Структура Вселенной с позиций современной космологии

1.4 Гипотезы Г.А.  Гамова 

По мере развития естествознания и особенно ядерной  физики выдвигаются различные гипотезы о физических процессах на разных этапах космологического расширения. Одна из них предложена в конце 40‑х гг. ХХ в. Г.А. Гамовым (1904–1968), физиком – теоретиком, эмигрировавшим в 1933 г. из Советского Союза в США, и называется моделью горячей Вселенной.* В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.

Из этой модели следует два вывода:

-                     вещество, из которого зарождались  первые звезды, состояло в основном  из водорода (75 %) и гелия (25 %);

-          в сегодняшней Вселенной должно  наблюдаться слабое электромагнитное  излучение, сохранившее память  о начальном этапе развития  Вселенной, и поэтому названное  реликтовым.

1.5 Реликтовое  излучение А. Пензиса и Р.  Вильсона 

 

С развитием  астрономических средств наблюдения, и в частности, с рождением  радиоастрономии, появились новые  возможности познания Вселенной. В 1965 г. американские астрофизики А. Пензиас  и Р. Вильсон экспериментально обнаружили реликтовое излучение. Реликтовое излучение  – это фоновое изотропное космическое  излучение со спектром, близким к  спектру излучения абсолютно  черного тела с температурой около 3 К.

В 2000 г. сообщалось: сделан важный шаг на пути понимания  самого раннего этапа эволюции Вселенной. В лаборатории европейских ядерных  исследований в Женеве получено новое  состояние материи – кварк  – глюонная плазма. Предполагается, что в таком состоянии Вселенная  находилась в первые 10 мкс после  большого взрыва. До сих пор удавалось  охарактеризовать эволюцию материи  на стадии не ранее трех минут после  взрыва, когда уже сформировались ядра атомов.  

2. Модель горячей  Вселенной 

Вселенная-это  совокупность всего, что существует. Земля, Луна, Солнце и все планеты  и звезды образуют Вселенную. Вселенная  полна большими и волнующими тайнами  и загадками, которые ученые стараются  разгадать. Многие выдвигают теории относительно ее происхождения. Они  утверждают, что Вселенная существовала не всегда, но имела свое начало.

Исходя из исследований звезд и галактик, ученые заметили, что они отделяются друг от друга  с большой скоростью. Это позволяет  предположить, что в какой-то момент они были соединены. Опыт, предлагаемый для объяснения, каким было начало Вселенной, состоит в том, что воздушный шар разрисовывают небольшими пятнами. Когда шар надувают, расстояние между пятнами увеличивается, и пятна также становятся все больше. В этом опыте пятна представляют галактики, а надувание шара – распространение Вселенной.

2.1 Космология  Большого Взрыва 

Бельгийский астроном Жорж Ламетр, изучавший звезды, высказал предположение, что 15 миллиардов лет  назад Вселенная была маленькой  и очень плотной. Это состояние  Вселенной он назвал «космическим яйцом». Согласно его расчетам, радиус Вселенной  в первоначальном состоянии был  равен 10 см, что близко по размерам к  радиусу электрона, а ее плотность  составляла 10 г./см, т. е. Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых  размеров.

От первоначального  состояния Вселенная перешла  к расширению в результате Большого взрыва, т. е. вся материя, входившая  в состав «космического яйца», вырвалась  наружу с большой скоростью и  разлетелась во всех направлениях.

Современные галактики  были фрагментами этого взорвавшегося  «яйца». Звезды галактик в свою очередь  развивались, пока не приняли современное  состояние. Обычно для определения  этого явления используют английское выражение Big-Bang, означающее «большой взрыв».

Итак, в основе в основе современных представлений  об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого  Взрыва».

Ученик А.А. Фридмана Г.А. Гамов разработал модель горячей  Вселенной, рассмотрев ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной, и назвал ее «космологией Большого Взрыва».

Ключ к пониманию  ранних этапов эволюции Вселенной –  в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом Взрыве. В простейшем варианте теории горячей Вселенной  предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой  плотностью и энергией. По мере расширения Вселенной температура падала от очень большой до довольно низкой, обеспечивая возникновение условий, благоприятных для образования  звезд и галактик. На протяжении около 1 млн. лет температура превышала  несколько тысяч градусов, что  препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы. Лишь когда температура понизилась, возникли первые атомы. Таким образом, атомы  – это реликты эпохи, наступившей  через 1 млн. лет после Большого Взрыва.

Ретроспективные расчеты определяют возраст Вселенной  в 13–15 млрд. лет. Как было сказано  ранее, Г.А. Гамов предположил, что  температура вещества была велика и  падала с расширением Вселенной. Его расчеты показали, что Вселенная в своей эволюции проходит определенные этапы, в ходе которых происходит образование химических элементов и структур.  

2.2 Деление начальной  стадии эволюции на эры 

В современной  космологии для наглядности начальную  стадию эволюции Вселенной делят  на эры.

Эра адронов (тяжелых  частиц, вступающих в сильные взаимодействия). Продолжительность эры 0,0001 с, температура 10 градусов по Кельвину, плотность 10 см. В конце эры происходит аннигиляция  частиц и античастиц, но остается некоторое  количество протонов, гиперонов, мезонов.

Эра лептонов (легких частиц, вступающих в электромагнитное взаимодействие). Продолжительность  эры 10 с, температура 10 градусов по Кельвину, плотность 10 /см. Основную роль играют легкие частицы, принимающие участие  в реакциях между протонами и  нейтронами.

Фотонная эра. Продолжительность 1 млн. лет. Основная доля массы – энергии Вселенной  – приходится на фотоны. К концу  эры температура падает с 10 до 3000 градусов по Кельвину, плотность –  от 10 г./см до 10 г./см. Главную роль играет излучение, которое в конце эры  отделяется от вещества.

Звездная эра  наступает через 1 млн. лет после  зарождения Вселенной. В звездную эру  начинается процесс образования  протозвезд и протогалактик. Затем  разворачивается грандиозная картина  образования структуры Метагалактики.

2.3 Инфляционная  модель Вселенной 

В современной  космологии наряду с гипотезой Большого взрыва обосновывается инфляционная модель Вселенной, в которой рассматривается  идея творения Вселенной. Эта идея имеет  сложное обоснование и связана  с квантовой космологией. В данной модели описывается эволюция Вселенной, начиная с момента 10 с после  начала расширения.

В соответствии с инфляционной гипотезой космическая  эволюция в ранней Вселенной проходит ряд этапов.

Начало Вселенной  определяется как состояние квантовой  супергравитациии с радиусом Вселенной  в 10 см (размер атома 10) Основные события  в ранней Вселенной разыгрывались  за ничтожно малый промежуток времени  от 10 с до 10 с.

В стадии инфляции создавалось само пространство и  время Вселенной. Весь этот первоначальный период во Вселенной не было ни вещества, ни излучения. Затем состояние ложного  вакуума распалось, высвободившаяся  энергия пошла на рождение тяжелых  частиц и античастиц, которые, проаннигилировав, дали мощную вспышку излучения (света), осветившего космос. Так произошел  переход от инфляционной стадии к  фотонной.

Этап отделения  вещества от излучения: оставшееся после  аннигиляции вещество стало прозрачным для излучения, контакт между  веществом и излучением пропал.

В дальнейшем развитие Вселенной шло в направлении  от максимально простого однородного  состояния к созданию все более  сложных структур – атомов, галактик, звезд, планет, синтезу тяжелых элементов  в недрах звезд, в том числе  и необходимых для создания жизни, возникновение жизни и человека.  

3. Структура  Вселенной 

Вселенной на самых  разных уровнях, от условно элементарных частиц и до гигантских сверхскоплений галактик, присуща структурность. Структура  Вселенной – предмет изучения космологии, одной из важных отраслей естествознания, находящейся на стыке  многих естественных наук: астрономии, физики, химии и др. Современная  структура Вселенной является результатом  космической эволюции, в ходе которой  из протогалактик образовались галактики, из протозвезд – звезды, из протопланетного  облака – планеты.

3.1 Метагалактика 

Часть Вселенной, доступная исследованию астрономическими средствами, соответствующими достигнутому уровню развития науки, называется Метагалактикой. Иначе говоря, Метагалактика –  охваченная астрономическими наблюдениями часть Вселенной. Она находится  в пределах космологического горизонта. Метагалактика представляет собой  совокупность звездных систем – галактик, а ее структура определяется их распределением в пространстве, заполненном чрезвычайно  разреженным межгалактическим газом  и пронизываемом межгалактическими  лучами.*

Согласно современным  представлениям, для Метагалактики  характерна ячеистая (сетчатая, пористая) структура. Эти представления основываются на данных астрономических наблюдениях, показавших, что галактики распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ ячеек, внутри которых галактик почти нет. Кроме того, найдены  огромные объемы пространства, в которых  галактик пока не обнаружено.

Если брать  не отдельные участки Метагалактики, а ее крупномасштабную структуру  в целом, то, очевидно, что в этой структуре не существует каких-то особых, чем-то выделяющихся мест или направлений  и вещество распределено сравнительно равномерно.

Возраст Метагалактики  близок к возрасту Вселенной, поскольку  образование ее структуры приходится на период, следующий за разъединением  вещества и излучения. По современным  данным, возраст Метагалактики оценивается  в 15 млрд. лет. Ученые считают, что, по-видимому, близок к этому и возраст галактик, которые сформировались на одной из начальных стадий расширения Метагалактики.

3.2 Галактики 

Главные составляющие Вселенной – галактики. Галактика  – гигантская система, состоящая  из скоплений звезд и туманностей, образующих в пространстве достаточно сложную конфигурацию.

По форме галактики  условно разделяются на три типа: эллиптические, спиральные и неправильные.

Эллиптические галактики обладают пространственной формой эллипсоида с разной степенью сжатия. Они являются наиболее простыми по структуре: распределение звезд  равномерно убывает от центра.

Спиральные галактики  представлены в форме спирали, включая  спиральные ветви. Это самый многочисленный вид галактик, к которому относится  и наша Галактика – Млечный  Путь.

Неправильные  галактики не обладают выраженной формой, в них отсутствует центральное  ядро.

Кроме звезд  и планет галактики содержат разреженный  газ и космическую пыль.

Млечный Путь хорошо виден в безлунную ночь. Он кажется  скоплением светящихся туманных масс, протянувшимся от одной стороны  горизонта до другой, и состоит  примерно из 150 млрд. звезд. По форме  он напоминает сплюснутый шар. В центре его находится ядро, от которого отходит несколько спиральных звездных ветвей. Наша Галактика чрезвычайно  велика: от одного ее края до другого  световой луч путешествует около 100 тыс. земных лет. Большая часть ее звезд сосредоточена в гигантском диске толщиной около 1500 световых лет. На расстоянии около 2 млн. световых лет  от нас находится ближайшая к  нам галактика – Туманность Андромеды, которая по своему строению напоминает Млечный Путь, но значительно превосходит  его по своим размерам.* Наша Галактика, Туманность Андромеды вместе с другими  соседними звездными системами  образуют Местную группу галактик. На расстоянии около 30 тыс. световых лет  от центра Галактики расположено  Солнце.

На современном  этапе эволюции Вселенной вещество в ней находится преимущественно  в звездном состоянии. 97 % вещества в  нашей Галактике сосредоточено  в звездах, представляющих собой  гигантские плазменные образования  различной величины, температуры, с  разной характеристикой движения.

Возраст звезд  меняется в достаточно большом диапазоне  значений: от 15 млрд. лет, соответствующих  возрасту Вселенной, до сотен тысяч  – самых молодых. Есть звезды, которые  образуются в настоящее время  и находятся протозвездной стадии, т. е. они еще не стали настоящими звездами.