Пензиас – Вильсон. Космическое микроволновое (реликтовое) радиоизлучение. Информация о «Большом взрыве

 «Концепции современного естествознания»

на тему:

Пензиас – Вильсон. Космическое  микроволновое (реликтовое) радиоизлучение. Информация о «Большом взрыве» 
 
 

Введение.

       Для начала надо понять, что такое космология. Космология - физическое учение о Вселенной как целом, основанное на наблюдательных данных и теоретических выводах, относящихся к охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Теоретический фундамент Космологии составляют основные физические теории (теория тяготения, теория электромагнитного поля, квантовая теория и др.), эмпирические сведения предоставляются ей внегалактической астрономией, а ее выводы и обобщения имеют большое общенаучное и философское значение¹.

       Основы  современной науки о космосе заложил Эйнштейн, создав в 1916 году теорию тяготения. Записав уравнения для равномерно заполненной звездами Вселенной, он получил решение, в котором кривизна пространства была такой, что оно «замыкалось» само на себя. Хотя границ у Вселенной не было, размеры её были конечны. Но в модели была одна трудность: притяжение звезд друг к другу должно было бы стянуть такую замкнутую Вселенную в точку. Поэтому Эйнштейну дополнил свои уравнения придуманным полем, которое должно было породить «антигравитационную» силу, способную уравновесить гравитацию и удержать Вселенную от сжатия.

       Но  российский математик Александр  Фридман в своих статьях, опубликованных в 1922 - 1924 годах, показал, что уравнения теории тяготения допускают целый спектр решений, только не статичных, а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки. Но позже признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей». Еще несколько лет Эйнштейн держался своей статичной модели с «космологической постоянной». Когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, Эйнштейн окончательно отрекся от своей модели и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».

       Хаббл обнаружил, что свет от более далеких  галактик «краснее» света от более  близких. Причем скорость разбегания оказалась пропорциональна расстоянию от Земли (закон расширения Хаббла). Обнаружить это удалось благодаря эффекту Доплера (зависимости длины волны света от скорости источника света). Поскольку более далекие галактики кажутся более «красными», то предположили, что и удаляются они с большей скоростью. Разбегаются не звезды и даже не отдельные галактики, а скопления галактик. Ближайшие от нас звезды и галактики связаны друг с другом гравитационными силами и образуют устойчивые структуры. Причем в каком направлении ни посмотри, скопления галактик разбегаются от Земли с одинаковой скоростью, и может показаться, что наша Галактика является центром Вселенной, однако это не так. Где бы ни находился наблюдатель, он будет везде видеть все ту же картину — все галактики разбегаются от него.

       Согласно  закону Хаббла, Вселенная расширяется не с постоянной скоростью. Некоторые галактики удаляются от нас со скоростью 1 тыс. км/с, другие, находящиеся вдвое дальше, со скоростью 2 тыс. км/с, и т.д. Таким образом, закон Хаббла указывает, что, начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Для измеренного значения постоянной Хаббла это расстояние составляет около 14 млрд. световых лет.

       Отбросив  допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что уравнения теории тяготения имеют три типа решений.

       1) Если средняя плотность вещества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю.

       2) Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное - пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени. Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.

       3) Промежуточный случай составляют  решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной – «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров - средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика - около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем.

Теория  Большого Взрыва. Открытие микроволнового (реликтового) радиоизлучения.

       Первое  подтверждение факта взрыва пришло в 1964 году, когда американские радиоастрономы Вильсон и Пензиас обнаружили реликтовое электромагнитное излучение с температурой около 3° по шкале Кельвина (–270°С). Именно это открытие, убедило ученых в том, что Большой Взрыв действительно имел место и поначалу Вселенная была очень горячей.

       Любое расширение Вселенной должно иметь «начало». Первым это осознал бельгийский ученый, аббат Жорж Леметр, опубликовавший знаменитую работу «К теории первичного атома», в которой он, независимо от Фридмана, нашел решение уравнений тяготения для расширяющейся замкнутой Вселенной. В исходном состоянии его модель представляла собой статичный «шарик», в котором гравитация была уравновешена космологической постоянной; в какой-то момент («начало») шарик получал некий толчок наружу и, поскольку равновесие сил при этом нарушалось, начинал расширяться. Этот исходный шарик был назван «первичным атомом».

       Нынешнее  название этому безымянному «началу  начал» дал английский астрофизик Фред Хойл. Именно Хойл на одной из своих публичных лекций обозвал внезапное раздувание «первичного атома» Биг Бэнгом (Большим Взрывом) это и закрепилось в качестве научного термина. В то время у теории Большого Взрыва не было никаких экспериментальных подтверждений, кроме хаббловских, а они были весьма сомнительны.

       Большой Взрыв – это взрыв самого пространства, который привел вещество в движение. Пространство и время возникло в Большом Взрыве и начало расширяться. Нигде не было центра, т.к. условия всюду были одинаковыми, никакого перепада давления, характерного для обычного взрыва, не было.

       Вселенная самодостаточна. Не требуются ни центр, чтобы расширяться от него, ни свободное пространство с внешней стороны (где бы она ни находилась), чтобы туда расширяться.

       Следующий шаг в развитии теории Большого Взрыва сделал ученик Фридмана Георгий Гамов, эмигрировавший в США. Гамов понял, что те огромные плотности, которые неизбежно должны были царить в «первичном атоме» Леметра, создавали необходимые условия для синтеза атомных ядер из более элементарных и легких частиц. Но такой синтез может пойти по разным путям в зависимости от температуры Большого Взрыва, то есть от того, была ранняя Вселенная горячей или холодной.

       В «горячем» Большом Взрыве, по расчетам Гамова, столкновения исходных частиц должны были вести к образованию ядер водорода, затем - через тяжелый водород, дейтерий, - ядер гелия и частично лития. Но поскольку при высоких температурах скорости частиц были достаточны, чтобы разрушить ядра дейтерия, то и образование гелия приостанавливалось.

       В «холодном» же Большом Взрыве синтез гелия должен был продолжаться. Гамов был убежден, что «первичный атом» имел температуру в миллиарды градусов, и потому нынешняя Вселенная должна состоять на 75 процентов из водорода и дейтерия и лишь на 25 процентов из гелия и какой-то ничтожной доли лития.

       Позже астрономические наблюдения подтвердили точность предсказаний Гамова и его модели «горячей» ранней Вселенной. В сороковые годы, когда эта теория только создавалась, она вызывала серьезные возражения потому, что Гамов вслед за Хабблом и Леметром принимал абсурдно малый возраст Вселенной. И тогда в поисках других подтверждений своей теории горячего Большого Взрыва Гамов выдвинул новую идею.

       Он указал, что горячая ранняя Вселенная должна была порождать мощнейшее излучение на всех длинах волн. Фотоны этого излучения совместно с первыми родившимися элементарными частицами создавали ту «первичную плазму», которая и была новорожденной Вселенной.

       Но  поскольку Вселенная расширялась, она продолжала охлаждаться, и в  какой-то момент (позднее было подсчитано, что это произошло примерно через 300 тысяч лет после Большого Взрыва) температура плазмы упала до 3000 - 2700 градусов. При такой температуре средняя энергия фотонов (снижавшаяся вместе с температурой) стала меньше кулоновского притяжения электронов и протонов друг к другу, и эти частицы смогли беспрепятственно «рекомбинировать» в атомы водорода. Оказавшись связанными в атомах, частицы перестали мешать движению фотонов, и Вселенная внезапно стала «прозрачной» для излучения: произошло так называемое расцепление света и вещества. Излучение отделилось от вещества и повело совершенно независимую жизнь. Оно осталось в той же Вселенной, но, начиная с этого момента, практически перестало взаимодействовать с веществом. Такое «остаточное излучение», по мнению Гамова, может быть важным свидетельством в пользу теории «горячего» Большого Взрыва.

       Ученики Гамова Альфер и Харманн в 1948 году опубликовали статью, где утверждали, что следы этого остаточного  излучения (которое за 15 миллиардов лет должно было стать, по их оценке, до 10 градусов Кельвина) могут сохраняться в космосе и именно там их и следует искать. Но, они сочли, что следы эти слишком слабы, чтобы их обнаружить, и поэтому вся их идея вскоре забылась.

       Спустя  пятнадцать лет теория была открыта  заново. Ее открывателем стал Роберт Дикке (возглавлял в Принстоне отдел исследования гравитации). Дикке своим путем (независимо от Гамова) пришел к гипотезе горячей ранней Вселенной и к выводу, что такая Вселенная должна была оставить по себе некое «остаточное излучение». Но он решил поискать следы этого излучения, в отличие от Гамова и его учеников. Он поручил своим ученикам, Роллу и Вилкинсону, практическую часть задачи, а теоретическую - Пиблзу. Пиблз быстро подсчитал, что остаточное излучение должно быть изотропным и холодным (он оценил его нынешнюю температуру примерно в 10 градусов Кельвина).

       В 1964 году, Арно Пензиас и Роберт Вильсон  были приняты на работу в фирму  «Лаборатории Белл» для обслуживания новой радиоантенны, предназначенной для слежения за американским спутником «Эхо». Спутник передавал на сантиметровых волнах, и антенна была самым чувствительным по тем временам детектором волн в этом диапазоне. Размещалась она на пригорке Холмдел, в штате Нью-Джерси, около Нью-Йорка.

       Ученые  договорились с начальством в  свободное время заниматься исследованиями по специальности. Вильсон давно рвался исследовать радиоизлучение газового ореола, окружавшего, по его убеждению, Млечный Путь.

       Но  предварительно следовало исключить  возможные помехи, а для этого  проверить антенну на такой длине  волны, которая заведомо не излучается никакими источниками. Пензиас и Вильсон выбрали для проверки «пустую» длину волны 7,35 сантиметра, направили свой раструб в небо. Антенна регистрировала посторонний сигнал. У сигнала была очень низкая температура, его величина не менялась даже при систематическом обследовании всего небосвода. Сигнал, идущий от любого космического источника, Солнца или Млечного Пути, не мог покрывать собою все небо равномерно. Было похоже будто сигнал приходит от Вселенной в целом.

       Первые  наблюдения, показывающие, что Вселенная расширяется, были сделаны между 1910 и 1930 г. В лаборатории атомы испускают и поглощают свет всегда на определенных длинах волн. То же наблюдается и в спектрах далеких галактик, но со смещением в длинноволновую область. Астрономы говорят, что излучение галактики испытывает красное смещение. При расширении пространства световая волна растягивается и поэтому ослабевает. Если в течение того времени, пока световая волна дошла до нас, Вселенная расширилась вдвое, то и длина волны удвоилась, а ее энергия ослабла в два раза.

       Процесс можно описать в терминах температуры. Испускаемые телом фотоны имеют  распределение по энергии, которое  в целом характеризуют температурой, указывающей, насколько тело горячее. Когда фотоны движутся в расширяющемся пространстве, они теряют энергию и их температура снижается. Таким образом, Вселенная при расширении охлаждается, как сжатый воздух, вырывающийся из баллона аквалангиста. К примеру, реликтовое излучение сейчас имеет температуру около 3 К, тогда как оно родилось при температуре около 3000 К. Но с того времени Вселенная увеличилась в размере в 1000 раз, а температура фотонов понизилась во столько же раз. Наблюдая газ в далеких галактиках, астрономы прямо измеряют температуру этого излучения в далеком прошлом. Измерения подтверждают, что Вселенная со временем охлаждается².

       Пензиас и Вильсон пытались устранить  помеху почти год. В начале 1965 Пиблз доложил о своих результатах на лекции в Принстоне. Узнав «через третьи руки» об этой лекции, Пензиас и Вильсон решили обратиться к Дикке (как к руководителю Пиблза) за консультацией. К этому времени в Принстоне уже была практически готова установка для поиска остаточного излучения. Когда Дикке услышал о «неустранимой помехе» и ее особенностях - изотропности и низкой температуре, стало понятно, что Пензиас и Вильсон обнаружили то самое остывающее послесвечение Большого Взрыва, которое также называют реликтовым радиоизлучением.