Эволюция Вселенной

Характерно, что при таких переходах  изменяются не только пространственные координаты, но и моменты времени (относительность времени).

Из преобразований Лоренца получаются основные эффекты специальной теории относительности:

существование предельной скорости передачи любых взаимодействий – максимальной скорости, до которой можно ускорить тело, совпадающей со скоростью света  в вакууме;

относительность одновременности (события, одновременные в одной инерциальной системе отсчета, в общем случае не одновременны в другой);

Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь от основного уравнения тяготения, введенного А. Эйнштейном в общей  теории относительности. Уравнение  тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем  и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной.

 

Первая модель была разработана  самим А. Эйнштейном в 1917 г.

Он отбросил постулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности  пространства и времени. В соответствии с космологической моделью Вселенной А. Эйнштейна мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Модель Эйнштейна носит стационарный характер, поскольку метрика пространства рассматривается как независимая от времени. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.

Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична в  пространстве.

Эта модель казалась в то время  вполне удовлетворительной, поскольку  она согласовывалась со всеми  известными фактами. Но новые идеи, выдвинутые А. Эйнштейном, стимулировали  дальнейшее исследование, и вскоре подход к проблеме решительно изменился.

В том же 1917 г. голландский астроном В. де Ситтер предложил другую модель, представляющую собой также решение уравнений тяготения. Это решение имело то свойство, что оно существовало бы даже в случае «пустой» Вселенной, свободной от материи.

Если же в такой Вселенной  появлялись массы, то решение переставало  быть стационарным: возникла некоторого рода космическое отталкивание между  массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю  систему.

 

Тенденция к расширению, по В. де Сеттеру, становилась заметной лишь на очень  больших расстояниях.

В 1922 г. российский математик и геофизик А. А. Фридман отбросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы.

Решение уравнений А. А. Фридмана допускает  три возможности.

Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна  некоторой критической величине, мировое пространство оказывается  евклидовым и Вселенная неограниченно  расширяется от первоначального  точечного состояния.

Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и так же неограниченно расширяется.

И, наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной  оказывается римановым, расширение на некотором этапе сменяется  сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния.

По современным данным, средняя  плотность материи во Вселенной  меньше критической, так что более  вероятной считается модель Лобачевского, т.е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная. Не исключено, что некоторые виды материи, которые имею большое значение для величины средней плотности, пока остаются неучтенными. В связи с этим делать окончательные выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.

Расширение Вселенной считается  научно установленным фактом. Первым к поискам данных о движении спиральных галактик обратился В. де Сеттер. Обнаружение  эффекта Доплера, свидетельствовавшего об удалении галактик, дало толчок дальнейшим теоретическим исследованиям и  новым улучшенным измерениям расстояний и скоростей спиральных туманностей.

В 1929 году американский астроном Э.Хаббл опубликовал статью "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей", в которой пришел к выводу: "Далекие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной удаленности от нас. Чем дальше галактика, тем больше ее скорость" (коэффициент пропорциональности получил название постоянной Хаббла).

Этот вывод Хаббл получил  на основе эмпирического установления определенного физического эффекта - красного смещения, т.е. увеличения длин волн линий в спектре источника (смещения линий в сторону красной части спектра) по сравнению с линиями эталонных спектров, обусловленного эффектом Допплера, в спектрах галактик.

Открытие Хабблом эффекта красного смещения, разбегания галактик лежит  в основе концепции расширяющейся  Вселенной.

В соответствии с современными космологическими концепциями, Вселенная расширяется, но центр расширения отсутствует: из любой точки Вселенной картина  расширения будет представляться той  же самой, а именно, все галактики  будут иметь красное смещение, 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, причем 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 звездные системы  повсюду во Вселенной сохраняют  свой объем из-за сил гравитации.

Американский физик Георгий Антонович Гамов в 1946 году заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии - модели "горячей Вселенной".

 

В этой модели основное внимание переносится  на состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях  расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было необычным.

С построением моделей "горячей  Вселенной" в космологии наряду с  законами тяготения активно применяются  законы термодинамики, данные ядерной  физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика.

Модель горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном.

Реликтовое излучение - одна из составляющих общего фона космического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответствует тепловому излучению абсолютно черного тела при температуре около 3К.

Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение  на ранних стадиях расширения Вселенной  обладали высокой плотностью и температурой. В ходе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось - кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду.

Температура обособившегося излучения  продолжала снижаться и к нашей  эпохе составила около 3К.

Таким образом, это излучение сохранилось  до наших дней как реликт от эпохи  рекомбинации и образования нейтральных  атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим  взрывом.

 

3. Формирование космических тел

Сразу после рекомбинации еще не было никаких массивных тел, космических  объектов: вещество было рассеяно во Вселенной  почти равномерно.

Причина, по которой из однородной среды образовались массивные тела (звезды, планеты, галактики и т.д.) кроется в силе гравитации. Там, где  плотность была чуть выше средней, сильнее  было и притяжение, значит, более  плотные образования становились  еще плотнее. Изначально однородная масса со временем разделилась на отдельные "облака", из которых  сформировались галактики.

От рекомбинации до появления первых галактик и звезд прошли сотни  миллионов лет.

Нарастание возмущений (малых отклонений от среднего значения) плотности и  скорости вещества в первоначально  однородной среде под действием  гравитационных сил называется гравитационной неустойчивостью. Она рассматривается  обычно как причина образования  галактик и их скоплений.

Процесс формирования космических  тел из разряженной газовой и  газово-пылевой среды под действием  гравитационных сил называется гравитационной конденсацией. Она лежит в основе процесса формирования галактик, звезд.

Космогония - раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие планет и Солнечной системы в целом, звезд, галактик и т.д. Наиболее развиты планетная космогония и звездная космогония.

Все межзвездное пространство заполнено  веществом (оно было открыто сразу  после изобретения телескопа). По современным представлениям, основным компонентом межзвездной среды  является газ, состоящий из атомов и  молекул. Он перемешан с пылью, на долю которой приходится около 1% массы  межзвездного вещества. Это вещество пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излучением.

Межзвездная среда оказалась немного  намагниченной. Оптические телескопы  не дают полного представления о  межзвездной среде: с их помощью  видны лишь горячие облака, нагретые массивными звездами, или маленькие темные глобулы.

Только созданные в 50-е годы радиотелескопы позволили обнаружить атомарный  водород, заполняющий почти все  пространство между звездами. Межзвездный  газ более чем на 67% (по массе) состоит  из водорода, на 28% из гелия и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвездной среды - водород. А при наблюдении межзвездного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.

Около половины межзвездного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность  в сотни раз больше, чем у  облаков атомарного водорода, а температура  всего на несколько градусов выше абсолютного нуля.

Именно при таких условиях возникают  неустойчивые к гравитационному  сжатию отдельные уплотнения в молекулярном облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд.

 

3.1 Рождение звезды  

Когда плотность молекулярного  облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что  гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в группу звезд, продолжается несколько миллионов  лет (сравнительно быстро по космическим  масштабам).

Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в  звезду, называется в звездной космогонии протозвездой.

Протозвезда (от греч. "Протос" - первый) - это космический объект, который уже не облако, но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.

В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд  с общей массой около 5 масс Солнца.

Молекулярные облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные.

Примерно половина звезд образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы (чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более  сложные пока не обнаружены.

Рождение звезды длится миллионы лет  и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных процесс  практически недоступен прямому  наблюдению. Астрофизики исследуют  рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.

Астрономы не могут наблюдать жизнь  одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни  всего человечества. Изменение со временем физических характеристик  и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают  на основе сопоставления характеристик  множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.