Этапы эволюции Вселенной

 

Содержание

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

Что такое вселенная?...............................................................................................3

Стандартная модель эволюции Вселенной……………………………………...4

Начало Вселенной и рождение галактик………………………………………..5

Расширение Вселенной…………………………………………………………...7

Эры эволюции Вселенной………………………………………………………..8

Заключение……………………………………………………………………….13

Список используемой литературы……………………………………………...15

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

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 малым звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования, проведенные  в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современные астрономические  наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был  гигантский огненный шар, раскаленный  и плотный. Он был настолько раскален, что состоял лишь из свободных  элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.  

 На протяжении десяти  миллиардов лет после “большого  взрыва” простейшее бесформенное  вещество постепенно превращалось  в атомы, молекулы, кристаллы,  породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного  количества элементарных частиц  с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли  возникнуть формы жизни.

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

 

 

 

 

Что такое Вселенная?

Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем.

Больше всего на свете - сама Вселенная, она  охватывает и включает 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 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 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.

 

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

 

Начало Вселенной и рождение галактик

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

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 протогалактиками, 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.

Протогалактика, которая  вообще не вращалась, становилась родоначальницей  шаровой галактики. Сплющенные эллиптические  галактики рождались из медленно вращающихся протогалактик. Из-за недостаточной  центробежной силы преобладала сила гравитационная. Протогалактика сжималась  и плотность водорода в ней  возрастала. Как только плотность  достигала определенного уровня, начали выделяться и сжиматься сгустки  водорода. Рождались протозвезды, которые  позже эволюционировали в звезды. Рождение всех звезд в шаровой  или слегка приплюснутой галактике  происходило почти одновременно. Этот процесс продолжался относительно недолго, примерно сто миллионов  лет. На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались  частицы и античастицы. Этот процесс  постоянно ослабевал, что привело  к вымиранию частиц и античастиц. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся  температуры раскаленного вещества приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.

 

Расширение Вселенной

В условиях очень высокой  температуры вблизи сингулярности  не могли существовать не только молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь  разных элементарных частиц. Уравнения  современной космологии позволяют  найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и описать  изменение ее физических параметров в процессе расширения. Из этих уравнений  следует, что начальные высокие  плотность и температура быстро падали. В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть самую начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока, Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной. До момента рекомбинации, который наступил примерно через миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью теоретических моделей. Вначале расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц.

Фотоны, энергия которых  к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы  и античастицы. Наблюдения реликтового  фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа. Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной. Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного нуклеосинтеза.

Продолжалась эта эпоха  приблизительно 3 минуты. Ее результатом  в основном стало образование  ядер гелия. Остальные элементы, более  тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества. Определение  химического состава (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и межзвездной среды  молодых галактик является одним  из способов проверки выводов теории горячей Вселенной. После эпохи нуклеосинтеза и до эпохи рекомбинации происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.

 

Эры эволюции Вселенной

Как бы ни решался вопрос о многообразии космологических  моделей, очевидно, что наша Вселенная  расширяется, эволюционирует. Время  ее эволюции от первоначального состояния  оценивается приблизительно в 20 млрд. лет. При этом выделяют следующие  эры эволюции:

а) Адронная эра. 

При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя  состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло, прежде всего, из адронов, и поэтому  ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны. Никогда  после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.

б) Лептонная эра.

Когда энергия частиц и  фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в, веществе было много  лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное  возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и  нейтроны), пережившие адронную эру, стали  по сравнению с лептонами и  фотонами встречаться гораздо реже. Лептонная эра начинается с распада  последних адронов - пионов - в мюоны  и мюонное нейтрино, а кончается  через несколько секунд, когда  энергия  фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем  “реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

в) Фотонная эра или эра  излучения.

 Новые электронно-позитронные  пары не могли возникать вследствие  материализации, потому, что фотоны  не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и  позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью  не отделило вещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной  эры Вселенная была заполнена  фотонами. К концу лептонной эры  фотонов было в два миллиарда  раз больше, чем протонов и  электронов. Важнейшей составной  Вселенной после лептонной эры  становятся фотоны, причем не  только по количеству, но и  по энергии.

Большой взрыв продолжался  сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока, это всё же была самая славная  эра Вселенной. Никогда после  этого эволюция Вселенной не была столь стремительна, как в самом  её начале, во время “большого взрыва”. Все события во Вселенной в  тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. Не следует забывать, что  в столь короткое время (всего  лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем  аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).