| Скачать .docx | Скачать .pdf |
Реферат: Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной
КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
(РЕФЕРАТ)
Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной
2008
Содержание
1 Концепция Большого взрыва.. 4
1.1 Теории происхождения Вселенной.. 4
1.2 Теория Большого взрыва.. 7
2 Эволюция горячей Вселенной.. 12
2.1 Расширение горячей Вселенной.. 12
2.2 Сценарии будущего Вселенной.. 16
Исследуя удаленные области пространства, мы заглядываем в прошлое. Самые удаленные галактики мы видим такими, какими они были очень давно, когда испущенный ими свет начал свое долгое путешествие в пространстве.
Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для его обозрения – оно было для него интересным. Не потерял интереса к изучению проблем космоса и современный человек. Но он смотрит уже немного глубже. Ему не просто интересно, что есть Вселенная сейчас, он жаждет знаний о том что было, когда Вселенная рождалась? Как давно это было и как происходило?
Для поиска ответа на все эти непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии – космология.
Космология попыталась дать ответы на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризации. Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбу Вселенной. Поэтому космология, как и любая другая наука, живет и бурно развивается, принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире
Данная работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной. В соответствии с указанной целью были поставлены и решались следующие задачи: рассмотреть теорию Большого Взрыва, а так же первый мгновения жизни Вселенной.
При написании реферата были использованы монографические работы, учебная литература таких авторов как Дж. Силк, Дж. Э. Лидсей, Найдыш, С. Вайнберг, Карпенков, Горелов.
1.1 Теории происхождения Вселенной
Наука о Вселенной в целом называется космологией. Одна из первоочередных ее задач состоит в том, чтобы понять, как Вселенная за время своего развития пришла к нынешнему состоянию, и затем предсказать, как она поведет себя в будущем. В последние годы многих ученых занимал важный вопрос о том, как на наблюдаемой сейчас структуре Вселенной отразились физические процессы, действовавшие в течение Большого взрыва.
Основные положения современной космологии начали формироваться после создания в 1917 году Эйнштейном первой релятивистской модели, основанной на теории гравитации и претендовавшей на описание всей Вселенной. Эта модель характеризовала стационарное состояние Вселенной и, как показали астрофизические наблюдения, оказалось неверной.
Важный шаг в развитии космологии сделал в 1922 году профессор Петроградского университета А.А.Фридман. В результате решения космологических уравнении он пришел к выводу: Вселенная не может находиться в стационарном состоянии – она должна расширяться либо сужаться.
Следующий шаг был сделан в 1924 году, когда Хаббл измерил расстояние до ближайших галактик и тем самым открыл мир галактик. В 1929 году по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод Фридмана о расширении Вселенной. Из результатов наблюдения следует, что разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км/с на каждый миллион парсек (1 парсек = 3,3 светового года). При данной скорости экстраполяция к прошлому приводит к выводу: возраст Вселенной составляет около 15 млрд. лет, а это означает, что вся Вселенная 15 млрд. лет назад была сосредоточена в очень маленькой области. Предполагается, что плотность вещества Вселенной была сравнимой с плотностью атомного ядра, и вся Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам ядерная капля оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции Большого взрыва. В данной концепции предполагается, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью, начиная с момента взрыва ядерной капли.
В настоящее время обсуждается и другая гипотеза – гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотности. Из нее следует, что в некотором прошлом скорость удаления галактик была меньше, чем сейчас, и были периоды, когда Вселенная сжималась, то есть галактики приближались друг к другу и с тем большей скоростью, чем больше расстояние их разделяло.
По мере развития естествознания и особенно ядерной физики выдвигались различные гипотезы о физических процессах на ранних этапах космологического расширения. В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого Взрыва», основы которой были заложены в трудах американского физика русского происхождения Дж. Гамова и его сотрудников в конце 40-х гг. ХХ века. В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.
Из этой модели следуют два вывода:
· Вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода (75%) и гелия (25%)
· В сегодняшней Вселенной должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым.
Ключ к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной – в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом взрыве. В 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, обеспечивающей возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик. На протяжении долгого периода времени температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы – это реликты эпохи, наступившей после Большого Взрыва.
Возможность установить процессы, происходившие в первые секунды и минуты существования Вселенной, безусловно, следует рассматривать как блестящее достижения современного естествознания. Моделирование первой секунды существования Вселенной приближает нас к главной загадке природы – самому акту «сотворения мира»! Первые секунды Вселенной – это время таинственных состояний вещества и неведомых сил природы.
Конечно, здесь надо быть осторожным. Наши представления об этом отрезке времени основаны во многом на гипотезах и гипотетических экстраполяциях, теоретическом моделировании.
«Температура Вселенной в любой данный момент времени непосредственно связана с ее размером и возрастом. Часто, оказывается, удобно измерять возраст Вселенной, непосредственно с точки зрения ее температуры. Более высокая температура, таким образом, соответствует более раннему времени.»[1] Например, когда возраст Вселенной был около одной секунды, ее температура составляла приблизительно 10 млрд. градусов.
Самая ранняя Вселенная была значительно горячее, чем 10 млрд. градусов. Материя в форме атомов существовать не могла. Атомы не появлялись пока возраст Вселенной не достиг примерно трехсот тысяч лет. Кроме того ядра стали устойчивыми лишь через несколько минут. Когда Вселенная была еще моложе, она состояла из очень плотной смеси частиц и античастиц разнообразных типов.
Для того чтобы представить молодую, расширяющуюся Вселенную, полезно рассмотреть следующую аналогию. Предположим, что в зимнюю холодную ночь мы так нагрели духовку, что температура в ней превысила сто градусов. Если мы поместим в духовку пар, он сохранится в такой форме, пока включен нагреватель. Но что будет, если мы отключим печку и вынесем ее туда, где температура значительно ниже точки замерзания воды? Ясно, что духовка начнет остывать. Как только температура понизиться, пар сгуститься в воду, а потом вода замерзнет, и превратиться в лед. Последовательные переходы от пара к воде и от воды ко льду происходят, как только температура становиться достаточно низкой. Историю воды внутри охлаждающегося духового шкафа может быть разделена на три различных периода, соответсвующих времени, когда вода была в газообразной, жидкой или твердой фазе.
Развитие ранней Вселенной также можно представить состоящей из отдельных периодов. Эти периоды ограничены особыми свойствами, в которые появляется материя в течение определенного времени. Материя в пределах расширяющейся Вселенной охлаждается во многом также, как пар внутри термостата. Когда Вселенная расширяется, температура падает и, в конечном счете, достигает критического значения, заставляя материю изменять свои фундаментальные свойства.
В течение Большого взрыва произошел целый ряд фундаментальных изменений, которые отделяли эти периоды друг от друга.
Первое существенное событие в истории Вселенной было ее возникновение. В принципе, этот момент можно использовать для определения нулевой точки отсчета времени. Первые 10-43 сек. Истории Вселенной известны как Планковское время. Когда Вселенная достигла этого возраста начался суперструнный период. Расстояние, которое может пройти свет за Планковское время составляет 10 -35 метров. Этот масштаб известен как длина Планка, так как ничего не может перемещаться быстрее, чем свет, длина Планка представляет размер наблюдаемой в то время Вселенной. Поэтому суперструнный период иногда называют Планковским периодом.
В его начале температура равнялась 1032 градусов. Это критическая температура, при которой, четыре силы природы, как полагают, объединяются в суперсилу. Струнный характер материи также начинает проявляться при таких энергиях. Суперструнная теория предсказывает, что Вселенная имела, по крайней мере, девять пространственных измерений. Они существовали в сопоставимых размерах на этой стадии.
Суперструнный период шел к завершению, когда суперсила разбилась на силу гравитации и силу великого объединения. Это было начало периода великого объединения. Гравитация начала действовать как отдельная сила, однако три из пространственных измерений продолжали расширяться. Снижение температуры заставило струны сжаться, и они начали походить на точечные объекты, которые мы наблюдаем сегодня как элементарные частицы и античастицы. Они непрерывно сталкиваются друг с другом, потому что для свободного движения объем пространства был очень мал. Вселенная в это время может рассматриваться как горячий, плотный «суп» из частиц и античастиц. Температура была все еще достаточно высока, поэтому кварки и лептоны были способны обмениваться Х-частицами. Эти частицы были ответственны за перенос силы великого объединения. Она заставляла кварки распадаться на лептоны наоборот. Кварки и лептоны были эффективно неразделимы на этой стадии в истории Вселенной.
Поскольку расширение Вселенной продолжалось, температура продолжала падать. Как только она упала ниже критического уровня, обмен Х-частицами между кварками и лептонами стал почти невозможен. Сила великого объединения эффективно перестала действовать и это определило конец периода великого объединения. Эта критическая стадия была достигнута, когда Вселенная была в возрасте примерно 10 -35 секунд, ее температура равнялась 10 27 градусов. Сила великого объединения разбилась на сильные и электрослабые силы, и это провозгласило начало электрослабой эры.
Этот период продолжался приблизительно 10 -10 секунд. Кварки вели себя как свободные частицы в течение этого периода. По мере того, как температура падала, столкновение между частицами становились все менее энергичными. Воздействие слабых и электромагнитных сил на частицы стало различным. Таким образом, во Вселенной в возрасте 10 -10 секунд произошло расщепление электрослабых сил на слабые силы и электромагнитные.
За электрослабой эрой последовала кварковая. Она длилась пока Вселенная не достигла возраста 10 -4 секунд. Кварки взаимодействовали друг с другом через сильную силу (ее особенность в том, что она ослабевает на малых расстояниях). Постепенно, по мере охлаждения Вселенной они теряли энергию, и сильная сила стала более влиятельной, поскольку температура падала. В конечном счете, кварки оказались заключенными в группы по два и три. Температура приблизительно равнялась 10 12 градусов. После того кварки уже не могли существовать во Вселенной как отдельные частицы, и кварковая эра пришла к концу. Триплеты, содержащие два u-кварка и один d-кварк сформировали протоны, триплеты, содержащие два d-кварка и один u-кварк сформировали нейтроны. Таким образом, нейтроны и протоны, которые существуют сегодня в ядрах атомов, были сформированы вскоре, после того как кварки оказались связанными, то есть когда Вселенная постарела приблизительно до 10-4 секунд.
Вселенная охлаждалась по мере расширения, и это позволило, в конечном счете, сформироваться атомным ядрам. Процесс образования ядер известен как нуклеосинтез. Полностью этот процесс был закончен в течение примерно 3 минут. Температура приблизительно равнялась 1 млрд. градусов. В то время были сформированы ядра гелия – 4, дейтерия, гелия – 3, лития, бериллия, водорода.
Вселенная продолжала расширяться после того, как нуклиосинтез был закончен, но ничего существенного не произошло в последующие 300 000 лет или около того. К тому времени температура понизилась до 3 000 градусов. Это была уже достаточно низкая температура, чтобы электроны и ядра сформировали нейтральные атомы. Формирование атомов определило начало эры вещества. Формирование атомов закончилось исчезновением голых электрических зарядов во Вселенной. Излучению стало чрезвычайно трудно взаимодействовать с веществом. Такое взаимодействие могло иметь место только для излучения с энергией, точности необходимом для того, чтобы электроны могли перейти с одного энергетического уровня на другой. Это была очень маленькая доля всего существовавшего излучения. Вещество и излучение отделились друг от друга. Появление атомов представляет собой заключительный этап превращений в истории ранней Вселенной. В некотором смысле, он может рассматриваться как момент, когда закончился Большой взрыв.
Итак, теория Большого Взрыва рисует грандиозную картину космической эволюции. В концепции 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. На протяжении долгого периода времени температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы.
2.1 Расширение горячей Вселенной
После того как Большой взрыв закончился, Вселенная продолжала расширяться. Наблюдения астрономов показывают, что данный процесс продолжался, по крайней мере, 10 - 15 млрд. лет.
Давайте рассмотрим дальнейшие последствия этого расширения. Мы можем рассмотреть физические расстояния во Вселенной на примере расстояния между двумя воображаемыми частицами. Одна из них принадлежит нашей Галактике Млечный Путь, а другую поместим в соседнюю Галактику Андромеда. Расширение Вселенной означает тогда, что расстояние, отделяющие эти две частицы, увеличивается. Вот это и имеется в виду, когда говорят о возрастании размеров Вселенной или ее расширение.
Если мы отправимся назад во времени, то расстояние между нашими двумя частицами станет несколько меньше, чем сегодня. Это позволит нам представить себе, на что могла быть похожа Вселенная в более ранние времена. Если расстояния между всеми точками уменьшились, то разумно было бы предположить, что и вся Вселенная была меньше, чем в настоящее время. Следовательно, галактики были ближе друг к другу, чем сегодня, а плотность и температура материи были выше.
Если продвинутся еще дальше в прошлое, то можно достичь момента, когда расстояние, разделяющие наши две частицы, окажется намного меньше, чем размер типичной галактики. В те очень ранние времена галактики, какими мы их знаем сегодня, могли и не существовать. Вся материя во Вселенной, возможно, вела себя так, как если бы она состояла из сверхгорячей и сверхплотной жидкости.
Период расширения, когда Вселенная увеличивалась в размере в огромное число раз, ученые называют инфляцией или раздуванием. Процесс раздувания происходил действительно очень быстро и, возможно, закончился меньше чем за 10-33 секунды. Но расширение не было строго равномерным. Этого следовало ожидать.
В чрезвычайно плотной среде ранней Вселенной материя была распределена несколько беспорядочно. Более высокая плотность в данном объеме пространства означает, что в нем имеется большее количество вещества, чем в окружающих областях. Следовательно, в эти области большей плотности должно притягиваться еще больше вещества из окрестностей. Области высокой плотности должны становиться еще плотнее, пока вся окрестность не опустеет. В конечном счете, гравитационное притяжение вещества в более плотных областях должно стать преобладающим над обратным эффектом расширения Вселенной.
Эти плотные области, сформированные в отдельные «острова» материи, в конце концов, начинали сжиматься (коллапсировать) из-за собственной гравитации. Каждый остров разбивался на отдельные мини-острова, их температура повышалась и стала достаточно высокой для слияния водородных ядер и ядра гелия. Такой процесс «горения водорода» происходит в центре звезд и освобождает значительное количество энергии в форме гамма-лучей. В свою очередь, гамма-лучи обеспечили давление, направленное наружу, и оно действовало на внешние области мини-островов. Установился механизм, поддерживающий равновесие, в результате чего внутренний эффект гравитации был точно сбалансирован давлением гамма-лучей, направленным наружу. Мини-острова сформировались в звезды, а первоначальные острова вещества представляют собой галактики, которые мы наблюдаем сегодня. Для завершения этого процесса потребовалось около 1 млрд. лет.
Первые звезды, которые формировались во вселенной были лишены тяжелых металлов. Звезды светят, это означает, что некоторая часть излучения, произведенная в ядерных реакциях в центре звезд, выходит на поверхность. Количество доступного водорода в пределах звезды ограничено, и в ядре постепенно начинает преобладать гелий. Тогда излучение уменьшается, и это позволяет начаться новой фазе коллапса.
Электроны остановят коллапс звезды, которая не была слишком массивна. Такая звезда, в конечном счете, превратиться в белого карлика.
Массивные же звезды превращаются в сверхновые. Подробнее рассмотрим процессы, происходящие в ядре звезд, имеющих большую массу.
Ядро звезды представляет собой термоядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Огромная температура заставляет протоны преодолевать электростатическое отталкивание и соударяться друг с другом. При соударении протоны сближаются до радиуса сильного ядерного взаимодействия и могут слиться в одно ядро (синтез). Правда, ядро, состоящее из двух протонов, неустойчиво. Но если один из протонов (в результате слабого взаимодействия) превратится в нейтрон, то образуется устойчивое ядро дейтерия.
Такая реакция высвобождает значительную энергию, способствующую поддержанию в недрах звезды высокой температуры. Последующие реакции синтеза приводят к превращению дейтерия в гелий, образованию углерода, а затем и все более сложных ядер.
По мере исчерпания запасов ядерного горючего звезды ее внутренняя структура представлена слоями различных химических элементов, каждый из которых отражает различные стадии ядерного синтеза. Так на протяжении своей «жизни» звезда постепенно превращается из смеси первичного водорода и гелия в хранилище тяжелых химических элементов.
На заключительном этапе эволюции такой звезды ядерные реакции уже не могут поддерживать необходимые значения температуры и давления, которые обеспечивают ее устойчивость. Неустойчивость звездной массы постепенно нарастает. В результате гравитация, выйдя из-под контроля, вызывает мгновенное сжатие звезды. Но внутреннее давление противостоит сжатию и приводит к выбросу гигантской энергии: внешние слои звезды буквально сдуваются в окружающее пространство, разбрасывая тяжелые элементы по просторам галактики. Подобный выброс обычно называют взрывом сверхновой. Каждый взрыв сверхновой обогащает галактику тяжелыми элементами.
Многие из первоначально родившихся звезд были массивными, чтобы взорваться, как сверхновые. Выброшенные остатки этих звезд остыли через какое-то время. Часть вещества, в конечном счете, коллапсировала вокруг областей повышенной плотности. Из них в последствии и могут образоваться планетарные системы, где возможны зарождения и эволюция жизни. Одна такая область превратилась в то, что является теперь нашей Солнечной системой, с Солнцем и планетами, приблизительно 5 млрд. лет назад. За всю историю развития нашей галактики в ней вспыхнуло примерно один миллиард сверхновых звезд!
«Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 году 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 так же обнаруженное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной.»[2] Зная современную температуру реликтового излучения, можно провести экстраполяцию в прошлое, используя хорошо известные и проверенные законы механики, термодинамики, статистической, атомной и ядерной физики, физики элементарных частиц и др.
2.2 Сценарии будущего Вселенной
Единой точки зрения по поводу будущего Вселенной среди ученых нет.
Точка зрения Карпенкова С.Х. заключается в следующем. Теоретическое моделирование будущего Вселенной существенно различается в «открытых» и «закрытых» ее моделях.
«Закрытые» модели предполагают, что примерно через 30 млрд. лет она начнет сжиматься и через 50 млрд. лет вновь вернется в сингулярное состояние (состояние с очень большой плотностью и энергией). Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд. лет, таким образом, Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытывающая множество эволюционных циклов. При переходе от одного цикла к другому некоторые общие параметры Вселенной 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 1014 лет многие звезды остынут, что приведет к тому, что планеты начнут отрываться от своих звезд, а звезды покидать свои галактики. Затем звезды превратятся в «черные карлики»; центральные области галактик коллапсируют, образуя «черные дыры» и тем самым прекратят свое существование.
Дальнейшая эволюция будущего Вселенной не вполне ясна. Если обнаружится, что протон действительно нестабилен, то он распадется на у-квант и нейтрино. Вселенная будет представлять собой совокупность нейтрино, квантов света с убывающей энергией и черных дыр. Самые массивные черные дыры испарятся и во Вселенной останется лишь электронно-позитронная плазма ничтожной плотности.
Если же протон стабилен, тогда через 1065 лет любое вещество превратится в жидкость. Все оставшиеся «черные карлики» станут жидкими каплями. А через 101500 лет любое вещество станет радиоактивным, и все жидкие капли станут железными. От разнообразной Вселенной останутся только жидкие холодные железные капли! Через невообразимое число лет они превратятся в «черные дыры». Затем они испарятся, превратив Вселенную в поток сверхдлинноволновых квантов и электронно-позитронной плазмы. Такое состояние – окончательная «смерть» Вселенной.
Точка зрения Стивена Вайнберга. Еще некоторое время Вселенная, безусловно, будет продолжать расширяться. Что же касается ее судьбы, после того, то стандартная модель дает двусмысленное представление: все зависит от того, меньше или больше космическая плотность определенного критического значения.
Если космическая плотность меньше критической плотности, тогда Вселенная имеет бесконечную протяженность, и будет продолжать расширяться всегда. Наши потомки, если они у нас тогда будут, увидят, как медленно подходят к концу термоядерные реакции во всех звездах, оставляя после себя различные сорта шлака: черные карликовые звезды, черные дыры. Планеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедляясь за счет излучения гравитационных волн, но никогда не переходя в состояние покоя за любое конечное время. Температура космического фонового излучения будет продолжать падать, но оно не исчезнет, даже сейчас мы едва можем детектировать трехградусный фон микроволнового излучения.
Если космическая плотность больше критического значения, тогда Вселенная конечна и ее расширение, в конце концов, прекратиться, уступив место все ускоряющемуся сжатию. По началу не будет никаких тревожных сигналов – в течение тысяч миллионов лет фон излучения будет так холоден, что нужны будут большие усилия, чтобы вообще его обнаружить. Однако, когда Вселенная сократится до одной сотой теперешнего размера, фон излучения начнет преобладать в небе: ночное небо станет таким же теплым, как наше теперешнее небо днем. 7 млн. лет спустя Вселенная сократится еще в 10 раз и наши наследники и преемники (если они будут) увидят небо невыносимо ярким. Молекулы в атмосферах планет и звезд и в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на составляющие их атомы, а атомы начнут разбиваться на свободные электроны и атомные ядра. Еще после 700000 лет сами звезды и планеты начнут диссоциировать в космический суп из излучения, электронов и ядер. В последующие 22 дня температура поднимется до 10 млрд. градусов. Тогда ядра начнут разбиваться на составляющие их протоны и нейтроны. Вскоре после этого электроны и позитроны станут в больших количествах рождаться в фотон-фотонных столкновениях, а космический фон, нейтрино и антинейтрино снова достигнут теплового союза с остальным содержимым Вселенной.
Таким образом, какая бы космологическая модель не оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешения. Сегодня трудно представить, что сегодняшняя Вселенная развивалась из невыразимо незнакомых начальных условий и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре.
Теория Большого Взрыва рисует грандиозную картину космической эволюции. Около 10-15 млрд. лет назад началось космологическое расширение. Ранняя Вселенная была очень горячей, очень плотной и, возможно, очень нерегулярной. Но она постепенно исчезла. В течение считанных минут после Большого Взрыва протекали некоторые ядерные реакции, по существу весь гелий во Вселенной синтезировался в то время. По мере расширения Вселенная охлаждалась примерно так же, как, расширяясь, охлаждается горячий воздух. По мере того, как вещество во Вселенной остывало, оно конденсировалось в галактики. Галактики, фрагментировали (разбивались) на звезды и собирались вместе, образуя большие скопления, охватывающие огромные области пространства. В процессе рождения и умирания первых поколений звезд постепенно синтезировались тяжелые элементы, такие, как углерод, кислород, кремний и железо. Когда звезды превращались в красные гиганты, они выбрасывали наружу вещество, которое конденсировалось в пылевых структурах. Из газово-пылевых облаков образовывались новые звезды. Сталкиваясь, частицы пыли слипались одна с другой, собирались в более крупные тела, которые увеличивались в размере под действием собственного гравитационного притяжения, так возникло многообразие космических тел – от крошечных астероидов до гигантских планет, составляющих нашу Солнечную систему.
Будущее же нашей Вселенной неопределенно. Какая бы космологическая модель не оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешения. Сегодня трудно представить, что сегодняшняя Вселенная развивалась из невыразимо незнакомых начальных условий и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре.
Теория Большого Взрыва показывает нам эволюцию Вселенной в целом, от первых микросекунд после ее возникновения до образования Земли и развития жизни и дальше – может быть, в бесконечное будущее.
1. Вайнберг С. первые три минуты: Современные взгляд на происхождение Вселенной / Пер. с англ. под ред. с пред. и доп. Зельдовича Я.Б. М.: Энергоиздат, 1981. 208 с.
2. Горелов А.А. Концепции современного естествознания. М.: ВЛАДОС, 2003. 512 с.
3. Карпенков С.Х. Концепции современного естествознания. М.: Академический Проспект, 2006. 654 с.
4. Лидсей Дж.Э. Рождение Вселенной / Пер. с англ. М.: Весь Мир, 2005. 200 с.
5. Найдыш В.М. Концепции современного естествознания. М.: Гардарики, 2003. 476 с.
6. Силк Дж. Большой взрыв: Рождение и эволюция Вселенной / Пер. с англ.; перевод Полнарева А.Г.; под ред. и с предисловием Новикова И.Д. М.: Мир, 1982. 391 с.
[1] Лидсей Дж.Э. Рождение Вселенной / Пер. с англ. М.: Весь Мир, 2005. С. 70.
1. Вайнберг С. первые три минуты: Современные взгляд на происхождение Вселенной / Пер. с англ. под ред. с пред. и доп. Зельдовича Я.Б. М.: Энергоиздат, 1981. С. 82.