Теория большого взрыва

Введение

 

В одном  из выступлений А. Эйнштейн сказал: «Если говорить честно, мы хотим не только узнать, как устроена, ... но и по возможности достичь цели утопической и дерзкой на вид - понять, почему природа является именно такой... В этом состоит прометеевский элемент научного творчества».

История окружающего  нас мира, история Вселенной - это  вопрос, который волновал человечество, начиная с самых ранних ступеней познания. Такие ученые как: Аристотель, Р. Декарт, Г. Галилей не признавали идею о том, что Вселенная имела начало. Они чувствовали, что это могло быть. Но они предпочли верить в то, что Вселенная, существовала, и должна была существовать всегда, то есть вечно и бесконечно. В 1781 философ Иммануил Кант написал необычную и очень неясную работу «Критика Чистого Разума». В ней он привел одинаково правильные доводы, что Вселенная имела начало, и что его не было. И. Ньютон и А. Эйнштейн полностью отвергали идею о том, что Вселенная может развиваться во времени. Это привело к тому, что ученые и до сих пор приводят различные доводы для решения проблемы «создания мира».

Таким образом, вопрос о происхождении Вселенной, ее развитии и структуре до сих пор актуален и является постоянным объектом изучения.

Следовательно, цель данного исследования: представить современные теории происхождения структурного состава Вселенной.

Задачи исследования:

- описать этапы эволюции Вселенной;

- раскрыть сущность  Теории Большого Взрыва;

- выделить основные структурные компоненты Вселенной.

Метод исследования:

-   анализ научно – методической литературы.

1.1. Эволюция Вселенной

 

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Зарождение жизни на земле является лишь ничтожным звеном в ее развитии. Научные исследования, проведенные в XX веке, приоткрыли занавес, скрывающий  это далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют  о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет  назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был  настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

В результате понижающейся температуры материализация раскаленного вещества приостановилась. Согласно этому  факту, эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную [9].

При очень высоких  температурах и плотности в самом  начале существования Вселенной  материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе имело в составе, прежде всего, андроны (класс элементарных частиц, подверженных сильному взаимодействию), и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны [прил. рис.1].

Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура упала на 10 биллионов Кельвинов (1013 K). К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды (10-4 с.), температура ее понизилась до 1012 K, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны. На этом и кончается адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды [2].

Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв, в  веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.

Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010 K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась [прил. рис. 2]. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем «реликтовыми». Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море [там же].

Фотонная эра. На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура Вселенной понизилась до 1010 K , а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов [прил. рис. 3]. Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.

Вследствие  расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно «устают» со временем. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем в настоящее время [там же].

После «Большого взрыва» наступила  продолжительная эра вещества, эпоха  преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой [прил. рис. 4]. Она продолжается приблизительно 300 000 лет. По сравнению с периодом «Большого взрыва» ее развитие представляется как будто замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры [2].

 Таким  образом, эволюцию Вселенной можно  сравнить с фейерверком, который продолжается миллиарды лет. В данном процессе выделяют четыре главных периода, в течение которых происходит изменение соотношения частиц в составе Вселенной. Кроме того, каждая эра характеризуется снижением таких показателей, как температура, энергия и плотность вещества.

 

1.2. Теория  Большого Взрыва

 

Большой взрыв – основная космологическая теория в современной физике, объясняющая развитие Вселенной на самой ранней стадии [11].

В нулевой момент времени Вселенная возникла из сингулярности. В течение первой миллионной доли секунды, когда температура значительно превышала 1012 К, а плотность была немыслимо велика, должны были неимоверно быстро сменять друг друга экзотические взаимодействия, недоступные пониманию в рамках современной физики. Есть основания полагать, что к концу первой миллионной доли секунды уже существовали первичные частицы излучения (фотонов) и частицы вещества. Эта взаимодействующая масса находилась в состоянии так называемого теплового равновесия [14].

В те первые мгновения все  имевшиеся частицы должны были непрерывно возникать и аннигилировать. Любая материальная частица имеет некоторую массу, и поэтому для ее образования требуется наличие определенной «пороговой энергии». В условии сверхплотного состояния материи, характерного для раннего этапа жизни Вселенной, частицы и античастицы должны были тотчас же после своего рождения снова сталкиваться, превращаясь в гамма-излучение. Это взаимное превращение частиц в излучение и обратно продолжалось до тех пор, пока плотность энергии фотонов превышала значение пороговой энергии образования частиц [1].

Когда возраст Вселенной  достиг одной сотой доли секунды, ее температура понизилась, примерно до 1011 К. Через 1 с после Большого взрыва температура понизилась примерно до 1010 К, и нейтрино, по существу, перестали взаимодействовать с веществом: Вселенная стала практически прозрачной для нейтрино. Электроны и позитроны еще продолжали аннигилировать и возникать снова, но примерно через 10 с уровень плотности энергии излучения упал ниже и их порога, и огромное число электронов и позитронов превратилось в излучение. Через 3 мин после Большого взрыва температура Вселенной понизилась до 109 К и возникли подходящие условия для образования атомов гелия: на это были затрачены практически все имевшиеся в наличии нейтроны. Спустя примерно еще минуту почти все вещество Вселенной состояло из ядер водорода и гелия, находившихся примерно в той же количественной пропорции, какую мы наблюдаем сегодня. Начиная с этого момента, расширение первичного огненного шара происходило без существенных изменений до тех пор, пока через 700000 лет электроны и протоны не соединились в нейтральные атомы водорода, тогда Вселенная стала прозрачной для электромагнитного излучения - возникло то, что сейчас наблюдают как реликтовое фоновое излучение [там же].

После того как вещество стало прозрачным для электромагнитного излучения, в действие вступило тяготение: оно начало преобладать над всеми другими взаимодействиями между массами практически нейтрального вещества, составлявшего основную часть материи Вселенной. Тяготение создало галактики, скопления, звезды и планеты - все эти объекты образовались из первичного вещества, которое, в свою очередь, выделилось из быстро остывавшего и терявшего плотность первичного огненного шара; тяготению же предстоит определить путь эволюции и исход жизни всей Вселенной в целом [4; прил. рис. 5].

Есть два  основных взгляда на проблему формирования галактик. Первый состоит в том, что  в любой момент времени в расширяющейся  смеси вещества и излучения могли  существовать случайно распределенные области с плотностью выше средней. В результате действия сил тяготения эти области сначала отделились в виде очень протяженных сгустков вещества, в которых затем начался процесс фрагментации, приведший к образованию облаков меньших размеров, которые позднее превратились в скопления и отдельные галактики, наблюдаемые сегодня. Далее в этих меньших - галактических размеров - сгустках опять-таки под действием притяжения в случайных неоднородностях плотности началось формирование звезд. Существует и другая точка зрения на ход развития событий: вначале из флуктуаций плотности в расширяющемся первичном шаре сформировались многочисленные (малые) галактики, которые с течением времени объединились в скопления, в сверхскопления и,   возможно,   даже  в   более   крупные   иерархические     структуры

[3; прил. рис. 6].

В настоящее  время доказано, что микроволновое фоновое излучение дает нам информацию о той эпохе, когда возраст Вселенной насчитывает примерно 700 000 лет, чему соответствует красное смещение около 1000. Самый далекий от нас квазар имеет смещение 3,6, т.е. наблюдаемый свет этого квазара был испущен им, когда возраст Вселенной составлял чуть меньше 2 млрд. лет. В промежутке времени от 700 000 до 2 млрд. лет во Вселенной должно было произойти многое, в том числе сформировались галактики. Тем не менее, последние данные, скорее всего, свидетельствует в пользу второй из двух упомянутых выше гипотез, согласно которой образование галактик предшествовало формированию скоплений и сверхскоплений [5].

Таким образом, Большой взрыв продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока, это всё же была самая главная эра Вселенной. Никогда после этого эволюция Вселенной не была столь стремительна. Все события в тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. Не следует забывать, что в столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

 

 

1.3. Структура  Вселенной

 

С возникновением атомов водорода начинается звездная эра - эра частиц (протонов и электронов).

Вселенная вступает в звездную эру в форме  водородного газа с огромным количеством  световых и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ расширялся в различных  частях Вселенной с разной скоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, во много миллионов световых лет. Масса таких космических водородных сгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скопления галактик.

Итак, крупнейшие структурные единицы Вселенной - сверхгалактики - являются результатом неравномерного распределения водорода,   которое  происходило  на ранних этапах истории Вселенной

[6; прил. рис. 7].

Колоссальные  водородные сгущения - зародыши сверхгалактик  и скоплений галактик - медленно вращались. Внутри их образовывались вихри, похожие на водовороты. Их диаметр достигал примерно ста тысяч световых лет. Эти системы были названы протогалактиками, т.е. зародышами галактик. Несмотря на свои невероятные размеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частью сверхгалактик и по размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики [10].

Астрономические исследования показывают, что скорость вращения завихрения предопределила форму  галактики, родившейся из этого вихря. Из медленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики [прил. рис. 8], в то время как из быстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики [прил. рис. 9].

Плотность распределения звезд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных галактик. Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звезд при своем вращении вокруг центра галактики остается вблизи нее; периоды обращения составляют 107 - 109 лет. При этом внутренние части вращаются как твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко («керн») вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные галактики, являющиеся также плоскими звездными системами [там же].

Звезды  во Вселенной объединены в гигантские Звездные системы, называемые галактиками. Звездная система, в составе которой, как рядовая звезда находится  наше Солнце, называется Галактикой.

Число звезд в галактике порядка 1012 (триллиона). Млечный путь, светлая серебристая полоса звезд опоясывает всё небо, составляя основную часть нашей Галактики. Млечный путь наиболее ярок в созвездии Стрельца, где находятся самые мощные облака звезд. Наименее ярок он в противоположной части неба [5].

Из  этого нетрудно вывести заключение, что солнечная система не находится  в центре Галактики, который от нас  виден в направлении созвездия  Стрельца. Чем дальше от плоскости  Млечного Пути, тем меньше там слабых звезд и тем менее далеко в этих направлениях тянется звездная система.

Размеры Галактики были намечены по расположению звезд, которые видны на больших  расстояниях. Это цефиды и горячие  гиганты. Диаметр Галактики примерно равен 3000 пк (Парсек (пк) – расстояние, с которым большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1”.1 Парсек = 3,26 светового года = 206265 а.е. = 3*1013 км.) или 100000 световых лет (световой год – расстояние пройденное светом в течение года), но четкой границы у нее нет, потому что звездная плотность постепенно сходит на нет.

В центре галактики расположено ядро диаметром 1000-2000 пк – гигантское уплотненное  скопление звезд. Оно находится  от нас на расстоянии почти 10000 пк (30000 световых лет) в направлении созвездия  Стрельца, но почти целиком скрыто плотной завесой облаков, что препятствует визуальным и обычным фотографическим наблюдениям этого интереснейшего объекта Галактики. В состав ядра входит много красных гигантов и короткопериодических цефид [8].

Звезды  верхней части главной последовательности, а особенно сверхгиганты и классические цефиды, составляют молодые население. Оно располагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой или диск. Среди звезд этого диска находится пылевая материя и облака газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему [там же].

Масса нашей галактики оценивается  сейчас разными способами, равна 2*1011 масс Солнца (масса Солнца равна 2*1030 кг.) причем 1/1000 ее заключена в межзвездном газе и пыли. Масса Галактики в Андромеде почти такова же, а масса Галактики в Треугольнике оценивается в 20 раз меньше. Поперечник нашей галактики составляет 100000 световых лет [там же].

В некоторых  местах на небе в телескоп, а кое-где  даже невооруженным глазом можно различить тесные группы звезд, связанные взаимным тяготением, или звездные скопления.

Существует  два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые [прил. рис. 10].

Рассеянные  скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру.

Шаровые же скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они  содержат короткопериодические цефеиды. Размер рассеянных скоплений – несколько  парсек. Пример их скопления Глады и Плеяды в созвездии Тельца. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру – десяток парсек. Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних должно быть десятки тысяч [7].

Кроме звезд в состав Галактики входит еще рассеянная материя, чрезвычайно рассеянное вещество, состоящее из межзвездного газа и пыли. Оно образует туманности [прил. рис. 11]. Туманности бывают диффузными (клочковатой формы) и планетарными. Светлые они оттого, что их освещают близлежащие звезды [там же].

Следовательно, Вселенная имеет достаточно сложную  структуру. Наиболее значимые элементы – это галактики, скопления, звезды и планеты. Каждая из этих составляющих  соответственно включает в себя более подробную дифференциацию.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Заключение

 

Анализ научно – методической литературы теме «Структура Вселенной. Теория Большого Взрыва» позволяет сделать определенные выводы.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют  о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Процесс эволюции Вселенной происходит достаточно медленно, поэтому в нем выделяют четыре периода (эры): адронную, лептонную, фотонную и звездную. Данные этапы характеризуются изменением соотношения элементарных частиц (адронов, лептонов, фотонов и т. д.) в составе вещества, понижением таких показателей, как: температура, энергия, плотность.

Большой взрыв – основная космологическая теория в современной физике, объясняющая развитие Вселенной на самой ранней стадии. Таким образом, он характеризуется в качестве наиболее значимой ступени создания «мира». Кроме того, в столь короткое время из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма - фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

При анализе  структуры Вселенной в ее составе  были выделены основные компоненты: галактики, в которые входят скопления, звезды и планеты, а также рассеянная материя,  состоящая из межзвездного газа и пыли. Она образует своего рода туманности.

Таким образом, практическая значимость данного исследования заключается в обобщении сведений об эволюции, структуре Вселенной и теории ее возникновения -  Теории Большого Взрыва.

 

Библиография

 

  1. Вайнберг, С. Первые три минуты [Текст] / Стивен Вайнберг. – М.: НИЦ Регулярная и хаотическая динамика,  2000. – 272 с. 
  2. Воронцов - Вельяминов, Б.А. Очерки о Вселенной [Текст] / Борис Александрович Воронцов  - Вельяминов. – М.: Наука, 1994. – 724 с.
  3. Гурштейн, А.А. Извечные тайны неба [Текст] / Александр Аронович Гурштейн. – М.: Наука, 1991. – 496 с.
  4. Климишин, И. А. Элементарная астрономия [Текст] / Иван Антонович Климишин. – М.: Наука, 1991. – 464 с. 
  5. Коротцев, А. Н. Астрономия для Всех [Текст] / Олег Николаевич Коротцев. – СПб.: Классика, 2008. - 384 с.
  6. Кунафин, М. С. Концепции современного естествознания: учебное пособие [Текст] / Марат Самирханович Кунафин. -  Уфа, 2003. – 244 с.
  7. Лихин, А.Ф. Концепции современного естествознания: учебное пособие [Текст]  /  Александр Федорович Лихин. -  М.: Проспект, 2006. - 264 с.
  8. Моше, Д. Астрономия: книга для обучающихся [Текст] / Даян Моше. – М.: Просвещение, 1995. – 255 с.
  9. Новиков, И. Д. Эволюция Вселенной [Текст] / Игорь Дмитриевич Новиков.  – М.: Наука, 1991. – 192 с.
  10. Шкловский, И. С. Вселенная, жизнь, разум [Текст] / Иосиф Самуилович Шкловский. – М.: Наука, 1990. – 320 с.
  11. Большой Взрыв [Электронный ресурс] [Текст]. URL: http://w.w.w.cosmos.ru.html   (дата обращения: 07.11.12).
  12.   Взрыв во Вселенной [Электронный ресурс]  [Иллюстрации]. URL: http://w.w.w.images.ru.html (дата обращения: 08.11.12).
  13. Структура Вселенной [Электронный ресурс]  [Иллюстрации]. URL: http://w.w.w.images.ru.html (дата обращения: 08.11.12).
  14. Теория Большого Взрыва [Электронный ресурс] [Текст]. URL: http://w.w.w.coolref.ru.html (дата обращения: 07.11.12).
  15. Эволюция Вселенной [Электронный ресурс]  [Иллюстрации]. URL: http://w.w.w.images.ru.html (дата обращения: 08.11.12).