Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
78. Peebles P. J. E., Comments Ap. and Sp. Phys., 3, 173 (1971).
79. Gower J. F. R., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 133, 151 (1966).
80. Ryle M., Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 6, 249 (1968).
81. Kellermann K. /., Davis M. M., Paulinii-Toth I. /., Ap. J. Lett., 170, Ll (1971).
32* •500
Гл. 14. Космография
82. Shimmins А. Т., Bolton /., Walle /. V., Nature, 217, 818 (1968).
83. Longair М. S., Pooley G. G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 145, 121 (1969)
84. Bondi H., Gold T., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 108, 252 (1948).
85. Hoyle F., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 108, 372 (1948); 109, 365 (1949).
86. Schmidt M., Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 7, 527 (1969); Ap. J., 151 393 (1968); 162, 371 (1970).
87. Gunn J. E., Ap. J., 164, L113 (1971).
88. Burbidge G., Nature, 233, 36 (1971).
89. Pacholczyk A. G., Radio Astrophysics, W. H. Freeman and Co., 1970. Теперь вообразите поздний час, Когда ползущий гул и волны мрака Корабль вселенной буйно заливают.
В. Шекспир, Генрих V
Глава 15
КОСМОЛОГИЯ; ЭТАЛОННАЯ МОДЕЛЬ
В предыдущей главе мы подготовили координатную сетку для пространственно-временной карты Вселенной. Теперь нам нужно заполнить эту карту островами вещества и морями излучения — тем, что составляет физическое содержимое Вселенной.
Большей частью мы по-прежнему будем исходить из предположения об изотропии и однородности, к которому теперь еще добавим уравнения поля Эйнштейна. Это приводит к критической зависимости будущего Вселенной от ее кривизны: открытая Вселенная будет расширяться вечно, в закрытой — нынешнее расширение когда-нибудь прекратится и сменится общим сжатием. Кривизна в свою очередь критически зависит от плотности энергии в настоящий момент времени р0: Вселенная является открытой или закрытой в зависимости от того, больше р о, чем некоторая критическая плотность ркр порядка IO-28 г/см3, или меньше ее. По-видимому, основной вклад в р0 дает масса покоя обычного вещества — нейтронов и протонов. Если это верно, то при параметре замедления q0, меньшем чем V2, Вселенная — открытая и р < рКр, а при q0 > V2 Вселенная — закрытая ир0> ркр; этим объясняется то внимание к измерению q0, которое было проявлено в предыдущей главе. Однако получающееся из наблюдений значение q0 ж I вступает в противоречие с наблюдаемой плотностью вещества в галактиках, которая значительно меньше ркр. Это противоречие привело к усиленным поискам признаков межгалактического газа. Эти поиски, однако, пока совершенно безуспешны.
Обращаясь к прошлому, мы обнаруживаем, что эволюция однородной изотропной Вселенной в любой модели, подчиняющейся уравнениям Эйнштейна, должна начинаться с некоторой сингулярной плотности. При отсчете от этой сингулярности возраст Вселенной должен быть меньше H'1, а если q0 > 1Ii, то меньше 2/(3#0). По измерениям радиоактивности и из теории эволюции звезд получаются оценки возраста Вселенной от 7 -IO9 до 16 -IO9 лет, но трудно думать, что этот возраст много меньше 2/(ЗД"0). ¦502
Гл. 15. Космология; эталонная модель
Наиболее известным реликтом раннего горячего состояния Вселенной является 2,7-градусный микроволновый фон, предсказанный в 1950 г. и обнаруженный в 1965 г. Совокупность имеющихся данных пока вполне согласуется с тем, что излучение совершенно изотропно, а его спектр является планковским спектром абсолютно черного тела. Зная температуру излучения в настоящее время, мы можем проследить тепловую историю Вселенной назад во времени вплоть до возраста в несколько минут и рассчитать образование сложных ядер в первичном сверхплотном огненном шаре. В итоге получается довольно четкое предсказание, что около 27% первичных нуклонов должны были слиться в ядра Не4. Одни измерения количества гелия в космосе подтверждают этот вывод, другие противоречат ему. Другим отпечатком ранних стадий эволюции Вселенной является наблюдаемая нами космическая морфология: звезды собраны в галактики, галактики — в скопления галактик, а скопления образуют более или менее однородный газ.
Современное теоретическое истолкование того, как образовалась такая структура, далеко от законченности, но ясно одно — фон излучения играл в этом важную роль. Можно также рассуждать и относительно самых первых нескольких секунд истории Вселенной, когда температура была достаточна для образования в большом числе мезонов, барионов и антибарио-нов, однако пока не видно какого-либо способа для проверки выводов из такого рода соображений.
Итак, мы дали краткое описание того, что можно назвать «эталонной моделью» Вселенной, основанной на космологическом принципе и уравнениях Эйнштейна. Еще одно «эталонное» предположение, играющее важную роль в рассуждениях § 7—11 этой главы, состоит в том, что удаленные галактики, так же как и наша, состоят из барионов, а не из антибарионов. Часто высказывалась мысль, что поскольку барионное число, так же как и заряд, сохраняется точно, то число барионов и антибарионов во Вселенной должно быть одинаково, так же как и число положительных и отрицательных зарядов. Однако следует иметь в виду, что в действительности барионное число не похоже на заряд: с зарядом связано существование дальнодействующей силы, чего, как мы знаем, нет для барионного числа. Действительно, в конечной Вселенной полный заряд должен быть равен нулю: в этом легко убедиться, интегрируя уравнение Максвелла V -E = є по объему Вселенной; относительно барионного числа такого рода заключение ниоткуда не следует. Даже если полное барионное число Вселенной равно нулю, должно было каким-то образом произойти разделение барионов и антибарионов, и большинство рассуждений этой главы, во всяком случае, применимо к развитию Вселенной после этих событий. § 1. У равнения Эйнштейна
