Судьба открытой Вселенной

                           Содержание:

                        

        Введение……………………………………………………………………………………………..…2

 

1.Ранняя  Вселенная…………………………………………………………………………………..…3

 

2.Назад к Большому взрыву……………………………………………………………………..….4

 

3.Абсолютная сингулярность…………………………………………………………………..…10

 

4.Раздувание……………………………………………………………………………………………….12

 

5.Эпоха адронов……………………………………………………………………………………….…13

 

6.Эпоха лептонов………………………………………………………………………………………..14

 

7.Эпоха излучения…………………………………………………………………………….………..15

 

8. Фоновое космическое излучение………………………………………………………….15

 

9.Эпоха галактик………………………………………………………………………………………...18

 

10.Дальнейшая судьба Вселенной………………………………………………………….…20

 

11.Скрытая масса………………………………………………………………………………………..21

 

12. Судьба замкнутой Вселенной………………………………………………………….…..27

 

13.Отскок…………………………………………………………………………………………………….28

 

14. Судьба  открытой Вселенной………………………………………………………….….…29

 

           Заключение……………….……………………………………………………………………...31 

 

          Список  литературы…………………………………………………………………………….34

 

 

 

 

 

 

                                    Введение

 

Красота и величие темного ночного  неба всегда волнуют нас. Каждое светящееся пятнышко на нем — образ звезды, ее свет, который давно, может быть задолго до нашего рождения, оторвался  от светила. Человеку трудно представить  себе необъятные просторы Вселенной, протекающие в ней сложные и мощные процессы приводят нас в трепет. Свет от некоторых видимых объектов шел к Земле миллионы лет, а ведь расстояние от нас до Луны тот же луч света преодолевает меньше чем за две секунды.

Наша Земля — всего лишь песчинка, затерявшаяся в бескрайнем пространстве, одна из девяти планет, обращающихся вокруг неприметной желтой звезды, называемой Солнцем…

Многие люди, всматриваясь в небо и смотря на звёзды, думают, что хотя их жизнь и имеет свой конец, но эти все далекие звезды будут  всегда –

Вселенная бесконечна. Но это не так. Все в этом мире изменяется и Вселенная  не исключение. Но было ли у Вселенной  начало и будет ли конец? Если было начало, то для Вселенной было ''началом''? В этой работе мне хотелось бы рассмотреть  современные теории возникновение  и развитие Вселенной.

Для данной работы в качестве основного материала использовалась книги

''Мечта Эйнштейна, в поисках  единой теории строения Вселенной'',

''Фейманские лекции по физике'', ''Вселенная, жизнь, разум'' и ''Прошлое  и будущее Вселенной''. Остальные  источники использовались как  дополняющие и поясняющие.

 

      Мы начнем с теории возникновение Вселенной.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                      1. Ранняя Вселенная.

 

Мы живем в расширяющейся  Вселенной, которая, согласно теории Большого взрыва, возникла примерно 18 миллиардов лет назад в результате взрыва невообразимой силы. В первые мгновения  после взрыва не было ни звезд, ни планет, ни галактик – ничего кроме частиц, излучения и черных дыр. Короче говоря, Вселенная находилась в состоянии  полнейшего хаоса со столь высокой  энергией, что частицы, обладавшие гигантскими  скоростями, сталкивались практически  непрерывно. Это был, по сути, колоссальный ускоритель частиц, намного мощнее тех, которые построены в наши дни.

Теперь ученые строят все более  и более мощные установки, чтобы  разобраться, как взаимодействуют  высокоэнергичные частицы. Но крупные  ускорители очень дорогостоящи, а  на их строительство уходят годы. Поэтому  некоторые особенно нетерпеливые ученые обратились к ранней Вселенной. Ее в  шутку называют “ускорителем для  бедных”, хотя это и не самое удачное  название. Если бы нам пришлось строить  ускоритель на такие характерные  для ранней Военной энергии, он протянулся бы до ближайших звезд.

Раз уж строительство такой установки  нам не по плечу, то, взяв за образец  раннюю Вселенную или, по крайней  мере, ее модель, можно попытаться понять, что происходит при столь больших  энергиях.

Но чем вызван интерес к явлениям, происходящим при таких энергиях?

Прежде всего, тем, что они помогают понять природу фундаментальных  частиц, а также фундаментальных  взаимодействий. Установление связи  между ними существенно для уяснения взаимозависимости космических  явлений, а согласно современным  теориям понимание связи между  фундаментальными взаимодействиями может  пролить свет на процессы в ранней Вселенной. Возникает, например, вопрос: почему фундаментальных взаимодействий четыре, а не одно, что казалось бы более естественным? Такой же вопрос можно задать и о фундаментальных  частицах.

Конечно, одна фундаментальная сила и одна фундаментальная частица  значительно упростили бы описание Вселенной. Как мы увидим, возможно, она именно так и устроена. Согласно появившимся недавно теориям, при  энергиях, характерных для ранней Вселенной, все четыре фундаментальных  взаимодействия были слиты воедино. По мере расширения и остывания Вселенной, видимо, происходило разделение сил; как при понижении температуры  замерзает вода, так, возможно, из единой силы могло “вымерзти” тяготение, оставив остальные три. Вскоре “вымерзло” слабое взаимодействие, и, наконец, разделились  сильное и электромагнитное. Если такая идея верна и при высоких  энергиях действительно происходит объединение, исследование ранней Вселенной  представляет исключительный интерес.

 

К середине 60-х годов большинство  астрономов приняло концепцию происхождения  Вселенной в результате Большого взрыва, предполагавшую, что в начале своего существования Вселенная  имела бесконечно малые размеры.

Многим трудно согласиться с  мыслью о том, что вся масса  Вселенной когда-то содержалась  в ядре, меньше чем атом. Однако есть нечто еще труднее воспринимаемое в этой идее первичного ядра. Нам  кажется, что оно существовало в  некотором бесконечном пространстве, где и взорвалось, однако астрономы  утверждают, что это не так. Вокруг этого ядра не было пространства: ядро и было Вселенной. Взорвавшись, оно  создало пространство, врем и материю. Позднее мы внимательнее рассмотрим этот взрыв и увидим, как из него развилась Вселенная, но прежде вернемся назад во времени к этому взрыву.

 

 

                    2.Назад к Большому взрыву.

 

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 работал над этой проблемой, используя сходную методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ванден 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.

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 результаты 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.