Теория Большого Взрыва

Проблема возникновения  структурности мира и жизни во Вселенной традиционно трактуется следующим образом: окружающая нас Вселенная обладает определенными физическими свойствами и закономерностями, познаваемыми нами. Как в таком случае происходит эволюция Вселенной, приводящая к достаточно сложным структурам, как зарождается и эволюционирует в такой Вселенной жизнь? От ответа на эти, во многом еще не решенные вопросы зависят возможность существования жизни в разных областях Вселенной и в другие времена и направления ее поиска.

Любая физическая теория, например уравнение Максвелла в электродинамике, оставит перед собой задачу дать полное физическое описание  той или иной системы, если известен полный набор начальных данных, поскольку в различных физических явлениях начальные данные различны. Но если обратиться к космологии, которая должна описать свойства одной единственной системы — нашей Вселенной, вопрос о начальных данных и фундаментальных постоянных неразрывно связан с вопросом: почему Вселенная именно такая, какой мы ее наблюдаем. Прежде чем подойти к ответу на этот вопрос, рассмотрим, какими представляются современному естествознанию начальные условия нашей Вселенной.

Наиболее важным моментом современной стандартной космологической модели Вселенной является вопрос о свойствах ранней Вселенной. Удовлетворительное описание свойств ранней Вселенной дается в модели де Ситтера. Более поздние промежутки эволюции Вселенной описаны в модели Фридмана. Переход от одного закона к другому означает радикальное изменение основных свойств Вселенной в этот момент, изменение ее фазового состояния.

Модель экспоненциального роста размеров Вселенной де Ситтера

 R =ехр (Н•t)

на начальной стадии ее эволюции получила название модели «раздувающейся Вселенной». По этой модели при t →0 вся энергия мира была заключена в его вакууме. Деситтеровская стадия расширения длилась примерно 10^-35 с. Все это время Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств. Образовавшееся состояние Вселенной было крайне неустойчивым, энергетически впряженным. В таких случаях достаточно возникновения малейших неоднородностей, играющих роль случайной затравки, чтобы вызвать переход в другое состояние (в качестве примера можно привести явление кристаллизации). При переходе вакуума  в другое состояние мгновенно выделялась колоссальная энергия за счет разности его начального и конечного состояний. Примерно за 10^-32 с пространство раздулось в громадный раскаленный шар с размерами много большими видимой части Вселенной. При этом произошло рождение из вакуума реальных частиц, из которых со временем сформировалось вещество нашей Вселенной.

В последнее время усиленно обсуждаются причины того «первотолчка», который был началом расширения нашей Вселенной. Один из возможных механизмов, основанный на гипотезе о существовании кванта единого пространства-времени, описан в теории инфляционной Вселенной. Рассмотрим ее основные положения и выводы.

А. Эйнштейном была выдвинута  идея о существовании космического отталкивания. Если учесть эти силы в уравнениях динамики Вселенной, то полное ускорение оказывается равным

а = а_тяг. + а_отт.

Ускорение тяготения а_тяг  равно:

 а_тяг=.

Ускорение отталкивания, в соответствие с гипотезой Эйнштейна пропорционально R и равно

a_отт=,

где λ — космологическая постоянная, равная 10^-56см².

Рассмотрим случай, когда  во Вселенной нет вещества, она «пуста». При этом М = 0 и а_тяг = 0. Динамика Вселенной описывается ускорением а_отт. Можно показать, что при этом две пробные частицы, помещенные в такую пустую Вселенную, будут удаляться друг от друга по закону:

R=R₀.

Согласно современным  концепциям естествознания вакуум — не пустота; в физическом вакууме непрерывно происходят процессы рождения и уничтожения виртуальных частиц. Это своеобразное «кипение» вакуума нельзя устранить, ибо оно означало бы нарушение много из основных законов квантовой физики, а именно соотношения неопределенностей Гейзенберга. Как показал академик Я.В. Зельдович 1967 г., в результате взаимодействия виртуальных частиц в вакууме появляется некоторая плотность синергии и возникает отрицательное давление. Такое вакуумно-подобное состояние неустойчиво и с течением времени распадается, превратившись в обычную горячую материю. Энергия вакуумно-подобного состояния перейдет в энергию обычной материи, гравитационное отталкивание сменится обычной гравитацией, замедляющей расширение. С этого момента Вселенная начнет развиваться по известной стандартной космологической горячей модели эволюции.

Рассмотрим исходные положения  этой модели и ее основные результаты.

Горячая модель Вселенной, как  и любая другая, исходит из наблюдающегося в настоящее время факта ее расширения и объясняет три достоверно установленных факта — наличие барионной асимметрии Вселенной, космическое отношение числа фотонов к числу барионов, примерно равное 10⁹, и однородность и изотропность реликтового излучения. Теория «Большого Взрыва» в наши дни считается общепринятой. Согласно этой теории наша Вселенная развивалась из первоначального состояния, которое можно представить в виде сгустка сверхплотной раскаленной материи. Излучение и Вещество в нем находились в тепловом равновесии. В этой ранней Вселенной фотоны эффективно взаимодействовали с веществом, число частиц было равно числу античастиц.

4. Стадии развития Вселенной.

В развитии Вселенной принято  выделять следующие четыре стадии: адронная эра, лептонная эра, эра  излучения и эра вещества.

Адронная эра продолжалась до t = 10^-4 с. При этом ρ > 10¹⁴ г/см³; Т > 10¹² К. Важной особенностью этой стадии является сосуществование вещества (протонов и нейтронов) с антивеществом (антинейтронами и др.). Причем количество частиц в единице объема было того же порядка, что и фотонов. Основной вклад в гравитацию давали тяжелые частицы — адроны. Они аннигилируют с античастицами, остается лишь небольшой избыток нуклонов, который в дальнейшем и определяет свойства нашего мира, т. е. значения его фундаментальных мировых постоянных. Самое начало (т. е. сингулярность) пока недоступно исследованию, так как при этом все главные параметры Вселенной (плотность, температура и т. п.) обращаются в бесконечность.

Далее (до t = 10 с) шла лептонная эра, на протяжении которой температура уменьшается от 10¹² К до 5•10⁹ К. С уменьшением температуры более эффективными становятся процессы соединения протонов с нейтронами и образованием дейтерия ²Н, трития ³Н и изотопов ³Не и ⁴Не. Именно в это время и образуется основная часть гелия, содержащегося в звездах и галактиках. На долю гелия приходится около 30%, на долю водорода — около 70%, а на долю остальных химических элементов — менее 1% массы вещества. За счет термоядерных реакций в Галактике может образоваться около 2% гелия по массе. Поэтому основная масса гелия должна была присутствовать в Галактике изначально. По теории горячей Вселенной за первые 100 секунд образуется 25% Не и 75% Н, что подтверждает и современный химический состав Метагалактики.

Эра излучения продолжалась от 10 с до 10¹³ с, или 1 млн. лет. При этом

300К < Т< 10¹⁰К, 10^-21 < ρ < 10⁴г/см³. Основной вклад в гравитационную массу Вселенной давало излучение. В начале эры закончился синтез гелия и продолжались процессы аннигиляции электронов с позитронами. Все это время температура излучения оставалась одинаковой с температурой вещества. Но как только температура уменьшилась до величины Т = 3000 К, энергия фотонов уже недостаточна для ионизации атомов водорода. Поэтому процессы рекомбинации электронов с протонами уже не уравновешиваются обратными процессами ионизации, и происходит "отрыв" излучения от вещества. С этого момента главную роль в расширении Вселенной начинает играть не излучение, а вещество.

Эра вещества начинается с момента рекомбинации и продолжается до сих пор. На ее определенном этапе и начинаются процессы формирования галактик и звезд.

В заключение можно констатировать, что гипотеза Большого взрыва позволяет удовлетворительным образом интерпретировать все пять рассмотренных выше экспериментальных фактов. Именно поэтому современные представления о возникновении нашей Метагалактики основаны на изложенной выше модели, хотя многие вопросы все еще остаются открытыми.

5. Будущее Вселенной.

 Построение моделей дальнейшего развития Вселенной принципиально отличается от исследования прошлого. Прошлые события оставили следы, которые мы можем наблюдать и с помощью которых судить о правильности наших теорий. Модель будущего — это всегда экстраполяция, проверить наши суждения можно будет лишь через множество лет. Но, тем не менее, накопленные знания в области космологии и физики позволяют достаточно уверенно предсказать дальнейшие события. Будущее Вселенной в первую очередь зависит от того, будет ли она вечно расширяться, или расширение остановится на какой-то стадии, или расширение сменится сжатием. Рассмотрим сначала первый случай, когда она неограниченно расширяется. Это означает, что плотность вещества меньше критической. Наша звездная эра продлится еще порядка 10¹⁴лет. Это в 10 тысяч раз больше, чем время, прошедшее с момента Большого взрыва. По завершении этого периода все звезды во Вселенной погаснут. Например, наше Солнце погаснет через несколько миллиардов лет, превратившись в белый карлик. Звезды с большей массой проживут и того меньше, став в конце либо нейтронной звездой, либо черной дырой. Звезды с массой меньше солнечной проживут подольше, но и они превратятся в потухших карликов. Конечно, в наше время постоянно возникают новые звезды, но настанет время, когда запасы ядерной энергии закончатся и этот процесс завершится, а новые звезды превратятся в холодные тела. Что касается галактик, то они, в конечном счете, превратятся в гигантские черные дыры. Этот процесс заключается в следующем. Как показывают астрономические наблюдения, в центрах звездных систем, по всей видимости, находятся черные дыры. Центральная часть такой системы будет постепенно сжиматься к центру тяготения, превращаясь в малое скопление. Звезды, пролетая вблизи черной дыры, будут разрушаться приливными силами. Кроме того, возможны столкновения звезд друг с другом. В результате чего они превратятся в межгалактическую пыль, основная часть которой «осядет» на центральной черной дыре, увеличивая ее массу. Процесс разрушения галактик завершится примерно через 10¹⁹ лет.

Дальнейшая судьба Вселенной будет определяться квантовыми процессами, точнее распадом протонов. Дело в том, что протон хотя и долго живущая, но все же нестабильная частица. Расчеты показывают, что раз в 10³² лет он распадается на позитрон, нейтрино, одну или несколько электронно-позитронных пар и фотон. Процессы распада будут поддерживать температуру погасших звезд и умерших планет на уровне немного отличном от абсолютного нуля. Так, например, за 10¹⁷ лет белые карлики остынут до температуры 5К и сохранят это значение температуры до полного распада вещества внутри их. Нейтронные звезды остынут до 100 К за более долгий срок — 10¹⁹ лет, после чего температура будет поддерживаться до полного распада вещества. Итак, через 10³² лет от звезд и планет останутся только фотоны и нейтрино (электронно-позитронные пары, образующиеся при распаде протонов, аннигилируют, образуя фотоны). Что касается межгалактического вещества, рассеянного в виде пыли, то оно также распадется спустя 10³² лет. Однако это вещество очень сильно разреженно. Это приводит к тому, что электронно-позитронные пары, образующиеся при распаде протона, аннигилировать не будут, т. к. вероятность встречи частиц ничтожна. В результате перечисленных процессов во Вселенной останутся фотоны, нейтрино, разреженная электронно-позитронная межгалактическая плазма и черные дыры. Основная масса сосредоточится в фотонах и нейтрино. Из-за продолжающегося расширения плотности излучения и плазмы стремительно уменьшатся, и ко времени 10³³ лет плотность материи будет определяться веществом черных дыр и нейтрино. Следующими в очереди на разрушение окажутся черные дыры. Процесс этот крайне медленный — черная дыра с массой, равной 10 солнечным, испарится примерно за 10⁶⁹ лет, а с массой в миллиард раз больше — за 10⁹⁶ лет. Постепенно все черные дыры превратятся в излучение. Оно будет какое-то время преобладать во Вселенной. Но поскольку с расширением плотность излучения уменьшается быстрее плотности электронно-позитронной плазмы, то последняя в итоге станет доминирующей. Это произойдет через 10¹⁰⁰ лет. К этому времени останутся только электроны и позитроны, плотность которых будет равна одной частице на объем, в 10185 раз больший, чем объем Вселенной, видимой в настоящее время.

Теперь рассмотрим случай, когда расширение сменится сжатием, который, по всей видимости, более вероятен. Дело в том, что масса покоя нейтрино хоть и мала (примерно 0,00005 массы электрона), но их настолько много во Вселенной, что их суммарная масса в результате окажется огромной. Тогда тяготение нейтрино заставит Вселенную сжаться. Это может наступить раньше, чем погаснут звезды. В результате вещество снова станет сверхплотным и горячим, что приведет к бурным физическим процессам, аналогичным процессам, которые происходили в начале эволюции Вселенной. Дальше повторяются уже знакомые нам процессы.

Заключение.

До начала прошлого века было всего два взгляда на происхождение  нашей Вселенной. Ученые полагали, что  она вечна и неизменна, а богословы  говорили, что Мир сотворен и у  него будет конец. Двадцатый век, разрушив очень многое из того, что  было создано в предыдущие тысячелетия, сумел дать свои ответы на большинство  вопросов, занимавших умы ученых прошлого. И быть может, одним из величайших достижений ушедшего века является прояснение вопроса о том, как возникла Вселенная, в которой мы живем, и какие  существуют гипотезы по поводу ее будущего.

Вселенная, рассматриваемая  как единое целое, – физическая система  со своими особыми свойствами, которые  не сводятся к сумме свойств населяющих ее астрономических тел. Эти свойства проявляются в явлениях самых  больших пространственно-временных  масштабов. Их изучает космология –  наука, опирающаяся на астрокосмические наблюдения и общие законы физики.  Вселенная – самый крупный по масштабу объект науки.

Расширение Вселенной  – одна из фундаментальных концепций  современной науки – до сих  пор получает различное толкование. Не следует воспринимать термин "Большой  взрыв" буквально. Он не был бомбой, взорвавшейся в центре Вселенной. Это  был взрыв самого пространства, который  произошел повсеместно, подобно  тому, как расширяется поверхность  надуваемого воздушного шара. Понимание  различия между расширением пространства и расширением в пространстве крайне важно для того, чтобы понять, каков размер Вселенной, скорость разбегания галактик, а также возможности  астрономических наблюдений и природы  ускорения расширения, которое, вероятно, испытывает Вселенная. Модель Большого взрыва описывает лишь то, что случилось  после него.

Теория Большого взрыва не дает нам информации о размере  Вселенной и даже о том, конечна  она или бесконечна. Теория относительности  описывает, как расширяется каждая область пространства, но ничего не говорится о размере или форме.