Современные теории эволюции вселенной

Если факт Большого взрыва почти никем не ставится под сомнение, то будущее и настоящее Вселенной окутано вопросами, сомнениями и спорами, спорами, спорами...

Расширяющаяся Вселенная.

Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, скорее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, будут планеты Венера, Марс,
Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы увидите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При вращении Земли вокруг Солнца некоторые из этих "неподвижных" звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т. е. на самом деле они вовсе не неподвижны! Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие.
Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно их перемещение. Самая близкая звезда, называемая
Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет (т. е. свет от нее идет до Земли около четырех лет), или около 37 миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего восемь световых минут!
Видимые звезды рассыпаны но всему ночному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы называем Млечным Путем. Еще в 1750 г. некоторые астрономы высказывали мысль, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию - пример того, что сейчас называется спиральной галактикой.
Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил это предположение, выполнив колоссальную работу но составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого представление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века.

Современная картина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. На самом деле существует много других галактик, разделенных огромными областями пустого пространства. Для доказательства Хабблу требовалось определить расстояния до этих галактик, которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимые положения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое количество света излучает звезда (се светимости), и от того, гдe она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость. Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной.

Будущее: холодная Вселенная.

С другой стороны, еще отнюдь не известно, достаточно ли вещества во Вселенной, чтобы гравитация смогла остановить разлет галактик. Больше того, по современным подсчетам вещества как раз не хватает, в 10 раз меньше, чем того требует теория пульсирующей Вселенной. Если вещества и впрямь нет, то, со временем, Вселенная остынет, исчерпав все горючее. Остывшая и вечно расширяющаяся Вселенная будет темной, холодной и безжизненной. 

Эдвин Хаббл.

Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Эдвин Пауэлла Хаббл (1889-1953), выдающийся американский астроном – наблюдатель, избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду, и нужно сказать, что хотя в последствии другими выдающимися исследователями были внесены разумные предположения по классификации, первоначальная система, выведенная Хабблом, по прежнему остаётся основой классификации галактик.

Хаббл предложил разделить все галактики на 3 вида:

1. Эллиптические – обозначаемые Е (elliptical);

2. Спиральные (Spiral);

3. Неправильные – обозначаемые (irregular).

Эллиптические галактики (рис. ) внешне невыразительные. Они имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным круговым уменьшением яркости от центра к периферии. Ни каких дополнительных частей у них нет, потому что Эллиптические галактики состоят из второго типа звездного населения. Они построены из звезд красных и желтых гигантов, красных и желтых карликов и некоторого количества белых звезд не очень высокой светлости. Отсутствуют бело-голубые сверхгиганты и гиганты, группировки которых можно наблюдать в виде ярких сгустков, придающих структурность системе, нет пылевой материи которая, в тех галактиках где она имеется, создаёт темные полосы, оттеняющие форму звездной системы .

Внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой – большим или меньшим сжатием.

С несколько однообразными эллиптическими галактиками контрастируют спиральные галактики являющиеся может быть даже самыми живописными объектами во Вселенной. У эллиптических галактик внешний вид говорит о статичности, стационарности Спиральные галактики наоборот являют собой пример динамики формы. Их красивые ветви, выходящие из центрального ядра и как бы теряющие очертания за пределами галактики, указывает на мощное стремительное движение. Поражает также многообразие форм и рисунков ветвей. Как правило, у галактики имеются две спиральные ветви, берущие начало в противоположных точках ядра, развивающимися сходным симметричным образом и теряющая в противоположных областях периферии, галактики. Однако известны примеры большего, чем двух числа спиральных ветвей в галактике. В других случаях спирали две, но они неравны – одна значительно более развита чем вторая. Перечисленные типы галактик характеризовались симметричностью форм определенным характером рисунка. Но встречаются большое число галактик неправильной формы. Без какой-либо закономерности структурного строения. Хаббл дал им обозначение от английского слова irregular – неправильные.

Неправильная форма у галактики может быть, в следствии того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста. Есть и другая возможность: галактика может стать неправильной в следствии искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой. По видимому эти оба случая встречаются среди неправильных галактик и может быть с этим связанно разделение неправильных галактик на 2 подтипа.

Подтип II характеризуется сравнительно высокой поверхностью, яркостью и сложностью неправильной структуры. Французский астроном Вакулер в некоторых галактиках этого подтипа, например Магелановых облаках, обнаружил признаки спиральной разрушенной структуры.

Неправильные галактики другого подтипа обозначаемого III, отличаются очень низкой поверхностью и яркостью. Эта черта выделяет их из среды галактик всех других типов. В то же время она препятствует обнаружению этих галактик, вследствие чего удалось выявить только несколько галактик подтипа III расположенных сравнительно близко (галактика в созвездии Льва.).

Только 3 галактики можно наблюдать невооруженным глазом, Большое Магеланово облако, Малое Магеланово облако и туманность Андромеды. В таблицы приведены данные о десяти ярчайших галактиках неба. (БМО, ММО – Большое Магеланов облако и Малое Магеланово облако.).

Не вращающаяся звездная система по истечении некоторого срока должна принять форму шара. Такой вывод следует из теоретических исследований. Он подтверждается на примере шаровых скоплений, которые вращаются и имеют шарообразную форму.

Если же звездная система сплюснута, то это означает, что она вращается. Следовательно, должны вращаться и эллиптические галактики, за исключением тех, из них, которые шарообразны, не имеют сжатия. Вращение происходит вокруг оси, которая перпендикулярна главной плоскости симметрии. Галактика сжата вдоль оси своего вращения. Впервые вращение галактик обнаружил в 1914 г. американский астроном Слайфер.

Особый интерес представляют галактики с резко повышенной светимостью. Их принято называть радиогалактиками. Наиболее выдающаяся галактика Лебедьl. Это слабая двойная галактика с чрезвычайно тесно расположенными друг к другу компонентами, являющимися мощнейшим дискретным источником. Объекты подобные галактике Лебедьl безусловно очень редки в метагалактике, но Лебедьl не единственный объект подобного рода во Вселенной. Они должны находиться на громадном расстоянии друг от друга (более 200Мпс).

Поток проходящего от них радиоизлучения в виду большого расстояния слабее, чем от источника Лебедьl.

Несколько ярких галактик, входящих в каталог, также отнести к разряду радиогалактик, потому что их радиоизлучение аналогично сильное хотя оно значительно уступает по энергии световому.

Так же Хаббл, исследовав множество галактик, заметил интересную особенность: в среднем, чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется! Он даже установил коэффициент пропорциональности между скоростью удаления галактик и расстоянием до них. Хотя установленная им величина (постоянная Хаббла) и не была точной, сама идея пропорциональности между расстоянием и красным смещением в спектре галактики (читай, скоростью удаления) оказалась правильной.

Почему же галактики от нас удаляются? Неужели мы находимся в центре Вселенной? Нет. Вспомним про то, что Вселенная расширяется. В расширяющемся шаре (представим себе Вселенную именно так, для простоты) друг от друга удаляются любые две наугад взятые точки. Нарисуйте на воздушном шарике несколько значков (галактик). Надувайте его. Заметьте, что удаляются друг от друга любые пары значков.

Для определения расстояний до галактик важно точно знать постоянную Хаббла - величину, связывающую между собою скорость удаления галактик и расстояния до них. В точном определении постоянной тоже состоит задача наблюдательной астрономии. Космологическая значимость постоянной Хаббла такова, что величина, обратная постоянной Хаббла, задает возраст Вселенной. Для уточнения величины необходимо кропотливое сопоставление наблюдаемых красных смещений в спектрах недалеких галактик с расстояниями до них, определенными другими названными способами. А существует ли еще какой-нибудь способ измерения расстояний до далеких объектов? Оказывается, да. 

Гравитационные линзы.

Альберт Эйнштейн в начале 20-го века изложил новую физическую теорию (Общую Теорию Относительности - ОТО), которая, во многом, перевернула мировоззрение всего научного мира. Одним из второстепенных выводов этой теории заключается в том, что гравитация может искривлять ход световых лучей. Если луч света (или фотоны - носители света) проходит недалеко от массивного небесного тела, то траектория распространения луча изгибается  в сторону небесного тела под влиянием гравитационного притяжения. Теперь представим себе, что в пространстве в одну линию выстроились три небесных тела: Земля, массивная галактика и далекий, но достаточно яркий объект (см. рисунок). Искажаясь в гравитационном поле галактики свет от далекого объекта может так искривиться, что расходившиеся во все стороны лучи могут собраться недалеко от Земли. В таком случае, при рассмотрении с Земли, вокруг галактики должно появиться кольцо (кольцо Эйнштейна) - искаженное изображение далекого объекта! Если Вы заметили, то лучи в такой системе ведут себя как в собирающей линзе, поэтому само явление назвали гравитационной линзой. С помощью разработанных методов, в таких системах, путем решения во многом лишь геометрической задачи, удается напрямую определить расстояние до далекого объекта. К сожалению, осуществление такой ситуации с тремя объектами, которая была нами описана, маловероятно. Но ситуации, близкие к идеальной, во многих случаях встречаются. Правда, вместо кольца вокруг массивной галактики часто видны лишь три-четыре изображения далекого объекта или изображение в виде небольшой дуги, но суть от этого не меняется. Таким образом, ученые не так давно получили в свои руки новый инструмент для измерения расстояний, хотя таким способом  можно  измерять удаленность лишь единичных небесных тел, для которых произошло эдакое редкое совпадение. Сопоставив результаты измерения с результатами, основанными на определенном красном смещении, можно точнее узнать величину постоянной Хаббла.  Исследования в этой области в наши дни активно ведутся.

Итак, наша Земля образовалась около 4,5 млрд. лет назад и принадлежит Солнечной системе, где ведущая роль отведена Солнцу - одной из звезд Галактики, второй по величине среди галактик Местной группы. Местная группа является одним из скоплений, входящим в сверхскопление Девы . Сверхскопление Девы - одно из десятков, а может и сотен, тысяч сверхскоплений во Вселенной, возникшей после Большого взрыва около 15 миллиардов лет назад. 

Та часть Вселенной, которую мы можем сегодня наблюдать принято называть Метагалактикой. В зависимости от размеров Вселенной, Метагалактика может оказаться либо почти всей Вселенной, либо ее частью, возможно очень малой.

 Мы живем в расширяющейся Метагалактики; расширение метагалактики проявляется только на уровне скоплений и сверхскоплений галактик. Метагалактика имеет одну особенность: не существует центра, от которого разбегаются галактики. Удалось вычислить промежуток времени с начала расширения метагалактики.

Промежуток расширения равен 20-13 млрд. лет. Расширение метагалактики является самым грандиозным из известных в настоящие время явлений природы. Это открытие произвело коренное изменение во взглядах философов и ученых. Ведь некоторые философы ставили знак равенства между метагалактикой и вселенной, и пытались доказать, что расширение метагалактики подтверждает религиозное представление о божественности происхождения вселенной. Но Вселенной известны естественные процессы, по всей вероятности это взрывы. Есть предположение, что расширение метагалактики также началось с явления напоминающего. Колоссальный взрыв вещества, обладающего огромной температурой и плотностью.

Расчеты выполненные астрофизиками свидетельствуют о том, что после начала расширения вещество метагалактики имело высокую температуру и состояло из элементарных частиц (нуклонов) и их античастиц. По мере расширения изменилась не только температура и плотность вещества, но и состав входивших в него частиц, т.е. многие частицы и античастицы манипулировали, порождая при этом электромагнитные кванты, излучения которые в современной нам метагалактики оказалось больше, чем атомов, из которых состоят звезды, планеты, диффузная материя.

Эта теория называется теорией «горячей Вселенной» чтобы сверхплотное вещество превратилось в вещество с близкой плотностью к плотности воды. Через несколько часов плотность почти сравнялась с плотностью нашего воздуха, а сейчас, по истечении миллиардов лет оценка средней плотности вещества в метагалактике приводит к значению порядка 10-28 кг/м3.

Но все эти данные удалось получить только с помощью уникального сложного оборудования позволяющего расширить границы Вселенной. До сих пор человечество совершенствует его, изобретали все более гениальные приборы, но еще на заре цивилизации, когда пытливый человеческий ум обратился к заоблачным высотам, великие философы мыслили свое представление о Вселенной, как о чем-то бесконечном. Древнегреческий философ Анаксимандр (VI в. до н.э.) ввел представление о некой единой беспредельности, не обладавшей ни какими привычными наблюдениями, качествами, первооснове всего – апейроне.