Начало и конец Вселенной
за свое открытие Нобелевской премии.
Естественно, требовались дополнительные доказательства того, что
зарегистрированный шум представлял собой фоновое космическое излучение,
ведь Пензиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при
длине волны 7,35 см. Ранее мы видели, что любое нагретое тело излучает
энергию, а кривая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от
длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью
поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит
название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших
длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем
резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому
космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного
тела.
Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и
Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить
дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна
трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно
было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так,
как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т. е. на
Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых,
когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась
гораздо выше расчетной кривой. И каково же было их облегчение, когда
выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение
двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком
действительно идет спад, как и следует из теории. Таким образом, с
определенной долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до
нас от времен Большого взрыва.
В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют,
реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направлениях,
т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные
измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно
(различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если
температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то,
значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, —
если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и
наоборот, — если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые
измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать
наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийского
университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные
измерения за пределами атмосферы.
Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году
при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется
небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы
движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже
выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша
Галактика, а также некоторые из соседних галактик.
Эпоха галактик.
После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из
довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось
вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его
распределение оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что
позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но
откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?
Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же
после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть,
никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились
практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно
велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с
течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти
флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на
отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе с
Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного
притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих
образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их
вращения возрастала.
Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако
дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со
звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в
целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и
галактики приобрели свой нынешний вид.
Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных
проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют
первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась,
сравнивать теоретические построения не с чем.
Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в
глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да
потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы
дойти до нас от удаленного объекта, свету требуется некоторое время.
Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых
лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на
расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во
времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы видим все более
тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны — за
определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики,
которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой
границей расположены особенно странные галактики — мощные источники
радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.
Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их
обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой.
Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят
сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной
системы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто
смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту
тему в последние годы много рассуждали, в основном применительно к черным
дырам, но ответа пока нет. В соответствии с наиболее приемлемой моделью,
квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся поблизости от черной
дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной
дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были
давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет
от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается
вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся
радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе
обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик?
Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные
галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство
астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах
между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно
вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности
затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за
упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов предпочитает
считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они
слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые
свидетельства, подтверждающие такое предположение, — зарегистрировано
несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем
самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения
их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 ч.
Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее
возможную дальнейшую судьбу.
Дальнейшая судьба Вселенной.
Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несомненно, важная часть полной
единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая
теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что
Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо
расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не
говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие
догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь
предположения.
Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана.
Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх
подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он
остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной
скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой
скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта
скорость называется скоростью убегания.
Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад
произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки
разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в
виде г
| |  скачать работу |
Начало и конец Вселенной |
