Начало и конец Вселенной

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

Раньше мы видели, что есть и второй способ образования пар частиц — они могут появляться сразу же за горизонтом событий черных мини-дыр под действием приливных сил. Мы также говорили о том, что при испарении черных мини-дыр рождались ливни частиц, а поскольку вселенская черная дыра подобна мини-дыре, там происходило то же самое.
Итак, есть два способа рождения частиц. Какой же из них следует считать более важным? По мнению ас-1трономов, основная масса частиц образовалась за счет наличия высоких энергий, так как только на самом раннем этапе приливные силы были настолько велики, чтобы приводить к рождению частиц в значительных количествах. Однако многое еще здесь неясно, и впоследствии может оказаться, что второй метод также играет существенную роль.
Краткий период времени, следующий непосредственно за моментом 10(-43) с, обычно называют квантовой эпохой.

В эту эпоху все четыре фундаментальных взаимодействия были объединены.
Вскоре после момента 10(-43) с единое поле распалось, и от него отделилась первая из четырех сил. Позднее по очереди отделились другие силы, которые изменялись по величине. В конце концов получились четыре знакомых нам взаимодействия.

Раздувание.

Одна из трудностей, на которую наталкивается традиционная теория Большого взрыва, — необходимость объяснить, откуда берется колоссальное количество энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание ученых привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ на этот вопрос. Она носит название теории раздувания и была предложена в
1980 году сотрудником Массачусетского технологического института Аланом
Гутом. Основное отличие теории раздувания от традиционной теории Большого взрыва заключается в описании периода с 10(-35) до 10(-32) с. По теории
Гута примерно через 10(-35) с Вселенная переходит в состояние
«псевдовакуума», при котором ее энергия исключительно велика. Из-за этого происходит чрезвычайно быстрое расширение, гораздо более быстрое, чем по теории Большого взрыва (оно называется раздуванием). Через 10(-35) с после образования Вселенная не содержала ничего кроме черных мини-дыр и
«обрывков» пространства, поэтому при резком раздувании образовалась не одна вселенная, а множество, причем некоторые, возможно, были вложены друг в друга. Каждый из участков пены превратился в отдельную вселенную, и мы живем в одной из них. Отсюда следует, что может существовать много других вселенных, недоступных для нашего наблюдения.
Хотя в этой теории удается обойти ряд трудностей традиционной теории
Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно объяснить, почему, начавшись, раздувание в конце концов прекращается. От этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания, появившемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности.

Эпоха адронов.

Через 10(-23) с Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжелых частиц. Поскольку адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжелые частицы не могли существовать в обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих — кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков.
Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Из современных теорий следует, что они попали в «мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые ученые считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех далеких времен. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но пока обнаружить их не удалось. В соответствии с этой теорией, после того как температура достаточно упала (примерно через 10(-6) с), кварки быстро собрались в «мешки». Такой процесс носит название кваркадронного перехода.
В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые частицы и немного черных дыр. При этом на каждую частицу приходилась античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако по мере расширения температура падала и рождалось все меньше и меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в результате почти все тяжелые частицы исчезли. Если бы число частиц и античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом деле это не так, и свидетельство тому — наше существование.

Наконец температура упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких частиц
(лептонов). Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содержались в основном лептоны и их античастицы.

Эпоха лептонов.

Примерно через сотую долю секунды после Большого взрыва, когда температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино).
Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон- позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до
30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.
Еще одно важное событие эпохи лептонов — разделение и освобождение нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура падала до тех пор, пока не достигла значения около 2 К. До настоящего времени обнаружить эти частицы не удалось.

Эпоха излучения.

Через несколько секунд после Большего взрыва, когда температура составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху излучения. В начале этой эпохи было еще довольно много лептонов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар лептонов) они быстро исчезли, испустив множество фотонов. В то время Вселенная состояла почти полностью из фотонов.
В эпоху излучения произошло событие исключительной важности — в результате синтеза образовалось первое ядро. Это как раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о нем речь шла раньше. Примерно через три минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжелой разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 % вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжелые ядра образоваться не могли. Поскольку все, о чем здесь шла речь, естественно, относится к области теории, читатель вправе усомниться: а так ли это в действительности? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Например, согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во
Вселенной, что подтверждается наблюдением.

Фоновое космическое излучение.

Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться в течение нескольких тысяч лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц
(нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых атомов). Это была довольно тоскливая Вселенная, непрозрачная из-за густого светящегося тумана, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрачность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в результате объединения электронов и протонов образовались атомы водорода, так что фотоны смогли оторваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство.
Наверное, это напоминало чудо — густой туман внезапно рассеялся и
Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так как температура излучения была еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но постепенно она падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего значения 3 К.
Существование такого фонового излучения предсказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент исправил эти ошибки и рассчитал, что температура фонового излучения сейчас должна быть около 5 К.
Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из- за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистрировано.
В начале 60-х годов компания «Белл телефон» построила в Холмделе, шт. Нью-
Джерси, специальный радиотелескоп для приема микроволнового излучения. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нем ученых, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики.
Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить все возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных источников. Ученые решили поработать на волне 7,35 см, но вскоре обнаружили, что на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале исследователям казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и
Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо, Как ни странно, но оказалось, что это так. Куда бы ученые не наводили телескоп, шум не исчезал.

[pic]

Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность наличия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва.
Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые обратились к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании
Гамова, сделанном много лет назад.

Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение действительно дошло до нас от Большого взрыва, оно должно описываться такой же зависимостью

Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о регистрации «шума», — похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в
Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно представляют собой искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамова, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии.
Естественно, требовались дополнительные доказательства того, что зарегистрированный шум представлял собой фоновое космическое излучение, ведь Пензиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при длине волны 7,35 см. Ранее мы видели, что любое нагретое тело излучает энергию, а кривая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного тела.
Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и
Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так, как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т. е. на
Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых, когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась гораздо выше расчетной кривой. И каково же было их облегчение, когда выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идет спад, как и следует из теории. Таким образом, с определенной долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до нас от времен Большого взрыва.
В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют, реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направлениях, т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно
(различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то, значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, — если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и наоборот, — если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийского университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные измерения за пределами атмосферы.
Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша
Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

Эпоха галактик.

После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?
Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть, никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе с
Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их вращения возрастала.
Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и галактики приобрели свой нынешний вид.
Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические построения не с чем.
Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удаленного объекта, свету требуется некоторое время.
Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы видим все более тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны — за определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики — мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.
Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой.
Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной системы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту тему в последние годы много рассуждали, в основном применительно к черным дырам, но ответа пока нет. В соответствии с наиболее приемлемой моделью, квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся поблизости от черной дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик?
Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов предпочитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предположение, — зарегистрировано несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 ч.
Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее возможную дальнейшую судьбу.

Дальнейшая судьба Вселенной.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несомненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что
Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.
Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана.
Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания.
Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удаленные по расстоянию, а значит, и по времени, замедляются больше всего.
Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напряженности гравитационного поля, которая, в свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной
(количества вещества в единице объема). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во
Вселенной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно.
Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить ее с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.
Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» — небольших слабых звезд, пыли, обломков камней, черных дыр и излучения. Обеспечивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гунном,
Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса.

Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются серьезные свидетельства того, что она существует, но в странном, непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их скоплениям.
Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с отдельных галактик.
Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рассчитывать средние массы звезд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трем законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад.
Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего вещества, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сторону — зная скорость планеты, можно определить полную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой подход полностью применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики.
Расчет, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии.

На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект.
Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики.
Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению ученых выяснилось, что масса таких гало превышает массу звезд.