Будущее Вселенной

Размещено на http://www.allbest.ru/

Размещено на http://www.allbest.ru/

Будущее Вселенной

Уйбина Наталья Васильевна

В начале 20-х гг. XX в. Вселенная казалась астрономам постоянной и неизменной, но новы достижения в теории и результаты наблюдений развеяли представление о статичности вселенной. В 1917 г. Альберт Эйнштейн создал общую теорию относительности (ОТО). Она описывала природу гравитации, а поведение Вселенной определялось именно гравитацией. На языке уравнений Эйнштейна гравитация представляет собой искривленное пространство (точнее, пространство-время), степень искривленности которого определяется количеством материи во Вселенной. Согласно эйнштейновской теории вселенной пространство- время - это нечто живущее собственной динамичной жизнью, искривляющаяся, расширяющаяся или сжимающаяся в соответствии со строго определенными законами.

Эйнштейн, который, как и все его современники исходил из статичности и неизменности вселенной ужаснулся, когда из его уравнений стало видно, что пространство- время должно расширятся, - что Вселенная должна становиться все больше, - и исправил уравнение, добавив новый член, «космологическую постоянную», с целью ликвидировать расширение и восстановить статичность. Позднее он назвал это своей самой серьезной научной ошибкой.

В начале 20-х гг. уравнения Эйнштейна, описывающие природу вселенной, были рассмотрены советским ученым А. Фридманом, который в 1922 г. получил стандартный набор решений. Модели Фридмана, как их называют, дают основные предпосылки нашего представления о Вселенной: с течением времени Вселенная должна эволюционировать. Была предсказана необходимость существования в прошлом «сингулярного состояния» - вещества огромной плотности, а значит, и необходимость какой-то причины побудившей сверхплотное вещество начать расширятся. Это было теоретическим открытием взрывающейся Вселенной, открытие было сделано без наличия каких-либо идей о самом взрыве, о причине начала расширения Вселенной. Эйнштейн сначала не соглашался с выводами советского математика, но потом полностью их признал. Позднее он стал склоняться к мысли, что /\ - член (так обозначают космологическую постоянную) не следует вводить в уравнения тяготения, если их решение для всего мира можно получить и без космологической постоянной.

Идеи требовали подтверждения. Именно в это время астрономы создали ряд больших телескопов для исследования Вселенной и обнаружили, на сколько ограничены были их прежние взгляды.

Американский астроном Эдвин Хаббл, работавший в обсерватории Маунт-Вильсон в Калифорнии, в1929 г. обнаружил, что многие туманные пятна в небе удается разделить на отдельные звезды, и они есть ни что иное, как самостоятельные галактики, лежащие далеко за пределами Млечного Пути. Затем Хаббл сделал еще более грандиозное открытие, он обнаружил, что у далеких галактик систематически наблюдается красное смещение в спектрах, пропорциональное расстоянию от каждой галактики до Земли. Это красное смещение представляет собой сдвиг линий видимого спектра в красную область по сравнению с ожидаемой картиной. Это явление можно толковать как удлинение световых волн т.к. красный свет соответствует длинноволновому краю видимого спектра (голубой свет имеет более короткие длины волн, сокращение длин волн вызвало бы голубой сдвиг). Существует приемлемое единственное объяснение этого явления: длина волны света увеличивается, потому что галактика удаляется от нас. Однако это не означает, что наша галактика находится в центре Вселенной, а все остальные удаляются от нее. Представьте себе раздувающийся резиновый шарик с нанесенными на него точками. Каждая точка «видит», как любая другая удаляется со скоростью пропорциональной расстоянию, разделяющему их, но в действительности ни одна из точек не движется по поверхности шара. По закону Хаббла Вселенная ведет себя аналогичным образом, пустое пространство - Эйнштейновское пространство-время расширяется и раздвигает галактики все дальше друг от друга, хотя сами они не движутся в пространстве.

Умы астрономов были готовы к этому уже в 30-х гг., и в течение трех десятилетий они надеялись, что у вселенной должно быть начало, с которого пошел процесс расширения. Но лишь в 60-х эта идея стала превращаться в нечто более конкретное. До этого Большой Взрыв казался абстракцией, его нельзя было ни увидеть, ни услышать, ни ощутить, у астрономов не было уверенности, что гипотеза верна. В 1964 г. Арно Пензиас Роберт и Вильсон, работая в американской лаборатории «Белл Телефон Лабораториз», нашли способ «ощутить» Большой Взрыв. При помощи чувствительной радиоантенны и системы усиления ученые изучали слабые радиосигналы, отражавшиеся спутниками «Эхо», а также легкий радиошум Млечного Пути, и к своему удивлению обнаружили слабый, но равномерный сигнал, приходящий со всех направлений в пространстве. Проходили месяцы, а он не менялся, хотя антенна направлялась на различные участки неба, вращаясь вместе с землей вкруг ее оси и вокруг солнца. Шум не мог исходить от какого-либо источника на Земле, антенну разбирали, монтировали заново, но шум в коротковолновом приемнике не исчезал. В это время Пензиас и Вильсон узнали о расчетах П. Дж. Э. Пиблза, физика из Принстонского университета, из которых следовало, что если Вселенная возникла при Большом Взрыве, то для предотвращения слияния всех компактных частиц в тяжелые элементы и для сохранения достаточного количества водорода и гелия для формирования звезд и галактик во Вселенной необходимо наличие огромной плотности излучения. По мере расширения Вселенной излучение остывало, продолжая наполнять Вселенную, но в более «разбавленном» виде. Пиблз предсказал, что сегодня его можно обнаружить как излучение, с температурой на несколько градусов выше абсолютного нуля по шкале Кельвина. Расчеты Пиблза объясняли происхождение радиошума, который слышали Пензиас и Вильсон. Пространство - наша Вселенная - оказалось заполненным очень слабыми радиоволнами с энергией, эквивалентной 3 ^оК (0^о по шкале Кельвина соответствует -273 ^оС).

По обычным стандартам это очень слабый сигнал, но, поскольку им заполнено все пространство, получается огромное кол-во энергии. Космическое излучение было отдаленным эхом Большого Взрыва, последним следом огненного шара, в котором зародилась Вселенная, ученые назвали его реликтовым излучением.

Доводы в защиту этой теории просты. Вселенная при рождении была очень горячей, с высокой концентрацией энергии и материи, расширялось пространство и излучение, но по мере расширения энергия рассредоточивалась, с уменьшением плотности энергии температура падала. Сейчас температура фонового излучения в точности соответствует расширению, произошедшему с момента Большого Взрыва. Если подсчитать общую плотность энергии, которая сегодня содержится в реликтовом излучении, то она окажется в 30 раз больше, чем плотность энергии в излучении от звезд, радиогалактик и других источников вместе взятых. Можно подсчитать число фотонов реликтового излучения, находящихся в каждом кубическом сантиметра Вселенной. Оказывается, что концентрация этих фотонов: N~500 штук в см.

Большой Взрыв оказался нечем более реальным, чем результаты математических построений. В 1978 г. Пензиас и Вильсон были удостоены Нобелевской премии за свое открытее.

Современная наука, рассматривая дальнейшую судьбу Вселенной, останавливается на двух вариантах - открытой и замкнутой Вселенной. Если предположить, что Вселенная замкнута, в этом случае в течение 40-50 миллиардов лет ничего существенного не произойдет. Галактики будут все дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнет сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придет синее. К моменту максимального расширения большинство звезд в галактиках погаснет, и останутся в основном небольшие звезды, белые карлики и нейтронные звезды, а также черные дыры, окруженные роем частиц - в большинстве своем фотонов и нейтронов. Наконец, через примерно 100 миллиардов лет начнут сливаться воедино галактические скопления; отдельные объекты сначала будут сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратится в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и, в конце концов, Вселенная будет представлять собой однородное распределение звезд и других подобных объектов.

В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения; в конце концов, она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнется процесс испарения звезд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре все заполнит рассеянный туман и свет звезд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что/ранняя Вселенная была непрозрачной, пока ее температура не упала примерно до 3000 К; тогда свет стал распространяться без помех.)

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, что и при создании Вселенной, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть все большую роль. Наконец галактики тоже испарятся и превратятся в первичный «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей только из излучения кварков и черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдет почти до сингулярности. Что будет дальше - неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности, можно лишь строить предположения.

В теории замкнутой Вселенной появилась так называемая идея «отскока» - внезапного прекращения сжатия, нового Большого Взрыва и нового расширения. Одной из причин первоначального введения идеи отскока была возможность обойти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения Вселенной. Если отскок произошел один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времен.

К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что, и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звезды излучают значительное количество энергии, которая затем концентрируется при достижении состояния, близкого к сингулярности. Эта энергия должна постепенно накапливаться, из-за чего промежуток времени между последовательными отскоками будет возрастать. Значит, в прошлом эти промежутки были короче, а когда-то, в пределе, промежутка не было вовсе, т. е. мы приходим к тому, чего старались избежать, - проблеме начала Вселенной. Согласно расчетам, от начала нас должно отделять не более 100 циклов расширений и сжатий.

Многие предпринимали попытки обойти эту проблему. Томми Голд, например, разработал теорию, согласно которой в момент наибольшего расширения время начинает течь вспять. Излучение устремится обратно к звездам и Вселенная «омолодится». В таком случае она будет равномерно осциллировать между коллапсом и максимальным расширением.

Весьма интересную, но очень спорную теорию предложил Джон Уилер. Воспользовавшись идеей Хо-кинга, согласно которой фундаментальные константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться. Из-за принципа неопределенности значения констант утрачиваются, когда Вселенная сжимается до почти бесконечной плотности. После возможного отскока и нового расширения эти константы могут получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов в таких обстоятельствах также будет меняться, но случайным образом; одни циклы станут очень длинными, а другие короткими.

Согласно противоположной теории, открытая Вселенная будет расширяться вечно. Первые события будут, конечно, аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенной. Звезды постепенно постареют, превратившись с течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звездами. Такие столкновения очень редки, и с момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в ее внешних областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет таких столкновений произойдет множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звезды окажутся на совершенно иных орбитах, некоторые даже вне пределов нашей Галактики. Если подождать достаточно долго, то нам покажется, что внешние области галактик испаряются.

Не выброшенные из галактик звезды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который, в конце концов, превратится в черную гигантскую дыру. Примерно через 10(18) лет большинство галактик будет состоять из массивных черных дыр, окруженных роем белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр, планет и различных частиц.

Дальнейшие события вытекают из современной единой теории поля, называемой теорией великого объединения. Из этой теории следует, что протон распадается примерно за 10(31) лет. Сейчас ведется несколько экспериментов по обнаружению такого распада, а значит, и по проверке теории, Согласно ей, протоны должны распадаться на электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда следует, что, в конце концов, все, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только черные дыры), распадется на эти частицы. Вселенная превратится в смесь из них и черных дыр, и будет находиться в таком состоянии очень, очень долго. Когда-нибудь испарятся маленькие черные дыры, а вот с большими возникнут трудности. Фоновое излучение к тому времени будет очень холодным, но все же его температура останется чуть выше, чем у черных дыр. Однако по мере расширения Вселенной ситуация изменится -- температура излучения станет ниже, чем на поверхности черных 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». Но постепенно позитроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во Вселенной не будет ничего, кроме излучения.

Мы рассмотрели судьбу как открытой, так и закрытой Вселенной. Что ее ждет, пока неизвестно. Если даже Вселенная когда-нибудь сколлапсирует, неизвестно, произойдет ли потом «отскок».

Одна из трудностей, на которую наталкивается традиционная теория Большого взрыва, - необходимость объяснить, откуда берется колоссальное количество энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание ученых привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ на этот вопрос. Она носит название теории раздувания, и была предложена в 1980 году сотрудником Массачусетского технологического института Аланом Гутом. Основное отличие теории раздувания от традиционной теории Большого взрыва заключается в описании периода с 10(-35) до 10(-32) с.

Хотя в этой теории удается обойти ряд трудностей традиционной теории Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно объяснить, почему, начавшись, раздувание, в конце концов, прекращается. От этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания, появившемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности.

В данной работе я постаралась рассмотреть вопросы, связанные с возникновением, дальнейшим существованием и концом Вселенной.

вселенная большой взрыв

Список литературы

1. Азимов Вселенная. От плоской Земли к квазару / Азимов, Айзек. - М.: Центрполиграф, 2004. - 384 c.

2. Амбарцумян, В. Загадки Вселенной / В. Амбарцумян. - М.: Педагогика, 2017. - 112 c.

3. Бадалбейли Голоса вселенной / Бадалбейли, Майя. - М.: Рипол Классик, 2016. - 224 c.

4. Беренс, Б. Вселенная Духа. История и философия эзотеризма в лицах. Древние цивилизации / Б. Беренс. - М.: Слово и Дело, 2017. - 396 c.

5. Володина, Елена Вор, колдун и мисс Вселенная / Елена Володина. - М.: Урал ЛТД, 2015. - 320 c.

6. Воронцов-Вельяминов, Б. А. Вселенная / Б.А. Воронцов-Вельяминов. - М.: Географгиз, Гостехиздат, 2007. - 488 c.

7. Вселенная и человечество / ред. Г. Крэмер. - М.: СПб: Просвещение, 2015. - 214 c.

8. Гарлик Иллюстрированный атлас. Вселенная / Гарлик, А. Марк. - М.: Издательская Группа Аттикус, 2009. - 128 c.

9. Громов, А. Вселенная. Вопросов больше, чем ответов / А. Громов, А. Малиновский. - М.: Эксмо, 2019. - 432 c

10. Кремер Вселенная и человечество / Кремер, Ганс. - М.: СПб: Т-во Просвещение; Издание 2-е, стер., 2019. - 177 c

11. Нагаркар, В.Х. Вселенная чисел / В.Х. Нагаркар. - М.: Томск: Доминант, 2018. - 904 c.

12. Опарин, А.И. Жизнь во вселенной / А.И. Опарин, В.Г. Фесенков. - М.: Академии наук СССР, 1956. - 224 c.

Размещено на Allbest.ru