антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило

вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в

процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов

(протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов -

гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не

распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад

гиперонов происходил на этапе с 10-6 до 10-4 секунды.

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) Лептонная эра.

Длилась примерно от[5] t=10

3 при T=109.

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 и нейтрино.

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. 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.

3) Фотонная эра или эра излучения.

Длилась примерно от t=10-6 до t=10-4. Плотность

порядка 1017 кг/м3 при T=1012.1013

.

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. 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.

Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной, была

введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 куб.см, точнее,

среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной

распределено равномерно). Если сложить вместе энергию hn всех фотонов,

присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии излучения E

r . Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией

вещества Em во Вселенной.

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. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er)

падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em).

Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц (имеется в

виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор,

пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие

(то есть Er = Em). Кончается эра

излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная

в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз

короче, чем в настоящее время.

“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну

тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока,

это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда после этого эволюция

Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, во время “большого

взрыва”. Все события во Вселенной 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).

4) Звездная эра.

После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха

преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со

дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитие представляется

как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и

температуры. Таким образом, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком,

который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем

пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной.

Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики - ничтожные явления в сравнении

с большим взрывом.

Модели будущего вселенной.

Каково же будущее Вселенной? Многие выдающиеся ученые ХХ века неоднократно

задавались этим вопросом.

В 1917г. А. Эйнштейн выступил с гипотезой о конечной, но безграничной

Вселенной. Суть данной гипотезы была в следующем: предположим, что вещество,

составляющее планеты, звез­ды и звездные системы, равномерно рассеяно по

всему миро­вому пространству. Тем самым мы допускаем, что Вселенная всюду

однородна и к тому же изотропна, то есть во всех на­правлениях имеет

одинаковые свойства. Будем считать, что средняя плотность вещества во

Вселенной выше так называе­мой критической плотности. Если все эти требования

соблю­дены, мировое пространство, как это доказал Эйнштейн, замк­нуто и

представляет собой четырехмерную сферу. Объем та­кой Вселенной может быть

выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В

принципе возможно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в

од­ном и том же направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным

кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время

безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная по

Эйнштейну, содержит хотя и большое, но все-таки конечное число звезд и

звездных систем, а поэтому к ней фотометрический и гравита­ционный парадоксы

просто неприменимы. В то же время при­зрак тепловой смерти тяготеет и над

Вселенной Эйнштейна - такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно

идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.

Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик Александр Фридман на основании

строгих расчетов показал, что Вселен­ная Эйнштейна никак не может быть

стационарной, неизмен­ной, как это считал Эйнштейн. Вселенная непременно

должна расширяться, причем речь идет о расширении самого про­странства, то

есть об увеличении всех расстояний мира. Все­ленная Фридмана напоминала

раздувающийся мыльный пу­зырь, у которого и радиус, и площадь поверхности

непрерыв­но увеличиваются.

Идея Фридмана поначалу показалась Эйнштейну слишком смелой и необоснованной.

Он даже заподозрил ошибку в вы­числениях. Но, ознакомившись с ними, он

публично признал, что мы живем в расширяющейся Вселенной.

Из расчетов Фридмана вытекали три возможных следствия:

Вселенная и ее пространство расширяются с течением времени;

Вселенная сжимается;

во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и

расширения.

Доказательства в пользу модели расширяющейся Вселен­ной были получены в 1926

г., когда американский астроном Э. Хаббл открыл при исследовании спектров

далеких галактик (существование которых было доказано в 1923 г. тем же

Хабблом) красное смещение спектральных линий (смещение линий к красному концу

спектра), что было истолковано как следст­вие эффекта Доплера (изменение

частоты колебаний или дли­ны волн из-за движения источника излучения и

наблюдателя по отношению друг к другу) - удаление этих галактик друг от друга

со скоростью, которая возрастает с расстоянием. По по­следним измерениям, это

увеличение скорости расширения со­ставляет примерно 55 км/с на каждый миллион

парсек. После этого открытия вывод Фридмана о нестационарности Вселен­ной

получил подтверждение и в космологии утвердилась мо­дель расширяющейся

Вселенной.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения всего

пространства замкнутой конечной Вселен­ной. При таком расширении пространства

все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут

расстоя­ния между пылинками на поверхности раздувающего­ся мыльного пузыря.

Каждую из таких пылинок, как и каж­дую из галактик, можно с полным правом

считать центром расширения.

Дальнейшее развитие модель расширяющейся Вселенной получила в послевоенные

годы и особенно в последние десяти­летия благодаря исследованиям известных

отечественных кос­мологов Зельдовича и Новикова. Уточнены величины,

харак­теризующие скорость расширения Вселенной, рассмотрены различные

варианты моделей Вселенной в зависимости от средней плотности вещества в

мировом пространстве, доста­точно подробно намечен ход эволюции Вселенной от

момента начала ее расширения.

Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Мы уже упоми­нали, что расчеты Фридмана

допускали три варианта развития событий. По какому из них идет эволюция

Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической

энер­гии разлетающегося вещества. Это отношение можно свести к отношению

плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества, которую мы

уже упоминали.

Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной

энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания

галактик и расшире­ние Вселенной носит необратимый характер. Это выражается

условием

(где р - плотность вещества во Вселен­ной, рк -

критическая плотность вещества). Этот вариант динамичной модели Вселенной

называют «открытой Вселен­ной».

Если же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие

то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего

начнет­ся сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние

сингулярности (точечный объем с бесконечно боль­шой плотностью), затем

произойдет новый взрыв.

Для наблюдателя сигналом перехода от расширения к сжатию станет смена красного

смещения линий химических элементов в спектрах удаленных галактик на

фио­летовое смещение. Такой вариант модели назван «закрытой Вселенной».

В случае, когда силы гравитации точно равны ки­нетическим силам, то есть когда

расширение не пре­кратится, но его скорость со временем будет стремиться к

ну­лю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения

Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным.

Теоретически возможна и пуль­сация Вселенной.

Возникает естественный вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей

Вселенной? Ответ на него остается за наблюдательной астрономией, которая

должна оценить со­временную среднюю плотность вещества во Вселенной и

уточнить значение постоянной Хаббла (скорость расширения галактик). Пока

надежные оценки этих величин отсутствуют. На основании современных данных

создается впечатление, что средняя плотность вещества во Вселенной близка к

кри­тическому значению, она либо немного больше, либо немно­го меньше. Но от

этого «немного» зависит будущее Вселен­ной, правда, весьма отдаленное.

Постоянная Хаббла поз­воляет оценить время, в течение которого продолжается

про­цесс расширения Вселенной. Получается, что оно не мень­ше 10 млрд. и не

более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным вре­менем существования расширяющейся

Вселенной считают 15 млрд. лет.

Из всех вышеперечисленных и тех доказательств, которые не вошли в мой реферат

из-за своей громоздкости и математическо-физической сложности можно с

уверенностью сделать вывод: Вселенная эволюционирует, бурные процессы

происходили в прошлом, происходят сейчас и будут происходить в будущем.

Заключение.

Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются и

умирают звезды. Вселенная продолжает расширятся.

Мы знаем строение Вселенной в огромном объеме пространства, для пересечения

которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится

проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира?

Бесконечна ли Вселенная по объему? И её расширение - почему оно началось и

будет ли оно всегда продолжаться в будущем? А каково происхождение «скрытой»

массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты? Окончательные и полные ответы

на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать

всё новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них.

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики -

замечательные и чаще всего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас

одно за другим. Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих

свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних

пор люди мечтали разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных

просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает

различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на

месте: появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С

изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут «заглянуть» на

расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными.

Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те

колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретиться на пути к

звездам.

Изучение Вселенной, даже только известной нам её части является грандиозной

задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые,

понадобились труды множества поколений.

Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка Вселенной

имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся

Вселенная бесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся

материей.

Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных

скоплений вещества звездных миров и звездных систем.

Список использованной литературы:

Вайнберг С. Первые три минуты. М., 1991.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М., 1990.

В.В. Кесарев. Эволюция вещества во вселенной. М., 1986.

Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. М., 1993.

Новиков И.Д. Эволюция Вселенной, 1990.

Энциклопедический словарь юного физика. М., 1994.

[1] Определение А.Л. Зельманова (1913-1987).

[2] Здесь: совокупность накопленных

теорретических положений о строении вещества и структуре Вселенной.

[3] Точнее сказать, возможные варианты ответов, гипотезы.

[4] t=0 соответствует моменту отсчёта

времени начала расширения и начала отсчета времени существования Метагалактики.

[5] t=0 соответствует моменту отсчёта

времени начала расширения и начала отсчета времени существования Метагалактики.

Страницы: 1, 2