Начало и конец Вселенной

| Категория реферата: Рефераты по естествознанию
| Теги реферата: конспект урока по математике, дипломы рефераты
| Добавил(а) на сайт: Naberezhnev.

Чтобы вернуться к самому началу, нужно знать возраст Вселенной. А это очень сложный и спорный вопрос. Долгие годы считалось, что возраст
Вселенной составляет примерно 18 миллиардов лет. Эта цифра приводилась в большинстве учебников, статей и популярных книг по космологии и принималась большинством ученых, так как основывалась на работе Хаббла, которую долгие годы развивали Аллен Сэндейдж из Хейльской обсерватории и
Густав Там-ман из Базеля.

Не все, однако, были согласны с таким результатом. Жерар де Вокулер из
Техасского университета I работал над этой проблемой, используя сходную методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ван ден Берг из канадской обсерватории в Виктории также получил близкое значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году еще трое астрономов объявили о том, что с помощью других методов получили результаты, близкие по значению к полученным Вокулером.

Ученые, наконец, обратили внимание на эти результаты, и кое-кто задумался, — не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной.
Большинство продолжало придерживаться прежнего результата — 18 миллиардов лет, но по мере того, как появлялись новые данные, свидетельствовавшие в пользу 10 миллиардов лет, начинал разгораться спор. Давайте немного задержимся на этом и разберемся в сути этого спора. Мы уже видели, что
Хаббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным смещением, предсказал расширение Вселенной. На его диаграмме особо важным представляется угол наклона прямой, проходящей через точки; значение H называется постоянной
Хаббла. Важность этой постоянной определяется ее связью с возрастом
Вселенной. Она дает нам представление о скорости расширения, и если мы повернем расширение или, что-то же самое, время вспять (предположив, что оно течет в обратную сторону), то Вселенная сожмется. Тогда возраст
Вселенной будет определяться тем временем, которое потребуется всему веществу, чтобы сжаться до размеров точки. Если бы Вселенная расширялась равномерно, то ее возраст был бы обратным величине H (1/H). Однако существует явное свидетельство в пользу того, что это не соответствует действительности: похоже, что расширение замедляется. Значит, чтобы узнать реальный возраст Вселенной, нам следует помнить об этом и соответственно знать, как быстро расширение замедляется.
[pic]

С помощью своей лестницы, которая помогла ему вычислить расстояние до далёких звезд, Хаббл получил в 1929 году значение Н, которое соответствовало поразительно малому возрасту — 2 миллиарда лет.
Поразительным его можно считать потому, что результаты геологических исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надежны.
Замешательство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерватории Маунт-Вилсон вскоре нашел ошибку в методике, с помощью которой Хаббл определял расстояние. Он пользовался зависимостью период — светимость для цефеид (чем больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения расстояния до ближайших галактик, но звезды переменной светимости в этих галактиках не были обычными цефеидами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удваивался.
Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звезд за отдельные звезды в более отдаленных галактиках. С этими исправлениями возраст еще раз удвоился.
Так возраст Вселенной был определен в 10 миллиардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана это не удовлетворило. Они тщательно проанализировали работу
Хаббла, расширив ее рамки. В их распоряжении были новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе
Паломар-ской обсерватории. В результате их исследований возраст Вселенной еще раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так что некоторое время никто не смел и подумать о новых вычислениях.
Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректировали работы Хаббла, в
Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он пользовался космической лестницей, идя по ступенькам вглубь ко все более слабым галактикам. Однако что-то его беспокоило. Через несколько лет он внимательно изучил окружающую нас группу галактик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы — скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (расположенное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер пришел к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и получил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и
Тамман, которые не учли этого обстоятельства.
Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания.
Наверное, легче было считать, что мы живем в обычной области Вселенной, а де Вокулер уверял, что это аномальная область. Для разрешения противоречия требовался какой-то совершенно новый метод. Такой метод (который, однако, не позволил найти окончательное решение) появился в 1979 году — Марк
Ааронсон из обсерватории Стюарда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из национальной обсерватории Китт-Пик объявили о том, что полученное ими значение Н лежит между значениями, предложенными де Вокулером и Сэндейджем.
Однако большинство их измерений, как и измерения Сэндейджа, проводились в направлении скопления Девы. Де Вокулер предложил провести их в каком-либо другом участке неба, подальше от Девы. И конечно же, полученное значение оказалось очень близким к результату де Вокулера.

Ааронсон с сотрудниками использовали метод, разработанный намного раньше Брентом Талли из Гавайского университета и Ричардом Фишером из
Национальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая этой длине волны при вращении галактик расширяется, т. е. чем больше скорость вращения галактики, тем шире соответствующая линия. Поскольку известно, что наиболее массивные, самые крупные галактики вращаются быстрее других, Талли и Фишеру оставалось лишь измерить ширину линии и тем самым определить «вес» галактики, а из этого, в свою очередь, ее истинную яркость, или светимость.
Узнав светимость и определив из наблюдений видимую яркость, легко найти расстояние до галактики.

Несмотря на простоту, метод вызывает на практике ряд трудностей. Прежде всего, отнюдь не все галактики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для учета этого обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их резуль-: таты подверглись суровой критике.
Заинтересовавшись этим методом, Ааронсон с сотрудниками решили измерять не видимый свет галактик, а их инфракрасное излучение, тем самым избежав необходимости введения поправок. Инфракрасное излучение не задерживается пылью, а потому и нет необходимости делать поправку на поворот галактик. В итоге ученые получили значение Я, согласующееся с результатом измерения де
Вокулера.
Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живем в аномальной области Вселенной. Мы находимся на расстоянии примерно 60 миллионов световых лет от суперскопления в Деве и стремимся к нему под действием притяжения с весьма большой скоростью. Значит, для того чтобы получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скорости разбегания галактик (с которой они удаляются от нас) вычесть эту скорость.
Правда, Сэндейдж и Тамман не убеждены, что мы живем в аномальной области.
Их измерения, как утверждают авторы, не дают оснований считать, что мы движемся к скоплению в Деве, а следовательно, не нужно вводить соответствующую поправку. Интересно, что наша собственная скорость, измеренная Ааронсоном, не совпадает со значением, полученным де Вокулером.
По мнению Ааронсона, мы движемся к скоплению в Деве не по прямой, а по спирали; такой вывод основывается на весьма сложной модели вращающегося суперскопления.
Итак, возникает проблема — действительно ли мы живем в аномальной области, как свидетельствуют последние результаты, или же правы Сэндейдж и
Тамман? Казалось бы, решить ее довольно легко, ведь в предыдущей главе рассказывалось о реликтовом излучении, заполняющем всю Вселенную, причем в разных направлениях его температура различна. По данным таких измерений, мы движемся к созвездию Льва со скоростью примерно 600 км/с, но Лев отстоит от центра скопления в Деве примерно на 43°! Итак, одни измерения свидетельствуют, что мы движемся в направлении Льва, а другие — что к Деве.
Какие из них верны? Пока неизвестно.
Похоже, что мы зашли в тупик, и в вопросе о возрасте Вселенной — 10 ей миллиардов лет или 20? К счастью, есть еще два метода определения возраста
Вселенной. Правда, и тот и другой позволяют найти лишь возраст нашей
Галактики, но поскольку довольно хорошо известно, насколько Вселенная старше Галактики, эти методы весьма надежны. В первом из них используются гигантские скопления звезд, так называемые глобулярные скопления; они окружают нашу Галактику подобно тому, как пчелы окружают улей. Если построить зависимость абсолютной, или истинной, яркости от температуры поверхности звезд, входящих в такие скопления, откроется весьма интересный результат. (Такой график называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела, по именам впервые построивших его ученых.)

[pic]
Прежде чем рассказать о полученном результате, рассмотрим типичную диаграмму Герцшпрунга — Рессела. Если скопление относительно молодое, большинство точек лежит на диагонали, называемой главной последовательностью; кроме того, есть несколько точек в верхнем правом углу и совсем мало — в нижнем левом. На главной последовательности представлены все звезды — от небольших красных карликов до голубых гигантов. Одной из особенностей этой диаграммы является то, что звезда, по мере старения, сходит с главной последовательности. Самые верхние точки, соответствующие голубым гигантам, сходят первыми, а по ходу старения скопления с главной последовательности сходит все больше и больше звезд, причем всегда, начиная сверху диаграммы. Это означает, что чем старше скопление, тем короче его главная последовательность. Особое значение имеет то, что точка, выше которой нет звезд (она называется точкой поворота), позволяет оценить возраст скопления.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для молодого скопления (слева) и та же диаграмма для старого скопления (справа); показана точка поворота

При рассмотрении диаграммы Герцшпрунга — Рессела для глобулярных скоплений становится видно, что у них точка поворота находится почти внизу главной последовательности. Это означает, что они очень стары; их возраст — от 8 до 18 миллиардов лет, т. е. Вселенной должно быть больше 10 миллиардов лет.
Второй метод заключается в наблюдении скоростей распада различных радиоактивных веществ. Мерой скорости этого процесса служит так называемый период полураспада — время, в течение которого распадается половина ядер данндго вещества. Измеряя периоды полураспада атомов радиоактивных элементов в Солнечной системе, можно определить ее возраст, а на его основе
— возраст нашей Галактики. И вновь результаты указывают на то, что
Галактике больше 10 миллиардов лет.
Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм и некоторые другие ученые применили ряд методов определения возраста Галактики, а затем обработали результаты для получения наиболее вероятного значения. Таким образом они получили оценку 15-16 миллиардов лет. Но и это убедило отнюдь не всех.
Гарри Шипмен из университета Делавэра недавно провел исследование эволюции белых карликов и определил их число в нашей Галактике; теперь он утверждает, что Млечному Пути не более 11 миллиардов лет. С его выводами согласны Кен Джейнс из Бостонского университета и Пьер де Марк из Йеля. Они внимательно изучили методику определения возраста глобулярных скоплений на основе графиков зависимости светимость — температура и пришли к выводу, что учет погрешностей в наблюдениях звезд, а также некоторых теоретических допущений позволяет снизить оценку их возраста до 12 миллиардов лет.
Вот так обстоит дело. Пока с уверенностью можно утверждать лишь то, что возраст Вселенной составляет от 10 до 20 миллиардов лет.

Это означает, что около 10-20 миллиардов лет назад произошел колоссальный взрыв, в результате которого родилась наша Вселенная.

Сейчас галактики разбегаются от нас во всех направлениях, а если представить себе, что мы движемся во времени вспять, то нам покажется, что
Вселенная сжимается. Теперь галактики расположены так далеко друг от друга, что для их сближения потребовалось бы около 16 миллиардов лет. Представим себе, что мы бессмертные существа, путешествующие против течения времени; для нас миллиард лет – одна минута. Мы увидим вспыхивающие и гаснущие в нашей Галактике звезды; они образуются из межзвездных газа и пыли, проходят свой жизненный цикл и либо взрываются, разбрасывая вещество в пространство, либо медленно угасают. Издала все это похоже на расцвеченную огнями новогоднюю елку. Двигаясь дальше назад во времени, мы увидим, что светимость некоторых галактик немного возрастает, но постепенно все они тускнеют из-за того, что в них становится все больше газа и все меньше звезд. Но вот погасла последняя звезда, и не осталось ничего кроме гигантской бурлящей массы газа. Каждая из огромных спиралей газа растет в размерах, постепенно приближаясь к другим спиралям, а потом, когда
Вселенной становится лишь несколько сот миллионов лет от роду, эти колоссальные газовые сгустки рассеиваются и все пространство оказывается заполненным очень разреженным, но весьма однородным газом. Тем не менее, в нем все же есть заметные флуктуации плотности. Астрономы пока еще точно не знают, отчего они образовались, но скорее всего это было вызвано своеобразной ударной волной, пронесшейся через несколько секунд (или минут) после взрыва.

В возрасте около 10 миллионов лет Вселенная имела температуру, которую мы сейчас называем комнатной. Может показаться, что она в то время была абсолютно пуста и черна, но на самом деле там было сильно разреженной вещество будущих галактик.

Чем ближе к моменту рождения Вселенной, тем больше разогревается газ; за несколько миллионов лет до этого события появляется слабое свечение, которое постепенно приобретает темно-красный оттенок, - температура на этом этапе составляет примерно 1000 К. Вселенная производит жутковатое впечатление, но все еще прозрачна и однородна; постепенно желтым. И вдруг при температуре 3000 К. происходит нечто странное – до этого момента
Вселенная была прозрачной (правда, смотреть в ней было не на что, но свет сквозь нее проходил), а теперь все заволок ослепительно сияющий желтый туман, через который ничего не видно.

Двигаясь еще дальше назад во времени, мы увидим, что Вселенная состоит почти целиком из плотного излучения, в которое кое-где вкраплены ядра атомов. По мере роста температуры яркость тумана все возрастает. Повсюду появляются легкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе представляет собой смесь излучения, электронов, нейтронов и их античастиц.
Наконец, при еще более высоких температурах, появляются тяжелые частицы их античастицы, а также черные дыры. Вселенная превращается в невообразимую кашу – частицы и излучение врезаются друг в друга с колоссальной силой.
Теперь она очень мала, размером с надувной мяч, а еще через долю секунды может превратиться в сингулярность. Но до того перед нами закроется
“занавес”. Мы не в состоянии сказать, что в действительности произойдет в последнюю долю секунды в последнюю долю секунды, потому что не в силах заглянуть за “занавес”, о котором я говорил, занавес нашего неведения. При таких условиях отказывает не только общая теория относительности, но, возможно, и квантовая теория, поэтому мы и не можем сказать наверняка, появляется ли сингулярность.

Абсолютная сингулярность.

Вселенская сингулярность или состояние близкое к ней, о чёрной дыре. В отличие от черный дыр, которые имеют массу, равную массе крупной звезды; теперь же речь идет о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но помимо этого есть еще одно фундаментальное отличие. В случае сколлапсировавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась сингулярность; иными словами, черная дыра находилась где-то в нашей
Вселенной. В случае вселенской черной дыры сразу же возникают трудности – несли вся наша Вселенная сколлапсировала в черную дыру, значит все вещество и пространство исчезли в сингулярности, то есть не останется ничего, в чем можно было бы находится – не будет Вселенной.

Более того, в случае вселенской черной дыры (может быть, вернее будет сказать, квазичерной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с истинной сингулярностью.

Но даже если сингулярности не было, остается вопрос, что было раньше, намного раньше. Один из ответов на него может выглядеть так: раньше была другая Вселенная, которая сколлапсировала, превратившись или почти превратившись в сингулярность, из которой затем возникла наша Вселенная.
Возможно, что такие коллапсы и возрождения происходили неоднократно. Такую модель называют осциллирующей моделью Вселенной.

Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал, называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда задергивается «занавес»; после него во Вселенной царит полный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там происходило.

Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие черные дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно через
10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во
Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы приходим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые внезапно появляются... ре комбинируют и образуются заново». В этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние — они не обладали непрерывностью. Эта пена представляла собой по сути дела смесь пространства, времени, черных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.

Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32)
К — вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться
Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал, называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда задергивается «занавес»; после него во Вселенной царит полный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там происходило. Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие черные дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно через 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник
Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы приходим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини- дыр, которые внезапно появляются... ре комбинируют и образуются заново». В этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние — они не обладали непрерывностью. Эта пена представляла собой по сути дела смесь пространства, времени, черных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.

Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32) К
— вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться двумя способами. В первом случае при достаточно высокой энергии (или, что- то же самое, при высокой температуре) рождаются электроны и их античастицы
— это так называемое рождение пар. Например, при температуре 6 миллиардов градусов столкновение двух фотонов может дать пару электрон — позитрон. При еще более высоких температурах могут рождаться пары протон — антипротон и так далее; в целом, чем тяжелее частица, тем большая энергия требуется для ее рождения, т. е. тем выше должна быть температура.

[pic]

Упрощенное изображение эпох Вселенной, начиная с Большого

Взрыва