Гипотеза горячей вселенной доклад

Модель горячей Вселенной

доклад: Наука и техника

Модель горячей Вселенной

Американский физик Георгий Антонович Гамов в 1946 году заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии — модели «горячей Вселенной».

В этой модели основное внимание переносится на состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было необычным.

С построением моделей «горячей Вселенной» в космологии наряду с законами тяготения активно применяются законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика.

Модель горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном.

Реликтовое излучение — одна из составляющих общего фона космического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответсвует тепловому излучению абсолютно черного тела при температкур около 3К.

Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях расширения Вселенной обладали высокой плотностью и температурой. В ходе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось — кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду. Температура обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила около 3К. Таким образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эпохи рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим взрывом.

В основе современной космологии лежат представления об однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим постулатом.

В теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной: открытая и замкнутая.

В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели рассотяния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают.

В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.

На основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину не достаточно определенную по данным наблюдений.

В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное состояние — сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Значение постоянной Хаббла (вернее, параметра Хаббла) определяет время, истекшее с начала расширения Вселенной, которое сейчас оценивается в 10-20 млрд. лет.

Современная космология рисует картину Вселенной вблизи сингулярности. 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.

Общие законы физики надежно проверены при ядерных плотностях, а такую плотность Вселенная имеет спустя 10-4с от начала расширения. Следовательно, с этого времени от состояния сингулярности физические свойства эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности).

В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть самую начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая завершилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), 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. При температуре 1013 К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц. При понижении температуры до 5х1012 К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых «не хватило» 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.

При температуре 2х1010 К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино — от этого момента должен был остаться «реликтовый фон нейтрино», обнаружить который, возможно, удастся в будущем.

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 (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.

Источник

горячей вселенной теория

ГОРЯЧЕЙ ВСЕЛЕННОЙ ТЕОРИЯ — современная теория физ. процессов в расширяющейся Вселенной, согласно к-рой в прошлом Вселенная имела значительно большую, чем сейчас, плотность вещества и очень высокую темп-ру. Первоначально Г. В. т. была предложена Г. Гамовым (G. Gamov, 1948) для объяснения распространённости в природе различных хим. элементов и их изотопов. В те годы существовала заниженная оценка времени, прошедшего с начала расширения Вселенной (неск. миллиардов лет). Согласно выдвинутой Гамовым гипотезе, практически все элементы возникли в ядерных реакциях в самом начале расширения Вселенной при большой темп-ре, а последующий синтез элементов в звёздах за неск. миллиардов лет не успел существенно повлиять на распространённость элементов.

В работах 50-х гг. 20 в., выполненных T. Хаяси (T. Hayashi), Э. Ферми (E. Fermi) и А. Туркевичем (A. Turkevich), было показано, что попытки объяснить существующую распространённость всех элементов их синтезом в самом начале расширения Вселенной были несостоятельными. Если строго следовать Г. В. т., то в результате ядерных реакций в начале расширения образуется только водород и гелий, примесь др. лёгких элементов незначительна, а тяжёлые элементы практически совсем не образуются. Однако с открытием, что время расширения Вселенной превышает 10 млрд. лет, стало возможным объяснить распространённость тяжёлых элементов их нуклеосинтезом в звёздах.

В начале расширения Вселенной при большой темп-ре в термодинамич. равновесии с веществом должно было находиться эл—магн. излучение. В ходе расширения вещество и излучение остывают, и к настоящему времени во Вселенной должно существовать низкотемпературное излучение (его наз. микроволновым фоновым излучением или реликтовым излучением), для к-рого вещество сегодняшней Вселенной практически прозрачно. Существование во Вселенной такого излучения, имеющего темп-ру всего неск. Кельвинов, было предсказано Г. Гамовым (1956).

В 1964 А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков впервые рассчитали широкий спектр плотности эл—магн. излучения от всех источников в эволюционирующей Вселенной (включая радиогалактики и звёзды) и показали, что в области сантиметровых и миллиметровых волн интенсивность реликтового излучения с темп-рой ок. 1 К и выше будет на много порядков превосходить излучение отдельных источников, и оно может быть обнаружено. Реликтовое излучение (РИ) было открыто А. Пензиасом (A. Penzias) и P. Вильсоном (R. Wilson) в 1965 на длине волны 7,3см. Обнаружение РИ стало решающим тестом, подтвердившим справедливость гипотезы о высокой изначальной темп-ре Вселенной. Тщательные последующие наблюдения показали, что РИ действительно является равновесным, как предсказывает теория, и имеет темп-ру 2,7 К. Совр. количество фотонов РИ в ед. объёма =500 см -3 , а тяжёлых частиц (барионов ,гл. обр. протонов) N_b примерно 10 -6 см -3 . Отношение s = 10 9 почти не меняется с расширением Вселенной и характеризует уд. энтропию Вселенной, к-рая оказывается весьма большой. Плотность массы реликтового излучения сегодня 5*10 -34 г/см 3 (10 -1 эрг — ср. энергия одного фотона) много меньше плотности массы обычного в-ва 10 -30 г/см 3 (m_b10 -24 г — масса протона): 5-10 -4 . В прошлом РИ преобладало над веществом не только по числу частиц, но и по массе. Действительно, с расширением Вселенной энергия каждого кванта убывает пропорционально его частоте из-за красного смещения, т. е. пропорционально увеличению пространств. масштабов. Отсюда следует, что в прошлом при плотности вещества 10 -20 г/см 3 плотность излучения равнялась плотности вещества (10 -20 г/см 3 ), а частота излучения соответствовала диапазону видимого света. Для более раннего периода . Поэтому при анализе динамики расширения Вселенной в ранние эпохи можно пренебречь «примесью» обычного вещества, входящего в наше время в состав галактик, звёзд, планет.

Закон падения темп-ры во Вселенной для ранней эпохи её расширения (в пределах неск. лет или сотен лет после начала расширения) записывается в виде . Здесь время t (в секундах) отсчитывается от того момента, когда плотность материи равна (формально) бесконечности (т.н. сингулярное состояние). Физ. процессы при Т>10 13 К и плотностях >10 18 г/см 3 ещё недостаточно хорошо изучены совр. физикой и выводы о процессах в этих условиях не могут считаться надёжными. Однако процессы при Т 13 К можно рассматривать с полной уверенностью.

При очень больших плотностях и темп-pax все процессы взаимодействия частиц происходят чрезвычайно быстро, гораздо быстрее изменения физ. условий вследствие расширения Вселенной, и поэтому имеется полное термодинамич. равновесие между всеми сортами частиц (и их античастиц), к-рые могут рождаться при энергиях, соответствующих данной темп-ре.

При T10 13 К в равновесии находятся барионы и антибарионы, разные сорта мезонов и их античастиц, мюоны электроны и их античастицы, все сорта нейтрино и антинейтрино, фотоны.

Быстрые превращения одних частиц в другие поддерживают равновесие, количество частиц разных сортов примерно одинаково. С уменьшением темп-ры при расширении у взаимодействующих частиц уже не хватает энергии для рождения новых тяжёлых частиц, и эти частицы, сталкиваясь со своими античастицами, аннигилируют («вымирают»). При t10 -6 с начинают вымирать барионы, затем мезоны и мюоны. После вымирания барионов и антибарионов остаётся небольшое количество барионов (

10 -9 от исходного числа), т. к. с самого начала, согласно теории, их было несколько больше, чем антибарионов. Из этих барионов и образовались позднее все небесные тела. Иная судьба у частиц с нулевой (или очень малой) массой покоя. Такими частицами являются все сорта нейтрино и антинейтрино. При охлаждении и уменьшении скоростей реакций наступает момент, когда реакции с соответствующими частицами перестают протекать и частицы становятся свободными, т. е. Вселенная для них оказывается практически прозрачной. Так, при t 0,01 с свободными становятся мюонные нейтрино , при t0,3 с — электронные нейтрино . Важно подчеркнуть, что и после освобождения частицы продолжают «остывать», уменьшать свою энергию вследствие расширения Вселенной. Это происходит потому, что свободно летящая частица переходит из одного объёма вещества в другой, удаляющейся от первого. Поэтому частица имеет относительно второго объёма меньшую энергию, чем была её энергия относительно первого объёма, и т. д. При t10 с вымирают электронно-позитронные пары (они превращаются в фотоны). После этого во Вселенной остаются нейтрино и антинейтрино всех сортов, фотоны и небольшая примесь обычного вещества (одна миллиардная доля по числу частиц) в виде плазмы (смеси барионов и электронов).

К сегодняшнему моменту реликтовые фотоны остыли и имеют, согласно наблюдениям, темп-ру T2,7 К. Помимо реликтовых фотонов сегодня должны существовать реликтовые нейтрино с темп-рой несколько ниже, чем у фотонов (T2 K). Более высокая темп-pa фотонов по сравнению с нейтрино объясняется тем, что пары , превратившись в фотоны, добавили свою энергию к энергии фотонов. Прямое наблюдение реликтовых нейтрино пока невозможно.

Для дальнейшей эволюции Вселенной важны физ. процессы, протекающие в веществе, из к-рого впоследствии образуются галактики, звёзды, планеты. При T2*10 10 К барионы существуют в виде протонов р и нейтронов п. Эти частицы быстро превращаются друг в друга под влиянием окружающих энергичных частиц

и устанавливается термодинамич. равновесие между количеством нейтронов и протонов. Отношение числа нейтронов к числу протонов в ед. объёма в равновесии

где — разность масс нейтрона и протона. При t порядка неск. секунд реакции (*) практически прекращаются, и отношение числа нейтронов к общему числу барионов (N_p+N_n) в ед. объёма «застывает» на значении N_n(N_p+N_n)0,15. С дальнейшим понижением T, через неск. минут после начала расширения, начинают интенсивно протекать ядерные реакции объединения нейтронов и протонов, заканчивающиеся образованием 4 He. Синтез более тяжёлых элементов не происходит, т.к. ядро 4 He не присоединяет к себе нейтроны и др. имеющиеся частицы. В результате почти все нейтроны войдут в состав ядер 4 He, что даст относительно содержание 4 He по массе ок. 25% от массы всего вещества. Оставшиеся протоны составляют по массе ок. 75%. Примесь др. элементов пренебрежимо мала. Вещество с таким составом позже образует небесные тела, в частности звёзды первого поколения (см. Эволюция звезд).

После первых пяти минут все ядерные реакции во Вселенной прекращаются. Вещество продолжает расширяться и остывать. В эту эпоху длина свободного пробега фотонов очень мала, т. к. плазма для них непрозрачна. Давление РИ препятствует образованию к—л. изолированных объектов под действием сил тяготения.

Спустя примерно 300 тыс. лет плазма остывает до T4000 К, электроны объединяются с протонами и плазма превращается в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для реликтовых фотонов, давление РИ не влияет на состояние газа. С этого момента под действием гравитац. сил в веществе начинается рост отдельных уплотнений (см. Гравитационная неустойчивость ),из к-рых затем образуются небесные тела — формируется структура Вселенной (см. Космология, Крупномасштабная структура Вселенной).

Совр. теория предполагает, что наряду с открытыми частицами в формировании структуры Вселенной мог участвовать и ряд гипотетических пока частиц. Они, вероятно, сегодня также должны присутствовать во Вселенной как и реликтовые фотоны и нейтрино. Прямое обнаружение таких частиц пока невозможно, т. к. они крайне слабо взаимодействуют с обычным веществом и могут проявлять себя только через тяготение (см. Скрытая масса).

Важные, пока ещё не совсем ясные процессы протекали вблизи сингулярного состояния материи в самом начале расширения (при плотностях, близких к т. н. планковской плотности

10 94 г/см 3 ). Здесь при очень больших энергиях частиц объединялись, по-видимому, все виды физических взаимодействий (см. Великое объединение ),квантовые процессы были существенны в масштабах всей Вселенной. В ходе расширения могли происходить фазовые превращения материи, связанные с расщеплением единого взаимодействия на отдельные составляющие (см. Раздувающаяся Вселенная). T. о., в Г. В. т. есть ещё много нерешённых проблем, гл. обр. относящихся к начальным стадиям расширения и к образованию небесных тел. Тем не менее, осн. положения теории, описанные выше, надёжно установлены и подтверждены наблюдениями.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, M., 1975; Пиблс П., Физическая космология, пер. с англ., M., 1975; Вейнберг С., Гравитация и космология, пер. с англ., M., 1975; его же, За рубежом первых трех минут, «УФН», 1981, т. 134, с. 333

Источник