Страницы истории науки и техники

В физике получил широкую известность эффект Доплера, заключающийся в том, что длины воли наблюдаемого источника при удалении источника от наблюдателя увеличиваются, а при приближении источника — уменьшаются. Причем по величине изменения длины волны оказалось возможным судить о скорости, с какой удаляется или приближается источник. Этот экспериментально установленный факт привел к исключительно важному фундаментальному открытию. Изучение спектров галактик показало, что все они (за небольшим числом объяснимых исключений) удаляются от земного наблюдателя, т. е. Вселенная расширяется. Этот на первый взгляд неожиданный и даже удивительный вывод является теперь общепризнанным. К этому вопросу мы еще вернемся. Заметим только сейчас, что скорость расширения Вселенной является очень высокой (десятки и сотни километров в секунду) и все время возрастает.

Заметим также, что еще в 1922 г. советский математик и геофизик Александр Александрович Фридман (1888–1925) нашел решение уравнений общей теории относительности для замкнутой нестационарно расширяющейся Вселенной. Вот что пишет но поводу работ Фридмана известный американский ученый С. Вайнберг: «В 1922 г. советским математиком Александром Фридманом было найдено общее однородное и изотропное решение первоначальных уравнений Эйнштейна. Именно эти фридмановские модели, основанные на исходных уравнениях поля Эйнштейна, а не модели Эйнштейна и де Ситтера обеспечили математический фундамент большинству современных космологических теорий.

Существуют два разных типа моделей Фридмана.

Если средняя плотность материи во Вселенной меньше некоторой критической величины или равна ей, то тогда Вселенная должна быть пространственно бесконечной. В этом случае современное расширение Вселенной будет продолжаться всегда.

В то же время, если плотность материи во Вселенной больше той же критической величины, тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривляет Вселенную, замыкая ее на себя; Вселенная в этом случае конечна, хотя и неограниченна, вроде поверхности сферы. (Это означает, что, если мы отправимся в путешествие по прямой линии[327], мы не сможем добраться до какого-то угла Вселенной, а просто вернемся туда, откуда начали свой путь.) Гравитационные поля достаточно сильны для того, чтобы в конце концов остановить расширение Вселенной, так что рано или поздно она начнет снова сжиматься к состоянию бесконечно большой плотности»[328].

Один из главных выводов, к которому пришли астрономия и астрофизика, состоит в том, что Вселенная находится в состоянии непрерывной эволюции. Остановимся в первую очередь на эволюции звезд. В настоящее время общепризнано, что звезды образуются из газопылевой межзвездной среды, главным образом из водорода и гелия, в результате действия сил гравитации (так называемой гравитационной конденсации). Проследить эволюцию звезд в очень большой мерз помогло то обстоятельство, что можно наблюдать звезды практически в любой стадии их развития. Другими словами, во Вселенной существуют звезды всех «возрастов». Более того, образование новых звезд происходит и теперь.

Все более сжимаясь под действием гравитационных сил, звезда становится все более горячей, растет также давление внутри звезды. Когда температура достигает приблизительно 10 млн. К, внутри звезды начинается термоядерная реакция: ядра атомов водорода[329], имеющие высокую энергию, преодолевают электрические силы отталкивания (не будем забывать, что ядра заряжены положительно), сталкиваются между собой, в результате чего происходит образование ядер гелия и выделение огромного количества тепла. Таким образом, термоядерная реакция является реакцией синтеза ядер водорода с образованием ядер гелия и, как уже сказано, выделением огромного количества тепла. 1 г. водорода, рассматриваемого как ядерное горючее, энергетически эквивалентен 10 т условного топлива (сокращенно т у. т.[330])

Теперь для звезды начинается новая стадия эволюции. Гравитационные силы будут по-прежнему стремиться сжать звезду, но вследствие протекания термоядерной реакции давление внутри звезды будет расти и оказывать сопротивление силам гравитации. Настанет момент, когда менаду этими силами будет достигнуто равновесие. В этом состоянии звезда может существовать долгое время, излучая в пространство огромную энергию. Солнце, например, в глубинных слоях которого протекает термоядерная реакция, будет существовать в этом состоянии, по расчетам астрономов, около 13 млрд, лет, из которых истекли приблизительно 5 млрд.