Пути.
Эдвин Хаббл продолжил начинание Эпика. Измеряя яркости цефеид в других галактиках, он измерил расстояние до них и сопоставил его с красным смещением в их спектрах. Так в 1929 году он разработал свой знаменитый закон. Его работа окончательно опровергла укрепившееся мнение о том, что Млечный Путь является краем Вселенной. Теперь он был одной из множества галактик, которые ещё когда-то считали его составной частью. Гипотеза Канта подтвердилась почти через два столетия после её разработки.
В дальнейшем, открытая Хабблом связь расстояния галактики от наблюдателя относительно скорости её удаления от него, позволила составить полноценную картину крупномасштабной структуры Вселенной. Оказалось, галактики были лишь её ничтожной частью. Они связывались в скопления, скопления в сверхскопления. В свою очередь, сверхскопления складываются в самые большие из известных структур во Вселенной - нити и стены. Эти структуры, соседствуя с огромными сверхпустотами () и составляют крупномасштабную структуру, известной на данный момент, Вселенной.
Очевидная бесконечность
Из вышесказанного следует то, что всего за несколько веков наука поэтапно перепорхнула от геоцентризма к современному пониманию Вселенной. Однако это не даёт ответа, почему мы ограничиваем Вселенную в наши дни. Ведь до сих пор речь шла лишь о масштабах космоса, а не о самой его природе.
Первым, кто решился обосновать бесконечность Вселенной, был Исаак Ньютон. Открыв закон всемирного тяготения, он полагал, что будь пространство конечно, все её тела рано или поздно сольются в единое целое. До него мысль о бесконечности Вселенной если кто-то и высказывал, то исключительно в философском ключе. Без всяких на то научных обоснований. Примером тому является Джордано Бруно. К слову, он подобно Канту, на много столетий опередил науку. Он первым заявил о том, что звёзды являются далёкими солнцами, и вокруг них тоже вращаются планеты.
Казалось бы, сам факт бесконечности довольно обоснован и очевиден, но переломные тенденции науки 20 века пошатнули эту «истину».
Стационарная Вселенная
Первый существенный шаг на пути к разработке современной модели Вселенной совершил Альберт Эйнштейн. Свою модель стационарной Вселенной знаменитый физик ввёл в 1917 году. Эта модель была основана на общей теории относительности, разработанной им же годом ранее. Согласно его модели, Вселенная является бесконечной во времени и конечной в пространстве. Но ведь, как отмечалось ранее, согласно Ньютону, Вселенная с конечным размером должна сколлапсироваться. Для этого Эйнштейн ввёл космологическую постоянную, которая компенсировала гравитационное притяжение далёких объектов.
Как бы это парадоксально не звучало, саму конечность Вселенной Эйнштейн ничем не ограничивал. По его мнению, Вселенная представляет собой замкнутую оболочку гиперсферы. Аналогией служит поверхность обычной трёхмерной сферы, к примеру - глобуса или Земли. Сколько бы путешественник ни путешествовал по Земле, он никогда не достигнет её края. Однако это вовсе не означает, что Земля бесконечна. Путешественник просто-напросто будет возвращаться к тому месту, откуда начал свой путь.
На поверхности гиперсферы
Точно также космический странник, преодолевая Вселенную Эйнштейна на звездолёте, может вернуться обратно на Землю. Только на этот раз странник будет двигаться не по двумерной поверхности сферы, а по трёхмерной поверхности гиперсферы. Это означает, что Вселенная имеет конечный объём, а значит и конечное число звёзд и массу. Однако ни границ, ни какого-либо центра у Вселенной не существует.
К таким выводам Эйнштейн пришёл, связав в своей знаменитой теории пространство, время и гравитацию. До него эти понятия считались обособленными, отчего и пространство Вселенной было сугубо евклидовым. Эйнштейн доказал, что само тяготение является искривлением пространства-времени. Это в корне меняло ранние представления о природе Вселенной, основанной на классической ньютоновской механике и евклидовой геометрии.
Расширяющаяся Вселенная
Даже сам первооткрыватель «новой Вселенной» не был чужд заблуждений. Эйнштейн хоть и ограничил Вселенную в пространстве, он продолжал считать её статичной. Согласно его модели, Вселенная была и остаётся вечной, и её размер всегда остаётся неизменным. В 1922 году советский физик Александр Фридман существенно дополнил эту модель. Согласно его расчётам, Вселенная вовсе не статична. Она может расширяться или сжиматься со временем. Примечательно то, что Фридман пришёл к такой модели, основываясь на всё той же теории относительности. Он сумел более корректно применить эту теорию, минуя космологическую постоянную.
Альберт Эйнштейн не сразу принял такую «поправку». На помощь этой новой модели пришло, упомянутое ранее открытие Хаббла. Разбегание галактик бесспорно доказывало факт расширения Вселенной. Так Эйнштейну пришлось признать свою ошибку. Теперь Вселенная имела определённый возраст, зависимый от постоянной Хаббла, характеризующий скорость её расширения.
Дальнейшее развитие космологии
По мере того, как учёные пытались решить этот вопрос, были открыты многие другие важнейшие составляющие Вселенной и разработаны различные её модели. Так в 1948 году Георгий Гамов ввёл гипотезу «о горячей Вселенной», которая в последствие превратится в теорию Большого взрыва. Открытие в 1965 году подтвердило его догадки. Теперь астрономы могли наблюдать свет, дошедший с того момента, когда Вселенная стала прозрачна.
Тёмная материя, предсказанная в 1932 году Фрицом Цвикки, получила своё подтверждение в 1975 году. Тёмная материя фактически объясняет само существование галактик, галактических скоплений и самой Вселенской структуры в целом. Так учёные узнали, что большая часть массы Вселенной и вовсе невидима.
Наконец, в 1998 году в ходе исследования расстояния до было открыто, что Вселенная расширяется с ускорением. Этот очередной поворотный момент в науке породил современное понимание о природе Вселенной. Введённый Эйнштейном и опровергнутый Фридманом космологический коэффициент снова нашёл своё место в модели Вселенной. Наличие космологического коэффициента (космологической постоянной) объясняет её ускоренное расширение. Для объяснения наличия космологической постоянной было введено понятия - гипотетическое поле, содержащее большую часть массы Вселенной.
Современное представление о размере наблюдаемой Вселенной
Современная модель Вселенной также называется ΛCDM-моделью. Буква «Λ» означает присутствие космологической постоянной, объясняющей ускоренное расширение Вселенной. «CDM» означает то, что Вселенная заполнена холодной тёмной материей. Последние исследования говорят о том, что постоянная Хаббла составляет около 71 (км/с)/Мпк, что соответствует возрасту Вселенной 13,75 млрд. лет. Зная возраст Вселенной, можно оценить размер её наблюдаемой области.
Согласно теории относительности информация о каком-либо объекте не может достигнуть наблюдателя со скоростью большей, чем скорость света (299792458 м/c). Получается, наблюдатель видит не просто объект, а его прошлое. Чем дальше находится от него объект, тем в более далёкое прошлое он смотрит. К примеру, глядя на Луну, мы видим такой, какой она была чуть более секунды назад, Солнце - более восьми минут назад, ближайшие звёзды - годы, галактики - миллионы лет назад и т.д. В стационарной модели Эйнштейна Вселенная не имеет ограничения по возрасту, а значит и её наблюдаемая область также ничем не ограничена. Наблюдатель, вооружаясь всё более совершенными астрономическими приборами, будет наблюдать всё более далёкие и древние объекты.
Другую картину мы имеем с современной моделью Вселенной. Согласно ей Вселенная имеет возраст, а значит и предел наблюдения. То есть, с момента рождения Вселенной никакой фотон не успел бы пройти расстояние большее, чем 13,75 млрд световых лет. Получается, можно заявить о том, что наблюдаемая Вселенная ограничена от наблюдателя шарообразной областью радиусом 13,75 млрд. световых лет. Однако, это не совсем так. Не стоит забывать и о расширении пространства Вселенной. Пока фотон достигнет наблюдателя, объект, который его испустил, будет от нас уже в 45,7 миллиардах св. лет. Этот размер является горизонтом частиц, он и является границей наблюдаемой Вселенной.
За горизонтом
Итак, размер наблюдаемой Вселенной делится на два типа. Видимый размер, называемый также радиусом Хаббла (13,75 млрд. световых лет). И реальный размер, называемый горизонтом частиц (45,7 млрд. св. лет). Принципиально то, что оба эти горизонта совсем не характеризуют реальный размер Вселенной. Во-первых, они зависят от положения наблюдателя в пространстве. Во-вторых, они изменяются со временем. В случае ΛCDM-модели горизонт частиц расширяется со скоростью большей, чем горизонт Хаббла. Вопрос о том, сменится ли такая тенденция в дальнейшем, современная наука ответа не даёт. Но если предположить, что Вселенная продолжит расширяться с ускорением, то все те объекты, которые мы видим сейчас рано или поздно исчезнут из нашего «поля зрения».
На данный момент самым далёким светом, наблюдаемым астрономами, является реликтовое излучение. Вглядываясь в него, учёные видят Вселенную такой, какой она была через 380 тысяч лет после Большого Взрыва. В этот момент Вселенная остыла настолько, что смогла испускать свободные фотоны, которые и улавливают в наши дни с помощью радиотелескопов. В те времена во Вселенной не было ни звёзд, ни галактик, а лишь сплошное облако из водорода, гелия и ничтожного количества других элементов. Из неоднородностей, наблюдаемых в этом облаке, в последствие сформируются галактические скопления. Получается, именно те объекты, которые сформируются из неоднородностей реликтового излучения, расположены ближе всего к горизонту частиц.
Истинные границы
Имеет ли Вселенная истинные, не наблюдаемые границы, до сих пор остаётся предметом псевдонаучных догадок. Так или иначе, все сходятся на бесконечности Вселенной, но интерпретируют эту бесконечность совсем по-разному. Одни считают Вселенную многомерной, где наша «местная» трёхмерная Вселенная является лишь одним из её слоёв. Другие говорят, что Вселенная фрактальна - а это означает, что наша местная Вселенная может оказаться частицей другой. Не стоит забывать и о различных моделях Мультивселенной с её закрытыми, открытыми, параллельными Вселенными, червоточинами. И ещё много-много различных версий, число которых ограничено лишь человеческой фантазией.
Но если включить холодный реализм или просто отстраниться от всех этих гипотез, то можно предположить, что наша Вселенная является бесконечным однородным вместилищем всех звёзд и галактик. Причем, в любой очень далёкой точке, будь она в миллиардах гигапарсек от нас, всё условия будут точно такими же. В этой точке будут точно такими же горизонт частиц и сфера Хаббла с таким же реликтовым излучением у их кромки. Вокруг будут такие же звёзды и галактики. Что интересно, это не противоречит расширению Вселенной. Ведь расширяется не просто Вселенная, а само её пространство. То, что в момент большого взрыва Вселенная возникла из одной точки говорит только о том, что бесконечно мелкие (практически нулевые) размеры, что были тогда, сейчас превратились в невообразимо большие. В дальнейшем будем пользоваться именно этой гипотезой для того, чтобы осознать масштабы наблюдаемой Вселенной.
Наглядное представление
В различных источниках приводятся всевозможные наглядные модели, позволяющие людям осознать масштабы Вселенной. Однако нам мало осознать, насколько велик космос. Важно представлять, каким образом проявляются такие понятия, как горизонт Хаббла и горизонт частиц на самом деле. Для этого давайте поэтапно вообразим свою модель.
Забудем о том, что современная наука не знает о «заграничной» области Вселенной. Отбросив версии о мультивселенных, фрактальной Вселенной и прочих её «разновидностях», представим, что она просто бесконечна. Как отмечалось ранее, это не противоречит расширению её пространства. Разумеется, учтём то, что сфера Хаббла и сфера частиц соответственно равны 13,75 и 45,7 млрд световых лет.
Масштабы Вселенной
Нажмите кнопку СТАРТ и откройте для себя новый, неизведанный мир!
Для начала попробуем осознать, насколько велики Вселенские масштабы. Если вы путешествовали по нашей планете, то вполне можете представить, насколько для нас велика Земля. Теперь представим нашу планету как гречневую крупицу, которая движется по орбите вокруг арбуза-Солнца размером с половину футбольного поля. В таком случае орбита Нептуна будет соответствовать размеру небольшого города, область - Луне, область границы воздействия Солнца - Марсу. Получается, наша Солнечная Система настолько же больше Земли, насколько Марс больше гречневой крупы! Но это только начало.
Теперь представим, что этой гречневой крупой будет наша система, размер которой примерно равен одному парсеку. Тогда Млечный Путь будет размером с два футбольных стадиона. Однако и этого нам будет не достаточно. Придётся и Млечный Путь уменьшить до сантиметрового размера. Он чем-то будет напоминать завёрнутую в водовороте кофейную пенку посреди кофейно-чёрного межгалактического пространства. В двадцати сантиметрах от него расположится такая же спиральная «кроха» — Туманность Андромеды. Вокруг них будет рой малых галактик нашего Местного Скопления. Видимый же размер нашей Вселенной будет составлять 9,2 километра. Мы подошли к понимаю Вселенских размеров.
Внутри вселенского пузыря
Однако нам мало понять сам масштаб. Важно осознать Вселенную в динамике. Представим себя гигантами, для которых Млечный Путь имеет сантиметровый диаметр. Как отмечалось только что, мы окажемся внутри шара радиусом 4,57 и диаметром 9,24 километров. Представим, что мы способны парить внутри этого шара, путешествовать, преодолевая за секунду целые мегапарсеки. Что мы увидим в том случае, если наша Вселенная будет бесконечна?
Разумеется, пред нами предстанет бесчисленное множество всевозможных галактик. Эллиптические, спиральные, иррегулярные. Некоторые области будут кишить ими, другие - пустовать. Главная особенность будет в том, что визуально все они будут неподвижны, пока неподвижными будем мы. Но стоит нам сделать шаг, как и сами галактики придут в движение. К примеру, если мы будем способны разглядеть в сантиметровом Млечном Пути микроскопическую Солнечную Систему, то сможем пронаблюдать её развитие. Отдалившись от нашей галактики на 600 метров, мы увидим протозвезду Солнце и протопланетный диск в момент формирования. Приближаясь к ней, мы увидим, как появляется Земля, зарождается жизнь и появляется человек. Точно также мы будем видеть, как видоизменяются и перемещаются галактики по мере того, как мы будем удаляться или приближаться к ним.
Следовательно, чем в более далёкие галактики мы будем вглядываться, тем более древними они будут для нас. Так самые далёкие галактики будут расположены от нас дальше 1300 метров, а на рубеже 1380 метров мы будем видеть уже реликтовое излучение. Правда, это расстояние для нас будет мнимым. Однако, по мере того, как будем приближаться к реликтовому излучению, мы будем видеть интересную картину. Естественно, мы будем наблюдать то, как из первоначального облака водорода будут образовываться и развиваться галактики. Когда же мы достигнем одну из этих образовавшихся галактик, то поймем, что преодолели вовсе не 1,375 километров, а все 4,57.
Уменьшая масштабы
В качестве итога мы ещё больше увеличимся в размерах. Теперь мы можем разместить в кулаке целые войды и стены. Так мы окажемся в довольно небольшом пузыре, из которого невозможно выбраться. Мало того, что расстояние до объектов на краю пузыря будет увеличиваться по мере их приближения, так ещё и сам край будет бесконечно смещаться. В этом и заключается вся суть размера наблюдаемой Вселенной.
Какой бы Вселенная не была большой, для наблюдателя она всегда останется ограниченным пузырём. Наблюдатель всегда будет в центре этого пузыря, фактически он и есть его центр. Пытаясь добраться до какого-либо объекта на краю пузыря, наблюдатель будет смещать его центр. По мере приближения к объекту, этот объект всё дальше будет отходить от края пузыря и в тоже время видоизменяться. К примеру - от бесформенного водородного облачка он превратится в полноценную галактику или дальше галактическое скопление. Ко всему прочему, путь до этого объекта будет увеличиваться по мере приближения к нему, так как будет меняться само окружающее пространство. Добравшись до этого объекта, мы лишь сместим его с края пузыря в центр. На краю Вселенной всё также будет мерцать реликтовое излучение.
Если предположить, что Вселенная и дальше будет расширяться ускоренно, то находясь в центре пузыря и мотая время на миллиарды, триллионы и даже более высокие порядки лет вперёд, мы заметим ещё более интересную картину. Хотя наш пузырь будет также увеличиваться в размерах, его видоизменяющиеся составляющие будут отдаляться от нас ещё быстрее, покидая край этого пузыря, пока каждая частица Вселенной не будет разрозненно блуждать в своём одиноком пузыре без возможности взаимодействовать с другими частицами.
Итак, современная наука не располагает сведениями о том, каковы реальные размеры Вселенной и имеет ли она границы. Но мы точно знаем о том, что наблюдаемая Вселенная имеет видимую и истинную границу, называемую соответственно радиусом Хаббла (13,75 млрд св. лет) и радиусом частиц (45,7 млрд. световых лет). Эти границы полностью зависят от положения наблюдателя в пространстве и расширяются со временем. Если радиус Хаббла расширяется строго со скоростью света, то расширение горизонта частиц носит ускоренный характер. Вопрос о том, будет ли его ускорение горизонта частиц продолжаться дальше и не сменится ли на сжатие, остаётся открытым.
Вы, наверное, думаете, что вселенная бесконечна? Может быть и так. Вряд ли мы когда-нибудь узнаем об этом точно. Охватить взглядом всю нашу вселенную целиком не получится. Во-первых, данный факт вытекает из концепции «большого взрыва», которая утверждает, что у вселенной имеется свой, так сказать, день рождения, а, во-вторых, из постулата о том, что скорость света — фундаментальная постоянная. К настоящему времени наблюдаемая часть вселенной, возраст которой составляет 13,8 миллиардов лет, расширилась во всех направлениях на расстояние 46,1 миллиардов световых лет. Возникает вопрос: каковы были размеры вселенной тогда, 13,8 миллиардов лет назад? Этот вопрос нам задал некто Джо Маскарелла (Joe Muscarella). Вот что он пишет:
«Мне встречались разные ответы на вопрос о том, каковы были размеры нашей вселенной вскоре после того, как закончился период космической инфляции (космическая инфляция — фаза, предшествовавшая Большому взрыву, — прим. пер.). В одном источнике указано — 0,77 сантиметров, в другом — размер с футбольный мяч, а в третьем — больше, чем размеры наблюдаемой вселенной. Так который же из них? А может быть какой-то промежуточный?»
Контекст
Большой взрыв и «черная дыра»
Die Welt 27.02.2015Как Вселенная сотворила человека
Nautilus 27.01.2015 Кстати, минувший год как раз дает нам повод, чтобы поговорить и об Эйнштейне, и о сущности пространства-времени, ведь в прошедшем году мы отпраздновали столетний юбилей общей теории относительности. Итак, давайте поговорим о вселенной.Когда мы через телескоп наблюдаем за отдаленными галактиками, то можем определить некоторые их параметры, например, следующие:
— красное смещение (т.е. насколько испускаемый ими свет сместился по отношению к инерциальной системе отсчета);
— яркость объекта (т.е. измерить количество света, излучаемого удаленным объектом);
— угловой радиус объекта.
Эти параметры очень важны, поскольку если известна скорость света (один из немногих параметров, который нам известен), а также яркость и размеры наблюдаемого объекта (эти параметры нам тоже известны), то можно определить расстояние до самого объекта.
На деле приходится довольствоваться лишь приблизительными характеристиками яркости объекта и его размерами. Если астроном наблюдает в какой-нибудь далекой галактике вспышку сверхновой, то для измерения ее яркости используются соответствующие параметры других сверхновых, расположенных по соседству; мы предполагаем, что условия, в которых эти сверхновые вспыхнули, сходны, а между наблюдателем и космическим объектом нет никаких помех. Астрономы выделяют следующие три вида факторов, обуславливающих наблюдение за звездой: звездная эволюция (различие объектов в зависимости от их возраста и удаленности), экзогенный фактор (если реальные координаты наблюдаемых объектов значительно отличаются от гипотетических) и фактор помех (если, например, на прохождение света оказывают влияние помехи, вроде пыли) — и это все помимо прочих, нам не известных факторов.
Измерив яркость (или размеры) наблюдаемого объекта, с помощью соотношения «яркость/ расстояние» можно определить удаленность объекта от наблюдателя. Более того, по характеристике красного смещения объекта можно определить масштабы расширения вселенной за то время, в течение которого свет от объекта достигает Земли. Используя соотношение между материей-энергией и пространством-временем, о которых говорит общая теория относительности Эйнштейна, можно рассматривать всевозможные комбинации различных форм материи и энергии, имеющиеся на данный момент во вселенной.
Но это еще не все!
Если известно, из каких частей состоит вселенная, то с помощью экстраполяции можно определить ее размеры, а также узнать о том, что происходило на любом из этапов эволюции вселенной, и о том, какова была на тот момент плотность энергии. Как известно, вселенная состоит из следующих составных частей:
— 0,01% — излучение (фотоны);
— 0,1% — нейтрино (более тяжелые, чем фотоны, однако в миллион раз легче электронов);
— 4,9% — обычная материя, включая планеты, звезды, галактики, газ, пыль, плазму и черные дыры;
— 27% — темная материя, т.е. такой ее вид, который участвует в гравитационном взаимодействии, но отличается от всех частиц Стандартной модели;
— 68% — темная энергия, обуславливающая расширение вселенной.
Как видим, темная энергия — штука важная, ее открыли совсем недавно. Первые девять миллиардов лет своей истории вселенная состояла в основном из материи (в виде комбинации материи обычной и материи темной). Однако на протяжении первых нескольких тысячелетий излучение (в виде фотонов и нейтрино) представляло собой еще более важный строительный материал, чем материя!
Обратите внимание, что каждая из этих составных частей вселенной (т.е. излучение, материя и темная энергия) по-разному влияют на скорость ее расширения. Даже если мы знаем, что протяженность вселенной составляет 46,1 миллиардов световых лет, мы должны знать точную комбинацию составляющих ее элементов на каждом этапе ее эволюции для того, чтобы рассчитать размеры вселенной в любой момент времени в прошлом.
— когда вселенной исполнилось примерно три года, диаметр Млечного Пути составлял сто тысяч световых лет;
— когда вселенной исполнился один год, она была намного более горячей и плотной, чем сейчас; средняя температура превышала два миллиона градусов по Кельвину;
— через одну секунду после своего рождения, вселенная была слишком горячей, чтобы в ней могли сформироваться стабильные ядра; в тот момент протоны и нейтроны плавали в море горячей плазмы. Кроме того, в то время радиус вселенной (если в качестве центра круга взять Солнце) был таким, что в описанный круг могли бы поместиться всего лишь семь из всех ныне существующих ближайших к нам звездных систем, самой отдаленной из которых стала бы Ross 154 (Ross 154 — звезда в созвездии Стрельца, расстояние 9,69 световых лет от Солнца — прим. пер.);
— когда возраст вселенной составлял всего одну триллионную секунды, ее радиус не превышал расстояния от Земли до Солнца; в ту эпоху скорость расширения вселенной была в 1029 раз больше, чем сейчас.
При желании можно посмотреть, что происходило на заключительном этапе инфляции, т.е. непосредственно перед Большим взрывом. Для описания состояния вселенной на самой ранней стадии ее рождения можно было бы использовать гипотезу о сингулярности, но благодаря гипотезе об инфляции нужда в сингулярности полностью отпадает. Вместо сингулярности мы говорим об очень быстром расширении вселенной (т.е. об инфляции), происходившем в течение некоторого времени, прежде чем возникло горячее и плотное расширение, которое положило начало нынешней вселенной. Теперь перейдем к заключительному этапу инфляции вселенной (временной интервал между 10 в минус 30 — 10 в минус 35 секундами). Давайте посмотрим, каковы были размеры вселенной в тот момент, когда инфляция прекратилась и произошел большой взрыв.
Здесь мы говорим о наблюдаемой части вселенной. Истинный ее размер, безусловно, намного больше, но мы не знаем, насколько. При самом наилучшем приближении (если судить по данным, содержащимся в Слоановском цифровом небесном обзоре (SDSS), и информации, полученной с борта космической обсерватории Планка), если вселенная искривляется и сворачивается, то ее наблюдаемая часть настолько неотличима от «неискривленной», что весь ее радиус должен быть, по крайней мере, в 250 раз больше радиуса наблюдаемой части.
По правде говоря, протяженность вселенной может оказаться даже бесконечной, поскольку то, как она вела себя на раннем этапе инфляции, нам неизвестно за исключением последних долей секунды. Но если говорить о том, что происходило во время инфляции в наблюдаемой части вселенной в самый последний момент (в промежутке между 10 в минус 30 и 10 в минус 35 секундой) перед Большим взрывом, то здесь размер вселенной нам известен: он варьируется между 17 сантиметрами (на 10 в минус 35 секунде) и 168 метрами (на 10 в минус 30 секунде).
Что такое семнадцать сантиметров? Это почти диаметр футбольного мяча. Так что, если вы хотите знать, какой из указанных размеров вселенной ближе всего к реальному, то придерживайтесь этой цифры. А если предположить размеры меньше сантиметра? Этого слишком мало; однако, если учесть ограничения, налагаемые космическим микроволновым излучением, то получится, что расширение вселенной не могло закончиться при столь высоком уровне энергий, а значит и упомянутый выше размер вселенной в самом начале «Большого взрыва» (т.е. размер, не превышающий сантиметр) исключен. Если размеры вселенной превышали нынешние, то в этом случае имеет смысл говорить о существовании ненаблюдаемой ее части (что, наверное, правильно), но у нас нет никаких способов эту часть измерить.
Итак, каковы же были размеры вселенной в момент ее зарождения? Если верить наиболее авторитетным математическим моделям, описывающим стадию инфляции, то получится, что размеры вселенной на момент возникновения будут колебаться где-то в пределах между размером человеческой головы и городским кварталом, застроенным небоскребами. А там, глядишь, пройдет всего каких-нибудь 13,8 миллиарда лет — и появилась та вселенная, в которой мы живем.
