Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Эволюция Вселенной

Читайте также:
  1. Биохимическая эволюция
  2. БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ
  3. Будущее Вселенной
  4. БЫЛИ ЛИ АНГЕЛЫ СОТВОРЕНЫ ПРЕЖДЕ ФИЗИЧЕСКОЙ ВСЕЛЕННОЙ?
  5. Возникновение и эволюция холодной войны как сложного геополитического процесса
  6. Возникновение, особенности и эволюция англосаксонской и континентальной систем права.
  7. Возникновение, сущность и функции денег. Эволюция форм денег.
  8. Вопрос 8. Эволюция среды обитания
  9. Вопрос. Эволюция общественного строя и правовое положения групп населения Римской республики. Три статуса правоспособности и её утраты.
  10. Галактики и структура Вселенной

Теоретико-методологический фундамент космологии составляют современные физические теории, а также философские принципы и представления. При этом определяющую роль в космологических процессах играет гравитация. Т.о., теоретическим ядром космологии выступает теория тяготения, а современной космологии — релятивистская теория тяготения. Поэтому современную космологию называют релятивистской.

Первым релятивистскую космологическую модель попытался построить А. Эйнштейн. В соответствии с методологическими установками классической астрономии о стационарности Вселенной, Эйнштейн исходил из предположения о неизменности свойств Вселенной как целого во времени (радиус кривизны пространства он считал постоянным). Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительности, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнительную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд.

С критикой предложенной Эйнштейном космологической модели выступил А. А. Фридман. Он заложил основы нестационарной релятивистской космологии. Фридман показал, что теоретическая модель Эйнштейна является лишь частным решением гравитационных уравнений для однородных и изотропных моделей. В общем случае решения уравнений неоднозначны и не могут дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. В своей модели Фридман исходил из предположения о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени (нестационарность вселенной) и нашел нестационарные решения «мировых уравнений» Эйнштейна.

Итак, по современным представлениям Вселенная нестационарна, но в то же время однородна.

В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого Взрыва», основы которой были заложены в трудах Дж. Гамова в конце 40-х гг. XX в.

В простейшем варианте теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, а значит должно существовать реликтовое излучение низкой температуры.



Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 г. реликтового излучения — микроволнового фонового излучения с температурой около 3 К. Косвенным подтверждением этой модели служит также наблюдаемое обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а также обнаруженное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной.

В модели Большого Взрыва начальное состояние Вселенной является вакуумным. Физический вакуум — это наинизшее энергетическое состояние всех полей, форма материи, лишенная вещества и излучения, но характеризующаяся активностью, возникновением и уничтожением виртуальных частиц. Возбужденное состояние такого способно создать гигантскую силу космического отталкивания. Эта сила и вызвала безудержное и стремительное раздувание «пузырей пространства», в которых концентрировались колоссальные запасы энергии. Подобное раздувание Вселенной осуществлялось по экспоненте, а скорость раздувания значительно превосходила световую. Данный тип раздувания был назван инфляцией. Такое быстрое расширение означает, что все части Вселенной разлетаются, как при взрыве. А это и есть Большой Взрыв.



1) Итак, первым этапом эволюции Вселенной является фаза инфляции, о состоянии вещества, его свойствах и энергии в этот период ничего неизвестно. Предполагается, что с 10 -43 с по 10 -34 с от «рождения» произошло, по-видимому, формирование пространственно-временных характеристик нашей Вселенной. В конце фазы инфляции Вселенная была пустой и холодной. Но по окончании фазы огромные запасы энергии, сосредоточенные в физическом вакууме, высвободились в виде излучения, которое мгновенно нагрело Вселенную до температуры примерно 10 27 К и энергии 10 14 ГэВ. С этого момента начинается эволюция горячей Вселенной.

2) Следующий этап рождения Вселенной связан с так называемой эрой Великого объединения: возраст Вселенной всего лишь 10 –34 с, а температура около 10 27 К. В этот момент Космос был заполнен «супом» из странных, неведомых нам частиц, в том числе чрезвычайно массивных. Важнейшими составляющими экзотического «супа» были, вероятно, сверхмассивные частицы — переносчики взаимодействия в теориях Великого объединения, так называемые Х- и У частицы. Считается, что именно благодаря этим частицам (вернее, разницы их распада) вещество преобладает над антивеществом. На каждый миллиард античастиц рождается миллиард плюс одна частица. Несмотря па малость этого эффекта, он играет решающую роль. По мере остывания Вселенной подавляющая часть вещества, возникшего в процессе Большого Взрыва, аннигилировала в первые секунды, а вместе с ним исчезло и все космическое антивещество. Исчезнув, оно превратилось в энергию: гамма-излучение. В результате расширения Вселенной это гамма-излучение «остыло», образовав к настоящему времени так называемое фоновое тепловое излучение, которое составляет значительную часть энергии Вселенной.

3) Спустя 10 -12 с после Большого Взрыва наступила фаза «кварковой жидкости». Температура была столь высока (Т > 10 15 К), что тепловой энергии оказалось достаточно для рождения всех известных частиц и античастиц, но состояние вещества резко отличалось от нынешнего: адроны не имели индивидуальных свойств; протоны и нейтроны не существовали как различные объекты; не различались слабое и электромагнитное взаимодействия; такие частицы, как электроны, мюоны и нейтрино, не существовали в обычном виде; кварки, лептоны, бозоны не обладают массой покоя, как и фотон; свойства фотонов перемешаны со свойствами W и Z-частиц.

4) Однако вещество не могло продолжительно существовать в столь нестабильной фазе. Падение температуры ниже 1015 К вызывает внезапный фазовый переход, напоминающий замерзание воды и образование льда. В этот момент нарушается калибровочная симметрия, а электромагнитное взаимодействие отделяется от слабого. W- и Z-бозоны, кварки и лептоны приобретают массу, а фотон остался безмассовым. Результатом этого перехода явилось возникновение известных нам частиц — электронов, нейтрино, фотонов и кварков, которые теперь вполне различимы.

5) Следующий фазовый переход происходит через одну милдисекунду после Большого Взрыва при Т = 1013 К и приводит к конденсации кварков. Кварки объединяются в группы (попарно или по три) и образуются адроны (протоны, нейтроны, мезоны и другие сильно взаимодействующие частицы). С этого момента открылся прямой путь для синтеза гелия, который и начинается через несколько минут после Большого Взрыва.

6) При Т ~2 • 10 10 К и t= 0,2 с электронные нейтрино перестают взаимодействовать с частицами. Поскольку нейтрино стабильны и очень слабо взаимодействуют с веществом, мир для них оказывается практически прозрачным; они легко перемещаются во Вселенной, сохранившись до наших дней, только их энергия уменьшается из-за расширения. К нашей эпохе температура этих реликтовых нейтрино должна оказаться около 2 К. Обнаружение этого излучения будет великим достижением астрономии. Но пока, к сожалению, методы обнаружения таких реликтовых нейтрино не разработаны.

7) Стадия термоядерных реакций (синтез сложных ядер). Согласно полученным результатам, в конце первой секунды температура Вселенной достигала 1010 К. При такой высокой температуре сложные ядра существовать не могут. Тогда все пространство было заполнено хаотически движущимися протонами и нейтронами вперемешку, электронами, нейтрино и фотонами. Ранняя Вселенная расширялась чрезвычайно быстро и по прошествии еще минуты температура упала на два порядка, а спустя еще несколько минут стала ниже уровня, при котором возможны ядерные реакции. В этот относительно короткий (буквально несколько минут) промежуток времени протоны и нейтроны могли объединяться, образуя сложные ядра.

В тот период основной ядерной реакцией было слияние протонов и нейтронов с образованием ядер гелия. Поскольку протоны немного легче нейтронов, они присутствовали в несколько большем количестве и по завершении синтеза гелия часть протонов оставалась свободной. Образовавшаяся плазма состояла примерно на 10 % из ядер гелия и на 90 % из ядер водорода (протонов). Эти цифры соответствуют наблюдаемому содержанию названных элементов в современной Вселенной.

8) Стадия рекомбинации. После стадии термоядерных реакций температура вещества была еще настолько высока, что оно находилось в состоянии плазмы еще сотни тысяч лет, вплоть до периода рекомбинации (Т ~ 4000 К), когда ядра присоединяли электроны и превращались в нейтральные атомы. Первыми образовались атомы гелия и водорода. Как полагают, из этих первичных водорода и гелия, находившихся в газообразном состоянии, сформировались первые звезды и галактики.

9) Стадия зарождения протогалактик. Когда размеры Вселенной были примерно и 100 раз меньше, чем в настоящую эпоху, из зарождавшихся неоднородностей газообразного водорода и гелия возникли газовые сгустки - протогалактические сгущения. Постепенно они фрагментировались, в них образовывались меньшие сгустки вещества. Из таких сгустков разной массы, имевших определенный вращательный момент, постепенно сформировались звезды и галактики.

Сценарии будущего Вселенной

Любопытно знать не только далекое прошлое Вселенной, но и ее далекое будущее.

Фридман показал, что решения уравнений общей теории относительности для Вселенной позволяют построить три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет и Вселенная бесконечно расширяется (в одной модели — из точки; в другой начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически изменяющимся радиусом кривизны. Выбор моделей зависит от средней плотности вещества во Вселенной.

«Закрытые» модели предполагают, что в будущем расширение Вселенной сменится ее сжатием. Исходя из общей массы Вселенной 10 52 т можно предположить, что примерно через 30 млрд лет она начнет сжиматься и через 50 млрд лет вновь вернется в сингулярное состояние. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд лет. Таким образом, Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытавшая множество эволюционных циклов. При переходе от одного цикла к другому некоторые общие параметры Вселенной (Метагалактики) могут изменяться. Например, могут изменяться фундаментальные физические константы.

Совершенно иначе предстает будущее Вселенной в «открытых» космологических моделях, которые, по сути, представляют собой сценарии «тепловой смерти» Вселенной. В соответствии с ними уже через 10 14 лет многие звезды остынут, что достаточно быстро (через 10 15 лет) приведет к тому, что планеты начнут отрываться от своих звезд, а звезды покидать свои галактики. Примерно через 10 19 лет большая часть звезд покинут свои галактики и постепенно превратятся в «черные карлики»; центральные области галактик коллапсируют, образуя «черные дыры» и тем самым прекращают свое существование.

Дальнейшая эволюция будущей Вселенной не вполне ясна. Если обнаружится, что протон действительно нестабилен и распадается через 10 32 лет на γ-квант и нейтрино, то Вселенная и будет представлять собой совокупность нейтрино, квантов света с убывающей энергией и черных дыр. Самые массивные черные дыры испарятся за 10 96 лет и через 10 100 лет во Вселенной останется лишь электронно-позитронная плазма ничтожной плотности.

Иначе разворачивается возможный сценарий будущего Вселенной в том случае, если протон стабилен. Тогда примерно через 10 65 лет любое твердое вещество превратится даже при абсолютном нуле в жидкость. Все оставшиеся черные карлики станут жидкими каплями. А через 10 1500 лет любое вещество станет радиоактивным, и все жидкие капли (т.е. бывшие звезды) станут железными. Пройдет невообразимое число лет, которое можно выразить числом 10 10*26, пока такие железные капли не превратятся в «черные дыры». Эти, уже последние, «черные дыры» за относительно небольшой промежуток времени 10 67 лет испарятся, превратив Вселенную в поток сверхдлинноволновых квантов и элекгронно-позитронную плазму. Такое состояние — окончательная - смерть Вселенной.

 


Дата добавления: 2014-12-03; просмотров: 67; Нарушение авторских прав


<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Виды галактик | Жизнь и разум во Вселенной: проблема внеземных цивилизаций
lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2017 год. (0.026 сек.) Главная страница Случайная страница Контакты