Возникновение и развитие Вселенной

Возникновение и развитие Вселенной

Модели развития Вселенной

Для понимания физической картины мира большое значение имеют выводы космологии - учения о Вселенной как едином целом и ее эволюции. Наряду с построением теории общей эволюции Вселенной важно получить представления о развитии галактик, звезд и планет. Вопросы происхождения и эволюции небесных тел изучаются особым разделом науки - космогонией.

Для решения космологических и космогонических  проблем используют два основных подхода:

1)наблюдательный: сравнивая характеристики небесных  тел, находящихся в разных стадиях  развития, можно установить, в какой  последовательности эти стадии  сменяли друг друга; 2) теоретический:  исходя из общих законов физики, можно определить, какие именно  условия должны были существовать  в прошлом, чтобы небесное тело  приобрело именно те характеристики, которыми оно обладает сейчас, какой путь развития оно прошло.

Первый  подход применяют к таким объектам, как звезды, звездные скопления, газовые  туманности, галактики, планетные системы (сейчас известна лишь одна такая система - Солнечная). При изучении эволюции Вселенной в целом возможен только теоретический подход.

Важнейший постулат космологии состоит в том, что законы природы, установленные  на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной (обычно опытов на планете  Земля), могут быть экстраполированы на гораздо большие области, в конечном счете - на всю Вселенную. Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы закладываются в их основу. Построенные на их базе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, а выводы теории должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае, не противоречить им). Сейчас этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности однородные изотропные модели нестационарной Вселенной.

Возникновение современной космологии связано  с созданием релятивистской теории тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением  внегалактической астрономии (1920-е  гг.). На первом этапе развития релятивистской космологии главное внимание уделялось  геометрии Вселенной, т.е. рассмотрению кривизны четырехмерного пространства-времени и возможной замкнутости Вселенной. Начало второго этапа отмечено работами отечественного ученого А.А. Фридмана (1922-1924), который показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной - она должна расширяться или сжиматься. Однако эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия красного смещения (эффекта «разбегания» галактик) Э. Хабблом (1929). В результате на первый план выступили проблемы механики Вселенной и ее возраста (длительности расширения). Третий этап связан с моделями «горячей» Вселенной (Г. Гамов, 1940-е гг.), когда внимание в основном было сосредоточено на физике Вселенной - состоянии вещества и физических процессах, идущих на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии. Наряду с законом тяготения в космологии приобретают большое значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. На этой основе возникает релятивистская астрофизика.

Теории  однородной изотропной Вселенной подразумевают, во-первых, уравнение А. Эйнштейна  общей теории относительности, откуда следуют кривизна пространства-времени  и связь кривизны с плотностью массы (энергии); во-вторых, представления  об однородности и изотропности Вселенной, т.е. считается, что в ней нет каких-либо выделенных точек и направлений, а все точки и направления равноправны; это утверждение часто называют космологическим постулатом.

Если  дополнительно предположить, что  во Вселенной отсутствуют силы, возрастающие с расстоянием и противодействующие тяготению вещества, а плотность  массы создается главным образом  веществом, то космологические уравнения  приобретают простой вид и  возможны только две модели:

1) открытая модель, в которой кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, а Вселенная бесконечна; в такой модели расстояния между скоплениями галактик неограниченно возрастают со временем;

2) замкнутая модель, в которой кривизна пространства положительна, Вселенная конечна, но столь же безгранична, как и в открытой модели; в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.

В ходе эволюции Вселенной кривизна трехмерного  пространства уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т.е. открытая модель остается открытой, а замкнутая - замкнутой. Начальные стадии эволюции по обеим  моделям совершенно одинаковы и  характеризуются сингулярностью с  огромной (не меньше 10⁹³ г/см³) плотностью массы и кривизной пространства и взрывным, замедляющимся со временем расширением. Указанные выше исходные положения релятивистской космологии достаточны для суждений об общем характере эволюции Вселенной, но они оставляют открытым вопрос о ее начальном состоянии. Характеристики начального состояния - третье независимое положение релятивистской космологии.

С 1960-1970-х гг. общепринята модель «горячей»  Вселенной, в соответствии с которой  предполагается высокая начальная  температура. В условиях очень высокой  температуры (Г >10¹³ К) вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы или атомы, но и атомные ядра, а была лишь равновесная смесь элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино). Физика элементарных частиц позволяет рассчитать состав такой смеси при разных температурах, соответствующих этапам эволюции, а уравнения космологии - найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и изменение ее физических параметров в процессе расширения. Поскольку расширение вначале происходило с большой скоростью, то высокие плотность и температуры могли быть только очень короткое время. Уже по окончании начального отрезка времени 0,01 с плотность упала от бесконечного (формально) значения до 10^шг/см³. Во Вселенной в момент t ~ 0,01 сосуществовали фотоны, электроны, позитроны, нейтрино и антинейтрино, а также небольшая доля нуклонов (протонов и нейтронов). В результате последующих превращений к моменту времени 3 мин из нуклонов образовалась смесь легких ядер (2/3 водорода и 1/3 гелия по массе). Все остальные химические элементы синтезировались намного позднее из этого дозвездного вещества в результате ядерных реакций , в недрах звезд. В момент образования нейтральных атомов гелия и водорода (при t ~ 10 лет) вещество стало прозрачным для оставшихся фотонов, и в настоящее время они наблюдаются в виде , реликтового (остаточного) излучения, свойства которого можно' предсказать на основе теории <горячей> Вселенной. Вначале расширение Вселенной происходило очень быстро, но процессы превращений элементарных частиц протекали намного быстрее, в результате чего установилось термодинамическое равновесие. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопическими параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную, не мешает делать более или менее достоверные суждения о последующих состояниях, описываемых законами современной физики микро-, мира. Общие законы физики надежно проверены при ядерной' плотности 10^мг/см³ (эту плотность имела Вселенная спустя Ю^с от начала расширения). Следовательно, физические свойства эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению со времени 10 секунд  от состояния сингулярности.

Выводы  релятивистской космологии принципиальны  для понимания физической картины  мира. Следовательно, степень их достоверности  представляет общенаучный и мировоззренческий  интерес. Считают, что наибольшее значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высоких значениях плотности и температуры в начале расширения (<горячая> Вселенная) и об искривленности пространства-времени, а также о знаке кривизны трехмерного пространства окружающего мира и степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности Вселенной подтвержден обнаруженным в спектрах галактик красным смещением, а концепция <горячей> Вселенной - открытым в 1965 г. реликтовым излучением, которое оказалось в высокой мере (с точностью до долей процента) изотропным, а спектр его равновесным. Как мы уже говорили, его температура составляет около 3 К. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более 99% времени своего существования изотропна.

В настоящее время не установлено, какая модель кривизны трехмерного  пространства наиболее адекватно отражает действительность. Кривизну можно определить по известной средней плотности  массы во Вселенной или по точной зависимости красного смещения от расстояния (отклонению от линейной зависимости). Астрономические наблюдения дают значения усредненной плотности вещества, входящего в видимые галактики, около 3 10~³¹ г/см³. Гораздо труднее определить плотность скрытого (невидимого) вещества, а тем более плотность, создаваемую нейтрино (если масса нейтрино не равна нулю), поэтому неопределенность суммарной плотности вещества Вселенной весьма велика; она может быть на два порядка больше усредненной плотности звездного вещества. На основе имеющихся данных нельзя сделать выбор между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далеком будущем сменится сжатием) моделями. Эта неопределенность не сказывается на общем характере расширения в прошлом и сейчас, но влияет на определение возраста Вселенной (длительность расширения). Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее от момента изначального взрыва, составляло бы около 13 млрд лет. Но предполагается, что расширение идет с замедлением, поэтому время, истекшее с момента начала расширения, меньше - 8,7 млрд лет. Для замкнутых моделей это время будет еще меньше. С другой стороны, если существуют космологические силы, соответствующие силам отталкивания, то оказывается возможной, например, длительная (10 млрд лет или более)

задержка  расширения в прошлом; тогда возраст  Вселенной может составлять десятки  миллиардов лет.

Развитие  космологии поставило ряд новых  проблем. Так, для изучения состояния  вещества с плотностью намного порядков выше ядерной плотности нужна  совершенно новая физическая теория; предполагается, что это должен быть некий синтез существующей теории тяготения  и квантовой теории. Подходы к  изучению сингулярности пока лишь намечаются. Кроме того, возник вопрос о единственности Вселенной. В рамках современной космологии считается, что Метагалактика единственна. Но проблемы пространства-времени разработаны еще недостаточно для того, чтобы составить представление о возможностях, которые могут быть реализованы в природе. В теории космологии не решена и проблема зарядовой асимметрии во Вселенной. В нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы и Галактики, но, вероятно, и в пределах всей Вселенной) имеет место количественное преобладание вещества над антивеществом. Причины этого кроются, по-видимому, в самых ранних стадиях развития Вселенной.

Происхождение и эволюция звезд  и галактик

В настоящее время установлено, что  звезды и звездные скопления имеют  разный возраст - от 10¹⁰ лет (шаровые звездные скопления) до 10 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). В этой картине еще много неясного, многое подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной. В общем виде эволюция звезд проходит несколько стадий:

1) возникновение звезды в результате  конденсации межзвездных пыли  и газа, богатого водородом;

2) стадия термоядерных реакций  превращения водорода в гелий  в центре звезды (наиболее длительная);

3) при исчерпании в центре водорода  ядро сжимается и нагревается,  а оболочка сильно расширяется;  даже при увеличении светимости  температура поверхности падает - звезда становится красным гигантом;

4) термоядерное загорание гелия  и более тяжелых элементов  в ядре звезды, сопряженное в  ряде случаев со сбросом водородной  оболочки и образованием так называемой планетарной туманности;

5) остывание остатка звезды, переход  в стадию белого карлика.

В зависимости от начальной массы, возможно, и от момента вращения звезды могут завершить свою эволюцию взрывом сверхновой (с остатком в  виде нейтронной звезды либо без остатка). Согласно общей теории относительности, наиболее массивные звезды, сохранившие  свою массу вплоть до исчерпания термоядерного  горючего, должны коллапсировать в состояние черной дыры.

Важной  характеристикой является вращение звезды вокруг своей оси. Звезды с  высокой температурой вращаются  очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/с. Скорость вращения звезды падает с уменьшением ее температуры. Например, у Солнца скорость вращения точек экватора составляет всего около 2 км/с.

Считается, что первичная туманность, из которой  образуется звезда, имеет начальный  момент количества движения. Если бы этот момент количества движения сохранялся, то звезды не образовывались, так как  туманность, сжимаясь, увеличивала  бы скорость вращения и разорвалась  задолго до этого. Очевидно, что момент количества движения каким-то образом  удаляется из туманности. Полагают, что это происходит следующим  образом. Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной  средой магнитным полем. Поскольку  межзвездная материя <приклеена> к магнитным силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается окружающей среде и туманность теряет момент количества движения до тех пор, когда плотность протозвезды  становится достаточно высокой. Окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость несколько  сот километров в секунду независимо от массы. Для горячих звезд наблюдения дают именно такую скорость вращения. У холодных звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной  системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% - Солнцу. Медленное вращение холодных звезд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных  Солнечной. Если это так, то число  планетных систем в Галактике  достаточно велико.

Соотношение общего количества звездного и межзвездного вещества в галактиках со временем убывает, поскольку из межзвездной  диффузной (рассеянной) материи образуются звезды, которые в конце своего эволюционного пути возвращают в  межзвездное пространство только часть  вещества; некоторая его часть  остается в белых карликах и в  нейтронных звездах. Перерабатываясь  в звездных недрах, вещество галактик постепенно изменяет химический состав, обогащаясь гелием и тяжелыми элементами. Считается, что галактики образовались из газовых облаков, которые состояли главным образом из водорода. Возможно, эти облака содержали только водород, а гелий и тяжелые элементы появились в результате термоядерных реакций внутри звезд. Однако самые  тяжелые ядра (уран и торий) не могли  образоваться в этом процессе. Предполагается, что они возникают при вспышках сверхновых звезд в результате быстрого их сжатия (коллапса) и последующего взрыва.

Столкновения  облаков межзвездного газа приводят к постепенному уменьшению их скорости, кинетическая энергия переходит  в тепловую и меняются форма и размеры газового облака. Согласно расчетам, в случае быстрого вращения такое облако должно принять форму сплющенного диска, как, например, форма нашей Галактики. Если же облако вращается медленно, формируется не спиральная галактика, а эллиптическая.

Происхождение Солнечной системы

Наибольшее  развитие получила космогония Солнечной  системы (планетная космогония). Еще  Р. Декарт (1644) высказал предположение, что Солнечная система образовалась из облака газа и пыли. Аналогичную  гипотезу позднее развивали Ж.Л. Бюф-фон (1749) и И. Кант (1755). Они полагали, что в центре облака возникло Солнце, в периферийных его частях - планеты. Согласно предположению Ж.Л. Лапласа (1796), из-за вращения туманности возникает так называемая ротационная неустойчивость, вследствие чего туманность сплющивается, принимая форму чечевицы. С ее экватора выбрасывается вещество, из которого вокруг туманности образуются плоские кольца, похожие на кольца Сатурна; впоследствии газ, выброшенный из туманности, конденсируется в планеты.

В начале XX в. английский ученый Дж.Х. Джине предложил космогоническую гипотезу, в соответствии с которой Солнце, как и другие звезды, сформировалось без планетной системы, она появилась только в результате катастрофы: другая звезда прошла настолько близко к Солнцу, что вырвала из его недр часть вещества. В результате его конденсаций и образовались планеты. Однако впоследствии было установлено, что выдвинутые Джинсом предположения недостаточно обоснованны.

До  сих пор представления о происхождении  и ранней эволюции Солнечной системы  не приобрели характера законченной  теории. Тем не менее, считается, что  основные события, происходившие во время зарождения Солнца и планет, уже во многом установлены. Выделяют  несколько этапов: