Реферат: Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной
Развитие ранней Вселенной также можно представить состоящей из отдельных периодов. Эти периоды ограничены особыми свойствами, в которые появляется материя в течение определенного времени. Материя в пределах расширяющейся Вселенной охлаждается во многом также, как пар внутри термостата. Когда Вселенная расширяется, температура падает и, в конечном счете, достигает критического значения, заставляя материю изменять свои фундаментальные свойства.
В течение Большого взрыва произошел целый ряд фундаментальных изменений, которые отделяли эти периоды друг от друга.
Первое существенное событие в истории Вселенной было ее возникновение. В принципе, этот момент можно использовать для определения нулевой точки отсчета времени. Первые 10-43 сек. Истории Вселенной известны как Планковское время. Когда Вселенная достигла этого возраста начался суперструнный период. Расстояние, которое может пройти свет за Планковское время составляет 10 -35 метров. Этот масштаб известен как длина Планка, так как ничего не может перемещаться быстрее, чем свет, длина Планка представляет размер наблюдаемой в то время Вселенной. Поэтому суперструнный период иногда называют Планковским периодом.
В его начале температура равнялась 1032 градусов. Это критическая температура, при которой, четыре силы природы, как полагают, объединяются в суперсилу. Струнный характер материи также начинает проявляться при таких энергиях. Суперструнная теория предсказывает, что Вселенная имела, по крайней мере, девять пространственных измерений. Они существовали в сопоставимых размерах на этой стадии.
Суперструнный период шел к завершению, когда суперсила разбилась на силу гравитации и силу великого объединения. Это было начало периода великого объединения. Гравитация начала действовать как отдельная сила, однако три из пространственных измерений продолжали расширяться. Снижение температуры заставило струны сжаться, и они начали походить на точечные объекты, которые мы наблюдаем сегодня как элементарные частицы и античастицы. Они непрерывно сталкиваются друг с другом, потому что для свободного движения объем пространства был очень мал. Вселенная в это время может рассматриваться как горячий, плотный «суп» из частиц и античастиц. Температура была все еще достаточно высока, поэтому кварки и лептоны были способны обмениваться Х-частицами. Эти частицы были ответственны за перенос силы великого объединения. Она заставляла кварки распадаться на лептоны наоборот. Кварки и лептоны были эффективно неразделимы на этой стадии в истории Вселенной.
Поскольку расширение Вселенной продолжалось, температура продолжала падать. Как только она упала ниже критического уровня, обмен Х-частицами между кварками и лептонами стал почти невозможен. Сила великого объединения эффективно перестала действовать и это определило конец периода великого объединения. Эта критическая стадия была достигнута, когда Вселенная была в возрасте примерно 10 -35 секунд, ее температура равнялась 10 27 градусов. Сила великого объединения разбилась на сильные и электрослабые силы, и это провозгласило начало электрослабой эры.
Этот период продолжался приблизительно 10 -10 секунд. Кварки вели себя как свободные частицы в течение этого периода. По мере того, как температура падала, столкновение между частицами становились все менее энергичными. Воздействие слабых и электромагнитных сил на частицы стало различным. Таким образом, во Вселенной в возрасте 10 -10 секунд произошло расщепление электрослабых сил на слабые силы и электромагнитные.
За электрослабой эрой последовала кварковая. Она длилась пока Вселенная не достигла возраста 10 -4 секунд. Кварки взаимодействовали друг с другом через сильную силу (ее особенность в том, что она ослабевает на малых расстояниях). Постепенно, по мере охлаждения Вселенной они теряли энергию, и сильная сила стала более влиятельной, поскольку температура падала. В конечном счете, кварки оказались заключенными в группы по два и три. Температура приблизительно равнялась 10 12 градусов. После того кварки уже не могли существовать во Вселенной как отдельные частицы, и кварковая эра пришла к концу. Триплеты, содержащие два u-кварка и один d-кварк сформировали протоны, триплеты, содержащие два d-кварка и один u-кварк сформировали нейтроны. Таким образом, нейтроны и протоны, которые существуют сегодня в ядрах атомов, были сформированы вскоре, после того как кварки оказались связанными, то есть когда Вселенная постарела приблизительно до 10-4 секунд.
Вселенная охлаждалась по мере расширения, и это позволило, в конечном счете, сформироваться атомным ядрам. Процесс образования ядер известен как нуклеосинтез. Полностью этот процесс был закончен в течение примерно 3 минут. Температура приблизительно равнялась 1 млрд. градусов. В то время были сформированы ядра гелия – 4, дейтерия, гелия – 3, лития, бериллия, водорода.
Вселенная продолжала расширяться после того, как нуклиосинтез был закончен, но ничего существенного не произошло в последующие 300 000 лет или около того. К тому времени температура понизилась до 3 000 градусов. Это была уже достаточно низкая температура, чтобы электроны и ядра сформировали нейтральные атомы. Формирование атомов определило начало эры вещества. Формирование атомов закончилось исчезновением голых электрических зарядов во Вселенной. Излучению стало чрезвычайно трудно взаимодействовать с веществом. Такое взаимодействие могло иметь место только для излучения с энергией, точности необходимом для того, чтобы электроны могли перейти с одного энергетического уровня на другой. Это была очень маленькая доля всего существовавшего излучения. Вещество и излучение отделились друг от друга. Появление атомов представляет собой заключительный этап превращений в истории ранней Вселенной. В некотором смысле, он может рассматриваться как момент, когда закончился Большой взрыв.
Итак, теория Большого Взрыва рисует грандиозную картину космической эволюции. В концепции предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой. На протяжении долгого периода времени температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы.
2 Эволюция горячей Вселенной
2.1 Расширение горячей Вселенной
После того как Большой взрыв закончился, Вселенная продолжала расширяться. Наблюдения астрономов показывают, что данный процесс продолжался, по крайней мере, 10 - 15 млрд. лет.
Давайте рассмотрим дальнейшие последствия этого расширения. Мы можем рассмотреть физические расстояния во Вселенной на примере расстояния между двумя воображаемыми частицами. Одна из них принадлежит нашей Галактике Млечный Путь, а другую поместим в соседнюю Галактику Андромеда. Расширение Вселенной означает тогда, что расстояние, отделяющие эти две частицы, увеличивается. Вот это и имеется в виду, когда говорят о возрастании размеров Вселенной или ее расширение.
Если мы отправимся назад во времени, то расстояние между нашими двумя частицами станет несколько меньше, чем сегодня. Это позволит нам представить себе, на что могла быть похожа Вселенная в более ранние времена. Если расстояния между всеми точками уменьшились, то разумно было бы предположить, что и вся Вселенная была меньше, чем в настоящее время. Следовательно, галактики были ближе друг к другу, чем сегодня, а плотность и температура материи были выше.
Если продвинутся еще дальше в прошлое, то можно достичь момента, когда расстояние, разделяющие наши две частицы, окажется намного меньше, чем размер типичной галактики. В те очень ранние времена галактики, какими мы их знаем сегодня, могли и не существовать. Вся материя во Вселенной, возможно, вела себя так, как если бы она состояла из сверхгорячей и сверхплотной жидкости.
Период расширения, когда Вселенная увеличивалась в размере в огромное число раз, ученые называют инфляцией или раздуванием. Процесс раздувания происходил действительно очень быстро и, возможно, закончился меньше чем за 10-33 секунды. Но расширение не было строго равномерным. Этого следовало ожидать.
В чрезвычайно плотной среде ранней Вселенной материя была распределена несколько беспорядочно. Более высокая плотность в данном объеме пространства означает, что в нем имеется большее количество вещества, чем в окружающих областях. Следовательно, в эти области большей плотности должно притягиваться еще больше вещества из окрестностей. Области высокой плотности должны становиться еще плотнее, пока вся окрестность не опустеет. В конечном счете, гравитационное притяжение вещества в более плотных областях должно стать преобладающим над обратным эффектом расширения Вселенной.
Эти плотные области, сформированные в отдельные «острова» материи, в конце концов, начинали сжиматься (коллапсировать) из-за собственной гравитации. Каждый остров разбивался на отдельные мини-острова, их температура повышалась и стала достаточно высокой для слияния водородных ядер и ядра гелия. Такой процесс «горения водорода» происходит в центре звезд и освобождает значительное количество энергии в форме гамма-лучей. В свою очередь, гамма-лучи обеспечили давление, направленное наружу, и оно действовало на внешние области мини-островов. Установился механизм, поддерживающий равновесие, в результате чего внутренний эффект гравитации был точно сбалансирован давлением гамма-лучей, направленным наружу. Мини-острова сформировались в звезды, а первоначальные острова вещества представляют собой галактики, которые мы наблюдаем сегодня. Для завершения этого процесса потребовалось около 1 млрд. лет.
Первые звезды, которые формировались во вселенной были лишены тяжелых металлов. Звезды светят, это означает, что некоторая часть излучения, произведенная в ядерных реакциях в центре звезд, выходит на поверхность. Количество доступного водорода в пределах звезды ограничено, и в ядре постепенно начинает преобладать гелий. Тогда излучение уменьшается, и это позволяет начаться новой фазе коллапса.
Электроны остановят коллапс звезды, которая не была слишком массивна. Такая звезда, в конечном счете, превратиться в белого карлика.
Массивные же звезды превращаются в сверхновые. Подробнее рассмотрим процессы, происходящие в ядре звезд, имеющих большую массу.
Ядро звезды представляет собой термоядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Огромная температура заставляет протоны преодолевать электростатическое отталкивание и соударяться друг с другом. При соударении протоны сближаются до радиуса сильного ядерного взаимодействия и могут слиться в одно ядро (синтез). Правда, ядро, состоящее из двух протонов, неустойчиво. Но если один из протонов (в результате слабого взаимодействия) превратится в нейтрон, то образуется устойчивое ядро дейтерия.
Такая реакция высвобождает значительную энергию, способствующую поддержанию в недрах звезды высокой температуры. Последующие реакции синтеза приводят к превращению дейтерия в гелий, образованию углерода, а затем и все более сложных ядер.
По мере исчерпания запасов ядерного горючего звезды ее внутренняя структура представлена слоями различных химических элементов, каждый из которых отражает различные стадии ядерного синтеза. Так на протяжении своей «жизни» звезда постепенно превращается из смеси первичного водорода и гелия в хранилище тяжелых химических элементов.
На заключительном этапе эволюции такой звезды ядерные реакции уже не могут поддерживать необходимые значения температуры и давления, которые обеспечивают ее устойчивость. Неустойчивость звездной массы постепенно нарастает. В результате гравитация, выйдя из-под контроля, вызывает мгновенное сжатие звезды. Но внутреннее давление противостоит сжатию и приводит к выбросу гигантской энергии: внешние слои звезды буквально сдуваются в окружающее пространство, разбрасывая тяжелые элементы по просторам галактики. Подобный выброс обычно называют взрывом сверхновой. Каждый взрыв сверхновой обогащает галактику тяжелыми элементами.
Многие из первоначально родившихся звезд были массивными, чтобы взорваться, как сверхновые. Выброшенные остатки этих звезд остыли через какое-то время. Часть вещества, в конечном счете, коллапсировала вокруг областей повышенной плотности. Из них в последствии и могут образоваться планетарные системы, где возможны зарождения и эволюция жизни. Одна такая область превратилась в то, что является теперь нашей Солнечной системой, с Солнцем и планетами, приблизительно 5 млрд. лет назад. За всю историю развития нашей галактики в ней вспыхнуло примерно один миллиард сверхновых звезд!
«Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 году реликтового излучения – микроволнового фонового излучения с температурой около 3 К. Косвенным подтверждением этой модели служит также наблюдаемое обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а так же обнаруженное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной.»[2] Зная современную температуру реликтового излучения, можно провести экстраполяцию в прошлое, используя хорошо известные и проверенные законы механики, термодинамики, статистической, атомной и ядерной физики, физики элементарных частиц и др.
2.2 Сценарии будущего Вселенной
Единой точки зрения по поводу будущего Вселенной среди ученых нет.
Точка зрения Карпенкова С.Х. заключается в следующем. Теоретическое моделирование будущего Вселенной существенно различается в «открытых» и «закрытых» ее моделях.