Расширяющиеся Вселенные. Закон Хаббла и проблема определения типа расширения нашей Вселенной

3

Министерство общего и профессионального образования РФ

Новосибирский Государственный Технический Университет

Кафедра П и ТФ

Факультет: Гуманитарного образования

Реферат по курсу

Концепции современного естествознания

Тема:

Расширяющиеся Вселенные. Закон Хаббла и проблема определения типа расширения нашей Вселенной

Выполнил:

студент группы РГ-82

Томашевская В.

Преподаватель:

доцент кафедры П и ТФ

Ноппе М. Г.

Новосибирск, 2010

Содержание

Введение

Расширение Вселенной

Закон Хаббла

Вывод

Иллюстрации

Список литературы

Введение

Пред тем, как рассматривать расширение Вселенной и закон Хаббла, нужно обратиться к понятию самой вселенной в общем понимании. Проблема рождения вселенной - извечная философская проблема, которая уже давно стала научной.

Вселемнная -- фундаментальное понятие астрономии, строго неопределяемое, включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами.

Такое определение включает в себя две ипостаси: умозрительная, философская и нечто материальное, доступное наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Первую называют Вселенной, а вторую -- астрономической Вселенной, или Метагалактикой.

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система. http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F

Итак, например, по Ньютону, Вселенная, прежде всего, бесконечна, и кроме того, стационарна, вечна. После окончательного формирования общей теории относительности (1915 г.) А. Эйнштейн построил космологическую модель Вселенной (1917 г.): Вселенная Эйнштейна была стационарной, в целом, находилась в статическом состоянии - она не расширялась и не эволюционировала, хотя внутри нее могут происходить какие-либо процессы или изменения. Хван М. П. , Неистовая Вселенная: от Большого взрыва до ускоренного расширения, от кварков до суперструн. М, 2006, стр 10. Так как, в своей работе я собираюсь рассмотреть именно расширение Вселенной, рассмотрим определение, данное этому явлению:

Расширение Вселенной -- явление, предсказываемое общей теорией относительности и состоящее в однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной. Экспериментально расширение Вселенной наблюдается в виде выполнения закона Хаббла. Началом расширения Вселенной наука считает так называемый Большой взрыв.

Становление Вселенной после Большого взрыва есть ее расширение, состоящее из радиационно-доминантной, вещественно-доминантной и галлактоко-доминантной фаз.

Расширение Вселенной

После статической Вселенной Эйнштейна, построенной им в 1917 году, учение Фридмана о расширении нашей Вселенной явилось подлинным революционным прорывом в космологии. Теоретическую основу учения о расширяющейся Вселенной составляет общая теория относительности Эйнштейна. Парадоск состоит в том, что на основе теории относительности, Эйнштейн построил статическую, а Фридман динамическую модель Вселенной.

Пожалуй, самым важным и удивительным явлением, открытым современной астрономией, является расширение Вселенной (под термином "Вселенная" мы будем подразумевать Метагалактику, т.е. доступную для наблюдений часть Вселенной). При наблюдениях это в первую очередь проявляется в том, что расстояния между всеми галактиками, несвязанными друг с другом в единую систему силой всемирного тяготения, постоянно увеличивается, галактики "разбегаются".

Но ведь, если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим ее не такой, какой она была неделю назад. А еще через некоторое время она опять изменится. Вселенная эволюционирует. Она нестационарна. Это чрезвычайно важный факт, принять который было нелегко.

Tеория горячей Вселенной была первоначально разработана Г.А. Гамовым и сотрудниками для объяснения наблюдаемого химического состава Вселенной. Ведь первоначально все вещество представляло собой в основном водородную плазму, а затем в эпоху т.н. нуклеосинтеза образовались ядра более тяжелых химических элементов - различных изотопов гелия и лития. К ядрам водорода, которые представляют собой одиночные протоны, примешались также более сложные ядра дейтерия - тяжелого изотопа водорода. Так в нашем мире появилось разнообразие химических элементов. Однако пройдет еще немало времени, прежде чем образуются первые звезды, в которых в процессе эволюции родится все многообразие химических элементов, наблюдаемых сегодня.

"Разбегание", или другими словами - расширение, галактик было открыто в начале 20 века в основном усилиями Э.Хаббла. Во втором десятилетии 20 века В.М. Слайфер, получив и исследовав множество спектров галактик, заметил, что у большинства из них линии в спектре смещены в красную сторону. Согласно эффекту Доплера это было объяснено удалением этих галактик от нашей с большой скоростью (порядка сотен км/сек). Степень смещенности линий в спектре выражается с помощью т.н. красного смещения, которое обозначают буквой Z. Для источников, которые приближаются к наблюдателю, красное смещение отрицательно. В 1929 г. после огромной работы по получению и изучению спектров галактик, а также по определению различными методами расстояний до этих галактик Э.Хаббл надежно установил факт расширения Вселенной. Он показал, что в "разбегании" галактик существует замечательная закономерность. Чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется, т.е. тем больше ее красное смещение. Причем закон имеет предельно простую линейную форму:

v=HR,

где v - скорость галактики,

R - расстояние до нее,

а Н - коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла.

Итак, после получения красных смещений галактики предстали перед нами удаляющимися от нашей Галактики, причем скорость удаления растет с увеличением расстояния. Означает ли это, что наша галактика является центром, из которого происходит это расширение? Вовсе нет. Наблюдатель в любой галактике увидел бы точно такую же картину: все галактики, несвязанные гравитационно с родной галактикой наблюдателя, имели бы красные смещения, пропорциональные расстоянию между галактиками. Действительно, увеличивается расстояние между всеми галактиками. Пространство "раздувается".

Нуклеосинтез стал еще одним шагом к "нашему", привычному миру. Это произошло, когда Вселенной было "уже" 100 секунд. К тому времени наш мир продолжал расширяться и остывать. Вещество существовало в форме плазмы, когда электроны отделены от ядер атомов. Привычный нам вид вещество во Вселенной приняло в так называемую эпоху рекомбинации. Эта эпоха ознаменовалась замечательным событием - температура упала ниже 10000 градусов и плазма превратилась в обычный, нейтральный газ. При этом вещество освободилось от "бремени" излучения, и стало развиваться уже по-своему. Дело в том, что когда вещество непрерывно взаимодействует с излучением, ионизуется им, не образуются конденсации вещества и сложные структуры в нем. Будучи "свободным", вещество в отдельности начинает разбиваться на облака, "скучиваться". Эти сгущения служат "дедушками" той сложной структуры, которую мы сейчас наблюдаем.

Излучение, также освободившееся от вещества, получило возможность практически беспрепятственно двигаться по всей Вселенной. Благодаря этому мы сейчас можем поймать древние кванты электромагнитного излучения и в принципе пронаблюдать все события в развивающейся Вселенной после эпохи рекомбинации. Но как же тогда образовались более тяжелые элементы в природе, в том числе и те, из которых состоит наша Земля и человеческое тело? Более тяжелые элементы образовались в недрах звезд. Элементы легче железа образовались в результате термоядерного синтеза в звездах, а тяжелее железа - в результате вспышек сверхновых.

Вселенная расширялась, образовывались новые химические элементы, небольшие первоначальные флуктуации эволюционировали, из них образовались галактики и скопления галактик, в галактиках образовались звезды, вокруг них - планеты и, наконец, появился человек. А что будет происходить с Вселенной дальше, через миллионы, миллиарды и миллиарды миллиардов лет? Ответ зависит от величины плотности нашей Вселенной, которая пока известна лишь приблизительно. Если плотность больше критической, то расширение сменится сжатием, в противоположном случае - Вселенная будет вечно расширяться. Пока наблюдения показывают, что плотность немного меньше критической, хотя и очень близка к ней (однако, существование большого количества "темной метерии" может изменить ситуацию), поэтому посмотрим, что будет происходить, если в течение, по крайней мере, очень большого промежутка времени расширение не сменится сжатием. Звезды не вечны. Они рождаются и умирают. Рождаются они из межзвездного газа (подобно рождению Афродиты из пены морской). Умирая, звезды могут выбрасывать часть вещества, возвращая его т.о. в межзвездный газ. А из другой части вещества звезды образуется компактный объект: белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра (в зависимости от первоначальной массы звезды). В конце концов, газ исчерпается, и останутся лишь эти компактные объекты, планеты и маломассивные звезды, которые эволюционируют крайне медленно. Черные дыры тоже смертны: английские ученые Пенроуз и Хоукинг открыли возможность "испарения" черных дыр. В ее окрестности образуются кванты излучения, а энергия на их образование черпается из массы черной дыры, которая т.о. уменьшается. Процесс "испарения" вначале идет медленно, а затем по мере уменьшения массы черной дыры все быстрее и быстрее. Последние кванты излучаются в мощной вспышке. Итак, через некоторое время все черные дыры "испарятся".

Масса "обычного" вещества в основном заключена в протонах. В свете современных физических теорий протон является нестабильной частицей, но с очень большим периодом полураспада, который превышает 10³³ лет (впервые идею о распаде протона выдвинул А.Д. Сахаров). Через такой огромный промежуток времени половина протонов во Вселенной распадутся, и процесс распада будет продолжаться и далее. В рамках рассмотренной нами картины у Вселенной имеются незавидные перспективы. Через 10¹⁰⁰ лет Вселенная будет состоять из смеси электронов и позитронов. Сергей Попов, Дмитрий Бизяев (ГАИШ МГУ)

Закон Хаббла

С 30-х годов XX века астрофизики уже знали, что, согласно закону Хаббла, Вселенная расширяется, а значит, она имела свое начало в определенный момент в прошлом. Задача астрофизиков, таким образом, внешне выглядела простой: отследить все стадии хаббловского расширения в обратной хронологии, применяя на каждой стадии соответствующие физические законы, и, пройдя этот путь до конца -- точнее, до самого начала, -- понять, как именно всё происходило.

В конце 1970-х годов, однако, оставались нерешенными несколько фундаментальных проблем, связанных с ранней Вселенной, а именно:

· Проблема антивещества. Согласно законам физики, вещество и антивещество имеют равное право на существование во Вселенной (см. Античастицы), однако Вселенная практически полностью состоит из вещества. Почему так произошло?

· Проблема горизонта. По фоновому космическому излучению (см. Большой взрыв) мы можем определить, что температура Вселенной везде примерно одинакова, однако отдельные ее части (скопления галактик) не могли находиться в контакте (как принято говорить, они были за пределами горизонта друг друга). Как же получилось, что между ними установилось тепловое равновесие?

· Проблема распрямления пространства. Вселенная, судя по всему, обладает именно той массой и энергией, которые необходимы для того, чтобы замедлить и остановить хаббловское расширение. Почему из всех возможных масс Вселенная имеет именно такую?

Ключом к решению этих проблем послужила идея, что сразу после своего рождения Вселенная была очень плотной и очень горячей. Всё вещество в ней представляло собой раскаленную массу кварков и лептонов (см. Стандартная модель), у которых не было никакой возможности объединиться в атомы. Действующим в современной Вселенной различным силам (таким, как электромагнитные и гравитационные силы) тогда соответствовало единое поле силового взаимодействия (см. Универсальные теории). Но когда Вселенная расширилась и остыла, гипотетическое единое поле распалось на несколько сил (см. Ранняя Вселенная).

В 1981 году американский физик Алан Гут осознал, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, случившееся примерно через 10-³⁵ секунды после рождения Вселенной (только задумайтесь -- это 34 нуля и единица после запятой!), стало поворотным моментом в ее развитии. Произошел фазовый переход вещества из одного состояния в другое в масштабах Вселенной -- явление, подобное превращению воды в лед. И как при замерзании воды ее беспорядочно движущиеся молекулы вдруг «схватываются» и образуют строгую кристаллическую структуру, так под влиянием выделившихся сильных взаимодействий произошла мгновенная перестройка, своеобразная «кристаллизация» вещества во Вселенной.

Тот, кто видел, как лопаются водопроводные трубы или трубки автомобильного радиатора на сильном морозе, стоит только воде в них превратиться в лед, тот на собственном опыте знает, что вода при замерзании расширяется. Алану Гуту удалось показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий во Вселенной произошло нечто подобное -- скачкообразное расширение. Это расширение, которое называется инфляционным, во много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за 10-³² секунды Вселенная расширилась на 50 порядков -- была меньше протона, а стала размером с грейпфрут (для сравнения: вода при замерзании расширяется всего на 10%). И это стремительное инфляционное расширение Вселенной снимает две из трех вышеназванных проблем, непосредственно объясняя их.

Решение проблемы распрямления пространства нагляднее всего демонстрирует следующий пример: представьте координатную сетку, нарисованную на тонкой эластичной карте, которую затем смяли как попало. Если теперь взять и сильно встряхнуть эту смятую в комок эластичную карту, она снова примет плоский вид, а координатные линии на ней восстановятся, независимо от того, насколько сильно мы деформировали ее, когда скомкали. Аналогичным образом, не важно, насколько искривленным было пространство Вселенной на момент начала ее инфляционного расширения, главное -- по завершении этого расширения пространство оказалось полностью распрямленным. А поскольку из теории относительности мы знаем, что кривизна пространства зависит от количества материи и энергии в нем, становится понятно, почему во Вселенной находится ровно столько материи, сколько необходимо, чтобы уравновесить хаббловское расширение.

Объясняет инфляционная модель и проблему горизонта, хотя не так прямо. Из теории излучения черного тела мы знаем, что излучение, испускаемое телом, зависит от его температуры. Таким образом, по спектрам излучения удаленных участков Вселенной мы можем определить их температуру. Такие измерения дали ошеломляющие результаты: оказалось, что в любой наблюдаемой точке Вселенной температура (с погрешностью измерения до четырех знаков после запятой) одна и та же. Если исходить из модели обычного хаббловского расширения, то вещество сразу же после Большого взрыва должно было разлететься слишком далеко, чтобы температуры могли уравняться. Согласно же инфляционной модели, вещество Вселенной до момента t = 10-³⁵ секунды оставалось гораздо более компактным, чем при хаббловском расширении. Этого чрезвычайно краткого периода было вполне достаточно, чтобы установилось термическое равновесие, которое не было нарушено на стадии инфляционного расширения и сохранилось до сих пор.

Инфляционная гипотеза не снимает проблемы антивещества, но эту проблему можно объяснить, обратившись к другим процессам, происходившим в то же время. Обнаруживаются интересные вещи: при бурном образовании элементарных частиц в ранней Вселенной примерно на 100 000 001 обычных частиц пришлось 100 000 000 античастиц. В следующую долю секунды частицы и античастицы, объединившись в пары, аннигилировали друг друга с гигантским выбросом энергии -- масса превратилась в излучение. После такой «прополки» во Вселенной остался лишь жалкий клочок обычной материи. Вот из этого «космического мусора» и состоит вся известная нам сегодня Вселенная.

Вернувшись с первой мировой войны, Эдвин Хаббл устроился на работу в высокогорную астрономическую обсерваторию Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, которая в те годы была лучшей в мире по оснащенности. Используя ее новейший телескоп-рефлектор с диаметром главного зеркала 2,5 м, он провел серию любопытных измерений, навсегда перевернувших наши представления о Вселенной.

Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему -- природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными -- и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся -- в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Начал свои исследования Хаббл с самой, пожалуй, популярной с незапамятных времен туманности Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что окраины этой туманности представляют собой скопления отдельных звезд, некоторые из которых принадлежат к классу переменных цефеид (согласно астрономической классификации). Наблюдая за переменной цефеидой на протяжении достаточно длительного времени, астрономы измеряют период изменения ее светимости, а затем по зависимости период--светимость определяют и количество испускаемого ею света.

Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы -- скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, -- рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет. -- Прим. автора) -- то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути -- нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений -- галактик. Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера, а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик (по наблюдениям переменных цефеид) с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению). И Хаббл выяснил, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. Это самое явление центростремительного «разбегания» видимой Вселенной с нарастающей скоростью по мере удаления от локальной точки наблюдения и получило название закона Хаббла. Математически он формулируется очень просто:

v = Hr

где v -- скорость удаления галактики от нас,

r -- расстояние до нее, а

H -- так называемая постоянная Хаббла.

Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с·Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, -- со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и -- казалось бы -- невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики -- изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного -- если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной -- и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной -- и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва, и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v, которую мы наблюдаем сегодня. Пусть t -- время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r/V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r/v = 1/H

где Н -- постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н, мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллиардов лет назад.) Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее.

Вывод

У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной -- и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва, и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно).

Вселенная расширялась, образовывались новые химические элементы, небольшие первоначальные флуктуации эволюционировали, из них образовались галактики и скопления галактик, в галактиках образовались звезды, вокруг них - планеты и, наконец, появился человек. А что будет происходить с Вселенной дальше, через миллионы, миллиарды и миллиарды миллиардов лет? Ответ зависит от величины плотности нашей Вселенной, которая пока известна лишь приблизительно. Если плотность больше критической, то расширение сменится сжатием, в противоположном случае - Вселенная будет вечно расширяться. Пока наблюдения показывают, что плотность немного меньше критической, хотя и очень близка к ней (однако, существование большого количества "темной метерии" может изменить ситуацию), поэтому посмотрим, что будет происходить, если в течение, по крайней мере, очень большого промежутка времени расширение не сменится сжатием. Звезды не вечны. Они рождаются и умирают. Рождаются они из межзвездного газа (подобно рождению Афродиты из пены морской). Умирая, звезды могут выбрасывать часть вещества, возвращая его т.о. в межзвездный газ. А из другой части вещества звезды образуется компактный объект: белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра (в зависимости от первоначальной массы звезды). В конце концов, газ исчерпается и останутся лишь эти компактные объекты, планеты и маломассивные звезды, которые эволюционируют крайне медленно. Черные дыры тоже смертны: английские ученые Пенроуз и Хоукинг открыли возможность "испарения" черных дыр. В ее окрестности образуются кванты излучения, а энергия на их образование черпается из массы черной дыры, которая т.о. уменьшается. Процесс "испарения" вначале идет медленно, а затем по мере уменьшения массы черной дыры все быстрее и быстрее. Последние кванты излучаются в мощной вспышке. Итак, через некоторое время все черные дыры "испарятся".

Иллюстрации

Список литературы

1) Концепции современного естествознания, Избранные главы, изд. НГТУ, Новосибирск, 2008.

2) Сергей Попов, Дмитрий Бизяев, статья на тему расширения Вселенной (ГАИШ МГУ)

3) Хван М.П., Неистовая Вселенная: от Большого взрыва до ускоренного расширения, от кварков до суперструн. М, 2006

4) Боулер М. Гравитация и относительность, изд. «Мир», Москва, 1979г.

5) Чернин А. Д., Физика времени, изд. «Наука», Москва, 1987г.