Файл: UMK_KSE_FGOS-3_dlya_studentov_MITRO_2.doc

Раздел 5. Панорама современного естествознания

Космология

Космология – один из тех разделов естествознания, которые всегда находятся на стыке наук. Строение и эволюция Вселенной изучаются космологией. Космология использует достижения и методы физики, математики, философии. Предмет космологии – весь окружающий нас мегамир, вся «большая Вселенная», и задача состоит в описании наиболее общих свойств, строения и эволюции Вселенной.

С древних времен люди считали Вселенную неизменной (стационарной). С созданием общей теории относительности Эйнштейна появились и первые космологические модели, основанные на этой теории. Первую из них предложил сам автор ОТО. Она также была стационарной. Для того, чтобы обеспечить стационарность модели Эйнштейн вынужден был ввести гипотетические силы космологического отталкивания, которые компенсировали бы силы всемирного тяготения между галактиками, препятствуя сжатию Вселенной.

В 1922 г. русский математик А.А. Фридман на основании решений уравнений ОТО показал, что Вселенная не может быть стационарной. Она должна либо сжиматься, либо расширяться.

В 1927 г. бельгийский аббат и ученый Ж. Леметр связал “расширение” пространства с данными астрономических наблюдений. Леметр ввел понятия начала Вселенной как сингулярности (т. е. сверхплотного состояния) и рождения Вселенной как Большого взрыва.

В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл обнаружил существования странной зависимости между расстоянием и скоростью галактик: все галактики удаляются от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию, т.е. Вселенная расширяется.

Достижения науки расширяли возможности в познании окружающего Человека мира. Предпринимались новые попытки объяснить с чего же все началось. Жорж Леметр был первым, кто поставил вопрос о происхождении наблюдаемой крупномасштабной структуры Вселенной. Им была выдвинута концепция "Большого Взрыва" так называемого "первобытного атома" и последующего превращения его осколков в звезды и галактики. Конечно, с высоты современного астрофизического знания данная концепция представляет лишь исторический интерес, но сама идея первоначального взрывоопасного движения космической материи и ее последующего эволюционного развития неотъемлемой частью вошла в современную научную картину мира.

Принципиально новый этап в развитии современной эволюционной космологии связан с именем американского физика Г. А. Гамова (1904–1968), благодаря которому в науку вошло понятие горячей Вселенной. Согласно предложенной им модели "начала" эволюционирующей Вселенной "первоатом" Леметра состоял из сильно сжатых нейтронов, плотность которых достигала чудовищной величины – один кубический сантиметр первичного вещества весил миллиард тонн. В результате взрыва этого "первоатома" по мнению Г. А. Гамова образовался своеобразный космологический котел с температурой порядка трех миллиардов градусов, где и произошел естественный синтез химических элементов. Осколки первичного яйца – отдельные нейтроны затем распались на электроны и протоны, которые, в свою очередь, соединившись с нераспавшимися нейтронами, образовали ядра будущих атомов. Все это произошло в первые 30 минут после "Большого Взрыва".

Горячая модель представляла собой конкретную астрофизическую гипотезу, указывающую пути опытной проверки своих следствий. Гамов предсказал существование в настоящее время остатков теплового излучения первичной горячей плазмы , а его сотрудники Альфер и Герман еще в 1948 г. довольно точно рассчитали величину температуры этого остаточного излучения уже современной Вселенной. Однако Гамову и его сотрудникам не удалось дать удовлетворительное объяснение естественному образованию и распостраненности тяжелых химических элементов во Вселенной, что явилось причиной скептического отношения к его теории со стороны специалистов. Как оказалось, предложенный механизм ядерного синтеза не мог обеспечить возникновение наблюдаемого ныне количества этих элементов.

Ученые стали искать иные физические модели "начала". В 1961 году академик Я. Б. Зельдович выдвинул альтернативную холодную модель, согласно которой первоначальная плазма состояла из смеси холодных (с температурой ниже абсолютного нуля) вырожденных частиц – протонов, электронов и нейтрино. Три года спустя астрофизики И. Д. Новиков и А. Г. Дорошкевич произвели сравнительный анализ двух противоположных моделей космологических начальных условий – горячей и холодной – и указали путь опытной проверки и выбора одной из них. Было предложено с помощью изучения спектра излучений звезд и космических радиоисточников попытаться обнаружить остатки первичного излучения. Открытие остатков первичного излучения подтверждало бы правильность горячей модели, а если таковые не существуют, то это будет свидетельствовать в пользу холодной модели.

Почти в то же время группа американских исследователей во главе с физиком Робертом Дикке, не зная об опубликованных результатах работы Гамова, Альфера и Германа, возродила исходя из иных теоретических соображений горячую модель Вселенной. Посредством астрофизических измерений Р.Дикке и его сотрудники нашли подтверждение существования космического теплового излучения. Это эпохальное открытие позволило получить важную, ранее недоступную информацию о начальных порах эволюции астрономической Вселенной. Зарегистрированное реликтовое излучение есть не что иное, как прямой радиорепортаж об уникальных общевселенских событиях, имевших место вскоре после "Большого Взрыва" – самого грандиозного по своим масштабам и последствиям катастрофического процесса в обозримой истории Вселенной.

Таким образом, в результате астрономических наблюдений последнего времени удалось однозначно решить принципиальный вопрос о характере физических условий, господствовавших на ранних стадиях космической эволюции: наиболее адекватной оказалась горячая модель "начала". Сказанное, однако, не означает, что подтвердились все теоретические утверждения и выводы космологической концепции Гамова. Из двух исходных гипотез теории – о нейтронном составе "космического яйца" и горячем состоянии молодой Вселенной – проверку временем выдержала только последняя, указывающая на количественное преобладание излучения над веществом у истоков ныне наблюдаемого космологического расширения.

В современной космологии для наглядности начальную стадию эволюцию Вселенной делят на эры.

Эра адронов (тяжелых частиц, вступающих в сильные взаимодействия). Продолжительность эры 0,0001 с, температура 10¹² градусов по Кельвину, плотность 10¹⁴ г/см³. В конце эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов, гиперонов, мезонов.

^{Эра лептонов (легких частиц вступающих в электромагнитные взаимодействия). Продолжительность эры 10 с, температура 1010 градусов по Кельвину, плотность 104 г/см3. Основную роль играют легкие частицы, принимающие участие в реакциях между протонами и нейтронами.}

^{Фотонная эра. Продолжительность 1 млн. лет. Основная доля массы энергии Вселенной – приходится на фотоны. К концу эры температура падает с 1010 до 3000 градусов по Кельвину, плотность с 104 г/см3 до 10-21 г/см3. Главную роль играет излучение, которое в конце эры отделяется от вещества.}

^{Звездная эра наступает через 1 млн. лет после зарождения Вселенной. В звездную эру начинается процесс образования протозвезд и протогалактик.}

^{Затем разворачивается грандиозная картина образования структуры Метагалактики.}

Эволюцию претерпевают все космические объекты – звезды, планеты, галактики. Сейчас известно, что обычные звезды в ходе претерпеваемых изменений превращаются в так называемые «белые карлики», «нейтронные звезды» и «черные дыры».

Что такое «белый карлик»? Это электронная постзвезда, образующаяся в том случае, когда звезда на последней стадии своей эволюции имеет массу, меньшую 1,2 солнечной массы. Превращение происходит путем медленного сжатия звезды, которая продолжает светить уже не за счет ядерных реакций, а в результате освобождающейся в процессе сжатия гравитационной энергии. Диаметр «белого карлика» равен диаметру нашей Земли, температура достигает около миллиарда градусов, а плотность – 10 т/см³ – в сотни тысяч раз больше земной плотности. Такую плотность можно получить, утрамбовав грузовой автомобиль в объем наперстка. В течение 1 млрд лет «белый карлик» медленно остывает, превращаясь в «черный карлик» – ничего не излучающий холодный «труп» звезды.

Нейтронные звезды возникают на заключительной стадии эволюции звезд, обладающих массой от 1,2 до 2 солнечных масс. В этом случае на предконечном этапе происходит очень быстрое сжатие звезды, в ходе которого в наружных ее слоях начинается бурный процесс ядерных реакций, в которые вступают остатки ядерного вещества звезды. При этом выделяется так много энергии, что происходит взрыв с разбросом наружного слоя звезды. Внутренние же ее области стремительно сжимаются. Остаток звезды уменьшается до размеров в 20-30 км, а средняя ее плотность возрастает до 100 млн т/см³, что, используя прежнее сравнение, равнозначно утрамбовке в наперсток миллиона грузовых автомобилей. Образующийся объект и получил название «нейтронная звезда». Она состоит из протонов и нейтронов, силы гравитации разрушили в ней сложные ядра, и вещество снова стало состоять из отдельных элементарных частиц. Открытые в 1967 г. пульсары (источники пульсирующего, периодически изменяющегося импульсного излучения) как раз и являются намагниченными вращающимися нейтронными звездами.

В случае же, если масса постзвезды (звезды на заключительной стадии своего существования) превысит 2 солнечные массы, она должна превратиться в «черную дыру» с радиусом 5-10 км. Черные дыры имеют и другие названия: «застывшая звезда», «гравитационная могила», «коллапсар», «флуктуар», «отон». Пространство черной дыры как бы «вырвано» из пространства Метагалактики. Если вырезать в листе бумаги дыру, то это даст наглядную двумерную аналогию черной дыры в трехмерном пространстве. Вещество и излучение проваливаются в нее и не могут выйти обратно.

Раньше «черные дыры» считались ненаблюдаемыми. Теперь же наука располагает фактами, которые достаточно убедительно свидетельствуют об их существовании. Они отождествляются с источниками сильного рентгеновского излучения. Высказаны предположения о существовании первичных, реликтовых «мини-черных дыр», образовавшихся на раннем этапе развития Вселенной. Реликтовые черные дыры вызывают исключительный интерес, поскольку в них органически объединяются микро- и макромасштабы. Теоретические расчеты показывают, что, обладая гигантской массой 10¹⁵ г, они должны иметь микроскопический размер до 10 ^-13 см.

На нынешней стадии развития физической космологии на передний план выдвинулась задача создания тепловой истории Вселенной, в особенности сценария образования крупномасштабной структуры Вселенной.

Последние теоретические изыскания физиков велись в направлении следующей фундаментальной идеи: в основе всех известных типов физических взаимодействий лежит одно универсальное взаимодействие; электромагнитное, слабое, сильное и гравитационное взаимодействия являются различными гранями единого взаимодействия, расщепляющегося по мере понижения уровня энергии соответствующих физических процессов. Иначе говоря, при очень высоких температурах (превышающих определенные критические значения) различные типы физических взаимодействий начинают объединяться, а на пределе все четыре типа взаимодействия сводятся к одному единственному протовзаимодействию, называемому «Великим синтезом».

Согласно квантовой теории то, что остается после удаления частиц материи (к примеру, из какого-либо закрытого сосуда с помощью вакуумного насоса), вовсе не является пустым в буквальном смысле слова, как это считала классическая физика. Хотя вакуум не содержит обычных частиц, он насыщен «полуживыми», так называемыми виртуальными тельцами. Чтобы их превратить в настоящие частицы материи, достаточно возбудить вакуум, например, воздействовать на него электромагнитным полем, создаваемым внесенными в него заряженными частицами.

Но что же все таки явилось причиной «Большого Взрыва»? Судя по данным астрономии физическая величина космологической постоянной, фигурирующей в эйнштейновских уравнениях тяготения, очень мала, возможно близка к нулю. Но, даже будучи столь ничтожной, она может вызвать очень большие космологические последствия. Развитие квантовой теории поля привело к еще более интересным выводам. Оказалось, что космологическая постоянная является функцией от энергии, в частности зависит от температуры. При сверхвысоких температурах, господствовавших на самых ранних фазах развития космической материи, космологическая постоянная могла быть очень большой, а главное, положительной по знаку. Говоря другими словами, в далеком прошлом вакуум мог находиться в чрезвычайно необычном физическом состоянии, характеризуемом наличием мощных сил отталкивания. Именно эти силы и послужили физической причиной «Большого Взрыва» и последующего быстрого расширения Вселенной.