Квантовая физика. Водный курс - Гольдин Л.Л.
Скачать (прямая ссылка):
удаленных от нас на расстояния порядка 109 св. лет, составляют уже ~
15000 км/с.
Измерение поперечных скоростей оказывается более трудным, а часто и
невозможным. Такие измерения делаются по смещению видимого положения
звезд со временем. Нас эти скорости интересовать не будут.
Следующая проблема - определение расстояний - решается менее надежно.
Расстояния находятся по яркости звезд. В самом деле, нет никаких причин,
которые заставили бы звезды в одних галактиках испускать больше света,
чем в других. Поэтому различие в видимых яркостях связано с разными
расстояниями от нас. Есть еще один метод определения расстояний.
Существуют звезды, светимость которых периодически изменяется - цефеиды.
Измерения показали, что между периодом изменения светимости и светимостью
цефеид имеется жесткая связь. Определяя видимые яркости цефеид в разных
галактиках, можно определить их удаление. Измерения, сделанные обоими
методами, дают согласные результаты.
Самым важным методом исследования Вселенной остаются астрономические
исследования с помощью телескопов. Телескопы необходимы и для всех
перечисленных выше методов. Астрономические наблюдения получили могучий
толчок вперед после того, как начал работать научный центр на горе
Вильсон в США, расположенный выше облачного слоя при существенно меньшем
атмосферном давлении, чем на поверхности Земли.
Обрабатывая результаты исследования нескольких десятков галактик, Хаббл
пришел к важнейшему выводу. Скорость разбегания галактик пропорциональна
их расстоянию от нас:
v = Hd,
где v - скорость удаления галактики, a d - ее удаление. Заметим, что так
и должно быть, если все они начали разбегаться в одно время из одного
центра. Константа Н носит название постоянной Хаббл а. Принятое сечас
значение Н определяется следующим образом: скорость удаления
увеличивается на 20 км/с на миллион световых лет.
Важные данные были получены в последние годы при исследовании "фонового"
радиоизлучения. Информация об этом излучении сначала была получена
случайно. Лишь через несколько лет была понята ее научная ценность, и
измерения стали проводиться систематически. Сначала фоновое
радиоизлучение было обнаружено на длине волны 7,5 см.
458
Глава 16
Оно оказалось изотропным и не менялось со временем. Затем измерения были
проведены в диапазоне длин волн от 0,33 см до 73,5 см. Оказалось, что
величина и спектральное изменение интенсивности излучения соответствуют
излучению черного тела при температуре 3 К. Мы обсудим этот результат
ниже. Пока просто укажем, что фоновое излучение досталось нам в
наследство от далекого прошлого и, повидимому, заполняет всю Вселенную.
Это излучение называют реликтовым.
Теория Большого взрыва . Закон Хаббла позволяет не только предсказать
будущее, но и заглянуть в прошлое. Просматривая историю Вселенной назад
по времени, можно установить, что все галактики начали разлетаться
одновременно из одной небольшой области (центра). Если исходить из
принятого значения постоянной Хаббла, то tBCejl ~ Ю10 лет. При расчете
возраста Вселенной учитывается изменение постоянной Хаббла с изменением
размера Вселенной (из-за изменения гравитационных сил).
Закон Хаббла не позволяет установить, сколь мал этот центр был вначале,
однако другие данные (мы рассмотрим их ниже), показывают, что этот центр
был чрезвычайно мал.
Расширение Вселенной, как и расширение любого тела, сопровождалось ее
охлаждением. Собирание Вселенной в небольшой центр, наоборот, приводит к
ее нагреванию. Начальные температуры были чрезвычайно большими. Затем
началось стремительное расширение и охлаждение, которые продолжаются и
сейчас. Эта теория - теория Большого взрыва - получила сейчас всеобщее
признание.
Теория Большого взрыва устанавливает связь между временем существования
Вселенной, ее температурой и средней плотностью энергии: Плотность
энергии обратно пропорциональна квадрату времени и прямо пропорциональна
температуре в четвертой степени. Для оценок можно применять простую
формулу, которая хорошо работает при небольших временах существования
Вселенной
t " 1/{кТ)2,
где t измеряется в секундах, а кТ в МэВ (к - постоянная Больцмана).
При высокой температуре и плотности между всеми частицами, входящими в
состав Вселенной, должно было существовать термодинамическое равновесие.
Оно продолжалось до тех пор, пока соударения частиц друг с другом
происходили достаточно часто. Частота соударений зависит не только от
плотности Вселенной, но и от эффективных сечений взаимодействия
рассматриваемых частиц. По мере расширения
§ 87. Элементарные частицы и космос
459
плотность Вселенной уменьшалась, и соударения переставали происходить
"достаточно часто". Первыми "оторвались" от остального вещества нейтрино.
Они унесли с собой много энергии, потому что на каждую частицу при
термодинамическом равновесии приходится одинаковая энергия кТ, независимо
от того, протон это или нейтрино (с расширением Вселенной энергия,
