Начало и конец Вселенной

Загрузить архив:
Файл: ref-26326.zip (50kb [zip], Скачиваний: 87) скачать

Содержание

1. Введение                                                                                                    стр. 2

2. Ранняя Вселенная                                                                                    стр.2 

3. Назад к Большому взрыву                                                                     стр.3

4. Абсолютная сингулярность                                                                   стр.9                                                           

5. Раздувание                                                                                                 стр.11                             

5.1. Эпоха адронов                                                                                        стр.11

5.2. Эпоха лептонов                                                                                      стр.12

5.3. Эпоха излучения                                                                                    стр.13

5.4. Фоновое космическое излучение                                                        стр.13

5.5. Эпоха галактик                                                                                      стр.16

6. Дальнейшая судьба Вселенной                                                              стр.18

7. Скрытая масса                                                                                          стр.19

8. Судьба замкнутой Вселенной                                                                 стр.25

9. Отскок                                                                                                         стр.26

10. Судьба открытой Вселенной                                                                стр.26

11. Заключение                                                                                              стр.28

12. Список литературы                                                                                стр.31

1. Введение.

Красота и величие темного ночного неба всегда волнуют нас. Каждое светящееся пятнышко на нем - образ звезды, ее свет, который давно, может быть за­долго до нашего рождения, оторвался от светила. Че­ловеку трудно представить себе необъятные просторы Вселенной, протекающие в ней сложные и мощные процессы приводят нас в трепет. Свет от некоторых видимых объектов шел к Земле миллионы лет, а ведь расстояние от нас до Луны тот же луч света преодоле­вает меньше чем за две секунды.

Наша Земля - всего лишь песчинка, затерявшаяся в бескрайнем пространстве, одна из девяти планет, об­ращающихся вокруг неприметной желтой звезды, на­зываемой Солнцем…

Многие люди, всматриваясь в небо и смотря на звёзды, думают, что хотя их жизнь и имеет свой конец, но эти все далекие звезды будут всегда – Вселенная бесконечна. Но это не так. Все в этом мире изменяется и Вселенная не исключение. Но было ли у Вселенной начало и будет ли конец? Если было начало, то для Вселенной было ''началом''? В этой работе мне хотелось бы рассмотреть современные теории возникновение и развитие Вселенной.

Мы начнем с теории возникновение Вселенной.

2. Ранняя Вселенная.

Мы живем в расширяющейся Вселенной, которая, согласно теории Большого взрыва, возникла примерно 18 миллиардов лет назад в результате взрыва не­вообразимой силы. В первые мгновения после взрыва не было ни звезд, ни пла­нет, ни галактик – ничего кроме частиц, излучения и черных дыр. Короче говоря, Вселенная находилась в состоянии полнейшего хаоса со столь высокой энер­гией, что частицы, обладавшие гигантскими скоростями, сталкивались практи­чески непрерывно. Это был, по сути, колоссальный ускоритель частиц, намного мощнее тех, которые построены в наши дни.

Теперь ученые строят все более и более мощные установки, чтобы разоб­раться, как взаимодействуют высокоэнергичные частицы. Но крупные уско­рители очень доро­гостоящи, а на их строительство уходят годы. Поэтому не­которые особенно нетер­пеливые ученые обратились к ранней Вселенной. Ее в шутку называют “ускорителем для бедных”, хотя это и не самое удачное название. Если бы нам пришлось строить ускоритель на такие, характерные для ранней Вселенной энергии, он протянулся бы до ближайших звезд.

Раз уж строительство такой установки нам не по плечу, то, взяв за образец раннюю Вселенную или, по крайней мере, ее модель, можно попытаться понять, что происходит при столь больших энергиях.

Но чем вызван интерес к явлениям, происходящим при таких энергиях? Прежде всего, тем, что они помогают понять природу фундаментальных частиц, а также фу­ндамен­тальных взаимодействий. Установление связи между ними существенно для уяснения взаимозависимости космических явлений, а согласно современным теориям понимание связи между фундаментальными взаимодействиями может пролить свет на процессы в ранней Вселенной. Возникает, например, вопрос: почему фундаментальных взаимо­действий четыре, а не одно, что казалось бы более естественным? Такой же вопрос можно задать и о фундаментальных частицах.

Конечно, одна фундаментальная сила и одна фундаментальная частица значительно упростили бы описание Вселенной. Как мы увидим, возможно, она именно так и устроена. Согласно появившимся недавно теориям, при энергиях, характерных для ранней Вселенной, все четыре фундаментальных взаимодействия были слиты воедино. По мере расширения и остывания Вселенной, видимо, происходило разделение сил; как при понижении температуры замерзает вода, так, возможно, из единой силы могло “вымерзти” тяготение, оставив остальные три. Вскоре “вымерзло” слабое взаимо­действие, и, наконец, разделились сильное и электромагнитное. Если такая идея верна и при высоких энергиях действительно происходит объединение, исследование ранней Вселенной представляет исключительный интерес.

К середине 60-х годов большинство астрономов приняло концепцию происхождения Вселенной в результате Большого взрыва, предполагавшую, что в начале своего су­ществования Вселенная имела бесконечно малые размеры. Многим трудно согласиться с мыслью о том, что вся масса Вселенной когда-то содержалась в ядре, меньше чем атом. Однако есть нечто еще труднее воспринимаемое в этой идее первичного ядра. Нам кажется, что оно существовало в некотором бесконечном пространстве, где и взорвалось, однако астрономы утверждают, что это не так. Вокруг этого ядра не было пространства: ядро и было Вселенной. Взорвавшись, оно создало пространство, врем и материю. Позднее мы внимательнее рассмотрим этот взрыв и увидим, как из него развилась Вселенная, но прежде вернемся назад во времени к этому взрыву.

3. Назад к Большому взрыву.

Чтобы вернуться к самому началу, нужно знать возраст Вселенной. А это очень сложный и спорный вопрос. Долгие годы считалось, что возраст Вселен­ной составляет примерно 18 миллиардов лет. Эта циф­ра приводилась в большинстве учебников, статей и популярных книг по космологии и принималась большинством ученых, так как основы­валась на рабо­те Хаббла, которую долгие годы развивали Аллен Сэндейдж из Хейльской обсерватории и Густав Там-ман из Базеля.

Не все, однако, были согласны с таким результатом. Жерар де Вокулер из Техасского университета работал над этой проблемой, используя сходную методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ван ден Берг из канадской обсерватории в Виктории также получил близкое значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году еще три астронома объявили о том, что с помощью других методов получили результаты, близкие по значению  полученным Вокулером.

Ученые, наконец, обратили внимание на эти результаты, и кое-кто задумался, - не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной. Боль­шинство продолжало придерживаться прежнего ре­зультата - 18 миллиардов лет, но по мере того, как поя­влялись новые данные, свидетельствовавшие в поль­зу 10 миллиардов лет, начинал раз­гораться спор. Да­вайте немного задержимся на этом и разберемся в сути этого спора. Мы уже ви­де­­­­­­­­­­ли, что Хаббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным смещением, предсказал рас­ширение Вселенной. На его диаграмме особо важным представляется угол наклона прямой, проходящей че­рез точки; значение H называется постоянной Хаббла. Важность этой по­стоянной определяется ее связью с возрастом Вселенной. Она дает нам представление о скорости расширения, и если мы повернем расшире­ние или, что-то же самое, время вспять (пре­дположив, что оно течет в обратную сторону), то Вселенная сожмется. Тогда возраст Вселенной будет определяться тем временем, которое потребуется всему веществу, чтобы сжаться до размеров точки. Если бы Вселенная расширялась равномерно, то ее возраст был бы обрат­ным величине H (1/ H). Однако существует явное сви­детельство в пользу того, что это не соответствует действительности: похоже, что расширение замедля­ется. Значит, чтобы уз­нать реальный возраст Вселен­ной, нам следует помнить об этом и соответственно знать, как быстро расширение замедляется.

С помощью своей лестницы, которая помогла ему вычислить расстояние до далёких звезд, Хаббл получил в 1929 году значение Н, которое соответствовало пора­зительно малому возрасту - 2 миллиарда лет. Пора­зительным его можно считать потому, что результаты геологических исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надежны. Замеша­тельство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерва­тории Маунт-Вилсон вскоре нашел ошибку в методике, с помощью которой Хаббл определял расстояние. Он пользовался зависимостью период - светимость для цефеид (чем больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения расстояния до ближайших галактик, но звезды переменной свети­мости в этих галактиках не были обычными цефе­идами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удва­ивался. Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звезд за отдельные звезды в более отдаленных галактиках. С этими исправлени­ями возраст еще раз удвоился.

Так возраст Вселенной был определен в 10 милли­ардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана это не удов­летворило. Они тщательно проанализировали работу Хаббла, расширив ее рамки. В их распоряжении были новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе Паломарской обсерватории. В результате их исследований воз­раст Вселенной еще раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так что некоторое время никто не смел и подумать о новых вычислениях.

Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректи­ровали работы Хаббла, в Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он пользовался космической лестницей, идя по сту­пенькам вглубь ко все более слабым галактикам. Од­нако что-то его беспокоило. Через несколько лет он внимательно изучил окружающую нас группу галак­тик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы - скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (располо­женное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер пришел к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и полу­чил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и Тамман, которые не учли этого обстоятельства.

Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания. Наверное, легче было считать, что мы живем в обычной области Вселенной, а де Во­кулер уверял, что это аномальная область. Для разре­шения противоречия требовался какой-то совершен­но новый метод. Такой метод (который, однако, не позволил найти окончательное решение) появился в 1979 году - Марк Ааронсон из обсерватории Стю­арда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из национальной обсерватории Китт-Пик объявили о том, что полученное ими значение Н лежит между значе­ниями, предложенными де Вокулером и Сэндейджем. Однако большинство их измерений, как и измерения Сэндейджа, проводились в направлении скопления Девы. Де Вокулер предложил провести их в каком- либо другом участке неба, подальше от Девы. Рко­нечно же, полученное значение оказалось очень близ­ким к результату де Вокулера.

Ааронсон с сотрудниками использовали метод, раз­работанный намного раньше Брентом Талли из Гавайского университета и Ричардом Фишером из Нацио­нальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая этой длине волны при вращении галактик расширяется, т. е. чем больше скорость вращения галактики, тем шире соот­ветствующая линия. Поскольку известно, что наибо­лее массивные, самые крупные галактики вращаются быстрее других, Талли и Фише­ру оставалось лишь из­мерить ширину линии и тем самым определить «вес» галактики, а из это­го, в свою очередь, ее истинную яр­ кость, или светимость. Узнав светимость и определив из на­блюдений видимую яркость, легко найти рассто­яние до галактики.

Несмотря на простоту, метод вызывает на практи­ке ряд трудностей. Прежде всего, отнюдь не все галак­тики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для учета этого обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их результаты подверглись суровой критике.

Заинтересовавшись этим методом, Ааронсон СЃ со­трудниками решили измерять РЅРµ видимый свет га­лактик, Р° РёС… инфракрасное излучение, тем самым, избежав необходимости введения поправок. Рнфра­красное излучение РЅРµ задерживается пылью, Р° потому Рё нет необходимости делать поправку РЅР° РїРѕРІРѕСЂРѕС‚ га­лактик. Р’ итоге ученые получили значение РЇ, согла­сующееся СЃ результатом измерения РґРµ Вокулера.

Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живем в аномальной области Вселенной. Мы находимся на расстоянии примерно 60 миллионов световых лет от суперскопления в Деве и стре­мимся к нему под действием притяжения с весьма большой скоростью. Значит, для того чтобы получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скоро­сти разбегания галактик (с которой они удаляются от нас) вычесть эту скорость.

Правда, Сэндейдж Рё Тамман РЅРµ убеждены, что РјС‹ живем РІ аномальной области. РС… измерения, как утверждают авторы, РЅРµ дают оснований считать, что РјС‹ движемся Рє скоплению РІ Деве, Р° следовательно, РЅРµ нужно вводить соответствующую поправку. Рнтересно, что наша собственная скорость, измеренная Ааронсоном, РЅРµ совпадает СЃРѕ значением, полученным РґРµ Вокулером. РџРѕ мнению Ааронсона, РјС‹ движемся Рє скоплению РІ Деве РЅРµ РїРѕ РїСЂСЏРјРѕР№, Р° РїРѕ спирали; такой вывод основывается РЅР° весьма сложной модели  вра­щающегося суперскопления.

Ртак, возникает проблема - действительно ли РјС‹ живем РІ аномальной области, как свидетельствуют последние результаты, или же правы Сэндейдж Рё Тамман? Казалось Р±С‹, решить ее довольно легко, ведь РІ предыдущей главе рассказывалось Рѕ реликтовом излучении, заполняющем РІСЃСЋ Вселенную, причем РІ раз­ных направлениях его температура различна. РџРѕ дан­ным таких измерений, РјС‹ движемся Рє созвездию Льва СЃРѕ скоростью примерно 600 РєРј/СЃ, РЅРѕ Лев отстоит РѕС‚ центра скопления РІ Деве примерно РЅР° 43В°! Ртак, РѕРґРЅРё измерения свидетельствуют, что РјС‹ движемся РІ на­правлении Льва, Р° РґСЂСѓРіРёРµ - что Рє Деве. Какие РёР· РЅРёС… верны? РџРѕРєР° неизвестно.

Похоже, что мы зашли в тупик, и в вопросе о воз­расте Вселенной - 10 ей миллиардов лет или 20? К счастью, есть еще два метода определения возраста Вселенной. Правда, и тот и другой позволяют найти лишь возраст нашей Галактики, но поскольку доволь­но хорошо из­вестно, насколько Вселенная старше Га­лактики, эти методы весьма надежны. В первом из них используются гигантские скопления звезд, так называемые глобулярные скопления; они окружают нашу Галактику подобно тому, как пчелы окружают улей. Если построить зависимость абсолютной, или истинной, яркости от температуры поверхности звезд, входящих в такие скопления, откроется весьма инте­ресный результат. (Такой график называется диа­граммой Герцшпрунга-Рессела, по именам впервые построивших его ученых.)

Прежде чем рассказать о полученном результате, рассмотрим типичную диаграмму Герцшпрунга-Рес­села. Если скопление относительно молодое, боль­шинство точек лежит на диагонали, называемой глав­ной последовательностью; кроме того, есть несколько точек в верхнем правом углу и совсем мало - в ниж­нем левом. На главной последовательности представ­лены все звезды - от небольших красных карликов до голубых гигантов. Одной из особенностей этой диаграммы является то, что звезда, по мере старе­ния, сходит с главной последовательности. Самые верхние точки, соответствующие голубым гигантам, сходят первыми, а по ходу старения скопления с главной последовательности сходит все больше и больше звезд, причем всегда, начиная сверху диаграм­мы. Это означает, что чем старше скопление, тем ко­роче его главная последовательность. Особое значе­ние имеет то, что точка, выше которой нет звезд (она называется точкой поворота), позволяет оценить воз­раст скопления.

Второй метод заключается РІ наблюдении скоро­стей распада различных радиоактивных веществ. Ме­рой скорости этого процесса служит так называемый период полураспада - время, РІ течение которого рас­падается половина ядер данного вещества. Рзмеряя периоды полураспада атомов радиоактивных элемен­тов РІ Солнечной системе, можно определить ее воз­раст, Р° РЅР° его РѕСЃРЅРѕРІРµ - возраст нашей Галактики. Р РІРЅРѕРІСЊ результаты указывают РЅР° то, что Галактике больше 10 миллиардов лет.

Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм и некоторые другие ученые применили ряд мето­дов определения возраста Галактики, а затем обра­ботали результаты для получения наиболее вероятного значения. Таким образом, они получили оценку 15-16 миллиардов лет. Но и это убедило отнюдь не всех. Гарри Шипмен из университета Делавэра недав­но провел исследование эволюции белых карликов и определил их число в нашей Галактике; теперь он утверждает, что Млечному Пути не более 11 миллиар­дов лет. С его выводами согласны Кен Джейнс из Бос­тонского университета и Пьер де Марк из Йеля. Они внимательно изучили методику определения возраста глобулярных скоплений на основе графиков зависи­мости светимость - температура и пришли к выводу, что учет погрешностей в наблюдениях звезд, а также некоторых теоретических допущений позволяет сни­зить оценку их возраста до 12 миллиардов лет.

Вот так обстоит дело. Пока с уверенностью можно утверждать лишь то, что возраст Вселенной составля­ет от 10 до 20 миллиардов лет.

Это означает, что около 10-20 миллиардов лет назад произошел колоссальный взрыв, в результате которого родилась наша Вселенная.

Сейчас галактики разбегаются РѕС‚ нас РІРѕ всех направлениях, Р° если представить себе, что РјС‹ движемся РІРѕ времени вспять, то нам покажется, что Вселенная сжимается. Те­перь галактики расположены так далеко РґСЂСѓРі РѕС‚ РґСЂСѓРіР°, что для РёС… сближения потре­бовалось Р±С‹ около 16 миллиардов лет. Представим себе, что РјС‹ бессмертные существа, путешествующие против течения времени; для нас миллиард лет – РѕРґРЅР° минута. РњС‹ СѓРІРёРґРёРј вспыхивающие Рё гаснущие РІ нашей Галактике звезды; РѕРЅРё образуются РёР· межзвездных газа Рё пыли, РїСЂРѕС…РѕРґСЏС‚ СЃРІРѕР№ жизненный цикл Рё либо взрываются, разбрасывая вещество РІ пространство, либо медленно угасают. Рздала РІСЃРµ это похоже РЅР° рас­цвеченную РѕРіРЅСЏРјРё РЅРѕРІРѕРіРѕРґРЅСЋСЋ елку. Двигаясь дальше назад РІРѕ времени, РјС‹ СѓРІРёРґРёРј, что светимость некоторых галактик немного возрастает, РЅРѕ постепенно РІСЃРµ РѕРЅРё тус­кнеют РёР·-Р·Р° того, что РІ РЅРёС… становится РІСЃРµ больше газа Рё РІСЃРµ меньше звезд. РќРѕ РІРѕС‚ погасла последняя звезда, Рё РЅРµ осталось ничего РєСЂРѕРјРµ гигантской бурлящей массы газа. Каждая РёР· огромных спиралей газа растет РІ размерах, постепенно приближаясь Рє РґСЂСѓРіРёРј спиралям, Р° потом, РєРѕРіРґР° Вселенной становится лишь несколько СЃРѕС‚ миллионов лет РѕС‚ СЂРѕРґСѓ, эти колоссальные газовые сгустки рассеиваются Рё РІСЃРµ пространство ока­зывается заполненным очень разреженным, РЅРѕ весьма однородным газом. Тем РЅРµ менее, РІ нем РІСЃРµ же есть заметные флуктуации плотности. Астрономы РїРѕРєР° еще точно РЅРµ знают, отчего РѕРЅРё образовались, РЅРѕ, скорее всего, это было вызвано своеобразной ударной волной, пронесшейся через несколько секунд (или РјРёРЅСѓС‚) после взрыва.

В возрасте около 10 миллионов лет Вселенная имела температуру, которую мы сейчас называем комнатной. Может показаться, что она в то время была абсолютно пуста и черна, но на самом деле там было сильно разреженной вещество будущих галактик.

Чем ближе к моменту рождения Вселенной, тем больше разогревается газ; за несколько миллионов лет до этого события появляется слабое свечение, которое постепенно приобретает темно-красный оттенок, - температура на этом этапе со­ставляет примерно 1000 К. Вселенная производит жутковатое впечатление, но все еще прозрачна и однородна; постепенно желтым. Рвдруг при температуре 3000 К. про­исходит нечто странное – до этого момента Вселенная была прозрачной (правда, смотреть в ней было не на что, но свет сквозь нее проходил), а теперь все заволок ослепительно сияющий желтый туман, через который ничего не видно.

Двигаясь еще дальше назад во времени, мы увидим, что Вселенная состоит почти целиком из плотного излучения, в которое кое-где вкраплены ядра атомов. По мере роста температуры яркость тумана все возрастает. Повсюду появляются легкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе представляет собой смесь излучения, эле­ктронов, нейтронов и их античастиц. Наконец, при еще более высоких температурах, появляются тяжелые частицы их античастицы, а также черные дыры. Вселенная пре­вращается в невообразимую кашу – частицы и излучение врезаются друг в друга с колоссальной силой. Теперь она очень мала, размером с надувной мяч, а еще через долю секунды может превратиться в сингулярность. Но до того перед нами закроется “занавес”. Мы не в состоянии сказать, что в действительности произойдет в последнюю долю секунды в последнюю долю секунды, потому что не в силах заглянуть за “зана­вес”, о котором я говорил, занавес нашего неведения. При таких условиях отказывает не только общая теория относительности, но, возможно, и квантовая теория, поэтому мы и не можем сказать наверняка, появляется ли сингулярность.

4. Абсолютная сингулярность.

Вселенская сингулярность или состояние близкое к ней, о чёрной дыре. В отличие от черный дыр, которые имеют массу, равную массе крупной звезды; теперь же речь идет о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но помимо этого есть еще одно фундаментальное отличие. В случае сколлапсировавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась сингулярность; иными словами, черная дыра находилась где-то в нашей Вселенной. В случае вселенской черной дыры сразу же возникают трудности если вся наша Вселенная сколлапсировала в черную дыру, значит все вещество и пространство исчезли в сингулярности, то есть не останется ничего, в чем можно было бы находится – не будет Вселенной.

Более того, в случае вселенской черной дыры (может быть, вернее будет сказать, квазичерной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с истинной сингулярностью.

Но даже если сингулярности не было, остается вопрос, что было раньше, намного раньше. Один из ответов на него может выглядеть так: раньше была другая Вселенная, которая сколлапсировала, превратившись или почти превратившись в сингулярность, из которой затем возникла наша Вселенная. Возможно, что такие коллапсы и возрождения происходили неоднократно. Такую модель называют осциллирующей моделью Вселенной.

Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал, называемый планковским временем). Это как раз тот момент, когда задер­гивается «занавес»; после него во Вселенной царит пол­ный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там происходило.

Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие чер­ные дыры; он также дока­зал, что эти черные «дыроч­ки» испаряются примерно через 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во Вселенной существовала странная «пена» из чер­ных дыр. Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы прихо­дим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые внезапно появля­ются... рекомбинируют и образуются заново». В этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние - они не обладали непрерыв­ностью. Эта пена представляла собой по сути дела смесь пространства, времени, черных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.

 Температура в момент, о котором идет речь, со­ставляла примерно 10(32) К - вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться двумя способами. В первом случае при достаточно высокой энергии (или, что-то же самое, при высокой температуре) рождаются электроны и их античасти­цы - это так называемое рождение пар. Например, при температуре 6 миллиардов градусов столкнове­ние двух фотонов может дать пару электрон - пози­трон. При еще более высоких температурах могут рождаться пары протон - антипротон и так далее; в целом, чем тяжелее частица, тем большая энергия требуется для ее рождения, т. е. тем выше должна быть температура.

Раньше мы видели, что есть и второй способ обра­зования пар частиц - они могут появляться сразу же за горизонтом событий черных мини-дыр под дейст­вием приливных сил. Мы также говорили о том, что при испарении черных мини-дыр рождались ливни частиц, а поскольку вселенская черная дыра подобна мини-дыре, там происходило то же самое.

Ртак, есть РґРІР° СЃРїРѕСЃРѕР±Р° рождения частиц. Какой же РёР· РЅРёС… следует считать более важным? РџРѕ мнению ас-1трономов, основная масса частиц образовалась Р·Р° счет наличия высоких энергий, так как только РЅР° самом раннем этапе приливные силы были настолько велики, чтобы приводить Рє рождению частиц РІ значительных количествах. Однако РјРЅРѕРіРѕРµ еще здесь неясно, Рё впоследствии может оказаться, что второй метод также играет существенную роль.

Краткий период времени, следующий непосредственно за моментом 10(-43) с, обычно называют квантовой эпохой.

В эту эпоху все четыре фундаменталь­ных взаимодействия были объединены. Вскоре после момента 10(-43) с единое поле распалось, и от него отделилась первая из четырех сил. Позднее по очереди отделились другие силы, которые изменялись по  величине. В конце концов получились четыре знакомых нам взаимодействия.

5. Раздувание.

РћРґРЅР° РёР· трудностей, РЅР° которую наталкивается традиционная теория Большого взрыва, - необходи­мость объяснить, откуда берется колоссальное коли­чество энергии, требующееся для рождения частиц. РќРµ так давно внимание ученых привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ РЅР° этот РІРѕРїСЂРѕСЃ. РћРЅР° РЅРѕСЃРёС‚ название теории раздувания Рё была предложена РІ 1980 РіРѕРґСѓ сотрудником Массачусетского технологического института Аланом Гутом. РћСЃРЅРѕРІРЅРѕРµ отличие теории раздувания РѕС‚ тра­диционной теории Большого взрыва заключается РІ описании периода СЃ 10(-35) РґРѕ 10(-32) СЃ. РџРѕ теории Гута примерно через 10(-35) СЃ Вселенная переходит РІ состояние «псевдовакуума», РїСЂРё котором ее энергия исключительно велика. РР·-Р·Р° этого РїСЂРѕРёСЃС…РѕРґРёС‚ чрез­вычайно быстрое расширение, гораздо более быстрое, чем РїРѕ теории Большого взрыва (РѕРЅРѕ называется раз­дуванием). Через 10(-35) СЃ после образования Все­ленная РЅРµ содержала ничего РєСЂРѕРјРµ черных РјРёРЅРё-дыр Рё «обрывков» пространства, поэтому РїСЂРё резком раз­дувании образовалась РЅРµ РѕРґРЅР° вселенная, Р° множест­во, причем некоторые, возможно, были вложены РґСЂСѓРі РІ РґСЂСѓРіР°. Каждый РёР· участков пены превратился РІ от­ дельную вселенную, Рё РјС‹ живем РІ РѕРґРЅРѕР№ РёР· РЅРёС…. От­ СЃСЋРґР° следует, что может существовать РјРЅРѕРіРѕ РґСЂСѓРіРёС… вселенных, недоступных для нашего наблюдения.

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.

5.1. Эпоха адронов.

Через 10(-23) СЃ. Вселенная вступила РІ СЌРїРѕС…Сѓ адронов, или тяжелых частиц. Поскольку адроны участву­ют РІ сильных взаимодействиях, эту СЌРїРѕС…Сѓ можно на­звать СЌРїРѕС…РѕР№ сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовыва­лись пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны Рё С‚. Рї., Р° также РёС… античастицы. Однако РЅР° заре этой СЌРїРѕС…Рё температура была слишком высока, Рё тяжелые части­цы РЅРµ могли существовать РІ обычном РІРёРґРµ; РѕРЅРё при­сутствовали РІ РІРёРґРµ СЃРІРѕРёС… составляющих - кварков. РќР° данном этапе Вселенная почти полностью состоя­ла РёР· кварков Рё антикварков. Сейчас свободные квар­ки РЅРµ наблюдаются. РР· современных теорий следует, что РѕРЅРё попали РІ «мешки» Рё РЅРµ РјРѕРіСѓС‚ РёС… покинуть. Однако некоторые ученые считают, что РіРґРµ-то еще должны остаться кварки, дошедшие РґРѕ нас РёР· тех дале­ких времен. Возможно, РѕРЅРё столь же многочисленны, как атомы золота, РЅРѕ РїРѕРєР° обнаружить РёС… РЅРµ удалось. Р’ соответствии СЃ этой теорией, после того как тем­пература достаточно упала (примерно через 10(-6) СЃ), кварки быстро собрались РІ «мешки». Такой процесс РЅРѕСЃРёС‚ название кваркадронного перехода. Р’ то время Вселенная состояла РІ РѕСЃРЅРѕРІРЅРѕРј РёР· мезонов, нейтро­нов, протонов, РёС… античастиц Рё фотонов; РєСЂРѕРјРµ того, могли присутствовать более тяжелые частицы Рё не­ РјРЅРѕРіРѕ черных дыр. РџСЂРё этом РЅР° каждую частицу при­ходилась античастица, РѕРЅРё РїСЂРё соударении аннигили­ровали, превращаясь РІ РѕРґРёРЅ или несколько фотонов. Фотоны же, РІ СЃРІРѕСЋ очередь, могли образовывать пары частиц, РІ результате чего Вселенная, РїРѕРєР° пары рож­дались Рё аннигилировали примерно СЃ одинаковой ско­ростью, пребывала РІ равновесном состоянии. Однако РїРѕ мере расширения температура падала Рё рождалось РІСЃРµ меньше Рё меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, Рё РІ результате почти РІСЃРµ тяжелые частицы исчезли. Если Р±С‹ число частиц Рё античастиц было РІ точности одинаково, то РѕРЅРё исчезли Р±С‹ полностью. РќР° самом деле это РЅРµ так, Рё свидетельство тому - наше суще­ствование.

Наконец температура упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких частиц (лептонов). Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содер­жались в основном лептоны и их античастицы.

5.2. Эпоха лептонов.

Примерно через сотую долю секунды после Боль­шого взрыва, когда температура упала до 100 милли­ардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в основном электронов, по­зитронов, нейтрино и антинейтрино). Тогда также на­блюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны - примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин распа­даются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс - распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточ­но высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохра­нялось. А вот когда температура упала до 30 миллиар­дов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.

Еще одно важное событие эпохи лептонов - разде­ление и освобождение нейтрино. Нейтрино и анти­нейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно вы­ сока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура па­ дала до тех пор, пока не достигла значения около 2 К. До настоящего времени обнаружить эти частицы не удалось.

5.3. Эпоха излучения.

Через несколько секунд после Большего взрыва, когда температура составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху излучения. В начале этой эпохи было еще довольно много лепто­нов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар леп­тонов) они быстро исчезли, испустив множество фо­тонов. В то время Вселенная состояла почти полно­стью из фотонов.

В эпоху излучения произошло событие исключи­тельной важности - в результате синтеза образо­валось первое ядро. Это как раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о нем речь шла раньше. Примерно через три минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, обра­зовав ядро дейтерия (более тяжелой разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия об­разовывались ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 % вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, пре­вращение водорода в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжелые ядра обра­зоваться не могли. Поскольку все, о чем здесь шла речь, естественно, относится к области теории, мы вправе усомниться: а так ли это в действительно­сти? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Напри­мер, согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во Вселенной, что подтверждает­ся наблюдением.

5.4. Фоновое космическое излучение.

Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться в течение нескольких тысяч лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц (нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых атомов). Это была довольно тоскливая Все­ленная, непрозрачная из-за густого светящегося тума­на, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрач­ность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в ре­зультате объединения электронов и протонов образо­вались атомы водорода, так что фотоны смогли ото­рваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство.

Наверное, это напоминало чудо - густой туман внезапно рассеялся и Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко-красной, так как температура излучения была еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но по­степенно она падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего значения 3 К.

Существование такого фонового излучения пред­сказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент испра­вил эти ошибки и рассчитал, что температура фо­нового излучения сейчас должна быть около 5 К. Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистрировано.

В начале 60-х годов компания «Белл телефон» по­строила в Холмделе, шт. Нью-Джерси, специальный радиотелескоп для приема микроволнового излуче­ния. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нем уче­ных, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики.

Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить все возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных источников. Ученые решили поработать на волне 7,35 см , но вскоре обнаружили, что на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале ис­следователям казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо, Как ни странно, но оказалось, что это так. Куда бы ученые не наводили телескоп, шум не исчезал.

Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность нали­чия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые обрати­лись к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанном много лет назад.

Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о регистрации «шума», - похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно пред­ставляют собой искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамо­ва, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии.

Естественно, требовались дополнительные доказа­тельства того, что зарегистрированный шум представ­лял собой фоновое космическое излучение, ведь Пен­зиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при длине волны 7,35 см. Ранее мы виде­ ли, что любое нагретое тело излучает энергию, а кри­вая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью поглощает па­дающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших длин волн к мень­шим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного тела.

Пензиас и Уилсон получили первую точку на кри­вой, а вскоре Ролл и Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить допол­нительные измерения на различных длинах волн. Бы­ла здесь, однако, одна трудность. Дело в том, что точ­ки ложились по одну сторону пика, а важно было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так, как нужно. Атмосфера не пропу­скает излучение таких длин волн, т. е. на Земле про­делать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых, когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась гораздо вы­ше расчетной кривой. Ркаково же было их облегче­ние, когда выяснилось, что детектор случайно зареги­стрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идет спад, как и следует из теории. Та­ким образом, с определенной долей уверенности мож­но утверждать, что это излучение дошло до нас от вре­мен Большого взрыва.

В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют, реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направле­ниях, т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот ре­зультат более точные измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно (различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то, значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, - если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и наоборот, - если он ре­деет, мы движемся в противоположную сторону. Пер­вые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, да­вали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийско­го университета в Беркли, а другая из Принстона, ре­шили провести детальные измерения за пределами ат­мосферы.

Группа исследователей из Беркли выполнила пер­вые измерения в 1976 году при помощи самолета-шпиона У-2. Рв самом деле, оказалось, что имеется небольшая анизотропия, по величине которой уда­лось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

5.5. Эпоха галактик.

После отрыва излучения РѕС‚ вещества Вселенная РїРѕ-прежнему состояла РёР· довольно РѕРґРЅРѕСЂРѕРґРЅРѕР№ смеси частиц Рё излучения. Р’ ней уже содержалось вещество, РёР· которого впоследствии образовались галактики, РЅРѕ РїРѕРєР° его распределение оставалось РІ РѕСЃРЅРѕРІРЅРѕРј рав­номерным. Рзвестно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас РЅРµ было Р±С‹ галактик. РќРѕ откуда же взялись флуктуации, приведшие Рє по­явлению галактик?

Астрономы полагают, что РѕРЅРё проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что РёС… вызвало? Точно неизвестно Рё, может быть, РЅРёВ­ РєРѕРіРґР° РЅРµ будет известно наверняка, РЅРѕ РѕРЅРё каким-то образом появились практически РІ самый первый мо­мент. Возможно, поначалу РѕРЅРё были довольно велики, Р° затем сгладились, Р° может быть, наоборот, увеличи­вались СЃ течением времени. Рзвестно, однако, что РїРѕ окончании СЌРїРѕС…Рё излучения эти флуктуации стали расти. РЎ течением времени РѕРЅРё разорвали облака час­тиц РЅР° отдельные части. Эти гигантские клубы веще­ства расширялись вместе СЃ Вселенной, РЅРѕ постепен­но стали отставать. Затем РїРѕРґ действием взаимного притяжения частиц начало происходить РёС… уплотне­ние. Большинство этих образований поначалу мед­ленно вращалось, Рё РїРѕ мере уплотнения скорость РёС… вращения возрастала.

Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со звез­ду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и галактики приобрели свой нынешний вид.

Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно назы­вают первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические по­строения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да пото­му, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удаленного объекта, све­ту требуется некоторое время. Например, галактику, на­ходящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов свето­вых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда свето­вых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы ви­дим все более тусклые галактики, и наконец они ста­новятся вовсе не видны — за определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалак­тики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики - мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.

Наконец, РЅР° самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. РС… обнаружили РІ начале 60-С… РіРѕРґРѕРІ, Рё СЃ тех РїРѕСЂ РѕРЅРё остаются для нас загадкой. РћРЅРё испускают больше энергии, чем целая галактика (Р° ведь РІ нее РІС…РѕРґСЏС‚ сотни миллиардов звезд), РїСЂРё весьма малом размере - РЅРµ больше Солнечной систе­мы. РџРѕ сравнению СЃ количеством излучаемой энергии такой размер просто смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? РќР° эту тему РІ последние РіРѕРґС‹ РјРЅРѕРіРѕ рассуждали, РІ РѕСЃРЅРѕРІРЅРѕРј при­менительно Рє черным дырам, РЅРѕ ответа РїРѕРєР° нет. Р’ со­ответствии СЃ наиболее приемлемой моделью, квазар - это плотный сгусток газа Рё звезд, находящийся РїРѕВ­ близости РѕС‚ черной дыры. Энергия выделяется, РєРѕРіРґР° газ Рё звездное вещество поглощаются черной дырой. Важно помнить, что РјС‹ РІРёРґРёРј РІСЃРµ эти объекты та­кими, какими РѕРЅРё были давным-давно, РєРѕРіРґР° Вселен­ной было, скажем, всего несколько миллионов лет РѕС‚ СЂРѕРґСѓ. Поскольку РЅР° самой окраине РІРёРґРЅС‹ только квазары, напрашивается вывод, что РѕРЅРё есть самая ранняя форма галактик. Ближе Рє нам находятся ра­диогалактики, так, может быть, РѕРЅРё произошли РѕС‚ квазаров? Еще ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли РѕС‚ радиогалактик? Получает­ся как Р±С‹ цепь эволюции: квазары, радиогалактики Рё обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажут­ся вполне разумными, большинство астрономов СЃ РЅРёВ­РјРё РЅРµ соглашается. РћРґРЅРѕ РёР· возражений - разница РІ размерах между квазарами Рё галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно РІРѕРєСЂСѓРі некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти ту­манности затем конденсируются РІ звезды, которые объединяются РІ галактики. РР·-Р·Р° упомянутой выше Рё РґСЂСѓРіРёС… трудностей большая часть астрономов пред­почитает считать, что Рё РЅР° самых дальних рубежах есть первичные галактики, РЅРѕ РѕРЅРё слишком слабы Рё потому РЅРµ РІРёРґРЅС‹. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предпо­ложение, - зарегистрировано несколько галактик, на­ходящихся РЅР° 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя РёР· известных галактик. РћРЅРё настолько слабы, что для получения РёС… изображения РЅР° фото­ пластинке понадобилась экспозиция 40 С‡.

Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее возможную дальнейшую судьбу.

6. Дальнейшая судьба Вселенной.

Р’РѕРїСЂРѕСЃ Рѕ дальнейшей СЃСѓРґСЊР±Рµ Вселенной - несо­мненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана - просто РѕРґРЅР° РёР· ее составляющих; единая теория обязана идти дальше. РР· теории Фридмана следует только, что Вселенная, РІ зависимости РѕС‚ сред­ней плотности вещества, будет либо расширяться веч­но, либо прекратит расширение Рё начнет сжиматься. Теория РЅРµ РіРѕРІРѕСЂРёС‚, как именно это будет происходить. Конечно, Сѓ нас есть РєРѕРµ-какие догадки, которые ка­жутся справедливыми, РЅРѕ, РїРѕ правде РіРѕРІРѕСЂСЏ, это лишь предположения.

Ртак, начнем СЃ рассмотрения альтернатив, предла­гаемых теорией Фридмана. Чтобы РёС… легче было по­нять, прибегнем Рє аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем РѕРЅ остановится Рё начнет падать РІРЅРёР·. Высота его подъема зависит РѕС‚ начальной скоро­сти, Р° также РѕС‚ силы тяжести. Если бросить его СЃ до­статочно большой скоростью, то РѕРЅ, РІ принципе, может РЅРёРєРѕРіРґР° РЅРµ упасть РЅР° землю. Эта скорость называется скоростью убегания.

Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, ко­торая притягивала к себе шарик, но есть гравитацион­ное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удален­ные по расстоянию, а значит, и по времени, замедля­ются больше всего.

Естественно, возникает РІРѕРїСЂРѕСЃ: хватит ли этого за­медления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Рными словами, достаточно ли взаимно­го гравитационного при­тяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит РѕС‚ напря­женности гравитационного поля, которая, РІ СЃРІРѕСЋ оче­редь, зависит РѕС‚ средней плотности вещества РІРѕ Все­ленной (количества вещества РІ единице объема). Рначе этот РІРѕРїСЂРѕСЃ можно сформулировать так: доста­точно ли велика средняя плотность вещества РІРѕ Все­ленной, чтобы остановить ее расширение? РџРѕРєР° дать определенный ответ невозможно, РЅРѕ, как РјС‹ видели раньше, похоже, что средняя плотность близка Рє так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см 3 . Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может по­казаться, что решить вопрос о замкнутости или от­крытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нуж­но лишь измерить среднюю плотность и сравнить ее с критической. К сожалению, здесь возникают труд­ности, и весьма серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической - для того, чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Рзвестно, однако, что есть довольно РјРЅРѕРіРѕ «невидимой материи» - небольших слабых звезд, пыли, об­ломков камней, черных дыр Рё излучения. Обеспе­чивает ли РѕРЅР° замкнутость Вселенной? РќР° первый взгляд кажется, что нет, Рё такой вывод подтверждали исследования, проведенные РІ 70-С… годах Готтом, Гун­ном, Шраммом Рё Тинсли. Однако после 1980 РіРѕРґР° был сделан СЂСЏРґ важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение Рє этой проблеме.

7. Скрытая масса.

Дополнительная масса, требующаяся для того, что­ бы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются серьезные свидетельства того, что она суще­ствует, но в странном, непривычном виде. Давно изве­стно, что в галактиках есть много невидимого вещест­ва, часть его относится к отдельным галактикам, а часть - к их скоплениям.

Рассмотрим эти случаи РїРѕ очереди Рё начнем СЃ от­дельных галактик. Определить полную массу галак­тики довольно легко. Для этого РІРѕРІСЃРµ РЅРµ нужно рас­считывать средние массы звезд, Р° затем суммировать РёС… РїРѕ всему пространству; это слишком трудно, Р° то Рё невозможно. Применяется РґСЂСѓРіРѕР№ метод, Рё чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Рзвестно, что планеты движутся РІРѕРєСЂСѓРі Солнца РїРѕ орбитам, параметры которых подчиняются трем зако­нам, открытым Роганном Кеплером несколько веков назад. РћРґРёРЅ РёР· этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего веще­ства, заключенного РІ пределы ее орбиты (РІ случае Солнечной системы почти РІСЃСЏ масса сосредоточена РІ Солнце). Закон, естественно, работает Рё РІ РґСЂСѓРіСѓСЋ сто­рону - зная скорость планеты, можно определить пол­ную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой РїРѕРґС…РѕРґ полностью применим Рё Рє галакти­кам. Наше Солнце, например, находится РЅР° расстоя­нии примерно 3/5 РѕС‚ центра Галактики. Рзмерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звезд, расположенных между нами Рё центром Галактики. Расчет, конечно, РЅРµ позволит вычислить полную мас­су Галактики, для этого потребуется какая-РЅРёР±СѓРґСЊ звезда РЅР° ее периферии.

РќР° самом деле для этого даже РЅРµ нужна звезда, го­дится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков РІРѕРґРѕСЂРѕРґР° РІ со­седних СЃ нами спиралях галактик Рё обнаружили, что РѕРЅРё движутся гораздо быстрее, чем должны были Р±С‹ согласно принятой оценке массы галактики. Рзучив эту проблему глубже, РѕРЅРё пришли Рє выводу, что РЅР° окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества РІ форме гало. Рљ удивлению уче­ных выяснилось, что масса таких гало превышает мас­су звезд.

РР· чего же РѕРЅРё состоят? РЇСЃРЅРѕ, что РЅРµ РёР· звезд, ина­че РѕРЅРё были Р±С‹ РІРёРґРЅС‹. Возможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, газ. Если гало есть Сѓ всех галактик, то, конечно, масса РёС… значительно возрастет, Р° следовательно, увеличится Рё масса всей Вселенной. РќРѕ окажется ли этого достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, РЅРѕ исто­рия РЅР° этом РЅРµ кончается.

Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше скоп­ление, например, их входит около 30. Научившись определять массу отдельных галактик, астрономы об­ратились к их скоплениям. Просуммировав массы от­ дельных галактик, они обнаружили, что их недоста­точно для того, чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не менее они явно не собирались распадаться - ничто не указыва­ло на разлет отдельных галактик. Некоторым скопле­ниям не хватало сотен собственных масс, чтобы удер­жать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление дополнительной массы, заключен­ной в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе.

Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой, которую нелегко обнару­жить. Это может быть, например, газообразный водо­род - либо нейтральный атомарный, либо ионизован­ный (т. е. получивший заряд в результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответству­ющие наблюдения показали, что как между ближни­ми, так и между дальними галактиками водорода со­всем немного.

РћРґРЅРѕ время считалось, что подойдет ионизованный РІРѕРґРѕСЂРѕРґ, поскольку фоновое рентгеновское излучение РІРѕ Вселенной связывалось именно СЃ РЅРёРј. Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызыва­ется квазарами. РўРѕРіРґР° пришла очередь нейтронных звезд, белых карликов Рё черных дыр, РЅРѕ Рё РѕРЅРё РІ конце концов отпали. Черные дыры должны были Р±С‹ быть сверхмассивными (иметь массу РїРѕСЂСЏРґРєР° галактичес­кой) или же встречаться очень часто, что маловероят­но. Рсследования показали, что хотя РІ центре РјРЅРѕРіРёС…, если РЅРµ всех, галактик РјРѕРіСѓС‚ быть массивные черные дыры, нет свидетельств существования таких изоли­рованных дыр РІ скоплениях, иначе была Р±С‹ вероят­ность заметить РёС… Рё РІ нашей Галактике.

В качестве возможных кандидатов рассматрива­лись и фотоны, ведь энергия есть одна из форм суще­ствования материи. Однако и в этом случае расчеты показали, что их вклад явно недостаточен.

Создавалось впечатление, что РІРѕ Вселенной просто недостаточно материи Рё потому РѕРЅР° незамкнута. Тем РЅРµ менее некоторые ученые были убеждены, что РІ кон­це концов недостающая масса найдется. Р РІРѕС‚ насту­пила кульминация... Р’ предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий РІРѕ Вселенной образовался через не­сколько РјРёРЅСѓС‚ после Большого взрыва. Хотя основ­ная его часть быстро превратилась РІ гелий, некоторое количество РІСЃРµ же осталось, Рё если его измерить, то можно ответить РЅР° РІРѕРїСЂРѕСЃ, замкнута ли Вселенная. Чтобы понять почему, посмотрим, что происходило РІ то время. Рзвестно, что РїСЂРё соударении ядер дейте­рия образуется гелий. Если плотность Вселенной бы­ла высока, то соударений было РјРЅРѕРіРѕ Рё образовалось значительное количество гелия; если же плотность бы­ла РЅРёР·РєР°, то осталось РјРЅРѕРіРѕ дейтерия. Поскольку ко­личество дейтерия РІРѕ Вселенной СЃРѕ временем измени­лось незначительно, измерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно же, были проделаны, Рё РІРѕС‚ РёС… результат - Вселенная РЅРµ замкнута. Р’ 70-Рµ РіРѕРґС‹ такой результат казался вполне убедительным, Р° РєРѕРіРґР° аналогичные оценки были про­деланы для гелия Рё совпали СЃ данными РїРѕ дейтерию, РІРѕРїСЂРѕСЃ, казалось, был решен окончательно - Вселен­ная открыта.

Однако через несколько лет ученые нашли РёР·СЉСЏРЅ РІ этой аргументации. РР· нее следовало лишь то, что Вселенная РЅРµ может оказаться замкнутой частицами, называемыми барионами. Рљ барионам относятся Рё протоны Рё нейтроны, РёР· которых состоит большинст­во известных нам объектов - звезды, космическая пыль, РІРѕРґРѕСЂРѕРґ Рё даже образовавшиеся РІ результате коллапса звезд черные дыры. Может возникнуть РІРѕВ­РїСЂРѕСЃ: Р° есть ли что-РЅРёР±СѓРґСЊ РєСЂРѕРјРµ барионов? Да, это лептоны Рё так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки, чтобы заметно увеличить массу, Р° РІРѕС‚ экзотические частицы РІ последнее время привлекают Рє себе большое внимание. Первыми РІ по­ле зрения попали нейтрино, Рё РІ течение какого-то вре­мени астрономы были убеждены, что эта частица РїРѕВ­ может «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, примерно миллиард РЅР° каждый атом вещества; долгое время считалось, что РёС… масса РїРѕРєРѕСЏ равна нулю. Конечно, массой РѕРЅРё РІСЃРµ-таки обладают, ведь любая форма энергии имеет массу, РЅРѕ ее СЏРІРЅРѕ РЅРµ хватит, чтобы остановить расши­рение Вселенной.

РќРѕ РІРѕС‚ РІ конце 70-С… РіРѕРґРѕРІ было высказано предпо­ложение, что нейтрино имеют массу РїРѕРєРѕСЏ. Как Р±С‹ мала РѕРЅР° РЅРё была, РёР· теорий следовало, что РІ целом РѕРЅР° может внести существенный вклад РІ массу Вселенной. Эксперимент РїРѕ проверке этого предположе­ния был выполнен РіСЂСѓРїРїРѕР№ ученых, РІ которую входи­ли Р¤. Рейнес, X. Собел Рё Р­. Пасиерб. РћРЅРё РЅРµ измеряли массу непосредственно, Р° выбрали РґСЂСѓРіРѕР№ путь. Ранее было обнаружено, что фактически существует три ти­па нейтрино - РѕРґРёРЅ, связанный СЃ электроном, РґСЂСѓВ­РіРѕР№ - СЃ более тяжелой, хотя Рё РїРѕРґРѕР±РЅРѕР№ электрону ча­стицей, называемый РјСЋРѕРЅРѕРј, Р° третий - СЃ еще более тяжелой частицей, «тау», обнаруженной РІ 1977 РіРѕРґСѓ. Согласно теории, РІСЃРµ три разновидности нейтрино РјРѕРіСѓС‚ превращаться РґСЂСѓРі РІ РґСЂСѓРіР°. Рными словами, РѕРЅРё РјРѕРіСѓС‚ менять тип, РЅРѕ только РІ том случае, если РёС… масса больше нуля. Рейнес, Собел Рё Пасиерб провели соответствующий эксперимент Рё пришли Рє выводу, что РёРј удалось зарегистрировать переход РѕС‚ РѕРґРЅРѕРіРѕ типа нейтрино Рє РґСЂСѓРіРѕРјСѓ.

Однако другие ученые, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами допусти­ли ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских ученых удалось измерить массу нейтрино непосредственно. Но и здесь не все так просто. Мно­гие пробовали проверить полученный в СССР ре­зультат, но пока безуспешно. Вопрос о массе покоя нейтрино до сих пор остается открытым.

Конечно, даже если Сѓ нейтрино РЅРµ окажется массы РїРѕРєРѕСЏ, есть РґСЂСѓРіРёРµ экзотические частицы, Рё некоторые РёР· РЅРёС… заслуживают пристального внимания. Так, предполагается, что гравитационное поле переносит­ся гипотетическими частицами - гравитонами. РџРѕРєР° РѕРЅРё РЅРµ обнаружены, РЅРѕ некоторые ученые убеждены РІ РёС… существовании. РР· теории супергравитации сле­дует, что гравитону должно сопутствовать гравитино; более того, РёР· нее вытекает, что партнеры должны быть Сѓ всех частиц: Сѓ фотона - фотино, Р° Сѓ W - РІРёРЅРѕ. Р’СЃРµ такие частицы-партнеры имеют общее название «ино». Некоторые ученые полагают, что благодаря своей массе РѕРЅРё РјРѕРіСѓС‚ внести существенный вклад РІ среднюю плотность вещества РІРѕ Вселенной. РќРѕ ес­ли даже эти частицы РЅРµ РїРѕРґРѕР№РґСѓС‚ для уготованной РёРј роли (или вообще РЅРµ Р±СѓРґСѓС‚ найдены), то есть еще РѕРґРёРЅ кандидат, который РїРѕРєР°, правда, существует только РЅР° бумаге. Его называют аксионом, Рё РѕРЅ силь­но отличается РѕС‚ «ино», РІ частности РѕРЅ гораздо легче. РџРѕРєР° РІСЃРµ эти частицы - лишь плод воображения уче­ных, РЅРѕ РІСЃРµ же РѕРЅРё привлекают серьезное внимание. Другая частица, Рѕ которой РІ последнее время РјРЅРѕРіРѕ разговоров, - магнитный монополь. Это очень мас­сивная частица СЃ РѕРґРЅРёРј магнитным полюсом. Каж­дый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это не­возможно. Рзвестно, что РїСЂРё разрезании полосового магнита РЅР° РґРІРµ части получаются РґРІР° магнита, каждый РёР· которых имеет северный Рё южный полюсы. Разре­зая такой магнит, РјС‹ будем получать тот же резуль­тат, сколько Р±С‹ раз РјС‹ это РЅРµ повторяли. Получить, та­ким образом, изолированный северный или южный магнитный полюс нельзя. РќРѕ еще РІ 30-Рµ РіРѕРґС‹ Дирак предсказал, что такая частица должна существовать. РњРЅРѕРіРёРµ экспериментаторы бросились проверять его теорию, РЅРѕ РїРѕРёСЃРєРё монополей РЅРё Рє чему РЅРµ привели, Рё постепенно интерес Рє РЅРёРј угас. РќРѕ РІРѕС‚ РІ 1974 РіРѕРґСѓ сотрудник Государственного университета Утрехта РІ Нидерландах Дж. Хофт Рё независимо РѕС‚ него совет­ский ученый Рђ. Поляков показали, что существование монополей следует РёР· некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес Рє монополям, Рё РјРЅРѕРіРёРµ возобновили РёС… РїРѕРёСЃРє. Среди РЅРёС… был сотрудник Стан- фордского университета Блас Кабрера, который, про­ведя детальные расчеты, пришел Рє выводу, что можно регистрировать примерно РїРѕ РѕРґРЅРѕРјСѓ монополю РІ РіРѕРґ. РћРЅ построил установку Рё стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 РіРѕРґР° установка зарегистрировала первый монополь. Сооб­щение взбудоражило научный РјРёСЂ, хотя Рё было встречено СЃ изрядным скептицизмом, Р° так как второй монополь обнаружить РЅРµ удалось, скептицизма РЅРµ убавлялось. Более того, РґСЂСѓРіРёРµ попытки обнаружить монополи результатов РЅРµ дали.

Заслуживает упоминания еще один, последний кандидат. Это особые другие черные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими кан­дидатами считаются все черные дыры, которые обра­зовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но все-таки на их массу мож­но рассчитывать. Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он показал, что все черные ды­ры, масса которых в момент образования была мень­ше 10(15) г, к настоящему времени уже должны были испариться. Отсюда следует, что внимания заслужи­вают только те из них, масса которых составляет от 10(15) до 10(32) г. Поскольку примерно таков диапа­зон масс планет, их называют планетарными черными дырами.

Если учесть вклад всех перечисленных выше видов масс, то может показаться, что суммарной массы вполне достаточно для обеспечения замкнутости Все­ленной. Однако сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчетов его группы следует, что средняя плотность вещества очень близка к пограничной — той, которая лежит на границе между замкнутой и открытой Вселенной.

Другие методы решения замкнутости Вселенной

Видимо, наиболее надежным способом ответа на вопрос, замкнута или открыта Вселенная, является точное измерение ее средней плотности, и в последнее время именно он привлекает наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственный способ; можно, на­ пример, использовать диаграмму Хаббла. Если уско­рение галактик одинаково до самых дальних окраин Вселенной, то на диаграмме получится прямая; если же галактики замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, доста­точно ли замедление для прекращения расширения Вселенной.

Метод кажется довольно простым - достаточно построить график, охватывающий самые дальние, «приграничные» районы Вселенной, Рё определить степень искривления получившейся линии. РќРѕ как Рё РїСЂРё определении средней плотности, здесь тоже РЅРµ обходится без трудностей. Уже отмечалось, что для удаленных районов Вселенной провести точные из­мерения очень трудно; РєСЂРѕРјРµ того, возникают Рё РґСЂСѓВ­РіРёРµ проблемы. Вглядываясь РІ космические дали, РјС‹ заглядываем РІ прошлое, Р° значит, РІРёРґРёРј галактики такими, какими РѕРЅРё были давным-давно. РџСЂРё этом, естественно, возникают РІРѕРїСЂРѕСЃС‹, связанные СЃ эволю­цией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько РѕРЅРё изменились? РР· РјРЅРѕРіРёС… теорий сле­дует, что галактики (РІ особенности эллиптические) раньше были гораздо ярче, С‚. Рµ. нам представляется, что РѕРЅРё находятся ближе, чем РЅР° самом деле. РР· РґСЂСѓВ­РіРёС… же теорий вытекает, что некоторые галактики РјРѕВ­РіСѓС‚ расти, поглощая соседние, Р° потому сейчас РѕРЅРё го­раздо ярче, чем РІ прошлом, Рё значит, кажутся нам расположенными дальше.

Рсследование дальних границ Вселенной дает РјРЅРѕВ­РіРѕ свидетельств процесса эволюции. Р—Р° некоторым пределом наблюдаются уже только радиогалактики, Р° РЅР° самых окраинах РІРёРґРЅС‹ только квазары. Попытка использовать эти объекты для нанесения точек РЅР° ди­аграмму Хаббла совершенно бессмысленна; такие точ­ки оказываются далеко РІ стороне РѕС‚ РїСЂСЏРјРѕР№, соответ­ствующей обычным галактикам. Более того, раз точно РЅРµ известно, что такое квазары, РІСЂСЏРґ ли можно ожидать РѕС‚ РЅРёС… помощи. Поскольку РѕРЅРё так далеки (Рё имеют небольшой возраст), то, вероятно, РјРѕРіСѓС‚ являться пер­вичными формами галактик, хотя СЃ таким представле­нием согласны очень немногие астрономы.

Еще один метод решения нашей проблемы основан на так называемом подсчете чисел. Как и в предыду­щих случаях, основная идея проста, но, к сожалению, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лишь подсчитать в заданном направлении, насколько хва­тит глаз, количество галактик или объектов других типов, а затем построить график зависимости числа зарегистрированных объектов от расстояния. Таким образом, можно определить глобальную кривизну; если она положительна, Вселенная замкнута, а если отрицательна - открыта. В плоской Вселенной точки на построенном графике были бы распределены рав­номерно по всем направлениям и для всех расстоя­ний. При положительной кривизне следует ожидать избытка точек в близких районах, а при отрицатель­ной - напротив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, проведенные в 70-х годах в Университе­те штата Огайо, казалось бы, продемонстрировали из­быток точек, а значит, и замкнутость Вселенной, одна­ко недавние проверки не подтверждают этого вывода.

Заслуживает упоминания и метод определения угловых размеров. Суть его состоит в тщательном из­мерении диаметра галактик конкретного вида; затем аналогичное измерение производится для другой га­лактики того же типа, расположенной гораздо дальше, но на известном расстоянии. Если пространство ис­кривлено, то в измерение диаметра как бы вносится ошибка - его величина будет казаться больше при по­ложительной кривизне и меньше при отрицательной.

8. Судьба замкнутой Вселенной.

Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая ее дальнейшую судьбу, приходится рас­сматривать как открытый, так и замкнутый варианты.

Для начала, предположим, что Вселенная замкну­та. В таком случае в течение 40-50 миллиардов лет ничего существенного не произойдет. По мере увели­чения размеров Вселенной 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 одно­ родное 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.

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. Вселенная быстро проско­чит через лептонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей толь­ко из излучения, кварков и черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдет почти до сингулярно­сти, а затем произойдет «большой пшик».

9. Отскок.

Что случится во время «большого пшика» - неиз­вестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникаю­щих до появления сингулярности; можно лишь стро­ить предположения. Большинство из них основано на идее «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 Вселен­ ной. 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.

РњРЅРѕРіРёРµ предпринимали попытки обойти эту про­блему. РўРѕРјРјРё Голд, например, разработал теорию, согласно которой РІ момент наибольшего расширения время начинает течь вспять. Рзлучение устремится обратно Рє звездам Рё Вселенная «омолодится». Р’ та­ком случае РѕРЅР° будет равномерно осциллировать меж­ду коллапсом Рё максимальным расширением.

Весьма интересную, РЅРѕ очень СЃРїРѕСЂРЅСѓСЋ теорию пред­ложил Джон Уилер. Воспользовавшись идеей РҐРѕ-РєРёРЅРіР°, согласно которой фундаментальные константы «теряют» СЃРІРѕРё числовые значения РїСЂРё достаточно вы­соких плотностях, РѕРЅ показал, что цикл осцилляции РЅРµ обязательно должен удлиняться. РР·-Р·Р° принципа неопределенности значения констант утрачиваются, РєРѕРіРґР° Вселенная сжимается РґРѕ почти бесконечной плотности. После возможного отскока Рё РЅРѕРІРѕРіРѕ рас­ширения эти константы РјРѕРіСѓС‚ получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов РІ таких обстоятельствах также будет меняться, РЅРѕ случайным образом; РѕРґРЅРё циклы станут очень длинными, Р° РґСЂСѓВ­РіРёРµ короткими.

10. Судьба открытой Вселенной.

В противоположность замкнутой, открытая Все­ленная продолжает расширяться вечно. Основным от­личием от процессов, описанных в предыдущем раз­деле, является разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас при­дется рассматривать столь большие промежутки вре­мени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10(100) лет. Если трудно представить себе 100 милли­ардов лет, то о таком числе и говорить нечего.

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 гигантскую черную 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 РёР· современной еди­ной теории поля, называемой теорией великого объе­динения. РР· этой теории сле­дует, что протон распадается примерно Р·Р° 10(31) лет. Сейчас ведется несколько экспериментов РїРѕ обнару­жению такого распада, Р° значит, Рё РїРѕ проверке теории, Согласно ей, протоны должны распадаться РЅР° элек­троны, позитроны, нейтрино Рё фотоны. Отсюда следу­ет, что, РІ конце концов, РІСЃРµ, что состоит РІРѕ Вселенной РёР· протонов Рё нейтронов (Р° РёС… РЅРµ содержат только черные дыры), распадется РЅР° эти частицы. Вселенная превратится РІ смесь РёР· РЅРёС… Рё черных дыр, Рё будет на­ходиться РІ таком состоянии очень, очень долго. РљРѕРіРґР°-РЅРёР±СѓРґСЊ испарятся маленькие черные дыры, Р° РІРѕС‚ СЃ большими РІРѕР·РЅРёРєРЅСѓС‚ трудности. Фоновое излучение Рє тому времени будет очень холодным, РЅРѕ РІСЃРµ же его температура останется чуть выше, чем Сѓ черных дыр. Однако РїРѕ мере расширения Вселенной ситуация из­менится - температура излучения станет ниже, чем РЅР° поверхности черных дыр, Рё те начнут испаряться, медленно уменьшаясь РІ размерах; РЅР° это потребуется примерно 10(100) лет. Затем Вселенную заполнят электроны Рё позитроны, которые, вращаясь РґСЂСѓРі РІРѕВ­РєСЂСѓРі РґСЂСѓРіР°, образуют огромные «атомы». РќРѕ посте­пенно позитроны Рё электроны, двигаясь РїРѕ спирали, столкнутся Рё аннигилируют, РІ результате чего оста­нутся только фотоны. Р’Рѕ Вселенной РЅРµ будет ничего, РєСЂРѕРјРµ 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».

11. Заключение.

В данной работе я постарался рассмотреть современные взгляды на возникновение, дальнейшее существование и конец Вселенной. Теперь обобщим выше изложенный материал.

Когда-то наша Вселенная была по своим размерам меньше атома. Она начала своё существование как особая точка, не имеющая ни размеров, ни массы. Теория "Большого Взрыва" - самая распространённая в наши дни теория, объясняющая происхождение Вселенной - предполагает, что Вселенная начала своё существование примерно пятнадцать миллиардов лет назад. Сначала она представляла собой невообразимо малый, яркий, горячий и плотный объект.

Затем произошёл Большой Взрыв, в результате которого выделилось огромное количество энергии. В первые минуты взрыва образовались водород и гелий - самые лёгкие частицы в таблице Менделеева. Вероятно, они сконцентрировались в виде облачных образований, которые примерно четырнадцать миллиардов лет назад начали сгущаться благодаря собственной массе.

В течение следующих двух миллиардов лет из этих облаков образовались первые галактики. Наша галактика - Млечный Путь образовалась примерно десять миллиардов лет назад. Внутри неё образовались все звёзды и планеты, включая и нашу Землю, которая образовалась из окружающих её газовых облаков.

Сейчас радиус Вселенной составляет около 15 миллиардов световых лет. Р’ процессе расширения некоторая часть массы Вселенной сконденсировалась Рё образовала бесчисленные миллиарды звёзд, которые сосредоточены РІ галактиках. Рзвестная Вселенная включает 10 миллиардов галактик, объединённых РІ скопления, Р° те, РІ СЃРІРѕСЋ очередь, РІ сверхскопления, отделённые РґСЂСѓРі РѕС‚ РґСЂСѓРіР° огромными расстояниями космического пространства.

Кроме теории Большого Взрыва большой популярностью пользуется теория стабильного состояния. Правда, открытие в 1965 году КМФР( космическое микроволновое фоновое излучение ) сильно поколебало её позиции. Согласно этой теории у Вселенной не было начала и не будет конца. Она также утверждает, что плотность её остаётся неизменной благодаря постоянному созданию нового вещества (водорода - каждые 20 лет по атому на 1 литр пространства ), которое компенсирует её расширение.

Значит, согласно теории стабильного состояния Вселенная будет расширяться бесконечно. Но есть ещё две теории. Согласно одной из них Вселенная прекратит расширение и стабилизируется, когда достигнет определённых размеров. Последняя же теория утверждает, что, в конце концов, Вселенная перестанет расширяться, а затем под действием гравитационных сил начнёт сжиматься в одну точку. В результате произойдёт так называемый “Большой Треск”. Но теория Большого взрыва вызывает больше доверия и для это есть причины.

Некоторые явления РІРѕ Вселенной являются прямым следствием событий далекого прошлого. РС… называют реликтовыми. Основные РёР· РЅРёС… следующие:

1) фоновое излучение (температура около 3 К);

2) избыток гелия (около 25 % общей массы);

3) однородность и изотропность пространства;

4) наличие флуктуации, следующее из существо­вания галактик;

5) соотношение между веществом и излучением.

В идеале теория, предложенная учеными (в нашем случае теория Большого взрыва), должна предсказы­вать определенные события, скажем, наличие излу­чения с температурой 3000 К. Применяя нашу тео­рию, можно проследить изменение этой температуры до наших дней. Теория предсказывает, что сейчас она должна составлять около 3 К. Мы начинаем поиски излучения и, как уже говорилось, находим его. То же относится и к гелию: теория предсказывает, что гелий должен составлять около 25 % всего вещества во Все­ленной, и мы видим, что это число очень близко к ре­альному. С другими реликтами, впрочем, возникают сложности: например, мы до сих пор не знаем точно, в результате каких флуктуации появились галактики. Кроме того, теория Большого взрыва предсказывает существование большого числа магнитных монополей (магнитные монополи - это частицы с единствен­ным магнитным полюсом, тогда как у обычного маг­нита полюсов всегда два - северный и южный). Однако до сих пор ни одного монополя не обнаруже­но. Теория раздувания помогает решить некоторые из этих проблем, но она же рождает новые трудности.

Рзучение далёких галактик предоставляет ещё РѕРґРЅРѕ доказательство истинности теории "Большого Взрыва". Некоторые РёР· данных галактик удалены РѕС‚ нас РЅР° расстояние 13 миллиардов световых лет. Эти галактики РјС‹ РІРёРґРёРј так, как РѕРЅРё выглядели через 2 миллиарда лет после Большого Взрыва. РўРѕС‚ факт, что РѕРЅРё имеют РІРёРґ более уплотнённый, чем ближние галактики, доказывает, что Вселенная СЃРѕ временем увеличивается РІ объёме, Р° РєРѕРіРґР°-то была гораздо меньше Рё плотнее.

В надежде определить происхождение Вселенной учёные пытаются воссоздать условия, возникшие непосредственно сразу после взрыва. В специальном ускорителе частиц разгоняются два пучка субатомных частиц. Постепенно их скорости приближаются к скорости света, пучки направляются навстречу друг другу и сталкиваются. Благодаря энергии столкновения возникают новые частицы, оставляющие следы, различимые детектором, в пузырьковой камере.

По результатам исследований учёные могут судить о ранней Вселенной, поскольку энергия сталкивающихся частиц подобна энергии частиц, существовавших в первые секунды после Большого Взрыва.

Ртак, Вселенная произошла посредством Большого Взрыва Рё этому есть множество доказательств. Теория же "Стабильного Состояния" уже почти полностью опровергнута Рё СЃ каждым РіРѕРґРѕРј теряет СЃРІРѕРё позиции. РќРѕ РІСЃС‘ же РєРѕСЃРјРѕСЃ РґРѕ СЃРёС… РїРѕСЂ остаётся тайной. РњС‹ ещё очень мало знаем Рѕ нашей Вселенной, Р° ведь неизвестно: может быть наша Вселенная является лишь малой точкой РІ РѕРіСЂРѕРјРЅРѕР№ бездне РєРѕСЃРјРѕСЃР°. Возможно, что существует множество Вселенных, Р° возможно Рё нет.

В недалеком будущем с развитием новых технологий будут выдвинуты новые теории, доказаны или опровергнуты старые – это путь человечества к будущему, к прогрессу, к истине. Вот совсем недавно для еще одного доказательства Большого взрыва 30 июня 2001 года на мысе Канаверал стартовала ракета Delta 2, которая вывела на орбиту американский исследовательский спутник MAP (Microwave Anisotropy Probe). Он будет заниматься измерениями послесвечения Большого Взрыва, в результате которого образовалась наша Вселенная. MAP должен составить объемную картину того взрыва и заглянуть в то время, когда не было никаких звезд и галактик. Он также должен ответить на вопросы: как после Большого Взрыва образовались такие сложные структуры как современные галактики? будет ли Вселенная расширяться и дальше или через некоторое время произойдет ее коллапс?

12. Список литературы.

1). Белостоцкий Ю.Г. ''Единая основа Мироздания'' СПб, 2001 – 304 с.

2). Паркер Б., ''Мечта Эйнштейна, в поисках единой теории Вселенной'' СПб: Амфора, 2001 – 333 с.

3). Пригожин Р.Рќ. ''Прошлое Рё будущее Вселенной'' Рњ: Знание, 1986

4). Рузавин Р“.Рќ., ''Концепция современного естествознания'' Рњ: ЮНРРўР, 1997 – 214 СЃ.

5). Фейман Р., Лейтон Р., Сэндс М. ''Фейманские лекции по физике'' М: Мир, 1977 – 439 с.

6). Хокинг С., ''Кратка история времени, от большого взрыва до черных дыр'' СПб: Амфора, 2001 – 268 с.

7). Шкловский Р.РЎ. ''Вселенная, жизнь, разум.'' Рњ: Наука ,1980 – 325 СЃ.

Сетература.

1). http://www.rol.ru/news/misc/spacenews/00/12/25_002.htm

2). http://tomsk.fio.ru/works/84/Aparowa/

3). http://www.astronomy.ru:8101/news/2001/05/08.htm

4). http://www.nature.ru/db/msg.html?mid=1168532&s=

5). http://www.newscientist.com/