Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/expansio.txt Дата изменения: Tue Jul 28 18:24:12 1998 Дата индексирования: Sat Dec 22 04:53:39 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п

РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ.
_____________________

Пожалуй самым важным и удивительным явлением, открытым

современной астрономией, является расширение Вселенной (в

этой главе под термином "Вселенная" мы будем подразумевать

Метагалактику, т.е. доступную для наблюдений часть

Вселенной). Что это означает? При наблюдениях это в первую

очередь проявляется в том, что расстояния между всеми

галактиками, несвязанными друг с другом в единую систему

силой всемирного тяготения, постоянно увеличивается,

галактики "разбегаются". Вселенная расширяется!

"Разбегание" галактик было открыто в начале 20 века в

основном усилиями Э.Хаббла. Во втором десятилетии 20 века

В.М.Слайфер, получив и исследовав множество спектров

галактик, заметил, что у большинства из них линии в спектре

смещены в красную сторону. Согласно эффекту Доплера это было

объяснено удалением этих галактик от нашей с большой

скоростью (порядка сотен км/сек).

Степень смещенности линий в спектре выражается с помощью т.н.

красного смещения, которое обозначают буквой Z. Если у

неподвижного источника спектральная линия имеет длину волны ,

а в спектре галактики - , то z=( - )/ . Чем больше смещение,

тем больше (по модулю) z. Для источников, которые

приближаются к наблюдателю, красное смещение отрицательно.

В 1929 г. после огромной работы по получению и изучению

спектров галактик, а также по определению различными методами

расстояний до этих галактик (см. гл. "Как определяют

расстояния до галактик"), Э.Хаббл надежно установил факт

расширения Вселенной. Он показал, что в "разбегании" галактик

существует замечательная закономерность. Чем дальше от нас

находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется,

т.е. тем больше ее красное смещение. Причем закон имеет

предельно простую линейную форму: v=HR, где v - скорость

галактики, R - расстояние до нее, а Н - коэффициент

пропорциональности, называемый постоянной Хаббла.

Итак, после получения красных смещений галактики предстали

перед нами удаляющимися от нашей Галактики, причем скорость

удаления растет с увеличением расстояния.

Означает ли это, что наша галактика является центром, из

которого происходит это расширение? Вовсе нет. Наблюдатель в

любой галактике увидел бы точно такую же картину: все

галактики, несвязанные гравитационно с родной галактикой

наблюдателя, имели бы красные смещения, пропорциональные

расстоянию между галактиками. Действительно, увеличивается

расстояние между всеми галактиками. Пространство

"раздувается".

Расширение Вселенной можно проиллюстрировать замечательным

примером. Представьте себе двумерных существ, двумериков,

живущих на поверхности воздушного шарика. Нарисуем на нем

галактики и поселим в них этих двумериков. Пусть они могут

наблюдать в свои телескопы соседние галактики. Начнем теперь

надувать шарик. Каждый двумерик-наблюдатель в своей галактике

будет видеть, что другие галактики удаляются от него. Сам же

центр расширения на поверхности шарика, т.е. в Метагалактике

двумериков, отсутствует.

Но ведь, если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим ее

не такой, какой она была неделю назад. А еще через некоторое

время она опять изменится. Вселенная эволюционирует. Она

нестационарна. Это чрезвычайно важный факт, принять который

было не легко. Что было с нашей Вселенной в прошлом? Что

будет происходить с ней в будущем? В этой главе мы попытаемся

насколько это сейчас возможно ответить на эти вопросы (о

самых первых этапах развития Вселенной см. гл. "С чего все

началось").

Как уже упоминалось в главе "Реликтовое излучение", теория

горячей Вселенной была первоначально разработана Г.А.Гамовым

и сотрудниками для объяснения наблюдаемого химического

состава Вселенной. Ведь первоначально все вещество

представляло собой водородную плазму, а затем в эпоху т.н.

нуклеосинтеза образовались ядра более тяжелых химических

элементов - различных изотопов гелия и лития. К ядрам

водородя, которые представляют собой одиночные протоны,

примешались также более сложные ядра дейтерия - тяжелого

изотопа водорода. Так в нашем мире появилось разнообразие

химических элементов. Однако пройдет еще немало времени,

прежде чем образуются первые звезды, в которых в процессе

эволюции родится все многообразие химических элементов,

наблюдаемых сегодня.

Нуклеосинтез стал еще одним шагом к "нашему", привычному

миру. Это произошло, когда Вселенной было "уже" 100

секунд. К тому времени наш мир продолжал расширяться и

остывать. Температура упала до 10^ градусов. Вещество

существовало в форме плазмы, когда электроны отделены от

ядер атомов.

Привычный нам вид вещество во Вселенной приняло в так

называемую эпоху рекомбинации. Эта эпоха ознаменовалась

замечательным событием - температура упала приблизительно до

10 000 градусов и плазма превратилась в обычный, нейтральный

газ. При этом вещество освободилось от "бремени" излучения, и

стало развиваться уже по-своему. Дело в том, что когда

вещество непрерывно взаимодействует с излучением, ионизуется

им, не образуются конденсации вещества и сложные структуры в

нем. Будучи "свободным", вещество в отдельности начинает

разбиваться на облака, "скучиваться". Эти сгущения служат

"дедушками" той сложной структуры, которую мы сейчас

наблюдаем.

Излучение, также освободившееся от вещества, получило

возможность практически беспрепятственно двигиться по всей

Вселенной. Благодаря этому мы сейчас можем поймать древние

кванты электромагнитного излучения и в принципе пронаблюдать

все события в развивающейся Вселенной после эпохи

рекомбинации.

Но как же тогда образовались более тяжелые элементы в

природе, в том числе и те, из которых состоит наша Земля и

человеческое тело? Более тяжелые элементы образовались в


недрах звезд. Элементы легче железа образовались в результате

термоядерного синтеза в звездах, а тяжелее железа - в

результате вспышек сверхновых (подробнее об этом см. раздел

"Звезды").

Вселенная расширялась, образовывались новые химические

элемнты, небольшие первоначальные флуктуации

эволюционировали, из них образовались галактики и скопления

галактик, в галактиках образовались звезды, вокруг них -

планеты и, наконец, появился человек. А что будет

происходить со Вселенной дальше, через миллионы, миллиарды и

миллиарды миллиардов лет? Ответ зависит от величины плотности

нашей Вселенной, ккоторая пока известна лишь приблизительно.

Если плотность больше критической, то расширение сменится

сжатием, в противоположном случае - Вселенная будет вечно

расширяться. Пока наблюдения показывают, что плотность

немного меньше критической, хотя и очень близка к ней

(однако, существование большого количества "темной метерии"

может изменить ситуацию), поэтому посмотрим, что будет

происходить, если в течении по-крайней мере очень большого

промежутка времени расширение не сменится сжатием.

Звезды не вечны. Они рождаются и умирают. Рождаются они из

межзвездного газа (подобно рождению Афродиты из пены

морской). Умирая, звезды могут выбрасывать часть вещества,

возвращая его т.о. в межзвездный газ. А из другой части


вещества звезды образуется компактный объект: белый карлик,

нейтронная звезда или черная дыра (в зависимости от

первоначальной массы звезды). В конце концов газ исчерпается

и останутся лишь эти компактные объекты, планеты и

маломассивные звезды, которые эволюционируют крайне медленно.

Черные дыры тоже смертны: английские ученые Пенроуз и Хоукинг

открыли возможность "испарения" черных дыр. В ее окрестности

образуются кванты излучения, а энергия на их образование

черпается из массы черной дыры, которая т.о. уменьшается.

Процесс "испарения" вначале идет медленно, а затем по мере

уменьшения массы черной дыры все быстрее и быстрее. Последние

кванты излучаются в мощной вспышке. Итак, через 10^ лет все

черные дыры "испарятся".

Масса "обычного" вещества в основном заключена в протонах. В

свете современных физических теорий протон является

нестабильной частицей, но с очень большим периодом

полураспада, который превышает 10^33 лет (впервые идею

о распаде протона выдвинул А.Д.Сахаров). Через такой

огромный промежуток времени половина протонов во Вселенной

распадуться и процесс распада будет продолжаться и далее.

В рамках рассмотренной нами картины у Вселенной имеются

незавидные перспективы. Через 10^100 лет Вселенная будет

состоять из смеси электоронов и позитронов. Означает ли это,

что вся Вселенная обречена на бесконечное прозябание во тьме

времен? Или в какой-то ее части повторится возникновение

многообразия сложных структур и жизни? Об этом вы узнаете в

главе "С чего Все началось".