Вселенная. Элементы космологии

    ВВЕДЕНИЕ 
 
 
 

    Изучение  Вселенной, даже только известной нам  её части, является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые, понадобились труды множества поколений.

    Процесс эволюции Вселенной происходит очень  медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

    Вселенная эволюционирует, бурные процессы происходили  в прошлом, происходят сейчас и будут  происходить в будущем. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

    Вселенная 

    Больше  всего на свете - сама Вселенная, охватывающая и включающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки..

    Её  главное свойство - однородность.

    У Вселенной есть и ещё одно важнейшее  свойство, но о нем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структуры растягивается.

    Во  все времена люди предпочитали считать  Вселенную вечной и неизменной. Эта  точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все той же

    Настоящий переворот в науке о Вселенной  произвели в 1922 - 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математически доказал, что мир - это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.

    Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор между расширением  и сжатием нужно сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

    Он  обнаружил, что далёкие галактики  и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее  расширение Вселенной.

    Конечно, это не означает, что галактики  разбегаются именно от нас. Иначе  мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с  Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселенной происходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картина этого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

    Если  Вселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления  были ближе друг к другу. Более  того: из теории Фридмана следует, что  пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния и началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем её сейчас.

    Общие представления о строении Вселенной  складывались на протяжении всей истории  астрономии. Однако только в нашем  веке смогла появиться современная  наука о строении и эволюции Вселенной - космология.

    Элементы  космологии 

    Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений  вещества звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой  сказать, что любая наука, так или иначе, изучает Вселенную, точнее, тем или иные её стороны. Существует научная дисциплина, объектом исследования которой служит сама Вселенная. Это особая отрасль астрономии, так называемая космология.

    Космология  - учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части Вселенной.

    С развитием науки, все полнее раскрывающей физические процессы, происходящие в  окружающем нас мире, большинство  ученых постепенно перешло к материалистическим представлениям о бесконечности  Вселенной. Здесь огромное значение имело открытие И. Ньютоном (1643 - 1727) закона всемирного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним из важных следствий этого закона явилось утверждение, что в конечной Вселенной все ее вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается в некоторых ограниченных объемах (по тогдашним представлениям - в звездах), равномерно заполняющих Вселенную.

    Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А.Эйнштейном (1879 - 1955). Она обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимые со скоростью света. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света.

    Одним из значительных следствий общей  теории относительности является вывод  о непрерывном движении вещества во Вселенной - нестационарности Вселенной. Этот вывод был получен в 20-х годах нашего столетия советским математиком А.А.Фридманом (1888 - 1925). Он показал, что в зависимости от средней плотности вещество Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них - вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрах галактик.

    Критическое значение средней плотности вещества, от которой зависит характер его  движения,

    где G - гравитационная постоянная, а Н=75 км/с*Мпк - постоянная Хаббла. Подставляя нужные значения, получаем, что критическое значение средней плотности вещества P_k = 10 ^-29г/см³.

    Если  средняя плотность вещества во Вселенной  больше критической, то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической расширение не прекратится. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды. 

    Космогония 

    Космогония  - наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел, например планет и их спутников. Солнца, звёзд, галактик.

    Астрономы наблюдают космические тела на различной  стадии развития, образовавшиеся недавно и в далёком прошлом, быстро "стареющие" или почти "застывшие" в своём развитии. Сопоставляя многочисленные данные наблюдений с физическими процессами, которые могут происходить при различных условиях в космическом пространстве, учёные пытаются объяснить, как возникают небесные тела. Единой, завершённой теории образования звёзд, планет или галактик пока не существует. Проблемы, с которыми столкнулись учёные, подчас трудно разрешимы. Решение вопроса о происхождении Земли и Солнечной системы в целом значительно затрудняется тем, что других подобных систем мы пока не наблюдаем. Нашу солнечную систему не с чем пока ещё сравнивать, хотя системы, подобные ей, должны быть достаточно распространены и их возникновение должно быть не случайным, а закономерным явлением.

    В настоящее время при проверке той или иной гипотезы о происхождении  Солнечной системы в значительной мере основывается на данных о химическом составе и возрасте пород Земли  и других тел Солнечной системы. Наиболее точный метод определения возраста пород состоит в подсчёте отношения количества радиоактивного урана к количеству свинца, находящегося в данной породе. Скорость этого процесса известна точно, и её нельзя изменить никакими способами. Самые древние горные породы имеют возраст несколько миллиардов лет. Земля в целом, очевидно, возникла несколько раньше, чем земная кора.

    Иммануил  Кант (1724-1804),величайший философ нового времени, начал свой путь, как астроном-теоретик. Он первый поставил задачу мысленно проследить все возможные проявления всемирного тяготения во Вселенной, продумать и объяснить с этой точки зрения всё, что наблюдают астрономы, и понять, как устроена и развивается Вселенная. Так родилась космогония, и космология Нового времени. В середине XVIII века Кант предложил свою теорию образования Солнечной системы, основанную на законе всемирного тяготения. Она предполагала возникновение Солнечной системы из облака холодных пылинок, находящихся в беспорядочном хаотическом движении. В 1796 году французский учёный П. Лаплас подробно описал гипотезу образования Солнца и планет из уже вращающейся газовой туманности. Лаплас учёл основные характерные черты Солнечной системы, которые должна была объяснить любая гипотеза о её происхождении. В данный период наиболее разработанной является гипотеза О.Ю. Шмидта, разработанная в середине века. Впервые принципиально новые космогологические следствие общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик - теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.). Выступив в 1922-24 гг. он раскритиковал выводы Эйнштейна о том, что Вселенная конечна и имеет форму четырехмерного цилиндра. Эйнштейн сделал свой вывод исходя из предположения о стационарности Вселенной, но Фридман показал необоснованность его исходного постулата.

    Фридман привел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик в эффекте «красного смещения» в их спектрах. 
 

    Эволюция  Вселенной

    Стандартная модель эволюции Вселенной 

    Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют "большим взрывом".

    Под расширением Вселенной подразумевается  такой процесс, когда-то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения "большого взрыва" вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных г-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие г-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. 

    Начало  Вселенной 

    На  самом раннем этапе, в первые мгновения "большого взрыва" вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамм а-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы.

    Рождение  галактик 

    Колоссальные  водородные сгущения - зародыши сверх  галактик и скоплений галактик - медленно вращались. Внутри их образовывались вихри, похожие на водовороты. Их диаметр достигал примерно ста тысяч световых лет. Мы называем эти системы протогалактикам и, т.е. зародышами галактик. Несмотря на свои невероятные размеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частью сверхгалактик и по размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики. Сила гравитации образовывала из этих вихрей системы звезд, которые мы называем галактиками. Некоторые из галактик до сих пор напоминают нам гигантское завихрение. Астрономические исследования показывают, что скорость вращения завихрения предопределила форму галактики, родившейся из этого вихря. Выражаясь научным языком, скорость осевого вращения определяет тип будущей галактики. Из медленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики, в то время как из быстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики. В результате силы тяготения очень медленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколько сплюнутый эллипсоид. Размеры такого правильного гигантского водородного облака были от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудно определить, какие из водородных атомов вошли в состав рождающейся эллиптической, точнее говоря эллипсоидальной галактики, а какие остались в космическом пространстве вне нее. Если энергия связи сил гравитации атома на периферии превышала его кинетическую энергию, атом становился составной частью галактики. Это условие называется критерием Джинса. С его помощью можно определить, в какой степени зависела масса и величина протогалактики от плотности и температуры водородного газа.