Мегамир: строение и эволюция

МЕГАМИР: СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ

Реферат по дисциплине «Концепции современного естествознания»

Самара, 2010

Оглавление

Введение

Большой Взрыв

Галактики

Звёзды

Чёрные дыры

«Маяки» Вселенной

Солнечная система

Скрытая масса

Дальнейшая судьба Вселенной

Заключение

Список литературы

Введение

Мегамир - взаимодействующая и развивающаяся система космических объектов. Изучением происхождения, структуры и эволюции Вселенной занимается наука космология. Она в некотором смысле ограничена в возможностях, ибо может пользоваться лишь наблюдением как научным методом (эксперименты в мегамире невозможны). Поэтому и говорить приходится лишь о гипотезах происхождения и строения Вселенной. Их существует несколько в настоящее время, некоторые противоречат друг другу. Создать единую теорию, объединяющую все знания о мегамире, мечтал ещё Альберт Эйнштейн. Сегодня его мечта отчасти сбылась: основанная на его общей теории относительности, наиболее широкое распространение получила теория Большого Взрыва. Целью данной работы является попытка рассказать об объектах и эволюции мегамира в рамках этой теории.

Большой Взрыв

Для обозначения состояния пространства до Большого Взрыва физикам пришлось ввести гипотетическое поле, которое было названо «инфлатонным» (от слова «инфляция»). Это поле заполняло собой все пространство. Благодаря случайным колебаниям оно принимало разные значения в произвольных пространственных областях и в различные моменты времени. Ничего существенного не происходило, пока случайно не образовалась однородная конфигурация этого поля размером более 10-33см. Что же касается наблюдаемой Вселенной, то она в первые мгновения своей жизни, по-видимому, имела размер 10-27см. Предполагается, что на таких масштабах уже справедливы основные законы физики, известные сегодня, поэтому можно предсказать дальнейшее поведение системы. Оказывается, что сразу после этого пространственная область, занятая флуктуацией (от лат. fluctuatio - «колебание», случайные отклонения наблюдаемых физических величин от их средних значений), начинает очень быстро увеличиваться в размерах, а инфлатонное поле стремится занять положение, в котором его энергия минимальна. Такое расширение продолжается всего 10-35 секунды, но этого времени оказывается достаточно для того, чтобы диаметр Вселенной возрос как минимум в 1027 раз и к окончанию инфляционного периода наша Вселенная приобрела размер примерно 1см. Инфляция заканчивается, когда инфлатонное поле достигает минимума энергии - дальше падать некуда. При этом накопившаяся кинетическая энергия переходит в энергию рождающихся и разлетающихся частиц, иначе говоря, происходит нагрев Вселенной. Как раз этот момент и называется сегодня Большим взрывом.

Считается, что в момент Большого Взрыва Вселенная была бесконечно горячей. В процессе её расширения температура излучения понижалась. С понижением температуры частицы стали притягиваться и соединяться друг с другом. Через секунду после Большого Взрыва Вселенная расширилась достаточно, чтобы её температура упала приблизительно до 10 миллиардов градусов Цельсия. Это в тысячу раз больше, чем в центре Солнца, но подобные температуры отмечались при взрывах водородных бомб. В то время во Вселенной присутствовали главным образом фотоны, электроны, нейтрино и их античастицы, а также гораздо меньшее число протонов и нейтронов. Для того, чтобы две безмассовые частицы, такие как фотоны, могли породить пару частица - античастица, например, электрон и позитрон, безмассовым частицам надо обладать некой минимальной энергией. Поскольку Вселенная продолжала расширяться и температура понижалась, столкновение частиц, обладающее достаточной энергией для рождения электрон-позитронных пар, случались всё реже. Гораздо чаще происходило взаимоуничтожение пар. В конечном счёте большая часть электронов и позитронов аннигилировали друг с другом, произведя большое количество фотонов и оставив относительно мало электронов.

Приблизительно через сто секунд после Большого Взрыва Вселенная остыла до 1 миллиарда градусов - температуры недр самых горячих звёзд. В этих условиях энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для преодоления сильного ядерного взаимодействия. Они начинают сливаться, образуя ядра дейтерия (тяжёлого водорода), которые содержат один протон и один нейтрон. Ядра дейтерия могут затем, присоединяя протоны и нейтроны, превратиться в ядра гелия, состоящие из пары протонов и пары нейтронов, а также породить некоторое количество ядер двух более тяжёлых элементов - лития и бериллия.

Все эти первоначальные процессы после Большого Взрыва завершилась спустя несколько часов формированием ядер гелия и некоторых других элементов, таких как литий. Затем около миллиона лет Вселенная просто продолжала расширяться и ничего существенного не происходило. И только через миллиард лет после Большого Взрыва стали появляться первые галактики и звёзды.

Галактики

Галактики являются гигантскими звёздными системами, содержащими от нескольких миллионов до нескольких сотен миллиардов звёзд. Помимо звёзд в состав галактик входят межзвёздный газ, межзвёздная пыль, космические лучи. Галактики образовались в результате понижения температуры Вселенной до нескольких тысяч градусов. Кинетической энергии электронов и ядер стало недостаточно для того, чтобы преодолевать силы электромагнитного притяжения, и они начали объединяться в атомы. Вселенная в целом продолжала бы расширяться и остывать, но в областях, где плотность была четь выше средней, расширение дополнительно тормозилось гравитационным притяжением избыточного вещества. Под действием этого притяжения расширение в этих областях Вселенной остановилось, уступив место коллапсу. По ходу коллапса тяготение окружающего вещества могло придать этим областям едва заметное вращение. При стягивании коллапсирующей области её вращение ускоряется. Наконец, когда размеры такой области становились достаточно малыми, её вращение ускорялось настолько, что могла сбалансировать гравитацию. Так образовались вращающиеся спиральные галактики. Другие области Вселенной, избежавшие вращения, стали овальными объектами, которые называют эллиптическими галактиками. Кроме этих видов, различают линзообразные и неправильные галактики.

Среди сравнительно близких к нам галактик около 13 процентов принадлежит к классу эллиптических. Их обозначают буквой E. Они имеют шаровую или эллипсоидальную форму. Изучение спектров данных галактик показывает, что звёзд в них движутся с почти одинаковой вероятностью во всех направлениях, а вращаются они медленно. Плотность звёзд в единице объёма увеличивается к центру и плавно спадает от центра к краю. В большинстве эллиптических галактик очень мало газа - менее о, 1% всей массы.

Другой тип галактик - спиральные. Они обозначаются буквой S. Среди близких галактик спиральные составляют несколько больше 60%. Их отличает наличие двух (а иногда и больше) спиральных рукавов, образующих плоскую систему - «диск». Помимо диска, в S-галактиках имеется так называемая сферическая составляющая. Она образуется объектами, которые располагаются сферически-симметрично вокруг центра галактики. В спиральных рукавах сосредоточено много молодых ярких звёзд и нагреваемых ими светящихся газовых облаков. Имеются также холодные газово-пылевые облака.

Основная масса спиральных галактик обычно сосредоточена в диске. В отличие от сферической составляющей, звёзды и газ диска обращаются вокрг центра галактики, причём с разной угловой скоростью на разных расстояниях от центра. Количество газа в спиральных галактиках колеблется от 1 до 15% от общей массы.

Линзообразные галактики (SO) составляют около 22% среди близких галактик. В них яркое основное сплюснутое тело, «линза», окружено слабым ореолом. Иногда линзы имеют вокруг себя кольцо.

Около 4% близких галактик составляют неправильные галактики. Они обозначаются Ir. К этому классу относят все не попавшие в перечисленные выше классы. Класс их крайне неоднороден. Количество газа в таких галактиках может доходить до 50% общей массы, но в других случаях - всего несколько процентов.

Кроме этого, по другой классификации различают чечевицеобразные и иглообразные галактики.

Газ в галактиках состоит по массе на 70% из водорода и 30% из гелия. Основная масса газа находится в виде нейтральных атомов. Массы и светимости разных галактик сильно отличаются друг от друга. Некоторые галактики являются мощными источниками радиоизлучения - их назвали радиогалактиками. В центрах многих ярких галактик имеется сгущение, называемое ядром, а внутри ядер некоторых галактик имеются яркие ядрышки - керны. Природа ядер резко отличается от природы остальных частей галактик. В них наблюдаются активные процессы, связанные с выделением энергии.

Известны галактики с необычайно активными процессами в ядрах - так называемые сейфертовские галактики, N-галактики и др. В их ядрах проходят мощные движения газа со скоростями тысячи километров в секунду, наблюдаются выбросы вещества. Яркость ядер часто переменна.

Большая часть галактик входит в состав скоплений. Скопления делятся на правильные и неправильные. Кроме того, существуют классификации скоплений по разным параметрам, например, по богатству (числу членов с достаточно мощным излучением), по наличию ярких галактик в центре и т.п.

В соответствии с новейшими исследованиями есть основания предполагать, что в центре каждой галактики находятся одна или даже две сверхмассивные чёрные дыры.

Звёзды

Наиболее массовые объекты мегамира - звёзды. Они образовались из газа галактик почти одновременно с ними. Водородно-гелиевый газ в галактиках со временем распадался на небольшие облака, которые коллапсировали под давлением собственного тяготения. При сжатии атомы в них сталкивались, и температура газа росла, пока не достигала величины, необходимой для начала реакций ядерного синтеза. Эти реакции преобразуют водород в гелий и похожи на управляемый взрыв водородной бомбы. Выделяемое при этом тепло заставляет звёзды светиться. Это тепло также увеличивает давление газа, пока это последнее не приходит в равновесие с силами тяготения. В результате газ перестаёт сжиматься. Примерно так газовые облака становятся звёздами, подобными Солнцу, которые сжигают водород, превращая его в гелий, и излучают высвободившуюся энергию в форме тепла и света.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на ее вещество внутренние силы уравновешиваются.

В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звездное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он "блуждает" многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

Химический состав звезд по данным спектрального анализа в среднем такой: на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 - кислорода, 2 - азота, 1 - углерода, еще меньше остальных элементов. Из-за высоких температур атомы ионизированы и находятся в состоянии плазмы - смеси ионов и электронов. Строение звезд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в ее недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую ее часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объем уменьшается. Внешние же области при этом расширяются, температура поверхности падает. Горячая звезда - голубой гигант - постепенно превращается в красный гигант.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн градусов и начнется горение гелия. Гелий начнет превращаться в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. В дальнейшем создаются более тяжелые элементы. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное энергии ядро начинает быстро сжиматься. Это может повлечь за собой взрыв - вспышку сверхновой. Происходит взрыв, мощь которого настолько велика, что сверхновая светит ярче всех звёзд галактики вместе взятых. Примером может служить сверхновая Крабовидной туманности. Китайские летописи относят её к 1054 году. Хотя взорвавшаяся звезда находилась на расстоянии 5000 световых лет, она оставалась видимой для невооружённого глаза несколько месяцев и сияла так ярко, что была различима даже днём, а ночью при её свете можно было читать. Недавно было высказано предположение, что происшедшее два миллиона лет назад вымирание морских организмов было вызвано всплеском космического излучения, порождённого вспышкой сверхновой вблизи от земли. Каждый день во Вселенной вспыхивают сотни тысяч сверхновых звёзд. В отдельной галактике сверхновые появляются примерно раз в столетие. Последняя вспышка сверхновой в Млечном Пути произошла в 1604 году. Главной претенденткой на роль следующей сверхновой в нашей галактике является звезда ? (ро) Кассиопеи, которая находится на расстоянии десять тысяч световых лет. Она относится к немногочисленному классу жёлтых сверхгигантов. Во всём Млечном Пути имеется лишь семь звёзд этого типа. Международная группа астрономов начала изучать ро Кассиопеи в 1993 году. За прошедшие годы у звезды наблюдались периодические колебания температуры на несколько сотен градусов. Затем, летом 2000 года, температура её внезапно упала с 7000 до 4000 градусов. В это время исследователи обнаружили в атмосфере звезды окись титана, которая, как считается, входит в состав оболочки, выброшенной с поверхности звезды мощной ударной волной.

Широко распространены двойные и кратные звезды, можно сказать, что это обычное явление. Они образуются рядом и вращаются вокруг общего центра масс. Их насчитывается около 50% от всех звезд.

В звездах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. В карликах процесс горения протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать еще очень длительное время.

Однако если звезда достаточно массивна, может оказаться, что даже свет не сумеет преодолеть её тяготение, и тогда она станет тем, что принято называть «чёрной дырой».

Чёрные дыры

Чёрная дыра - область пространства, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть. Вблизи черной дыры напряженность гравитационного поля так велика, что физические процессы там можно описывать только с помощью релятивистской теории тяготения. Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр.

Термин «чёрная дыра» появился сравнительно недавно. Впервые его употребил в 1969г. Американский учёный Джон Уиллер в качестве наглядного описания идеи, высказанной не меньше двухсот лет назад. Английский астроном Джон Митчелл в 1784 году доказал, что если масса звезды будет достаточно велика, то свет не сможет покинуть её, т.е. для наблюдателей она будет невидима. Через несколько лет к такому же выводу пришёл французский учёный Пьер Лаплас.

Их рассуждения связаны с понятием «скорость убегания» - минимальная скорость, необходимая для того, чтобы объект преодолел силу притяжения небесного тела или звездной системы. Она зависит от массы небесного тела, поэтому естественно, что для какой-то массы эта скорость будет больше скорости света. Если объектом с такой массой окажется звезда, её свет просто не сможет покинуть поверхность. Именно о таком объекте говорили Митчелл и Лаплас, и его в определённом смысле можно считать чёрной дырой.

Теоретически образование чёрной дыры легче всего рассмотреть на примере невращающейся звезды. По мере старения она расходует свою энергию и превращается в красного гиганта, но в конце концов её топливо кончается и звезда становится неустойчивой. Термоядерная «печь» обеспечивала направленное вовне давление, которое уравновешивало силу гравитационного сжатия, но теперь его нет. Гигантская сила сжатия скоро становится неодолимой. Если звезда невелика (меньше одной массы Солнца), коллапс растягивается на миллионы лет, но для массивных звёзд он происходит практически мгновенно. Ядро звезды начинает стремительно сжиматься, и меньше чем за тысячную долю секунды звезда превращается в чёрную дыру.

В «замедленном» варианте это происходит следующим образом. Вскоре после начала сжатия происходит всплеск рентгеновского и гамма-излучения. Коллапс продолжается, и фотонам становится всё труднее противостоять растущему напряжению. Фотоны, которые покидают поверхность под углом, имеют искривлённую траекторию (как следует из общей теории относительности). Те же, которые улетают по траекториям, параллельным поверхности, остаются на орбите вокруг звезды, и через долю секунды ни один фотон уже не может вырваться - звезда прошла так называемый горизонт события. Однако вещество звезды продолжает коллапсировать и за горизонтом событий. Боле того, коллапс продолжается вечно, и в конце концов вещество сжимается до нулевого объёма в центре звезды - сингулярности.

Решение уравнения Эйнштейна, соответствующее такой чёрной дыре, было найдено К. Шварцшильдом, поэтому она называется шварцшильдовской. Однако большинство звёзд вращается, и, следовательно, вращаются образовавшиеся из них чёрные дыры. Решение для таких случаев нашёл в 1963 году Р.Керр.

Объект, приближающийся к чёрной дыре, будет вращаться с той же скоростью, что и эта дыра, и чем ближе, тем выше будет эта скорость. На определённом этапе она приблизится к световой. Та поверхность, на которой это происходит, называется «статическим пределом». За ним тоже также есть горизонт события, имеющий сферическую форму. С другой стороны, поверхность, соответствующая статическому пределу, сплющена и соприкасается с горизонтом события только у полюсов. Область между этими поверхностями называется эргосферой. За горизонтом событий имеется сингулярность, только она имеет форму кольца.

Предсказано ещё два типа чёрных дыр. Возможно, природе их и нет, но теоретически они важны. Когда звезда превращается в чёрную дыру, почти все её характеристики растворяются в сингулярности. Остаются только три характеристики: масса, момент вращения и заряд. Это и определяет два типа гипотетических объектов. Это чёрные дыры Рейснера - Нордстрема (невращающиеся заряженные) и Керра - Ньюмена (вращающиеся заряженные).

По предположениям отдельных учёных, общее число чёрных дыр в нашей Галактике может составлять несколько сотен тысяч.

Маяки Вселенной

Маяками Вселенной называют открытые в 1960-х - 70-х годах квазары и пульсары, являющиеся одними из самых загадочных объектов мегамира.

Квазары - самые мощные стационарные источники оптического излучения в природе. Были открыты как радиоисточники с очень малыми угловыми размерами, на месте которых в оптическом диапазоне спектра видны слабые объекты, похожие на голубоватые звездочки. Однако, эти «звездочки» оказались обладающими большим красным смещением, выдающим их внегалактическую природу. Позднее выяснилось, что мощное радиоизлучение характерно только для части из них. В отличие от звезд, у квазаров оптическое излучение имеет нетепловую природу и связано с очень мощным выделением энергии (до 1041Вт) в небольшом объеме пространства. Невероятно высокая светимость квазаров позволяет уверенно наблюдать их с расстояний в миллиарды св. лет. При этом видимая яркость квазаров, как правило, заметно меняется на самых различных интервалах времени - от нескольких лет до долей суток. Как правило, излучение «материнской» галактики, внутри которой находится квазар, «тонет» в ярком свете квазара, так что ее обнаружение представляет сложную, хотя и решаемую проблему.

Пульсары - астрономические объекты, испускающие мощные, строго периодические импульсы электромагнитного излучения в основном в радиодиапазоне. Энергия, излучаемая в импульсах, составляет лишь малую долю его полной энергии. Почти все известные пульсары находятся в нашей Галактике. У каждого пульсара свой период пульсаций; они лежат в диапазоне от 640 импульсов в секунду до одного импульса каждые 5 с. Периоды большинства пульсаров составляют от 0,5 до 1 с. Точные измерения показывают, что обычно период между импульсами возрастает на одну миллиардную долю секунды в сутки; как раз этого следует ожидать при замедлении вращения звезды, теряющей энергию в процессе излучения.

Открытие пульсаров было большой неожиданностью, поскольку такие явления не предсказывались ранее. Вскоре стало ясно, что это явление связано либо с радиальными пульсациями, либо с вращением звезд. Но ни обычные звезды, ни даже белые карлики не могут естественным образом пульсировать с такой высокой частотой. Не могут они и вращаться так быстро - центробежная сила разорвет их. Это может быть только очень плотное тело, состоящее из вещества, предсказанного Л.Д.Ландау и Р.Оппенгеймером в 1939. В этом веществе ядра атомов вплотную прижаты друг к другу. Сжать вещество до такой степени может только гигантская сила тяжести, которой обладают лишь очень массивные тела, такие, как звезды. При огромной плотности ядерные реакции превращают большинство частиц в нейтроны, поэтому такие тела называют нейтронными звездами.

Солнечная система

Солнечная система - планетарная система, располагающаяся в одном из спиральных рукавов на периферии Млечного пути. Её составляют Солнце и обращающиеся вокруг него небесные тела - 8 планет, более 60 спутников, четыре системы колец у планет-гигантов, десятки тысяч астероидов, несметное количество метеороидов размером от валунов до пылинок, а также миллионы комет. В пространстве между ними движутся частицы солнечного ветра - электроны и протоны.

Почти вся масса Солнечной системы (99,87%) сосредоточена в Солнце. Размером Солнце также значительно превосходит любую планету ее системы: даже Юпитер, который в 11 раз больше Земли, имеет радиус в 10 раз меньше солнечного. Солнце - обычная звезда, которая светит самостоятельно за счет высокой температуры поверхности. Планеты же светят отраженным солнечным светом (альбедо), поскольку сами довольно холодны. Они расположены в следующем порядке от Солнца: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Пояс астероидов, проходящий между орбитами Марса и Юпитера, делит планетную систему Солнца на две группы. Внутри него располагаются планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс), схожие тем, что это небольшие, каменистые и довольно плотные тела: их средние плотности от 3,9 до 5,5 г/см3. Они сравнительно медленно вращаются вокруг осей, лишены колец и имеют мало естественных спутников: земную Луну и марсианские Фобос и Деймос. Вне пояса астероидов находятся планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Для них характерны большие радиусы, низкая плотность (0,7-1,8 г/см3) и глубокие атмосферы, богатые водородом и гелием. Юпитер, Сатурн и, возможно, другие гиганты лишены твердой поверхности. Все они быстро вращаются, имеют много спутников и окружены кольцами. Крупные спутники планет-гигантов во многом схожи с планетами земной группы.

Наиболее вероятно, что Солнце и планеты сформировались из единого сжимающегося облака. В центральной его части, где плотность и температура были выше, сохранились только тугоплавкие вещества, а на периферии сохранились и летучие; этим объясняется градиент химического состава. В соответствии с этой моделью формирование планетной системы должно сопровождать раннюю эволюцию всех звезд типа Солнца. Существует также множество сценариев роста планет. Возможно, планеты сформировались в результате случайных столкновений и слипаний небольших тел, названных планетезималями. Но, может быть, мелкие тела объединялись в более крупные сразу большими группами в результате гравитационной неустойчивости.

Планеты и планетные системы есть и у многих других звёзд.

Скрытая масса

К концу XX века физики вместе с астрономами пришли к выводу, что видимая материя составляет лишь малую часть Вселенной и космическое пространство в основном заполнено так называемыми темными материей и энергией, практически никак не обнаруживающими себя в земных условиях. Сейчас уже понятно, что обычной материи, из которой состоят звезды и межзвездный газ, всего около 4% во Вселенной. 25% приходится на скрытую массу, остальные же примерно 71% - на так называемую темную энергию. Существование тёмной материи и энергии доказано только математическими расчётами. О составе скрытой массы мнения разделились. Некоторые ученые думают, что она состоит из массивных объектов, например черных дыр с массой, не превышающей солнечную. Такие черные дыры трудно обнаружить, даже если их относительно много. Другие ученые предполагают, что скрытая масса - это частицы неизвестного типа, практически не взаимодействующие с обычными протонами, электронами, фотонами и так далее.

вселенная звезда квазар пульсар

Дальнейшая судьба Вселенной

Существуют два общепризнанных варианта дальнейшей судьбы Вселенной. Один основан на принципе открытости Вселенной, другой - на её замкнутости.

Если Вселенная замкнута, то в течение сорока - пятидесяти миллиардов лет ничего существенного не произойдёт. По мере увеличения размеров Вселенной галактики будут всё дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнёт сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придёт синее. К моменту максимального расширения большинство звёзд в галактиках погаснет, и останутся в основном небольшие звёзды, белые карлики и нейтронные звёзды, а также чёрные дыры. Наконец, через примерно сто миллиардов лет, начнут сливаться воедино галактические скопления. Отдельные объекты сначала будут сталкиваться сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратиться в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и Вселенная будет представлять собой однородное распределение звёзд и других подобных объектов.

В течение всего коллапса станут образовываться и расти чёрные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения. В конце концов она почти достигнет температуры поверхности Солнца, и начнётся процесс испарения звёзд. Вскоре всё заполнит рассеянный туман, и свет звёзд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого Взрыва. Наконец, галактики тоже испарятся и превратятся в первичный «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. Вселенная быстро проскочит через липтонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей только из излучения, кварков и чёрных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдёт почти до сингулярности, а затем, по выражению одного из ученых, произойдёт «большой пшик». Что случится в этот момент - неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности.

Если же Вселенная открыта, она будет расширяться вечно. Основным отличием от процессов, которые могут происходить в закрытой Вселенной, является разница во временах. Если прежде можно было говорить о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, то в варианте открытой Вселенной нужно рассматривать промежутки времени, для обозначения которых потребуются числа с большим показателем степени.

Первые события будут аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенной. Звёзды постепенно постареют, превратившись с течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнуться с другими звёздами. Такие столкновения сейчас очень редки. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет столкновений произойдёт множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звёзды окажутся на совершенно других орбитах, некоторые даже вне пределов галактик. Не выброшенные из галактик звёзды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который в конце концов превратится в гигантскую чёрную дыру. Примерно через 10(18) лет большинство галактик будет состоять из массивных чёрных дыр, окружённых роем белых карликов, нейтронных звёзд, относительно небольших чёрных дыр, планет и различных частиц. В конце концов, всё, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только чёрные дыры), распадётся на эти частицы. Вселенная превратиться в смесь из них и чёрных дыр и будет находиться в таком состоянии очень долго. Когда-нибудь испарятся маленькие чёрные дыры. Фоновое излучение к тому времени станет очень холодным. По мере дальнейшего расширения Вселенной температура излучения станет ниже, чем на поверхности чёрных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах. На это потребуется примерно 10(100) лет. Затем Вселенную заполнят электроны и позитроны, которые, вращаясь друг вокруг друга, образуют огромные «атомы». Однако постепенно позитроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во вселенной не будет ничего, кроме излучения.

Заключение

Современная картина Вселенной основана на общей теории относительности. Она успешно согласуется с наблюдениями. Однако математика в действительности не может оперировать бесконечными числами, поэтому, утверждая, что Вселенная началась с Большого Взрыва, общая теория относительности тем самым предсказывает: во Вселенной есть точка, где сама эта теория перестаёт работать. Подобная точка - пример того, что математики называют сингулярностью. Когда теория предсказывает сингулярности типа бесконечной температуры, плотности и кривизны, это свидетельствует о том, что она должна быть как-то изменена. Общая теория относительности - неполная теория, поскольку она не объясняет, как появилась Вселенная.

Однако если будет создана полная теория, со временем её основные принципы должны стать понятны каждому, а не только нескольким учёным. Тогда все - философы, учёные и обычные люди - смогут обсуждать вопрос, почему существуем мы сами и наша Вселенная. Если будет найден ответ, это станет окончательным триумфом человеческого разума, ибо тогда нам откроется Божественный замысел.

Список литературы

1.Паркер Б. Мечта Эйнштейна: В поисках единой теории строения Вселенной. СПб.: Амфора, 2001

2.Хокинг С. Кратчайшая история времени. СПб.: Амфора, 2007

.Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. - М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1979

.Агекян Т.А. Звёзды, галактики, Метагалактика. - М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1981

.Данлоп С. Азбука звёздного неба. - М.: Мир, 1990

.Онлайн Энциклопедия «Кругосвет»: #"justify">7.«Galspace»: #"justify">8.«Тайны мироздания»: http://tainimirozdania.ucoz.ru/

Больше работ по теме: