2962

пространства), которая характеризуется практически бесконечными плотностью и кривизной пространства, сверхвысокой температурой. В точке сингулярности перестают действовать все законы физики.

Понятие сингулярного состояния (от англ. singularity – оригинальность, своеобразие) было введено в 1927 г. бельгийским аббатом и ученым Ж. Леметром. Основываясь на модели расширяющейся Вселенной, он показал, что первоначальное вещество Вселенной, названное им протоатомом, имело минимальные размеры и находилось в сверхплотном (сингулярном) состоянии. В этом состоянии материя Вселенной была сконцентрирована в необычайно малом объеме, около 10–33 см3, имела огромную плотность 1093 г/см3 при температуре 1029 К. По каким-то причинам протоатом оказался в неустойчивом состоянии и, согласно расчетам, 13–15 млрд лет назад взорвался, что и привело к расширению Вселенной. Данная концепция эволюции Вселенной, основанная на предположении о взрыве протоатома, получила название концепции Большого взрыва и является составной частью современной модели расширяющейся Вселенной.

1.3.3.Модель «горячей Вселенной» Г.А. Гамова (1948 г.)

Всоответствии с современными представлениями эта модель, названная Гамовым космологией Большого взрыва, начина-

ет работать с момента времени 10–36…10–35 с от начала гигантского взрыва, произошедшего 15 млрд лет назад. Все вещество и энергия Вселенной были сконцентрированы в одном сгустке с огромной плотностью и температурой 1029 К и представляли собой горячую плазму, состоящую из элементарных частиц, так называемый кварковый суп, в котором кинетическая энергия кварков значительно превосходила их энергию взаимодействия. Начавшееся после взрыва расширение Вселенной сопровождалось понижением температуры, изменением физических характеристик и качественного состава вещества Вселенной.

При достижении плазмой температуры ~ 1017…1016 К (10–10 с от Большого взрыва) появились все четыре фундаментальных взаимодействия. До этого момента электромагнитные и слабые взаимодействия являлись единым электрослабым взаимодействием.

При понижении температуры до ~ 1012 К (10–4 с от Большого взрыва) прекратилось свободное существование кварков. Кварки начали объединяться и образовывать протоны и нейтроны (адро-

11

ны). Вселенная стала напоминать внутренность ускорителя, наполненную парами протон-антипротон с небольшой примесью обычных протонов. Этот этап эволюции получил название «ад-

ронная эра».

Дальнейшее понижение температуры до ~ 1010…109 К привело к образованию легких элементарных частиц (лептонов) – фотоны излучения превращались в пары электрон-позитрон (леп-

тонная эра).

При этих же температурах начинается синтез легких ядер, в основном ядер изотопов водорода (дейтерия и трития) и гелия (эра первичного нуклеосинтеза). Согласно теоретическим расчетам Вселенная в этот период имела состав: 75 % – водород и 25 % – гелий. Более тяжелые ядра будут синтезироваться только через 1 млн лет внутри звезд. Примерно через 700 лет от Большого взрыва при температуре ~ 105 К начинается эпоха доминирования темной (скрытой) материи, природа которой до сих пор неизвестна.

Впромежутке от 300 000 до 1 млн лет температура Вселенной снижается до ~ 3 000 К, начинается особая эра рекомбинации. Во время рекомбинации протоны и электроны объединяются, образуя первые атомы – атомы водорода, одного из самых распространенных элементов во Вселенной. Происходит отделение излучения от вещества, плазма исчезает, и Вселенная становится прозрачной для излучения (в плазме свет не распространяется свободно, поскольку фотоны, сталкиваясь с электронами и протонами, рассеиваются, меняют направление и частоту).

После Большого взрыва образовавшееся вещество и электромагнитное поле представляли собой газопылевое облако и электромагнитный фон соответственно. Спустя 1 млрд лет из случайных уплотнений вещества стали появляться галактики и звезды.

По расчетам Гамова, в качестве следов Большого взрыва в сегодняшней Вселенной должно сохраниться слабое электромагнитное излучение, соответствующее излучению абсолютно черного тела, нагретого до 6 К. Это излучение названо реликтовым (остаточным от ранних эпох Вселенной).

В1965 г. американские астрофизики А. Пензиас и Р. Вильсон экспериментально обнаружили реликтовое излучение, температура которого, по современным оценкам, составляет 2,7 К. Реликтовое излучение является длинноволновым (длины волн от нескольких миллиметров до десятков сантиметров); появляется, ко-

12

гда вещество становится прозрачным для излучения, т.е. плотность его падает; распространяется изотропно. Изотропность реликтового излучения означает, что Большой взрыв произошел во всем изначальном Космосе, а не в отдельной, избранной точке Вселенной. Это фоновое излучение существует во Вселенной и сейчас – в виде радиоволн, микроволнового и инфракрасного излучения. Открытие реликтового излучения выявило еще одно

свойство Вселенной – она горячая.

Концепция Большого взрыва и модель горячей Вселенной логично объясняют многие моменты эволюции Вселенной. Однако остается неясным, какие события происходили на начальном этапе Большого взрыва. Представление об этом дает модель инфляции, или модель раздувающейся Вселенной.

1.3.4. Модель инфляции, или модель раздувающейся Вселенной

В конце XX в. большую популярность получила идея «инфляции», развиваемая в работах А. Гута, А.Д. Линде, А.А. Старобинского и др. Согласно этой идее, ранняя Вселенная за время от 10–43 до 10–35 с от момента Большого взрыва пережила период очень быстрого расширения. От маленького объема «космического яйца» размером в 10–33 см она расширилась до больших космических размеров. Это расширение называют раздуванием или инфляцией (от лат. inflatio – вздутие).

Причину такого раздувания американский ученый А. Гут в 1980 г. объяснил своеобразным фазовым переходом. Согласно модели Гута, Вселенная в указанный период времени расширялась с все возрастающей скоростью, частицы вещества очень быстро двигались и имели большие энергии. Вероятно, внутри быстро расширяющейся перегретой Вселенной небольшой участок пространства охладился и начал расширяться сильнее. Другими словами, внутри старой фазы образовались «пузырьки» новой фазы нарушенной симметрии, подобно тому, как в кипящей воде зарождаются пузырьки пара. Гут предположил, что пузыри расширялись и сливались друг с другом до тех пор, пока вся Вселенная не оказалась в новой фазе.

Однако исследования английского физика-теоретика С. Хокинга и других ученых показали, что данная модель эволюции не могла привести к современному состоянию Вселенной.

Новую трактовку модели инфляции Вселенной предложил в

1983 г. российский физик А.Д. Линде – модель хаотического

13

раздувания. Согласно этой модели Вселенная начала свою жизнь из физического вакуума, т.е. из ничего. Вакуум (по современным представлениям) – особый тип физической реальности, в котором отсутствуют фиксируемые частицы, поля и волны. Однако пока он находится в равновесном состоянии, в нем содержатся всевозможные виртуальные частицы, которые парами частица-анти- частица постоянно возникают за счет энергии вакуума и исчезают, возвращая энергию обратно. Когда же вакуум по какой-то причине в некоторой точке выходит из состояния равновесия, то виртуальные частицы начинают захватывать энергию без отдачи и превращаться в реальные. В результате в определенной точке пространства образуется огромное количество реальных частиц, возникают гигантские антигравитационные силы отталкивания. Температура вещества в этот момент составляет 1032 К. Под действием сил отталкивания начинается стремительное раздувание области и понижение температуры вещества.

Новое состояние неустойчиво, оно распадается, и вся запасенная в нем потенциальная энергия выделяется в виде рождения частиц и их кинетической (тепловой) энергии. Образуется горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, с температурой1029 К. С окончанием стадии инфляции рождается обычная материя, эволюция которой с этого времени происходит в соответствии с моделью «горячей Вселенной».

Таким образом, современная космология рассматривает наблюдаемую Вселенную как некоторую конечную в пространстве и времени систему, эволюционирующую от простого к сложному. Можно выделить следующие стадии эволюции Вселенной: возникновение классического пространства и времени; рождение первых элементарных частиц, первых атомных ядер, первых атомов легких элементов; возникновение галактик и звезд; синтез углерода и тяжелых элементов внутри звезд и выбрасывание их в пространство при взрывах; образование планет.

Контрольные вопросы

1.Что изучают космология и космогония?

2.Перечислите современные методы изучения Вселенной.

3.В каких явлениях проявляется эффект Доплера?

4.Что называют «точкой сингулярности»?

5.Охарактеризуйте модель «горячей Вселенной».

14

2. Объекты Вселенной

Вселенная в целом бесконечна, она не имеет границ. Часть Вселенной, доступная исследованию астрономическими сред-

ствами, называется метагалактикой. Размеры метагалактики

тельности жизни. Цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие – температура на их поверхности достигает 30 000 К и выше. Температура белых звезд – около 10 000 К, желтых – около 6 000 К, красных – 3 000 К и ниже. Продолжительность жизни звезды определяется ее массой: чем массивнее звезда, тем короче ее жизнь (рис. 4).

Рождаются звезды из холодного межзвездного газопылевого облака, сжимающегося под действием собственного тяготения и постепенно принимающего форму шара. Газопылевое облако состоит главным образом из молекул водорода. При его сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает. Когда температура в центре достигает 15–20 млн К, начинаются термоядерные реакции, в результате которых из водорода образуется гелий, и сжатие прекращается. Выделяющаяся энергия излучается в виде тепла и света – «звезда зажигается». В таком состоянии звезда пребывает бо́льшую часть своей жизни. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелие-

15

вое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. Внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. Если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).

Рис. 4. Эволюция звезд

Звезда малой массы (меньше половины массы Солнца), постепенно угасая и остывая, превращается в маленького тусклого белого карлика. В этом состоянии звезда может излучать свет в течение нескольких млрд лет.

Звезды средней массы (типа Солнца) превращаются в красные гиганты, в которых начинается горение гелия с образованием углерода. После сгорания всего запаса топлива, звезда коллапсирует с образованием белого карлика, который со временем изменяет цвет на желтый, затем – на красный. Наконец, перестает излучать, превращаясь в черный карлик (пепел угасшей звезды).

Массивные звезды становятся сверхгигантами, в недрах которых процессы сгорания ядерного топлива могут идти до образования железа. Массивная звезда взрывается как сверхновая с образованием нейтронной звезды (состоящей из нейтронов) или черной дыры (объекта, сжатого до гравитационного радиуса, такой высокой плотности, что его не может покинуть даже свет).

16

Наиболее крупными объектами наблюдаемой Вселенной являются галактики и скопления галактик. Всего во Вселенной обнаружено около 50 скоплений галактик. Галактики – гравитационно связанные системы, состоящие из большого числа звезд, межзвездного газа, пыли и темной материи. Галактики существуют в виде групп (несколько галактик), скоплений (сотни галактик) и облаков скоплений (тысячи галактик). Одиночные галактики во Вселенной встречаются очень редко. Пространство между галактиками заполнено газом, пылью и разного рода излучениями. Галактики имеют свой центр и различаются по форме (рис. 5):

•спиральные – огромные вращающиеся диски звезд, газа и пыли. В центре диска со спиральными рукавами – шарообразное ядро;

•неправильные – облака звезд, не имеющие отчетливой дисковидной или эллиптической структуры;

•эллиптические – агломераты звезд в форме сфер, овалов и эллипсоидов;

•спиральные с перемычкой – спиральные рукава начинаются от концов центральной перемычки, а не от ядра.

Рис. 5. Формы галактик:

а– спиральная; б – неправильная; в – эллиптическая; г – спиральная

сперемычкой

17

Вследствие удаленности галактик свет от входящих в них миллиардов звезд сливается, создавая впечатление светящегося туманного вещества, поэтому галактики получили название туманностей. Ближайшая к нам большая галактика – туманность Андромеды, находящаяся на расстоянии около 2 млн световых лет от нас.

Согласно представлениям современной космогонии, под влиянием электромагнитных и гравитационных сил из твердых частиц газовопылевых облаков, окружавших звезды, образовались планеты. В соответствии с тремя критериями, принятыми в 2006 г. Международным астрономическим союзом, планеты (от др.- греч. [aster] planetes – блуждающая [звезда]) – небесные тела, вращающиеся на орбите вокруг звезды, обладающие формой, близкой к сферической, и не имеющие вблизи своей орбиты сравнимых по массе соседей.

18

Метеориты – тела космического происхождения, упавшие на поверхность крупного небесного объекта. Представляют собой осколки астероидов массой от 30 кг до 10 000 т. Различаются по химическому составу. В основном это каменные объекты, но встречаются также железные, состоящие из железоникелевого сплава, еще

реже – железокаменные, представляющие собой смесь скальных пород и железоникелевого сплава. Землю ежесекундно бомбардируют тысячи метеоритов (рис. 8). Однако большинство из них сгорает в атмосфере, не достигая поверхности Земли.

Кометы – (от др.-греч. kometes – волосатый, косматый) – небольшие небесные тела, имеющие туманный вид, обращающиеся вокруг звезды по вытянутой орбите. По современным представлениям кометы представляют собой огромные глыбы из льда и камня, которые испаряются при приближении к горячей звезде (например, такой как Солнце) и образуют газовые и пылевые хвосты, направленные от звезды. В своем составе имеют ядро, размером в несколько километров, и окружающую его светлую туманную оболочку (кому), состоящую из газов и пыли (рис. 9). Со временем кометы рассыпаются, оставляя после себя облака пыли.

Рис. 9. Комета Галлея на фоне звезд. Снимок сделан в Австралии

11 марта 1986 г.

19

Метеоры («падающие звезды») – прямолинейные следы светящегося вещества, порождаемые в верхней атмосфере Земли вторгающимися в нее мелкими фрагментами комет и астероидов в результате их полного разрушения (рис. 10). Ежегодно в августе

крупной галактики). Являются самыми яркими и далекими из известных сейчас небесных объектов. Пульсары – космические источники импульсного электромагнитного излучения. Основную долю энергии излучают в рентгеновском диапазоне. Пульсирующий характер излучения объясняют быстрым вращением звезды и наличием сильного магнитного поля. Находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т.е. принадлежат нашей Галактике. Их открыто уже более двухсот.

Контрольные вопросы

1.Чем различаются понятия «метагалактика» и «Вселенная»?

2.Перечислите виды космических объектов.

3.Что такое «галактика»? Какую форму может иметь галактика?

4.В чем различие между метеоритами и метеорами?

5.Почему при приближении к Солнцу у кометы появляется

хвост?

20