Возникновение, существование и конец Вселенной

Размещено на http://www.allbest.ru/

Содержание

I. Вступление

II. Основная часть

1) структура вселенной

2) первые секунды и минуты

3) расширение вселенной

4) судьба вселенной

III. Вывод

Библиография

I. Вступление

С того времени, когда Галилей впервые с помощью телескопа исследовал Млечный Путь, мы знаем, что он состоит из звезд, а Солнце представляет собой лишь одну из сотен миллиардов звезд, образующих Галактику Млечного пути, а за пределами нашей Галактики лежит необъятная Вселенная. За последние годы наука добилась захватывающих результатов. Космология, оперирующая на уровне сверхбольших величин, а физика элементарных частиц - на уровне невероятно малых величин, мощнейшие оптические, инфракрасные, рентгеновские и радиотелескопы - все это позволило создать потрясающую современную картину - Вселенную, невообразимо распростершуюся в пространстве и времени, содержащую множество поразительных объектов, движущихся с невероятными скоростями. Естественно встает вопрос: было ли у вселенной начало, и что было таким «началом», каков возраст Вселенной, будет ли конец ее существованию? На эти вопросы я постараюсь ответить в своей работе.

II. Основная часть

1) Структура вселенной

Астрономические тела обладают тенденцией группироваться в системы. Звёзды могут образовывать пары, входить в состав звёздных скопление или ассоциаций. Крупнейшими объединениями звёзд являются галактики. Но и они редко наблюдается одиночными. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов (такова, например, Местная группа галактик), либо в скоплениях, в которых их насчитывается многие тысячи. В окрестностях нашей галактики в пределах полутора мегапарсек от неё, расположены ещё около 40 галактик, которые образуют Местную группу. Лишь некоторые из них можно считать нормальными галактиками. Это наша Галактика, туманности Андромеды, туманность Треугольника (все они спиральные), а также несколько неправильных галактик. Светимость и размеры большинство остальных звёздных систем значительно меньше. По своей массе столь же меньше нормальных галактик, как планеты -- звёзд. Местная группа устойчива -- гравитация прочно удерживает её членов.

Галактики и их группы распределены в пространстве не равномерно, а образуют скопления, обычно неправильной формы. Есть и скопления правильной, сферической формы, которые состоят из сотен и тысяч отдельных звёздных систем, сильно концентрирующихся к центру. Такие скопления называют регулярными. В них много эллиптических и линзовидных галактик и почти нет спиральных. В центре находится одна или несколько гигантских эллиптических галактик. Часто они обладают сильным радиоизлучением, поэтому регулярные скопления нередко связаны с яркими радиоисточниками. Одно из ближайших к нам регулярных скоплений расположено в созвездии Волосы Вероники. Оно находится на расстоянии 125 Мпк (примерно 400 млн. световых лет) от нас. Размеры таких скоплений очень велики -- десятки мегапарсек. Даже при тех огромных расстояниях, которые отделяют их от нас, они выглядят очень протяжёнными (скопление в Волосах Вероники, например, занимает на небе область диаметром 12°).

В иррегулярных (неправильных) скоплениях много спиральных систем. Но общее число галактик в таких скоплениях значительно меньше по сравнению с регулярными. Вообще, чем больше членов содержит скопление, тем более правильную форму оно имеет. Примером иррегулярного скопления является ближайшее к нам крупное скопление галактик в созвездии Девы. Местная группа, в которую входит наш Млечный Путь, расположена примерно в 15 Мпк от него.

Наивысшая плотность галактик наблюдается в центральных областях регулярных скоплений. Расстояния между звёздными системами здесь сравнимы с их собственными размерами, и галактики часто сталкиваются. Конечно, столкновение галактик не надо понимать в буквальном смысле, как некую катастрофу. Расстояния между звёздами огромны, и при столкновении двух галактик звёзды одной из них свободно проходят между звёздами другой, а длится это сотни миллионов лет. Однако галактики активно влияют друг на друга силами гравитации, звёзды изменяют свои орбиты и как бы перемешиваются. В некоторых случаях это приводит к разрушению или слиянию галактик.

Именно в результате таких столкновений и слияний в центральных областях регулярных скоплений образуются гигантские эллиптические системы. Они «заглатывают» межгалактический газ и медленно проникающие в них мелкие галактики.

Пространство между галактиками заполнено газом, который разогрет до температуры более 10 миллионов кельвинов и излучает преимущественно в рентгеновском диапазоне. Концентрация его мала -- в среднем один атом водорода на кубический дециметр, но общий объём огромен, поэтому полная масса газа сопоставима с суммарной массой всех галактик скопления. Охлаждаясь, газ может струями падать к центру скопления. Значительная часть межгалактического газа скоплений была выброшена миллиарды лет назад из молодых тогда галактик, в которых шло бурное звездообразование

Чтобы газ столь высокой температуры не покидал скопление, его должна удерживать большая сила тяготения. Но если она достаточно велика, значит, велика и масса, её создающая, т. е. масса скопления. Оценки массы отдельных галактик показывают, что их суммарное гравитационное поле не может удержать такой горячий газ. Поэтому необходимо предположить, что существует невидимая для нас так называемая скрытая масса. С той же проблемой учёные столкнулись и при объяснении устойчивости самих скоплений. Скорости движения галактик внутри них так высоки, что без присутствия скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны.

Скопления галактик, по-видимому, самые крупные устойчивые системы во Вселенной. Существуют и более протяжённые образования: цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями (так называемые «стенки»). Но гравитация не удерживает эти системы, и они вместе со всей Вселенной медленно расширяются.

Области повышенной концентрации галактик и их систем чередуются в пространстве с обширными пустотами размерами в сотни миллионов световых лет, которые почти не содержат галактик. Такова крупномасштабная структура Вселенной. Её ячеистый характер отражает картину распределения вещества во Вселенной более 10 миллиардов лет назад, когда галактик ещё не существовало.

2) Первые секунды и минуты

Что же было в самом начале? Согласно общей теории относительности, любой вид давления порождает силу тяготения. До момента рекомбинации именно давление электромагнитного излучения в основном создавало гравитационное поле, тормозившее расширение Вселенной. На этой стадии температура изменялась обратно пропорционально квадратному корню из времени, прошедшего с начала расширения:

При малых значениях температура Вселенной была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц.

Рассмотрим последовательно различные стадии расширения Вселенной. Как известно, частицы и античастицы с массой покоя т рождаются электромагнитным полем, если энергия фотонов превышает энергию покоя 2тс2 данного сорта частиц (с -- скорость света). При Т = Ю1-К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц: протоны, нейтроны, мезоны, электроны, нейтрино и др. При понижении температуры до 5 * 1012 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 моменту стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Как показали наблюдения реликтового фона, во Вселенной на один барион приходится почти 109 фотонов -- продуктов аннигиляции. Значит, 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 Т=2-1010Кс веществом перестали взаимодействовать всепроникающие нейтрино -- от того момента должен был остаться «реликтовый фон нейтрино», обнаружить который, возможно, удастся в ходе будущих нейтринных экспериментов. Всё, о чём мы сейчас говорили, происходило при сверхвысоких температурах в первую секунду после начала расширения Вселенной. Спустя несколько секунд после момента «рождения» Вселенной началась эпоха первичного нуклеосинтеза, когда образовывались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия. Она продолжалась приблизительно три минуты, а её результатом в основном стало образование ядер гелия (25% от массы водорода). Остальные элементы, более тяжёлые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества -- около 0,01%. Определение химического состава (особенно содержания гелия, дейтерия и лития) самых старых звёзд и межзвёздной среды молодых галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей Вселенной.

После эпохи нуклеосинтеза и до эпохи рекомбинации (t = 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной, а затем -- спустя сотни миллионов лет после начала расширения -- появились первые галактики и звёзды.

3) Расширение

вселенная большой взрыв

Звёздное небо над головой долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что «неподвижные» звёзды на самом деле движутся, причём с огромными скоростями. В XX в. человечество свыклось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными системами -- галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, постоянно увеличиваются. И дело здесь не в природе галактик: сама Вселенная непрерывно расширяется! Естествознанию пришлось расстаться с одним из своих основополагающих принципов: все вещи меняются в этом мире, но мир в целом всегда одинаков. Это можно считать важнейшим научным событием XX века.

Всё началось, когда Альберт Эйнштейн создал общую теорию относительности. В её уравнениях описаны фундаментальные свойства материи, пространства и времени. («Относительный» по-латыни звучит как relatives, поэтому теории, основанные на теории относительности Эйнштейна, называются релятивистскими.)

Применив свою теорию ко Вселенной как целой системе. Эйнштейн обнаружил, что такого решения, которому соответствовала бы не меняющаяся со временем Вселенная, не получается. Этот результат не удовлетворил великого учёного. Чтобы добиться стационарного решения своих уравнений. Эйнштейн ввёл в них дополнительное слагаемое -- так называемый ламбда-член. Однако до сих пор никто не смог найти какого-либо физического обоснования этого дополнительного члена.

В начале 20-х гг. советский математик Александр Александрович Фридман решил для Вселенной уравнения общей теории относительности, не накладывая условия стационарности. Он доказал, что могут существовать два решения для Вселенной: расширяющийся мир и сжимающийся мир. Полученные Фридманом уравнения используют для описания эволюции Вселенной и в настоящее время.

Все эти теоретические рассуждения никак не связывались учёными с реальным миром, пока в 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл не подтвердил расширение видимой части Вселенной. Он использовал при этом эффект Доплера. Линии в спектре движущегося источника смещаются на величину, пропорциональную скорости его приближения или удаления, поэтому скорость галактики всегда можно вычислить по изменению положения её спектральных линий.

Ещё во втором десятилетии XX века американский астроном Весто Слайфер, исследовав спектры нескольких галактик, заметил, что у большинства из них спектральные линии смещены в красную сторону. Это означало, что они удаляются от нашей Галактики со скоростями в сотни километров в секунду.

Хаббл определил расстояния до небольшого числа галактик и их скорости. Из его наблюдений следовало, что чем дальше находится галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. Закон, по которому скорость удаления пропорциональна расстоянию, получил название закона Хаббла.

Означает ли это. что наша Галактика является центром, от которого и идёт расширение? С точки зрения астрономов, такое невозможно. Наблюдатель в любой точке Вселенной должен увидеть ту же картину: все галактики имели бы красные смещения, пропорциональные расстоянию до них. Само пространство как бы раздувается. Если на воздушном шарике нарисовать галактики и начать надувать его, то расстояния между ними будут возрастать, причём тем быстрее, чем дальше они расположены друг от друга.

Разница лишь в том, что нарисованные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звёздные системы повсюду во Вселенной сохраняют свой объём. Это объясняется тем, что составляющие их звёзды связаны между собой силами гравитации.

Факт постоянного расширения Вселенной установлен твёрдо. Самые далёкие из известных галактик и квазаров имеют такое большое красное смещение, что длины волн всех линий в их спектрах оказываются больше, чем у близких источников, в пять--шесть раз!

Но если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим её не такой, какой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Ещё раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а ещё ближе к началу расширения не могло быть даже звёзд. Эта эпоха -- начало расширения Вселенной -- удалена от нас на 12--15 млрд лет.

Оценки возраста галактик пока слишком приближённы, чтобы уточнить эти цифры. Но надёжно установлено, что самые старые звёзды различных галактик имеют примерно одинаковый возраст. Следовательно, большинство звёздных систем возникло в тот период, когда плотность вещества во Вселенной была значительно выше современной.

На начальной стадии всё вещество Вселенной имело настолько высокую плотность, что её даже невозможно себе представить. Идею о расширении Вселенной из сверхплотного состояния ввёл в 1927 г. бельгийский астроном Жорж Леметр, а предположение, что первоначальное вещество было очень горячим, впервые высказал Георгий Антонович Гамов в 1946 г. Впоследствии эту гипотезу подтвердило открытие так называемого реликтового излучения. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим Взрывом.

Но остаётся множество вопросов. Что привело к образованию ныне наблюдаемой Вселенной, к началу Взрыва? Почему пространство имеет три измерения, а время -- одно? Как в стремительно расширяющейся Вселенной смогли появиться стационарные объекты -- звёзды и галактики? Что было до начала Большого Взрыва? Над поисками ответов на эти и многие другие вопросы работают современные астрономы и физики.

4) Судьба Вселенной

Космологические модели приводят к выводу, что судьба расширяющейся Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего её вещества и от значения постоянной Хаббла. Если средняя плотность равна или ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если же плотность окажется выше критической. то расширение рано или поздно остановится и сменится сжатием. Красное смещение линий в спектрах галактик тогда обратится в фиолетовое, поскольку расстояния между галактиками будут уменьшаться. Чему же равна эта таинственная критическая плотность мира? Оказалось, что значение её определяется только современным значением постоянной Хаббла (Но) и составляет ничтожную величину - 10-5 атомных единиц массы в каждом кубическом сантиметре. При такой плотности грамм вещества содержится в кубе со стороной около 40 тыс. километров!

Определить точно постоянную Хаббла непросто. Галактики могут иметь довольно высокие случайные скорости (до 1000-2000 км/с), никак не связанные с космологическим расширением. Чтобы вычислить постоянную Хаббла, приходится измерять красные смещения не близких, а достаточно далёких галактик, расстояния до которых установить очень трудно. По современным оценкам наиболее вероятное значение Н0 лежит в интервале 60--80 км/(с-Мпк). Определить из наблюдений истинную среднюю плотность материи Вселенной, оказывается, ещё сложнее чем найти постоянную Хаббла и вычислить критическую плотность. Из астрономических наблюдений следует, что средняя плотность всего видимого вещества - звёзд, пыли и межзвёздного газа - не превышает 10% от критической плотности. Однако помимо наблюдаемого вещества во Вселенной, безусловно, присутствует и загадочное невидимое, или тёмное вещество, ничем не проявляющее себя, кроме гравитационного поля. Измерить плотность тёмного вещества -- задача чрезвычайно сложная Многие теоретические соображения заставляют думать, что плотность Вселенной с учётом тёмного вещества должна быть равна критической или немного ниже её. Этот важнейший космологический вопрос до сих пор остаётся открытым.

III. Вывод

В данной работе я постарался рассмотреть вопросы, связанные с возникновением, дальнейшим существованием и концом Вселенной. Мною были рассмотрены теоретические доказательства и практические открытия астрономов, которые привели к формированию теории Большого Взрыва. Эта теория является самой распространенной в наши дни и предполагает, что Вселенная начала свое существование примерно 15-20 миллиардов лет назад. Хотя вопрос о возрасте Вселенной является проблематичным, несмотря на немалое количество методик определения этого возраста. Примерно 15-20 миллиардов лет назад Вселенная была малым, горячим и плотным объектом, затем произошел Большой Взрыв, сопровождающийся огромным количество энергии, и постепенно стали образовываться звезды, планеты и другие объекты. Сейчас Вселенная включает в себя 10 миллиардов галактик, объединенных в скопления и сверхскопления.

Но так как в теории Большого Взрыва есть ряд спорных моментов, то это вызывает интерес к альтернативным теориям, а именно - к теории «стабильного состояния», согласно которой у Вселенной не было начала и не будет конца. Теория утверждает, что плотность ее остается неизменной благодаря постоянному созданию нового вещества. Значит, Вселенная будет расширяться бесконечно. Но есть еще две теории. Согласно одной из них Вселенная прекратит расширение и стабилизируется, когда достигнет определенных размеров. По другой теории Вселенная перестанет расширяться, а затем под воздействием сил гравитации начнет сжиматься в одну точку.

Но, как мне представляется, теория Большого Взрыва на сегодняшний день наиболее аргументирована и вызывает больше доверия. Но альтернативные теории показывают, что главная космологическая проблема еще не решена.

Библиография

1) Белостоцкий Ю. Г. Единая основа Мироздания. - Спб., 2001 год.

2) Гуревич Л.Э. Чернин А.Д. Происхождение Галактик и звезд. - М.: Наука,

1997 год.

3) Аксенова М. Д. Энциклопедия для детей. Аванта + 2002 год

4) Интернет.

Размещено на Allbest.ru