Вселенная: от Большого взрыва до наших дней
Согласно общепринятой теории: в начале ничего не было, но затем, около 13,7 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв и образовалась Вселенная.
Мы до сих пор не знаем точно при каких условиях это произошло. Но с помощью наблюдений и физики элементарных частиц исследователи смогли составить приблизительный график основных событий в жизни космоса. Здесь мы рассмотрим некоторые из наиболее важных исторических моментов в нашей Вселенной, от ее младенчества до возможной гибели.
Большой взрыв
Все начинается с Большого взрыва, который «является моментом времени, а не точкой в пространстве», — сказал в интервью Live Science Шон Кэрролл, физик-теоретик из Калифорнийского технологического института. В частности, это момент, когда началось само время, момент, с которого были подсчитаны все последующие моменты. Несмотря на свое известное прозвище, Большой взрыв на самом деле не был взрывом, скорее это был период, когда Вселенная была чрезвычайно горячей и плотной, и пространство начало расширяться во всех направлениях одновременно. Хотя модель Большого взрыва утверждает, что Вселенная была бесконечно малой точкой бесконечной плотности, это всего лишь допущение (мы не знаем точно, что происходило тогда).
Эра космической инфляции
В течение первых 0,0000000000000000000000000000001 секунды после Большого взрыва космос экспоненциально увеличился в размерах, разобщая области Вселенной, которые ранее были в тесном контакте. Эта эра, известная как инфляция, остается гипотетической, но космологам нравится идея, потому что она объясняет, почему обширные области пространства кажутся такими похожими друг на друга, несмотря на то, что их разделяют огромные расстояния.
Кварк-глюонная плазма
Спустя несколько миллисекунд после Большого взрыва, ранняя Вселенная была очень горячей. Учёные предполагают, что её температура была между 4 и 6 триллионами градусов по Цельсию. При таких температурах, элементарные частицы, называемые кварками, которые обычно тесно зажаты внутри протонов и нейтронов, свободно передвигались, а глюоны, являющиеся переносчиками сильного взаимодействия, были смешаны с этими кварками в первичном бульоне. Исследователям удалось создать аналогичные условия в ускорителях частиц на Земле. Но труднодостижимое состояние длилось всего несколько долей секунды, как в земных атомах, так и в ранней Вселенной.
Ранняя эпоха
На следующем этапе времени было много событий, которые начались примерно через несколько тысячных секунды после Большого взрыва. Когда космос расширялся, он остывал, и вскоре условия были достаточно мягкими, чтобы кварки могли объединиться в протоны и нейтроны. Спустя одну секунду после Большого взрыва плотность Вселенной упала настолько, что нейтрино (самые легкие и наименее взаимодействующие фундаментальные частицы) смогли улететь вперед, создавая так называемый «фон космических нейтрино», который ученым еще предстоит обнаружить.
Первые атомы
В течение первых 3 минут жизни Вселенной протоны и нейтроны сливались воедино, образуя изотоп водорода, называемый дейтерием, а также гелий и небольшое количество лития. Но как только температура упала, этот процесс прекратился. Наконец, через 380 000 лет после Большого взрыва стало достаточно прохладно, чтобы водород и гелий могли соединиться со свободными электронами, создав первые нейтральные атомы. Фотоны, которые ранее сталкивались с электронами, теперь могли двигаться без помех, создавая реликтовое излучение.
Темные века
В течение очень долгого времени между 380 000 лет и 550 млн лет после Большого взрыва во Вселенной ничто не излучало свет. Она была заполнена водородом и гелием, реликтовым излучением и излучением атомарного водорода на волне 21 см. Звезды, квазары и другие яркие источники отсутствовали. Нам чрезвычайно сложно изучать этот временной отрезок в жизни Вселенной, потому что все наши знания исходят от звездного света.
Первые звезды
Примерно между 550 млн лет и 800 млн лет после Большого взрыва плотность молекулярных облаков увеличивались достаточно, чтобы они могли коллапсировать в плазменный шары (первые звезды). Вселенная вступила в новый период, известный как «реионизация», потому что горячие фотоны, излучаемые ранними звездами и галактиками, делили нейтральные атомы водорода в межзвездном пространстве на протоны и электроны, процесс, известный как ионизация.
Возникновение галактик
Маленькие ранние галактики начали сливаться в более крупные галактики, и примерно через 1 миллиард лет после Большого взрыва в их центрах образовались сверхмассивные черные дыры.
Средние годы Вселенной
Вселенная продолжала развиваться в течение следующих нескольких миллиардов лет. Участки более высокой плотности из первичной вселенной гравитационно притягивали материю к себе. Они медленно превращались в галактические скопления и длинные нити газа и пыли, создавая прекрасную волокнистую космическую сеть, которую можно увидеть сегодня.
Рождение Солнечной системы
Около 4,5 миллиардов лет назад из-за гравитационного коллапса небольшой части гигантского межзвёздного молекулярного облака. Большая часть вещества оказалась в гравитационном центре коллапса с последующим образованием звезды — Солнца. Вещество, не попавшее в центр, сформировало вращающийся вокруг него протопланетный диск, из которого в дальнейшем сформировались планеты, их спутники, астероиды и другие малые тела Солнечной системы.
Земля и человечество
В этом третьем, водном мире, между 3,5 и 3,8 миллиардами лет назад появились крошечные, простые микробы. Со временем эти формы жизни эволюционировали в различных морских монстров и гигантских, поедающих листья динозавров. В конце концов, около 200 000 лет назад, появились мы — существа способные любоваться нашей таинственной Вселенной и пытающиеся узнать, как все произошло.
Конец или нет?
Конечно, это не конец. Физики до сих пор не знают, что ждет Вселенную. Это зависит от темной энергии, все еще таинственной силы, разрывающей космос, свойства которой еще не были хорошо изучены.
В одном возможном будущем Вселенная будет продолжать расширяться вечно, достаточно долго, чтобы все звезды во всех галактиках исчерпали топливо, и даже черные дыры испарились бы в ничто, оставив позади мертвый космос, пропитанный инертной энергией. Или гравитация в конце концов преодолеет силу расширения темной энергии, объединив всю материю обратно в своего рода обратный Большой взрыв, известный как Большое сжатие.
Источник
Плотность вселенной после большого взрыва
О том, как устроена Вселенная, мы можем судить благодаря созданным человеком приборам, позволяющим заглянуть на невообразимо далёкие расстояния, которые трудно представить. Если сравнить их с принятой в астрономии единицей длины – световым годом (1 световой год = 9.5 . 10 12 км или
0.3 парсека (1 парсек
3.1 . 10 13 км)), то расстояния до видимых приборами источников можно оценить в 5000 миллионов парсек или 15 миллиардов световых лет! Наблюдаемая сегодня Вселенная — огромные объединения звёзд – галактики, мелкими вкраплениями заполняющие, на первый взгляд, пустое пространство. Но, на самом деле, всё пространство Вселенной заполнено тем, что мы называем веществом и излучением.
Вначале о веществе. Вещество состоит из атомных ядер – нуклидов. В ядре находятся протоны и нейтроны. Их называют нуклонами. Число протонов определяет заряд ядра (Z), а общее число протонов и нейтронов (N) – массовое число, или массу ядра (А), т.е Z + N = A Фактически эти два параметра ядра – Z и A — определяют характеристики нуклида и самого вещества.
Так, например, водород, наиболее распространённый и лёгкий элемент во Вселенной, имеет Z = 1 (его обозначение 1 Н), а среди наиболее тяжёлых и редких – уран имеет Z = 92 ( 92 U). Одной из задач астрофизики как раз и является выяснение происхождения и распространённости отдельных нуклидов во Вселенной, а их примерно 300.
История Вселенной насчитывает более чем 10 миллиардов лет. Как она возникла?
1.1. Убегающие галактики
| “Космос проходит бесконечные циклы Больших взрывов и расширений. Возможно, Большой взрыв – не начало времени, а лишь начало последнего цикла из бесконечной серии нагреваний, расширения, застоев, опустошения и вновь расширения”. |
“История космологии – это история наших заблуждений…
Мы находимся на маленькой планете во Вселенной,
не можем никуда выйти и поставить эксперимент.
Всё, что мы можем сделать, это взять немного света,
который достиг нас и понять, что из себя представляет Вселенная”.
Великим физикам прошлого И. Ньютону и А. Эйнштейну. Вселенная представлялась статичной. “Опасаясь” неминуемого её гравитационного схлопывания, И. Ньютон предположил, что галактик бесконечно много. А. Эйнштейн в своей теории относительности искусственно ввел “космологический член”, обеспечивающий силы отталкивания небесных тел c большими массами. Это было в 1917 г. Но в том же переломном 1917 американец В. Слайфер опубликовал работу о разбегании космических туманностей и вслед за ним советский физик А. Фридман в 1924 г. выступил с теорией “разбегающихся” галактик – расширяющейся Вселенной. Это было революционным переворотом в физическом представлении о нашем мире.
Прошло еще несколько лет, и американец Э. Хаббл открыл в 1929 г. эффект разбегания галактик. Гипотеза А. Фридмана получила экспериментальное подтверждение по наблюдениям красного смещения скорости движения галактик. Оказалось, что скорость разбегания галактик пропорциональна расстоянию до них. Из экспериментального факта разбегания галактик был оценён возраст Вселенной. Он оказался равным не много не мало – около 15 миллиардов лет! Так началась эпоха современной космологии.
Естественно возникает вопрос: а что было в начале? Всего около 20 лет понадобилось ученым, чтобы вновь полностью перевернуть представления о Вселенной.
Ответ предложил наш соотечественник – выдающийся физик Г. Гамов в 40-ые годы. История нашего мира началась с Большого взрыва (рис.1.1). Именно так думает большинство астрофизиков и cегодня. 10 5 г/cм 3 и температуру 10 10 К. Современная температура ближайшей к нам звезды – Солнца в тысячу раз меньше.
Именно эта группа частиц из 12 фермионов, взаимодействующих друг с другом посредством 4-х бозонов, по сути и есть зародыш Вселенной. Но это ещё неполная картина. Среди кварков и лептонов были их антиподы – античастицы, отличавшиеся от обычных частиц знаком некоторых характеристик взаимодействия. В простейшем случае – это электрический заряд (см. рис. 1.2). Например, один из лептонов – электрон (е — ) может быть как отрицательно заряженным, так и положительно (в этом случае его называют позитроном (е + )). Античастицы существуют почти у всех частиц, за исключением фотона и некоторых других. Для них античастицами являются они сами. Сверхвысокие начальные температуры Вселенной приводили к столкновениям частиц и их взаимному превращению. Так, из пары фотонов могли образоваться электрон и позитрон, а столкновение последних (процесс взаимодействия частицы и античастицы называется аннигиляцией) привести к рождению вновь пары фотонов: (2γ) → (е + ,е − ) Было возможным и появление новых частиц – нейтрино ( (е + ,е − ) → (ν, А взаимодействие нейтрино со своей античастицей приводило вновь к появлению электрона и позитрона. 1.2. Сотворение вещества
Яков Зельдович |
Рис. 1.2. Частицы (протон и электрон) и их антиподы – антипротон и позитрон. Если электрон и позитрон отличаются друг от друга только электрическим зарядом, то протон и антипротон – разной внутренней структурой – кварками и антикварками. Спин (физическая величина, описывающая вращательное движение) у этих частиц и античастиц – одинаковые
) и антинейтрино (
):Радиационная эра в развитии Вселенной – чрезвычайно важный период. Именно в это время начали возникать тяжёлые ядра – основа химических элементов, заполняющих периодическую таблицу Д. Менделеева. Этот процесс носит название нуклеосинтеза.
Протон, самое лёгкое ядро, возникло через десятки секунд после рождения Вселенной. В это время температура и плотность Вселенной была достаточно высокой для осуществления синтеза дейтерия – ядра, состоящего из двух нуклонов, образовавшегося при соударении протона и нейтрона. Эта реакция синтеза сопровождалась генерацией фотонов и выделением энергии:
p + n → 2 H + γ + Q.
Здесь Q = 2.2 МэВ (МэВ – мегаэлектронвольт =10 6 эВ – единица измерения энергии) — энергия, выделяемая в этой реакции синтеза. Затем в течение очень короткого промежутка времени (около 10-15 минут) произошла цепочка реакций превращения дейтерия 2 H в тритий ( 3 H — ядро из трёх нуклонов) и, наконец, дейтерий и тритий образовали гелий 3 He — второй по своей значимости элемент во Вселенной. Расчёты показывают, что в этот момент его образовалось на уровне 24 процентов от всех нуклонов Вселенной. Именно такое содержание гелия мы наблюдаем и в наши дни, в условиях современной Вселенной. Заметим, что вся эта цепочка реакций синтеза происходит с большим выделением энергии. При попытках человека на Земле создать мощнейшие генераторы энергии – термоядерные реакторы и водородные бомбы именно эти реакции были взяты за основу.
Но вернёмся к модели расширяющейся Вселенной. Когда возникли звёзды? Предполагается, что процесс звёздообразования начался 1 миллиард лет назад в результате образования неоднородностей в распределении вещества во Вселенной и гравитационного взаимодействия между отдельными его сгустками.
Последние исследования на космических телескопах действительно обнаруживают в далёких областях Вселенной повышенные концентрации вещества – их называют “газовыми” или “молекулярными облаками”. Именно здесь наблюдается повышенное количество звёзд. Безусловно, процесс образования звёзд (по человеческим меркам) – очень медленный — сотни тысяч и миллионы лет.
Модели формирования звёзд сводятся к первичному формированию так называемой “протозвезды” — сильно разогретому (до 10 6 К) сгустку веществ, состоящего из атомов, лишённых своих электронных оболочек – ионов, и свободных электронов. Вещество протозвезды сжимается – коллапсирует, температура её повышается вследствие осаждения вещества из окружающего пространства — аккреции, и внутри неё начинают происходить реакции термоядерного синтеза.
Эти реакции развиваются при достижении массы протозвезды в 10 раз меньше массы Солнца. Этот период жизни звезды характеризуется “выгоранием” в термоядерном котле лёгких элементов и образованием тяжёлых. В этом плане процесс формирования звезд – важный этап процесса образования — синтеза элементов во Вселенной.
При температуре протозвезды – 10 6 К происходят реакции горения дейтерия – 2 H + 2 H с образованием трития 3 H. Образование дейтерия приводит к увеличению размера протозвезды. Температура её начинает расти из-за гравитационного сжатия, и возникают условия для последовательного сгорания вещества, начиная с водорода и кончая кремнием и железом. Водород в этой топке горит дольше всех других элементов. Звезда расходует на эту фазу энергию, но она не тускнеет, а сжимается, т.к. энергии горения не хватает на преодоление гравитационного сжатия.
Затем во внешней оболочке звезды гелий переходит в углерод, кислород и азот. Этот период времени занимает несколько миллионов лет, уменьшаясь по мере смещения процесса термоядерного синтеза к более тяжёлым элементам. Менее 1% общей массы звезды превращается в энергию.
Число фаз горения зависит от первоначальной массы звезды. Если она больше 8 масс Солнца, то произойдут все фазы горения вплоть до железа. Синтез новых элементов в термоядерном котле заканчивается на железе – оно не вступает в дальнейшие превращения.
Последовательная цепочка ядерных превращений в чреве звезды сопровождается увеличением её температуры. Масса звезды растёт – возникают так называемые массивные звёзды – красные гиганты. Такое название они приобретают из-за преобладания красного цвета в их спектрах излучения. Размеры красного гиганта в сотни раз превышают размеры протозвезды. Красные гиганты – неустойчивые системы: они извергают во внешнее пространство своё вещество – теряют свою внешнюю оболочку (рис. 1.3).
Рис.1.3. Превращение красного гиганта в нейтронную звезду
Рис. 1.4. Многослойная структура “горящей” звезды – красного гиганта и превращение её в нейтронную. Горение начинается с лёгких элементов и заканчивается на кремнии, сере и железе. Формируется “железная” звезда, которая взрывается вследствие гравитационного коллапса. Это – момент вспышки сверхновой. Более 90% первоначальной массы звезды уносится в пространство. От первоначального красного гиганта остаётся нейтронная звезда.
— уравновешивающую силы притяжения небесных тел. Но вслед за открытием “красного смещения” он вычеркнул константу 