Смекни!
smekni.com

Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной (стр. 3 из 4)

Массивные же звезды превращаются в сверхновые. Подробнее рассмотрим процессы, происходящие в ядре звезд, имеющих большую массу.

Ядро звезды представляет собой термоядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Огромная температура заставляет протоны преодолевать электростатическое отталкивание и соударяться друг с другом. При соударении протоны сближаются до радиуса сильного ядерного взаимодействия и могут слиться в одно ядро (синтез). Правда, ядро, состоящее из двух протонов, неустойчиво. Но если один из протонов (в результате слабого взаимодействия) превратится в нейтрон, то образуется устойчивое ядро дейтерия.

Такая реакция высвобождает значительную энергию, способствующую поддержанию в недрах звезды высокой температуры. Последующие реакции синтеза приводят к превращению дейтерия в гелий, образованию углерода, а затем и все более сложных ядер.

По мере исчерпания запасов ядерного горючего звезды ее внутренняя структура представлена слоями различных химических элементов, каждый из которых отражает различные стадии ядерного синтеза. Так на протяжении своей «жизни» звезда постепенно превращается из смеси первичного водорода и гелия в хранилище тяжелых химических элементов.

На заключительном этапе эволюции такой звезды ядерные реакции уже не могут поддерживать необходимые значения температуры и давления, которые обеспечивают ее устойчивость. Неустойчивость звездной массы постепенно нарастает. В результате гравитация, выйдя из-под контроля, вызывает мгновенное сжатие звезды. Но внутреннее давление противостоит сжатию и приводит к выбросу гигантской энергии: внешние слои звезды буквально сдуваются в окружающее пространство, разбрасывая тяжелые элементы по просторам галактики. Подобный выброс обычно называют взрывом сверхновой. Каждый взрыв сверхновой обогащает галактику тяжелыми элементами.

Многие из первоначально родившихся звезд были массивными, чтобы взорваться, как сверхновые. Выброшенные остатки этих звезд остыли через какое-то время. Часть вещества, в конечном счете, коллапсировала вокруг областей повышенной плотности. Из них в последствии и могут образоваться планетарные системы, где возможны зарождения и эволюция жизни. Одна такая область превратилась в то, что является теперь нашей Солнечной системой, с Солнцем и планетами, приблизительно 5 млрд. лет назад. За всю историю развития нашей галактики в ней вспыхнуло примерно один миллиард сверхновых звезд!

«Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 году реликтового излучения – микроволнового фонового излучения с температурой около 3 К. Косвенным подтверждением этой модели служит также наблюдаемое обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а так же обнаруженное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной.»[2] Зная современную температуру реликтового излучения, можно провести экстраполяцию в прошлое, используя хорошо известные и проверенные законы механики, термодинамики, статистической, атомной и ядерной физики, физики элементарных частиц и др.

2.2 Сценарии будущего Вселенной

Единой точки зрения по поводу будущего Вселенной среди ученых нет.

Точка зрения Карпенкова С.Х. заключается в следующем. Теоретическое моделирование будущего Вселенной существенно различается в «открытых» и «закрытых» ее моделях.

«Закрытые» модели предполагают, что примерно через 30 млрд. лет она начнет сжиматься и через 50 млрд. лет вновь вернется в сингулярное состояние (состояние с очень большой плотностью и энергией). Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд. лет, таким образом, Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытывающая множество эволюционных циклов. При переходе от одного цикла к другому некоторые общие параметры Вселенной могут изменяться. Например, могут изменяться фундаментальные физические константы.

Совершенно иначе предстает будущее Вселенной в «открытых» космологических моделях, которые, по сути, представляют собой сценарии «тепловой смерти» Вселенной. В соответствии с ними уже через 1014 лет многие звезды остынут, что приведет к тому, что планеты начнут отрываться от своих звезд, а звезды покидать свои галактики. Затем звезды превратятся в «черные карлики»; центральные области галактик коллапсируют, образуя «черные дыры» и тем самым прекратят свое существование.

Дальнейшая эволюция будущего Вселенной не вполне ясна. Если обнаружится, что протон действительно нестабилен, то он распадется на у-квант и нейтрино. Вселенная будет представлять собой совокупность нейтрино, квантов света с убывающей энергией и черных дыр. Самые массивные черные дыры испарятся и во Вселенной останется лишь электронно-позитронная плазма ничтожной плотности.

Если же протон стабилен, тогда через 1065 лет любое вещество превратится в жидкость. Все оставшиеся «черные карлики» станут жидкими каплями. А через 101500 лет любое вещество станет радиоактивным, и все жидкие капли станут железными. От разнообразной Вселенной останутся только жидкие холодные железные капли! Через невообразимое число лет они превратятся в «черные дыры». Затем они испарятся, превратив Вселенную в поток сверхдлинноволновых квантов и электронно-позитронной плазмы. Такое состояние – окончательная «смерть» Вселенной.

Точка зрения Стивена Вайнберга. Еще некоторое время Вселенная, безусловно, будет продолжать расширяться. Что же касается ее судьбы, после того, то стандартная модель дает двусмысленное представление: все зависит от того, меньше или больше космическая плотность определенного критического значения.

Если космическая плотность меньше критической плотности, тогда Вселенная имеет бесконечную протяженность, и будет продолжать расширяться всегда. Наши потомки, если они у нас тогда будут, увидят, как медленно подходят к концу термоядерные реакции во всех звездах, оставляя после себя различные сорта шлака: черные карликовые звезды, черные дыры. Планеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедляясь за счет излучения гравитационных волн, но никогда не переходя в состояние покоя за любое конечное время. Температура космического фонового излучения будет продолжать падать, но оно не исчезнет, даже сейчас мы едва можем детектировать трехградусный фон микроволнового излучения.

Если космическая плотность больше критического значения, тогда Вселенная конечна и ее расширение, в конце концов, прекратиться, уступив место все ускоряющемуся сжатию. По началу не будет никаких тревожных сигналов – в течение тысяч миллионов лет фон излучения будет так холоден, что нужны будут большие усилия, чтобы вообще его обнаружить. Однако, когда Вселенная сократится до одной сотой теперешнего размера, фон излучения начнет преобладать в небе: ночное небо станет таким же теплым, как наше теперешнее небо днем. 7 млн. лет спустя Вселенная сократится еще в 10 раз и наши наследники и преемники (если они будут) увидят небо невыносимо ярким. Молекулы в атмосферах планет и звезд и в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на составляющие их атомы, а атомы начнут разбиваться на свободные электроны и атомные ядра. Еще после 700000 лет сами звезды и планеты начнут диссоциировать в космический суп из излучения, электронов и ядер. В последующие 22 дня температура поднимется до 10 млрд. градусов. Тогда ядра начнут разбиваться на составляющие их протоны и нейтроны. Вскоре после этого электроны и позитроны станут в больших количествах рождаться в фотон-фотонных столкновениях, а космический фон, нейтрино и антинейтрино снова достигнут теплового союза с остальным содержимым Вселенной.

Таким образом, какая бы космологическая модель не оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешения. Сегодня трудно представить, что сегодняшняя Вселенная развивалась из невыразимо незнакомых начальных условий и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре.

Заключение

Теория Большого Взрыва рисует грандиозную картину космической эволюции. Около 10-15 млрд. лет назад началось космологическое расширение. Ранняя Вселенная была очень горячей, очень плотной и, возможно, очень нерегулярной. Но она постепенно исчезла. В течение считанных минут после Большого Взрыва протекали некоторые ядерные реакции, по существу весь гелий во Вселенной синтезировался в то время. По мере расширения Вселенная охлаждалась примерно так же, как, расширяясь, охлаждается горячий воздух. По мере того, как вещество во Вселенной остывало, оно конденсировалось в галактики. Галактики, фрагментировали (разбивались) на звезды и собирались вместе, образуя большие скопления, охватывающие огромные области пространства. В процессе рождения и умирания первых поколений звезд постепенно синтезировались тяжелые элементы, такие, как углерод, кислород, кремний и железо. Когда звезды превращались в красные гиганты, они выбрасывали наружу вещество, которое конденсировалось в пылевых структурах. Из газово-пылевых облаков образовывались новые звезды. Сталкиваясь, частицы пыли слипались одна с другой, собирались в более крупные тела, которые увеличивались в размере под действием собственного гравитационного притяжения, так возникло многообразие космических тел – от крошечных астероидов до гигантских планет, составляющих нашу Солнечную систему.

Будущее же нашей Вселенной неопределенно. Какая бы космологическая модель не оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешения. Сегодня трудно представить, что сегодняшняя Вселенная развивалась из невыразимо незнакомых начальных условий и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре.