Разширяване или пулсиране, наука, общество, московски новини
Как работи нашата Вселена и защо може да представлява интерес за нас?
Московские новости продължават поредицата от публикации с кодово име „... или ...?“. Колкото и образовани да сме, винаги ще има тема, в която да „плуваме“, макар и да не го показваме. Проектът MN е опит да се отговори на въпроси от различни области на знанието, които един интелигентен човек понякога се притеснява да зададе.
През 1922 г., базирайки се на общата теория на относителността и приемайки, че Вселената е изотропна (една и съща в каквато и посока и от която и точка да я наблюдаваме), съветският математик и геофизик Александър Фридман създава модел на разширяваща се Вселена. През 1929 г. правилността на този модел е потвърдена от американския астроном Едуин Хъбъл.
Още Исак Нютон открива, че ако слънчевата светлина премине през прозрачна призма, тя ще се разпадне на съставния си набор от цветове - спектъра (така се получава дъгата). Всяко достатъчно нагрято вещество излъчва светлинни вълни със свой характерен спектър. Видът на спектъра - кои цветове и в какво количество присъстват в него или, обратно, отсъстват - зависи от химичния състав на веществото. В този случай, ако източникът на светлина се движи към наблюдателя, спектърът сякаш "става син", а ако се отдалечава от наблюдателя, той "става червен". Това се нарича синьо или червено отместване. Буквално: ако черните линии на дъговата лента, получена чрез анализиране на светлината на далечна звезда (или дори цяла галактика), са изместени към синьо, тогава звездата се приближава, ако към червено, тогава тя се отдалечава.
Това беше червеното отместване в светлината на галактиките, което Хъбъл откри. Освен това той установи, че големината на червеното отместване не е случайна, а пропорционалнаразстоянието между галактиката и слънчевата система. Това означава, че колкото по-далеч е една галактика от нас, толкова по-бързо се отдалечава.
От общата теория на относителността и модела на Фридман следва, че в самото начало на съществуването на Вселената цялата материя, която я е изграждала, е била концентрирана в една точка – точката на сингулярността, откъдето е започнала да се разширява. И тъй като във Вселената постоянно се случват различни експлозии, Фридман предположи, че експлозията е началото на нейното съществуване. Първоначално тази теория е наречена "динамичен еволюционен модел", но благодарение на британския астроном Фред Хойл, който в лекцията си през 1949 г. пейоративно прилага термина "Големият взрив" към нея, тя е наречена "теория за Големия взрив". (Самият Хойл най-вероятно е имал предвид „Голям бум“).
През 1948 г. американският астрофизик Георгий Гамов допълва модела на Фридман с теорията за "горещата вселена". Ако Фридман вярваше, че първичната материя, изпълнила Вселената веднага след експлозията, е много плътна, тогава Гамов предполага, че тя също е много гореща. Една много гореща Вселена трябва да е светила много силно и тази светлина все още може да се запази досега, само под формата на микровълново лъчение (поради вече познатото червено отместване). Такова лъчение е случайно открито през 1964 г. от американските радиоастрономи Арно Пензиас и Робърт Уилсън и впоследствие наречено реликва. Тъй като CMB е еднакъв във всички посоки, неговото съществуване също потвърждава предположението на Фридман, че Вселената изглежда еднакво във всички посоки.
Трябва да се отбележи, че от древни времена до откритията на Хъбъл научната общност, включително самият Айнщайн, смятат Вселената за стационарна, тоест непроменена. Айнщайндори въвежда допълнителен параметър в своите уравнения на гравитационното поле - "космологичната константа". Тази константа описва определена сила на антигравитация, която, за разлика от всички други сили, не идва от някакъв конкретен източник, а е, така да се каже, „вградена“ в самото пространство-време. В противен случай, според неговата собствена обща теория на относителността, Вселената би трябвало да се „колабира“ обратно в сингулярност доста бързо. Впоследствие, когато моделът на Фридман става доминиращ, Айнщайн нарича тази константа една от най-големите си грешки. В наше време обаче стана ясно, че космологичната константа може да играе решаваща роля в еволюцията на Вселената.
Най-общо казано, въз основа на предположенията на Фридман е възможно да се конструират не един, а три модела на Вселената. Във всяка от тях Вселената се разширява, но по различен начин. В първия модел (който току-що беше предложен от Фридман) скоростта на разширяване е толкова малка, че гравитационното привличане между галактиките постепенно го забавя и след това напълно го спира. Под въздействието на същата гравитация галактиките започват да се движат една към друга и Вселената започва да се свива, докато достигне нова точка на сингулярност. Във втория модел скоростта на разширяване на Вселената е толкова висока, че гравитацията не може да я спре, но може да я забави донякъде. В този случай галактиките ще се разпръснат една от друга с постоянна скорост. И накрая, според третия модел скоростта на разширение е достатъчна само за предотвратяване на повторно компресиране, тя непрекъснато намалява, въпреки че никога не достига нула.
От кой от тези модели отговаря на нашата Вселена, зависи неговата по-нататъшна съдба. Или ще се забави гравитационно, докато се срути в себе си.Голяма компресия или ще се разширява завинаги, докато например всички видове енергия в нея се превърнат в топлинна енергия, което ще доведе до топлинна смърт на Вселената. Също така е възможно разширенията и свиванията на Вселената да се редуват едно след друго и Вселената да пулсира.
Ние не си поставяме за цел да представим изчерпателно този или онзи научен проблем. Ние търсим интересни факти и се опитваме да представим сложните теми възможно най-просто с минимални загуби. Наслади се на четенето!
За да определим съдбата на Вселената, трябва да знаем каква е нейната текуща скорост на разширение и средна плътност. Ако тази плътност е по-малка от някаква критична стойност, определена от скоростта на разширяване, тогава привличането между галактиките ще бъде твърде слабо, за да спре тяхното разширяване. Ако плътността е по-голяма от критичната стойност, тогава разширението рано или късно ще бъде заменено от компресия. В момента обаче не можем точно да определим нито скоростта на разширяване на Вселената, нито плътността на нейната материя. Единственото нещо, което знаем е, че Вселената се разширява с около 5-10% на всеки милиард години и общата маса на всички звезди, които можем да видим във всички известни галактики, и тъмната материя, която съдържат, е около една десета от необходимото, за да спре разширяването. Така че изглежда, че Вселената ще се разширява завинаги.
В края на 90-те години на миналия век, въз основа на редица източници (наблюдения на светлината на така наречените свръхнови тип Ia, измервания на CMB, гравитационни лещи, нуклеосинтеза от Големия взрив), се стигна до заключението, че разширяването на Вселената се ускорява с времето. Появява се още една теория за разширението - "ΛCDM-модел". В него Вселената е изпълнена, наред с други неща, с тъмна енергия, описана отКосмологичната константа на Айнщайн. Въпреки това, несъответствията между теоретичните стойности на тази константа и това, което е измерено, са толкова големи, че доведоха до появата на така наречения "Проблем с космологичната константа"
Досега не е създадена цялостна единна теория за всичко в света - "Теорията на всичко". Съществуващите частни теории описват само ограничен набор от събития, оставяйки без внимание онези точки, които не могат да обяснят. Така например съвременната физика не е в състояние (въпреки че се опитва) да каже какво се е случило преди Големия взрив и в самия негов момент, защото известните ни физически закони престават да действат в сингулярност. Открит е и въпросът за крайността на Вселената. От първия модел на Фридман следва, че пространство-времето е крайно, но няма граници, сякаш е затворено в себе си, като повърхността на сфера. От други - че пространство-времето е безкрайно. Въпреки това, по-голямата част от съвременните учени изглежда вярват, че вселената в момента се разширява (с изключение на малкото останали привърженици на теорията за стационарна вселена, която е в лошо съответствие с наблюденията). Ето защо, ако ви предложат добра работа в съседна галактика, имайте предвид, че разходите ви за гориво непрекъснато ще нарастват.