Современный естественнонаучный взгляд на возникновение Вселенной

Постепенно температура Вселенной  упала до 1010°К. К этому моменту  возраст Вселенной составлял  примерно 1 минуту. Только теперь протоны и нейтроны смогли объединяться в ядра дейтерия, трития и гелия. Это происходило благодаря ядерным реакциям, которые люди уже хорошо изучили, взрывая термоядерные бомбы и эксплуатируя атомные реакторы на Земле. Поэтому можно уверенно предсказывать, сколько и каких элементов может появиться в таком ядерном котле. Оказалось, что наблюдаемое сейчас обилие легких элементов хорошо согласуется с расчетами. Это означает, что известные нам физические законы одинаковы во всей наблюдаемой части Вселенной и были таковыми уже в первые секунды после появления нашего мира. Причем около 98% существующего в природе гелия образовалось именно в первые секунды после Большого взрыва.

Сразу после рождения Вселенная проходила инфляционный период развития — все расстояния стремительно увеличивались (с точки зрения внутреннего наблюдателя). Однако плотность энергии в разных точках пространства не может быть в точности одинаковой — какие-то неоднородности всегда присутствуют. Предположим, что в какой-то области энергия немного больше, чем в соседних. Но раз все размеры быстро растут, то и размер этой области тоже должен расти. После окончания инфляционного периода эта разросшаяся область будет иметь чуть больше частиц, чем окружающее ее пространство, да и ее температура будет немного выше.

 Поняв неизбежность  возникновения таких областей, сторонники  инфляционной теории обратились  к экспериментаторам: «необходимо  обнаружить флуктуации температуры…»  — констатировали они. И в 1992 году это пожелание было выполнено. Практически одновременно российский спутник «Реликт-1» и американский «COBE» обнаружили требуемые флуктуации температуры реликтового излучения. Как уже говорилось, современная Вселенная имеет температуру 2,7°К, а найденные учеными отклонения температуры от среднего составляли примерно 0,00003°К. Неудивительно, что такие отклонения трудно было обнаружить раньше. Так инфляционная теория получила еще одно подтверждение.

С открытием колебаний  температуры появилась еще одна захватывающая возможность — объяснить принцип формирования галактики. Ведь чтобы гравитационные силы сжимали материю, необходим исходный зародыш — область с повышенной плотностью. Если материя распределена в пространстве равномерно, то гравитация, подобно Буриданову ослу, не знает, в каком направлении ей действовать. Но как раз области с избытком энергии и порождает инфляция. Теперь гравитационные силы знают, на что воздействовать, а именно, на более плотные области, созданные во время инфляционного периода. Под действием гравитации эти изначально чуть-чуть более плотные области будут сжиматься и именно из них в будущем образуются звезды и галактики.

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).

 После “большого   взрыва” наступила продолжительная  эра вещества, эпоха преобладания  частиц. Мы называем её звездной  эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” (приблизительно 300 000 лет) до наших дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитие представляется как будто слишком медленным. 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. С атомов водорода начинается звездная эра - эра частиц, точнее говоря, эра протонов и электронов.

Вселенная вступает в  звездную эру в форме водородного  газа с огромным количеством  световых и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разной скоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, во много миллионов световых лет. Масса таких космических водородных сгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скопления галактик. Итак, крупнейшие структурные единицы Вселенной - сверхгалактики - являются результатом неравномерного распределения водорода, которое происходило на ранних этапах истории Вселенной.

 

 

2.3. Рождение галактик

Колоссальные водородные сгущения – зародыши сверх галактик и скоплений галактик – медленно вращались. Внутри их образовывались вихри, похожие на водовороты. Их диаметр достигал примерно ста тысяч световых лет. Мы называем эти системы протогалактиками, т.е. зародышами галактик. Несмотря на свои невероятные размеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частью сверхгалактик и по размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики. Сила гравитации образовывала из этих вихрей системы звезд, которые мы называем галактиками. Некоторые из галактик до сих пор напоминают нам гигантское завихрение. Астрономические исследования показывают, что скорость вращения завихрения предопределила форму галактики, родившейся из этого вихря. Выражаясь научным языком, скорость осевого вращения определяет тип будущей галактики. Из медленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики, в то время как из быстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики. В результате силы тяготения очень медленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколько сплюнутый эллипсоид. Размеры такого правильного гигантского водородного облака были от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудно определить, какие из водородных атомов вошли в состав рождающейся эллиптической, точнее говоря эллипсоидальной галактики, а какие остались в космическом пространстве вне нее. Если энергия связи сил гравитации атома на периферии превышала его кинетическую энергию, атом становился составной частью галактики. Это условие называется критерием Джинса. С его помощью можно определить, в какой степени зависела масса и величина протогалактики от плотности и температуры водородного газа.

Протогалактика, которая  вообще не вращалась, становилась родоначальницей  шаровой галактики. Сплющенные эллиптические галактики рождались из медленно вращающихся протогалактик. Из-за недостаточной центробежной силы преобладала сила гравитационная. Протогалактика сжималась и плотность водорода в ней возрастала. Как только плотность достигала определенного уровня, начали выделятся и сжимается сгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позже эволюционировали в звезды. Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутой галактике происходило почти одновременно. Этот процесс продолжался относительно недолго, примерно сто миллионов лет. На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся  температуры раскаленного вещества приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.

2.4. Эры эволюции Вселенной

а) Адронная эра.   При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло, прежде всего, из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны. 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.

б)  Лептонная  эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в, веществе было много лептонов. [10. C. 97]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 10¹⁰K, 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.

в)  Фотонная эра или эра излучения. Температура Вселенной понизилась до 10¹⁰K, а энергия γ-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.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

3. Возможные сценарии развития нашего мира

 

1. Пульсирующая модель  Вселенной, при которой вслед  за периодом расширения наступает  период сжатия и все заканчивается  Большим хлопком

2. Вселенная со строго  подогнанной средней плотностью, в точности равной критической. В этом случае наш мир Евклидов, и его расширение все время замедляется

3. Равномерно расширяющаяся  по инерции Вселенная. Именно  в пользу такой открытой модели  мира до последнего времени  свидетельствовали данные о подсчете  средней плотности нашей Вселенной

4. Мир, расширяющийся  со все нарастающей скоростью.  Новейшие экспериментальные данные  и теоретические изыскания говорят  о том, что Вселенная разлетается  все быстрее, и несмотря на  евклидовость нашего мира, большая  часть галактик в будущем будет нам недоступна. И виновата в столь странном устроении мира та самая темная энергия, которую сегодня связали с некоей внутренней энергией вакуума, заполняющего все пространство

Что же ждет нашу Вселенную  в дальнейшем? Еще несколько лет  назад у теоретиков в этой связи имелись всего две возможности. Если плотность энергии во Вселенной мала, то она будет вечно расширяться и постепенно остывать. Если же плотность энергии больше некоторого критического значения, то стадия расширения сменится стадией сжатия. Вселенная будет сжиматься в размерах и нагреваться. Значит, одним из ключевых параметров, определяющим развитие Вселенной, является средняя плотность энергии. Так вот, астрофизические наблюдения, проводимые до 1998 года, говорили о том, что плотность энергии составляет примерно 30% от критического значения. А инфляционные модели предсказывали, что плотность энергии должна быть равна критической. Апологетов инфляционной теории это не очень смущало. Они отмахивались от оппонентов и говорили, что недостающие 70% «как-нибудь найдутся». И они действительно нашлись. Это большая победа теории инфляции, хотя найденная энергия оказалась такой странной, что вызвала больше вопросов, чем ответов. Похоже, что искомая темная энергия — это энергия самого вакуума.

В представлении людей, не связанных с физикой, вакуум — «это когда ничего нет» — ни вещества, ни частиц, ни полей. Однако это не совсем так. Стандартное определение вакуума — это состояние, в котором отсутствуют частицы. Поскольку энергия заключена именно в частицах, то, как резонно полагали едва ли не все, включая и ученых, нет частиц — нет и энергии. Значит, энергия вакуума равна нулю. Вся эта благостная картина рухнула в 1998 году, когда астрономические наблюдения показали, что разбегание галактик немножко отклоняется от закона Хаббла. Вызванный этими наблюдениями у космологов шок длился недолго. Очень быстро стали публиковаться статьи с объяснением этого факта. Самым простым и естественным из них оказалась идея о существовании положительной энергии вакуума. Ведь вакуум, в конце концов, означает просто отсутствие частиц, но почему лишь частицы могут обладать энергией? Обнаруженная темная энергия оказалась распределенной в пространстве на удивление однородно. Подобную однородность трудно осуществить, ведь если бы эта энергия была заключена в каких-то неведомых частицах, гравитационное взаимодействие заставляло бы их собраться в грандиозные конгломераты, подобные галактикам. Поэтому энергия, спрятанная в пространстве-вакууме, очень изящно объясняет устроение нашего мира.

Однако возможны и  другие, более экзотические, варианты мироустроения. Например, модель Квинтэссенции, элементы которой были предложены советским  физиком А.Д. Долговым в 1985 году, предполагает, что мы все еще скатываемся  с той самой горки, о которой  говорилось в начале нашего повествования. Причем катимся мы уже очень долго, и конца этому процессу не видно. Необычное название, позаимствованное у Аристотеля, обозначает некую «новую сущность», призванную объяснить, почему мир устроен так, а не иначе.

Сегодня вариантов ответа на вопрос о будущем нашей Вселенной стало значительно больше. И они существенно зависят от того, какая теория, объясняющая скрытую энергию, является правильной. Предположим, что верно простейшее объяснение, при котором энергия вакуума положительна и не меняется со временем. В этом случае Вселенная уже никогда не сожмется и нам не грозит перегрев и Большой хлопок. Но за все хорошее приходится платить. В этом случае, как показывают расчеты, мы в будущем никогда не сможем достигнуть всех звезд. Более того, количество галактик, видимых с Земли, будет уменьшаться, и через 10—20 млрд. лет в распоряжении человечества останется всего несколько соседних галактик, включая нашу — Млечный Путь, а также соседнюю Андромеду. Человечество уже не сможет увеличиваться количественно, и тогда придется заняться своей качественной составляющей. В утешение можно сказать, что несколько сотен миллиардов звезд, которые будут нам доступны в столь отдаленном будущем, — это тоже немало.

Впрочем, понадобятся  ли нам звезды? 20 миллиардов лет — большой срок. Ведь всего за несколько сот миллионов лет жизнь развилась от трилобитов до современного человека. Так что наши далекие потомки, возможно, будут по внешнему виду и возможностям отличаться от нас еще больше, чем мы от трилобитов. Что же сулит им еще более отдаленное будущее, по прогнозам современных ученых? Ясно, что звезды будут тем или иным способом «умирать», но будут образовываться и новые. Этот процесс тоже не бесконечен — примерно через 10 14 лет, по предположению ученых, во Вселенной останутся только слабосветящиеся объекты — белые и темные карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Почти все они также погибнут через 10 37 лет, исчерпав все запасы своей энергии. К этому моменту останутся лишь черные дыры, поглотившие всю остальную материю. Что может разрушить черную дыру? Любые наши попытки сделать это лишь увеличивают ее массу. Но «ничто не вечно под Луной». Оказывается, черные дыры медленно, но излучают частицы. Значит, их масса постепенно уменьшается. Все черные дыры тоже должны исчезнуть примерно через 10 100 лет. После этого останутся лишь элементарные частицы, расстояние между которыми будет намного превосходить размеры современной Вселенной (примерно в 1090 раз) — ведь все это время Вселенная расширялась! Ну и, конечно, останется энергия вакуума, которая будет абсолютно доминировать во Вселенной. Кстати, свойства такого пространства впервые изучил В. Де Ситтер еще в 1922 году. Так что нашим потомкам предстоит либо изменить физические законы Вселенной, либо перебраться в другие вселенные. Сейчас это кажется невероятным, но хочется верить в могущество человечества, как бы оно, человечество, ни выглядело в столь отдаленном будущем. Потому что времени у него предостаточно.