Реферат: Начало и конец Вселенной - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Начало и конец Вселенной

Банк рефератов / Биология

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 868 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Содержание : Введение 2 Ранняя Вселенная. 2 Назад к Большому взрыву. 3 Абсолютная сингулярность. 7 Раздувание. 9 Эпоха адронов. 10 Эпоха лептонов. 10 Эпоха излучения. 11 Фоновое космическое излучение. 11 Эпоха галактик. 13 Дальнейшая судьба Вселенной. 14 Скрытая масса. 15 Судьба замкнутой Вселенной. 19 Отскок. 20 Судьба открытой Вселенной. 20 Заключение. 21 Список литературы: 24 Словарь терминов. 25 Введение Красота и величие темного ночного неба всегда волнуют нас. Каждое светящееся пятнышко на нем — образ звезды, ее свет, который давно, может быть за долго до нашего рождения, оторвался от светила. Че ловеку трудно представить себе необъятные просторы Вселенной, протекающие в ней сложные и мощные процессы при водят нас в трепет. Свет от некоторых видимых объекто в шел к Земле миллионы лет, а ведь расстояние от нас до Луны тот же луч света преодоле вает меньше чем за две секунды. Наша Земля — вс его лишь песчинка, затерявшаяся в бескрайнем простр анстве, одна из девяти планет, об ращающихся вокруг н еприметной желтой звезды, на зываемой Солнцем… Многие люди, всматриваясь в небо и см отря на звёзды, думают, что хотя их жизнь и имеет свой конец, но эти все дале кие 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 р аботе мне хотелось бы рассмотреть современные теории возникновение и р азвитие Вселенной. Для данной работы в качестве основного матерьяла использовалась книги '' Мечта Эйнштейна, в поисках единой теории строения Вселенной'', ''Феймански е лекции по физике'', ''Вселенная, жизнь, разум'' и ''Прошлое и будущее Вселенно й''. Остальные источники использовались как дополняющие и поясняющие. Мы начнем с теории возникновение Вселенной. Ранняя Вселенная. Мы живем в расширяющейся Вселенной, которая, согласно теории Больш ого взрыва, возникла примерно 18 миллиардов лет назад в результате взрыва не вообразимой силы. В первые мгновения после взрыва не было ни звезд, ни пла нет, ни галактик – ничего кроме частиц, излучения и черных дыр. Короч е говоря, Вселенная находилась в состоянии полнейшего хаоса со столь выс окой энер гией, что частицы, обладавшие гигантскими скоростями, сталкив ались практи чески 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 разоб ра ться, как взаимодействуют высокоэнергичные частицы. Но крупные уско рит ели очень доро гостоящи, а на их строительство уходят годы. Поэтому не ко торые особенно нетер пеливые ученые обратились к ранней Вселенной. Ее в шутку называют “ускорителем для бедных”, хотя это и не самое удачное наз вание. Если бы нам пришлось строить ускоритель на такие характерные для ранней Военной 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? Преж де всего, тем, что они помогают понять природу фундаментальных частиц, а т акже фу ндамен тальных взаимодействий. Установление связи между ними с ущественно для уяснения взаимозависимости космических явлений, а согл асно современным теориям понимание связи между фундаментальными взаим одействиями может пролить свет на процессы в ранней Вселенной. Возникае т, например, вопрос: почему фундаментальных взаимо действий четыре, а не о дно, что казалось бы более естественным? Такой же вопрос можно задать и о ф ундаментальных частицах. Конечно, одна фундаментальная сила и одна фундаментальная частица зна чительно упростили бы описание Вселенной. Как мы увидим, возможно, она им енно так и устроена. Согласно появившимся недавно теориям, при энергиях, характерных для ранней Вселенной, все четыре фундаментальных взаимоде йствия были слиты воедино. По мере расширения и остывания Вселенной, вид имо, происходило разделение сил; как при понижении температуры замерзае т вода, так, возможно, из единой силы могло “вымерзти” тяготение, оставив о стальные три. Вскоре “вымерзло” слабое взаимо действие, и, наконец, разде лились сильное и электромагнитное. Если такая идея верна и при высоких э нергиях действительно происходит объединение, исследование ранней Все ленной представляет исключительный интерес. К середине 60-х годов большинство астрономов приняло концепцию происхож дения Вселенной в результате Большого взрыва, предполагавшую, что в нача ле своего су ществования Вселенная имела бесконечно малые размеры. Мног им трудно согласиться с мыслью о том, что вся масса Вселенной когда-то сод ержалась в ядре, меньше чем атом. Однако есть нечто еще труднее восприним аемое в этой идее первичного ядра. Нам кажется, что оно существовало в нек отором бесконечном пространстве, где и взорвалось, однако астрономы утв ерждают, что это не так. Вокруг этого ядра не было пространства: ядро и был о Вселенной. Взорвавшись, оно создало пространство, врем и материю. Поздн ее мы внимательнее рассмотрим этот взрыв и увидим, как из него развилась Вселенная, но прежде вернемся назад во времени к этому взрыву. Назад к Большому взрыв у. Чтобы вернуться к самому началу, нужно знать возраст Вселенно й. А это очень сложный и спорный вопрос . Долгие годы считалось, что возраст Вселен ной составляет примерно 18 миллиардов лет. Эта циф ра приводилась в большинстве учебников, статей и популярных книг по космологии и принималась больш инством ученых, так как основы валась на рабо те Хабб ла, которую долгие годы развивали Аллен Сэндейдж из Х ейльской обсерватории и Густав Там- ман из Базеля. Не все, однако, были согласны с таким результа том. Жерар де Вокулер и з Техасского университета I работал над этой проблемой, используя сходную ме тодику, и постоянно получал результат около 10 мил лиардов лет. Сидни ван ден Берг из канадской обсер ватории в Виктории также получил близкое значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году еще трое астрономов объявили о том, что с помощью других методов получили результаты, близкие по значению к полученным Вокулером. Ученые, наконе ц, обратили внимание на эти результаты, и кое-кто задум ался, — не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной. Бо ль шинство продолжало придерживаться прежнего ре зультата — 18 миллиардов лет, но по мере того, как поя влялись новые данные, свидетельствовавшие в поль зу 10 миллиардов лет, начинал раз гораться спор. Да вайте немного задержимся на этом и разберемся в сути этого спора. Мы уже ви де ли, что Х аббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным см ещением, предсказал рас ширение Вселенной. На его ди аграмме особо важным представляется угол наклона п рямой, проходящей че рез точки; значение H называется постоянной Хаббла. Важность этой по стоянной определяется ее связью с возрастом Вселенной. Она дает нам представление о скор ости расширения, и если мы повернем расшире ние или, ч то-то же самое, время вспять (пре дположив, что оно тече т в обратную сторону), то Вселенная со жмется. Тогда во зраст Вселенной будет определяться тем временем, ко торое потребуется всему веществу, чтобы сжаться до р азмеров точки. Если бы Вселенная расширялась равном ерно, то ее возраст был бы обрат ным величине H (1/ H ). Однако существует явное сви детельство в пользу того, что это не соответствует действительности: похоже, что расширение замедля етс я. Значит, чтобы уз нать реальный возраст Вселен ной, н ам следует помнить об этом и соответственно знать, ка к быстро расширение замедляется. С помощью своей лес тницы, которая помогла ему вычислить расстояние до далёких звезд, Хаббл получил в 1929 году значение Н, которое соответствовало пора зител ьно малому возрасту — 2 миллиарда лет. Пора зительны м его можно считать потому, что результаты геологиче ских исследований дают гораздо большее значение, и э ти данные весьма надежны. Замеша тельство длилось не долго: Вальтер Бааде из обсерва тории Маунт-Вилсон в скоре нашел ошибку в методи ке, с помощью которой Хаб бл определял расстояние. Он пользовался зависимость ю период — светимость для цефеид (чем больше период ц ефеид, тем больше абсолютная светимость) для определ ения расстояния до ближайших галактик, но звезды пер еменной свети мости в этих галактиках не были обычны ми цефе идами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удва ивался. Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл приня л скопления звезд за отдельные звезды в более отдале нных галактиках. С этими исправлени ями возраст еще р аз удвоился. Так возраст В селенной был определен в 10 милли ардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана эт о не удов летворило. Они тщательно проанализировали работу Хаббла, расширив ее рамки. В их распоряжении бы ли новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе Паломар- ской обсерватории. В результате их исследований воз раст 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 корректи ровали работы Хаббла, в Техасском университете усердно трудился де Вокулер . Подобно Сэндейджу, он пользовался косм ической лестницей, идя по сту пенькам вглубь ко все б олее слабым галактикам. Од нако что-то его беспокоило . Через несколько лет он внимательно изучил окружающ ую нас группу галак тик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы — скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (располо женное в нап равлении созвездия Девы). Де Вокулер пришел к выводу, ч то это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и полу чил гораздо меньшее числ о, чем Сэндейдж и Тамман, которые не учли этого обстоятельства. Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания. Наверное, легче было с читать, что мы живем в обычной области Вселенной, а де Во кулер уверял, что это аномальная область. Для разр е шения противоречия требовался какой-то совершен но новый метод. Такой метод (который, однако, не позволи л найти окончательное решение) появился в 1979 году — М арк Ааронсон из обсерватории Стю арда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из национальной обсервато рии Китт-Пик объявили о том, что полученное ими значен ие Н лежит между значе ниями, 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. И ко нечно же, полученное значение оказалось очень близ ким к результату де Вокулера. Ааронсон с сотрудн иками использовали метод, раз работанный намного ра ньше Брентом Талли из Гавай ского университета и Рич ардом Фишером из Нацио нальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая эт ой длине волны при вращении галактик расширяется, т. е . чем больше скорость вращения галактики, тем шире со от ветствующая линия. Поскольку известно, что наибо лее массивные, самые крупные галактики вращаются бы стрее других, Талли и Фише ру оставалось лишь из мери ть ширину линии и тем самым определить «вес» галакти ки, а из это го, в свою очередь, ее истинную яр кость, или светимость. Узнав светимость и определив из на блюд ений видимую яркость, легко найти рассто яние до гала ктики. Несмотря на пр остоту, метод вызывает на практи ке ряд трудностей. П режде всего, отнюдь не все галак тики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для учета э того обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их резуль-: таты подверглись суровой критике. Заинтересовав шись этим методом, Ааронсон с со трудниками решили из мерять не видимый свет га лактик, а их инфракрасное излуче ние, тем самым избежав необходимости введения попра вок. Инфра красное излучение не задерживается пылью , а потому и нет необходимости делать поправку на пово рот га лактик. В итоге ученые получили значение Я, сог ла сующееся с результатом измерения де Вокулера. Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живем в аномальной области Вселенной. Мы находимся на расст оянии примерно 60 миллио нов световых лет от суперскоп ления в Деве и стре мимся к нему под действием притяже ния с весьма большой скоростью. Значит, для того чтоб ы получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скоро сти разбегания галактик (с которой они удаля ются от нас) вычесть эту скорость. Правда, Сэндейд ж и Тамман не убеждены, что мы живем в аномальной области. И х измерения, как утверждают авторы, не дают оснований считать, что мы движемся к скоплению в Деве, а следова тельно, не нужно вводить соответствующую поправку. И нте ресно, что наша собственная скорость, измеренная Ааронсоном, не совпадает со значением, полученным де Вокулером. По мнению Ааронсона, мы движемся к скоплен ию в Деве не по прямой, а по спирали; такой вывод основы вается на весьма сложной модели вра щающегося супер скопления. Итак, возникает проблема — действительно ли мы живем в аномальной о бласти, как свидетельствуют последние результаты, ил и же правы Сэндейдж и Тамман? Казалось бы, решить ее до вольно легко, ведь в предыдущей главе рассказывалос ь о реликтовом из лучении, заполняющем всю Вселенную , причем в раз ных направлениях его температура разл ична. По дан ным таких измерений, мы движемся к созвез дию Льва со скоростью примерно 600 км/с, но Лев отстоит о т центра скопления в Деве примерно на 43°! Итак, одни измерения свидетельствуют, что мы движемся в на правлении Льва, а другие — что к Деве. Какие из них верны? По ка неизвестно. Похоже, что мы зашли в тупик, и в вопросе о воз расте Вселенной — 10 ей миллиа рдов лет или 20? К счастью, есть еще два метода определен ия возраста Вселенной. Правда, и тот и другой позволяю т найти лишь возраст нашей Галактики, но поскольку до воль но хорошо из вестно, насколько Вселенная старше Га лактики, эти методы весьма надежны. В первом из них используют ся гигантские скопления звезд, так называемые глобу лярные скопления; они окружают нашу Галактику подобно тому, как пчелы ок ружают улей. Если построить зависимость абсолютной, или истинной, яркости от температуры поверхности зв езд, входящих в такие скопления, откроется весьма инт е ресный результат. (Такой график называется диа граммой Герцшпрунга — Рессела, по именам впервые построивших его ученых.) Прежде чем расск азать о полученном результате, рассмотрим типичную диаграмму Герцшпрунга — Рес села. Если скопление от носительно молодое, боль шинство точек лежит на диаг онали, называемой глав ной последовательностью; кро ме того, есть несколько точек в верхнем правом углу и совсем мало — в ниж нем левом. На главной последовательности представ лены все звезды — от небольших красных карликов до голубых гигантов. Одной из особенностей этой диаграмм ы является то, что звезда, по мере старе ния, сходит с главной последовате льности. Самые верхние точки, соответствующие голуб ым гигантам, сходят первыми, а по ходу старения скопления с главной последовательности сходит все больше и больше звезд, причем всегда, начиная сверху диаграм мы. Это означает, что чем старше скопление, тем ко роче его главная последовательность. Особое значе ние имеет то, что точка, выше которой нет звезд (она называется т очкой поворота), позволяет оценить воз раст скопления. Диаграмма Ге рцшпрунга — Рессела для молодого скопления (сле ва) и та же диаграмма для старого скопления (справа); показана точка поворота При рассмотрен ии диаграммы Герцшпрунга — Рессела для глобулярных скоплений становится вид но, что у них точка поворот а находится почти вни зу главной последовательности . Это означает, что они очень стары; их возраст — от 8 до 18 миллиардов лет, т. е. Вселенной должно быть больше 10 ми лли ардов лет. Второй метод за ключается в наблюдении скоро стей распада различны х радиоактивных веществ. Ме рой скорости этого проце сса служит так называемый период полураспада — вре мя, в течение которого рас падается половина ядер дан ндго вещества. Измеряя периоды полураспада атомов р адиоактивных элемен тов в Солнечной системе, можно о пределить ее воз раст, а на его основе — возраст наше й Галактики. И вновь результаты указывают на то, что Г алактике больше 10 миллиардов лет. Сотрудник Чикагско го университета Дэвид Шрамм и некоторые другие учены е применили ряд мето дов определения возраста Галак тики, а затем обра ботали результаты для получения наиболее вероят ного значения. Таким образом они получили оценку 15-16 миллиардов лет. Но и это убедило отнюдь не всех. Гарри Шипмен из университета Делавэра недав но провел исследование эволюции белых карликов и определил их число в нашей Галактике; теперь он утверждает, что Млечному Пути не более 11 миллиар дов лет. С его выводами согласны Кен Джейнс из Бос тонского университета и Пьер де Марк из Йеля. Они внимательно изучили методику определения возраста глобулярных скоплений на основе графиков зависи мости светимость — температура и пришли к выводу, что учет погрешностей в наблюдениях звезд, а также некоторых теоретических допущений позволяет сни зить оценк у их возраста до 12 миллиардов лет. Вот так обстои т дело. Пока с уверенностью можно утверждать лишь то, что возраст Вселенной составля ет от 10 до 20 миллиардов лет. Это означает, что около 10-20 м иллиардов лет назад произошел колоссальный взрыв, в результате которог о родилась наша Вселенная. Сейчас галактики разбегаются от нас во всех направлениях, а если предс тавить себе, что мы движемся во времени вспять, то нам покажется, что Вселе нная сжимается. Те перь галактики расположены так далеко друг от друга, ч то для их сближения потре бовалось бы около 16 миллиардов лет. Представим себе, что мы бессмертные существа, путешествующие против течения времен и; для нас миллиард лет – одна минута. Мы увидим вспыхивающие и гаснущие в нашей Галактике звезды; они образуются из межз вездных газа и пыли, прохо дят свой жизненный цикл и либо взрываются, разбрасывая вещество в простр анство, либо медленно угасают. Издала все это похоже на рас цвеченную огн ями новогоднюю елку. Двигаясь дальше назад во времени, мы увидим, что свет имость некоторых галактик немного возрастает, но постепенно все они тус кнеют из-за того, что в них становится все больше газа и все меньше звезд. Н о вот погасла последняя звезда, и не осталось ничего кроме гигантской бу рлящей массы газа. Каждая из огромных спиралей газа растет в размерах, по степенно приближаясь к другим спиралям, а потом, когда Вселенной станов ится лишь несколько сот миллионов лет от роду, эти колоссальные газовые сгустки рассеиваются и все пространство ока зывается заполненным очен ь разреженным, но весьма однородным газом. Тем не менее, в нем все же есть з аметные флуктуации плотности. Астрономы пока еще точно не знают, отчего они образовались, но скорее всего это было вызвано своеобразной ударной волной, пронесшейся через несколько секунд (или минут) после взрыва. В возрасте около 10 миллионов лет Вселенная имела температуру, которую м ы сейчас называем комнатной. Может показаться, что она в то время была абс олютно пуста и черна, но на самом деле там было сильно разреженной вещест во будущих галактик. Чем ближе к моменту рождения Вселенной, тем больше разогревается газ; з а несколько миллионов лет до этого события появляется слабое свечение, к оторое постепенно приобретает темно-красный оттенок, - температура на эт ом этапе со ставляет примерно 1000 К. Вселенная производит жутковатое впеч атление, но все еще прозрачна и однородна; постепенно желтым. И вдруг при температуре 3000 К. про исходит нечто странное – до этого момента Вселенна я 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 п очти целиком из плотного излучения, в которое кое-где вкраплены ядра ато мов. По мере роста температуры яркость тумана все возрастает. Повсюду по являются легкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе пред ставляет собой смесь излучения, эле ктронов, нейтронов и их античастиц. Н аконец, при еще более высоких температурах, появляются тяжелые частицы и х античастицы, а также черные дыры. Вселенная пре вращается в невообрази мую кашу – частицы и излучение врезаются друг в друга с колоссальной си лой. Теперь она очень мала, размером с надувной мяч, а еще через долю секун ды 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 за глянуть за “зана вес”, о котором я говорил, занавес нашего неведения. При таких условиях отказывает не только общая теория относительности, но, во зможно, и квантовая теория, поэтому мы и не можем сказать наверняка, появл яется ли сингулярность. Абсолютная сингулярно сть. Вселенская сингулярность или состояние близкое к ней, о чёрной дыр е. В отличие от черный дыр, которые имеют массу, равную массе крупной звезд ы; теперь же речь идет о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но помимо этого есть еще одно фундаментальное отличие. В случае сколлапсир овавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась сингу лярность; иными словами, черная дыра находилась где-то в нашей Вселенной. В случае вселенской черной дыры сразу же возникают трудности – несли в ся наша Вселенная сколлапсировала в черную дыру, значит все вещество и п ространство исчезли в сингулярности, то есть не останется ничего, в чем м ожно было бы находится – не будет Вселенной. Более того, в случае вселенской черной дыры (может быть, вернее будет ск азать, квазичерной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с ист инной сингулярностью. Но даже если сингулярности не было, остается вопрос, что было раньше, нам ного раньше. Один из ответов на него может выглядеть так: раньше была друг ая Вселенная, которая сколлапсировала, превратившись или почти преврат ившись в сингулярность, из которой затем возникла наша Вселенная. Возмож но, что такие коллапсы и возрождения происходили неоднократно. Такую мод ель называют осциллирующей моделью Вселенной. П осмотрим теперь, когда отказывает общая теория отно сительности; это происходит через 10(-43) с после начала о тсчета времени (интервал, называемый план- ковским вр еменем). Это как раз тот момент, когда задер гивается « занавес»; после него во Вселенной царит пол ный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, чт о там происходило. Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие чер ные дыры; он также дока зал, что эти черные «дыроч ки» испаряются примерно через 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени в о Вселенной существовала странная «пена» из чер ных дыр. Сотрудник Чика гского университета Дэвид Шрамм так выразился по эт ому поводу: «...Мы прихо дим к представлению о простран стве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые вн езапно появля ются... ре комбинируют и образуются зан ово». В этот момент пространство и время были соверше нно не похожи на теперешние — они не обладали непрер ыв ностью. 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, со ставляла примерно 10(32) К — вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал, называемый план- ковским временем). Это как раз тот момент, когда задер гивается «занавес»; после него во Вселенной царит пол ный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы гру бо представить себе, что там происходило. Ранее уже уп оминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно к оторой на самой ранней стадии развития Все ленной об разовывались маленькие чер ные дыры; он также доказа л, что эти черные «дыроч ки» испаряются примерно чере з 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интерва ла времени во Вселенной существовала странная «пена » из чер ных дыр. Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы прихо дим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые внезапно появля ются... ре комбинируют и образуются заново». В этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние — они не обладали непрерыв ностью. 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, со ставляла 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 античасти цы — это так называемое рождение пар. Например, при температуре 6 миллиардов градусов столкнове ние двух фотонов может дать пару электрон — пози трон. 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. Упрощенное изображение эпох Вселенной, начиная с Большого Взрыва Раньше мы видел и, что есть и второй способ обра зования пар частиц — они могут появляться сразу же за горизонтом событий черных мини-дыр под дейст вием 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. Итак, есть два с пособа рождения частиц. Какой же из них следует счита ть более важным? По мнению ас-1трономов, основная масса частиц образовала сь за счет наличия высоких энергий, так как только на с амом раннем этапе приливные силы были настолько вел и ки, чтобы приводить к рождению частиц в значитель ных количествах. Однако многое еще здесь неясно, и впоследствии может оказаться, что второй метод также играет существенную роль. Краткий период в ремени, следующий непосредст венно за моментом 10(-43) с, о бычно называют кван товой эпохой. В эту эпоху все четыре фундаменталь ных взаимодейс твия были объединены. Вскоре после момента 10(-43) с едино е поле распалось, и от него отделилась первая из четыр ех сил. Позднее по очере ди отделились другие силы, кот орые изменялись по величине. В конце концов получили сь четыре знако мых нам взаимодействия. Раздувание. Одна из трудностей, на которую наталкивается традиционная теория Большого взрыва, — необходи мость объяснить, откуда берется колоссальное коли чество энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание ученых привлекла видоизме ненная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ на этот вопрос. Она носит на звание теории раз дувания и была предложена в 1980 году с отрудником Массачусетского технологического инст итута Аланом Гутом. Основное отличие теории раздува ния от тра диционной теории Большого взрыва заключается в описании периода с 10(-35) до 10(-32) с. По теории Гута примерно через 10(-35) с Вселенная переходит в состояние «псевдовакуума», при котором ее энергия исключительно велика. Из-за этого происходит чрез вычайно быстрое расширение, гораздо более быстрое, чем по теории Большого взрыва (оно называется раз дуванием). Через 10(-35) с после образования Все ленная не содержала ничего кроме черных мини-дыр и «о брывков» пространства, поэтому при резком раз дуван ии образовалась не одна вселенная, а множест во, прич ем некоторые, возможно, были вложены друг в друга. Каж дый из участков пены превратился в от дельную вселен ную, и мы живем в одной из них. От сюда следует, что може т существовать много других вселенных, недоступных для нашего наблюдения. Хотя в этой тео рии удается обойти ряд трудностей традиционной теории Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудн о объяс нить, почему, начавшись, раздувание в конце ко нцов прекращается. От этого недостатка удалось осво бо диться в новом варианте теории раздувания, появив шемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности. Эпоха адронов. Через 10(-23) с Вселенная вступила в эпоху адро нов, или тяжелых частиц. Поскольку адроны участву ют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно на звать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовыва лись пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжелые части цы не могли существовать в обычном виде; они при сутствовали в виде своих составляющих — кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состоя ла из кварк ов и антикварков. Сейчас свободные квар ки не наблюда ются. Из современных теорий следует, что они попали в « мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые ученые считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех да ле ких времен. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но пока обнаружить их не удалось. В соответствии с этой теорией, после того как тем пература достаточно упала (примерно через 10(-6) с), кварки быстро собрались в «мешки». Такой процесс носит название кваркадронного перехода. В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтро нов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые частицы и не много черных дыр. При этом на каждую частицу при ходилась анти частица, они при соударении аннигили ровали, превращ аясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою оч ередь, могли образовывать пары частиц, в результате ч его Вселенная, пока пары рож дались и аннигилировали примерно с одинаковой ско ростью, пребывала в равнов есном состоянии. Однако по мере расширения температура падала и рождало сь все меньше и меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в результате почти все тяжелые частицы исчезли. Если бы число частиц и античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом деле это не так, и свидетельство тому — наше суще ствование. Наконец темп ература упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образов ания легких частиц (лепто нов). Вселенная вступила в эп оху, когда в ней содер жались в основном лептоны и их а нтичастицы. Эпоха лептонов. Примерно через сотую долю секунды после Боль шого взрыв а, когда температура упала до 100 милли ардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в осно вном электронов, по зитронов, нейтрино и антинейтрин о). Тогда также на блюдалось тепловое равновесие, при котором элек трон-позитронные пары рождались и анни гилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи ад ро нов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин распа даются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточ но высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохра нялось. А вот когда температура упала до 30 миллиар дов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах. Еще одно важно е событие эпохи лептонов — разде ление и освобожден ие нейтрино. Нейтрино и анти нейтрино образуются в р еакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достато чно 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 ра сширения Вселенной их температура па дала до тех пор , пока не достигла значения около 2 К. До настоящего вре мени обнаружить эти частицы не удалось. 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 лепто нов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар леп тонов) они быстро исчезли, испустив множество фо тонов. В то время Вселенная состояла почти полно стью из фотонов. В эпоху излуче ния произошло событие исключи тельной важности — в результате синтеза образо валось первое ядро. Это ка к раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о не м речь шла раньше. Примерно через три минуты после нач ала отсчета времени, при температуре около миллиард а градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, о бра зовав ядро дейтерия (более тяжелой разновидност и водорода). При соударении двух ядер дейтерия об разовыва лись ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 % вещества Вселенной превратилось в ге лий. Помимо того, пре вращение водорода в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей мас сы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжелые ядра обра зоваться не могли. Поскольку все, о чем здесь шла речь, естественно, относится к области теории, чита тель вправе усомниться: а так ли это в действительно сти? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Напри мер, согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во Вселенной, что подтверждает ся наблюдением. Фоновое космическ ое 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 Все ленная, непрозрачная из-за густого светящегося тума на, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрач ность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в ре зультате объединения электронов и протонов образо вались атомы водорода, так что фотоны смогли ото рваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство. Наверное, это н апоминало чудо — густой туман внезапно рассеялся и Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так к ак температура излучения была еще довольно высока (ч уть ниже 3000 К). Но по степенно она падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего значения 3 К. Существование такого фонового излучения пред сказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуж дениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент испра вил эти ошибки и рассчитал, что температура фо нового излучения сейчас должна быть около 5 К. Сч италось, однако, что это излучение обнаружить не удас тся, в частности, из-за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистриро вано. В начале 60-х годо в компания «Белл телефон» по строила в Холмделе, шт. Н ью-Джерси, специальный радиотелескоп для приема мик роволнового излуче ния. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нем уче ных, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики. Однако до нача ла исследований им нужно было обнаружить и устранит ь все возможные помехи как от самого телескопа, так и о т окружающих наземных источников. Ученые решили пора ботать на волне 7,35 см, но вскоре обнаружили, что на ней п остоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале ис следователям 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 подозр евали о том, что совсем рядом, в Принстонском универси тете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность нали чия во Вселенной излучения, дошедш его до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал , что его температура должна быть около 5 К, и ученые об рати лись к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, н икто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанно м много лет назад. Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение дейст вительно до шло до нас от Большого взрыва, оно должно описы ватьс я такой же зависимостью Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы со общить о регистрации «шума», — похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в Холмдел, и вскоре стало яс но, что помехи действительно пред ставляют собой искомое излучение. Уче ные опубли ковали полученные результаты, не упомяну в ни Гамо ва, ни его студента. Когда Гамов познакомилс я с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердит ое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии. Естественно, тр ебовались дополнительные доказа тельства того, что зарегистрированный шум представ лял собой фоновое космическое излучение, ведь Пен зиас и Уилсон получи ли на кривой излучения лишь одну точку при длине волн ы 7,35 см. Ранее мы виде ли, что любое нагретое тело излуч ает энергию, а кри вая излучения (зависимость количес тва излучаемой энергии от длины волны) имеет строго о пределенный вид. Если какое-либо тело полностью погл ощает па дающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения черного тела. При пл авном переходе от больших длин волн к мень шим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко о пускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответст вующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного тела. Пензиас и Уилсон получили первую точку на кри вой, а вскоре Ролл и Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить допол нительные измерения на различных длинах волн. Бы ла здесь, одна ко, одна трудность. Дело в том, что точ ки ложились по од ну сторону пика, а важно было получить их и по другую с торону, чтобы убедиться, что кривая идет так, как нужн о. Атмосфера не пропу скает излучение таких длин волн , т. е. на Земле про делать эти измерения невозможно. Ка ково же было потрясение ученых, когда точка, полученн ая установ ленной на ракете аппаратурой, оказалась г ораздо вы ше расчетной кривой. И каково же было их обл егче ние, когда выяснилось, что детектор случайно за реги стрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идет спад, как и следует из теории. Та ким образом, с определенной долей уверенности мож но утверждать, что это излучение дошло до нас от вре мен Большого взрыва. В первом прибл ижении получалось, что фоновое (или, как его еще называ ют, реликтовое) излучение имеет одинаковые характер истики во всех направле ниях, т. е. изотропно. Но не опр овергнут ли этот ре зультат более точные измерения? П оставим и такой вопрос: а что если излучение анизотро пно (различно в разных направлениях)? Немного поразмы слив, мы поймем, что если температура реликтового изл учения выше в каком-то одном направлении, то, значит, м ы 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 ре деет, мы движемся в противоположную сторону. Пер вые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, да вали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийско го университета в Беркли, а другая из Принстона, ре шили провести детальные измерения за пределами ат мосферы. Группа исслед ователей из Беркли выполнила пер вые измерения в 1976 го ду при помощи самолета- шпиона У-2. И в самом деле, оказал ось, что имеется небольшая анизотропия, по величине к оторой уда лось установить, что мы движемся в направл ении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная сис тема, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик. Эпоха галактик. После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение оставалось в основном рав номерным. Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к по явлению галактик? Астрономы полаг ают, что они проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизв естно и, может быть, ни когда не будет известно наверн яка, но они каким-то образом появились практически в с амый первый мо мент. Возможно, поначалу они были дово льно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборо т, увеличи вались с течением времени. Известно, однак о, что по окончании эпохи излучения эти флуктуации ст али расти. С течением времени они разорвали облака ча с тиц на отдельные части. Эти гигантские клубы веще с тва расширялись вместе с Вселенной, но постепен но ст али отставать. Затем под действием взаимного притяж ения частиц начало происходить их уплотне ние. Больш инство этих образований поначалу мед ленно вращало сь, и по мере уплотнения скорость их вращения возраст ала. Турбулентность в ка ждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались обл асти размером со звез ду. Они уплотнялись и образовыв али так называемые протозвезды (облако в целом назыв ается протогалак тикой). Затем стали загораться звезд ы и галактики приобрели свой нынешний вид. Эта картина дов ольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенн ых проблем. Как, например, выглядели ранние формы гала ктик (их обычно назы вают первичными галактиками)? Та к как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические по стр оения не с чем. Есть и другие тр удности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да пото му, что скорость света не беск онечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от у даленного объекта, све ту требуется некоторое время. Например, галактик у, на ходящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов свето вых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда свето вых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 милл иарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы ви дим все боле е тусклые галактики, и наконец они ста новятся вовсе не видны — за опреде ленной границей можно наблюдать только так называе мые радиогалак тики, которые, похоже, во многих случа ях находятся в состоянии взрыва. За этой границей рас положены особенно странные галактики — мощные исто чники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами. Наконец, на самой окр аине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их о бнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор о ни остаются для нас загадкой. Они испускают больше эн ергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят сотни м иллиардов звезд), при весьма малом размере — не боль ше Солнечной систе мы. По сравнению с количеством из лучаемой энергии такой размер просто смехотворен. К ак может столь малый объект давать столько энергии? Н а эту тему в последние годы много рассуждали, в основ ном при менительно к черным дырам, но ответа пока нет. В со ответствии с наиболее приемлемой моделью, квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся по близости от черной дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты та кими, какими они были давным-давно, когда Вселен ной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся ра диогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик? Получает ся как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажут ся вполне разумными, большинство астрономов с ни ми не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти ту манности затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов пред почитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предпо ложение, — зарегистрировано несколько галактик, на ходящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальня я из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фото пластинке понадоб илась экспозиция 40 ч. Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее во зможную дальнейшую судьбу. Дальнейшая судьба Все ленной. Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несо мненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от сред ней плотн ости вещества, будет либо расширяться веч но, либо пр екратит расширение и начнет сжиматься. Теория не гов орит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые ка жутся справедливы ми, но, по правде говоря, это лишь предположения. Итак, начнем с ра ссмотрения альтернатив, предла гаемых теорией Фрид мана. Чтобы их легче было по нять, прибегнем к аналоги и. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его дви жение будет постепенно замедляться, затем он останов ится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной скоро сти, а также от силы тяжести. Если б росить его с до статочно большой скоростью, то он, в пр инципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания. Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет наз ад произошел Большой взрыв, в результате которого во зникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стор оны с неимовер ной скоростью и по-прежнему летят в вид е галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, ко торая притягивала к себе шарик, но есть гравитацион ное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удален ные по расстоянию, а значит, и по времени, замедля ются больше всего. Естественно, во зникает вопрос: хватит ли этого за медления, чтобы ра збегание галактик остановилось полностью? Иными сл овами, достаточно ли взаимно го гравитационного при тяжения для преодоления расширения? Легко видеть, чт о это зависит от напря женности гравитационного пол я, которая, в свою оче редь, зависит от средней плотнос ти вещества во Все ленной (количества вещества в единице о бъема). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: д оста точно ли велика средняя плотность вещества во В се ленной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ невозможно, но, как мы видели рань ше, похоже, что средняя плотность близка к так называе мой критической. Открыта или зам кнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотно сть 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 по казаться , что решить вопрос о замкнутости или от крытости Все ленной совсем нетрудно, для этого нуж но лишь измерит ь среднюю плотность и сравнить ее с критической. К сож алению, здесь возникают труд ности, и весьма серьезны е. Можно довольно точно оценить плотность видимого в ещества, но она очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше. Известно, одна ко, что есть довольно много «неви димой материи» — н ебольших слабых звезд, пыли, об ломков камней, черных дыр и излучения. Обеспе чивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гун ном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме. 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 суще ствует, но в странном, непривычном виде. Давно изве стно, что в галактиках есть много невидимого вещест ва, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их скоплениям. Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с от дельных галактик. Опр еделить полную массу галак тики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рас считывать средние массы звезд, а затем суммирова ть их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трем зако нам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего веще ства, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сто рону — зная скорость планеты, можно определить пол ную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой подход полностью применим и к галакти кам. Наше Солнце, например, находится на расстоя нии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчет, конечно, не позволит вычислить полную мас су Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии. На самом деле д ля этого даже не нужна звезда, го дится любой объект. А строномы несколько лет назад измерили скорость внеш них облаков водорода в со седних с нами спиралях галактик и обнаружили, ч то они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению уче ных выяснил ось, что масса таких гало превышает мас су звезд. Из чего же они с остоят? Ясно, что не из звезд, ина че они были бы видны. В озможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, га з. Если гало есть у всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастет, а следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого достаточ но, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но исто рия на этом не кончается. Большинство га лактик во Вселенной образуют скопления; иногда в ско пления входят только две-три галактики, но обычно гор аздо больше. В наше скоп ление, например, их входит око ло 30. Научившись определять массу отдельных галактик , астрономы об ратились к их скоплениям. Просуммировав массы от дельных галактик, они обнаружили, что их недоста точно для тог о, чтобы силы притяжения удерживали скопление вмест е как единое целое. Тем не менее они явно не собирались распадаться — нич то не указыва ло на разлет отдельных галактик. Некоторым скопле ниям не хватало сотен собственных масс, чтобы удер жать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление дополнительной массы, заключен ной в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе. Если она дейст вительно существует, то в какой форме? Очевидно, в так ой, которую нелегко обнару жить. Это может быть, напри мер, газообразный водо род — либо нейтральный атома рный, либо ионизован ный (т. е. получивший заряд в результат е потери электронов). Однако при ближайшем рассмотре нии оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответству ющие наблюдения пока зали, что как между ближни ми, так и между дальними гал актиками водорода со всем немного. Одно время счи талось, что подойдет ионизованный водород, поскольк у фоновое рентгеновское излучение во Вселенной свя зывалось именно с ним. Однако позже выяс нилось, что это излучение скорее всего вызыва ется кв азарами. Тогда пришла очередь нейтронных звезд, белы х карликов и черных дыр, но и они в конце концов отпали. Черные дыры должны были бы быть сверхмассивными (име ть массу порядка галактичес кой) или же встречаться очень часто, что маловероят но. Исследования показали, что хотя в центре м ногих, если не всех, галактик могут быть массивные чер ные дыры, нет свидетельств существования таких изоли рованных дыр в скоплениях, иначе была бы вероят ность заметить их и в нашей Галактике. В качестве возм ожных кандидатов рассматрива лись и фотоны, ведь эне ргия есть одна из форм суще ствования материи. Однако и в этом случае расчеты показали, что их вклад явно не достаточен. Создавалось вп ечатление, что во Вселенной просто недостаточно мат ерии и потому она незамкнута. Тем не менее некоторые ученые были убеждены, что в кон це концов недостающая масса найдется. И вот насту пила кульминация... В предыдущей главе говори лось, что весь дейтерий во Вселенной образовался чер ез не сколько минут после Большого взрыва. Хотя основ ная его часть быстро превратилась в гелий, некоторое количество все же осталось, и если его измерить, то мо жно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы п онять почему, посмотрим, что происходило в то время. И звестно, что при соударении ядер дейте рия образуетс я гелий. Если плотность Вселенной бы ла высока, то соу дарений было много и образовалось значительное кол ичество гелия; если же плотность бы ла низка, то остал ось много дейтерия. Поскольку ко личество дейтерия в о Вселенной со временем измени лось незначительно, и змерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно же, были проделаны, и вот их р езультат — Вселенная не замкнута. В 70-е годы такой рез ультат казался вполне убедительным, а когда аналоги чные оценки были про деланы для гелия и совпали с дан ными по дейтерию, вопрос, казалось, был решен окончат ельно — Вселен ная открыта. Однако через н есколько лет ученые нашли изъян в этой аргументации. Из нее следовало ли шь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой час тицами, называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из которых состоит большинст во известных нам объектов — звезды, космическая пыль , водород и даже образовавшиеся в результате коллапс а звезд черные дыры. Может возникнуть во прос: а есть л и что-нибудь кроме барионов? Да, это лептоны и так назы ваемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки , чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические ча стицы в последнее время привлекают к себе большое вн имание. Первыми в по ле зрения попали нейтрино, и в теч ение какого-то вре мени астрономы были убеждены, что эта частица по может «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, примерно мил лиард на каждый атом вещества; долгое время считалос ь, что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они все-таки обладают, ведь любая форма энергии имеет массу, но ее явно не хватит, чтобы остановить расши рение Вселенной. Но вот в конце 70- х годов было высказано предпо ложение, что нейтрино и меют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теорий сле довало, что в целом она может внести существенный вкл ад в массу Все ленной. Эксперимент по проверке этого п редположе ния был выполнен группой ученых, в которую входи ли Ф. Рейнес, X. Собе л и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что фак тически существует три ти па нейтрино — один, связан ный с электроном, дру гой — с более тяжелой, хотя и по добной электрону ча стицей, называемый мюоном, а тре тий — с еще более тяжелой частицей, «тау», обнаруженн ой в 1977 году. Согласно теории, все три разновидности ней трино могут превращаться друг в друга. Иными словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше нуля. Рейнес, Собел и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли к выводу, что им уд алось зарегистрировать переход от одного типа нейтр ино к другому. Однако другие у ченые, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогл и подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами допусти ли ошибку, но тут пришло и звестие о том, что группе советских ученых удалось из мерить массу нейтрино непосредственно. Но и здесь не все так просто. Мно гие пробовали проверить полученн ый в СССР ре зультат, но пока безуспешно. Вопрос о масс е покоя нейтрино до сих пор остается открытым. Конечно, даже ес ли у нейтрино не окажется массы покоя, есть другие эк зотические частицы, и некоторые из них заслуживают п ристального внимания. Так, предполагается, что грави тационное поле переносит ся гипотетическими частицами — гравитонами. Пока они не обнаружены, но некоторые ученые убеждены в их существовании. Из теории супергравитации сле ду ет, что гравитону должно сопутствовать гравитино; бо лее того, из нее вытекает, что партнеры должны быть у в сех частиц: у фотона — фотино, а у W — вино. Все такие частицы-партнеры имеют общее название «ино». Некоторые ученые полагают, что благодаря своей массе они могут внести существенный вклад в среднюю плотность вещества во Вселенной. Но е с ли даже эти частицы не подойдут для уготованной им роли ( или вообще не будут найдены), то есть еще один кандидат , который пока, правда, существует только на бумаге. Ег о называют аксионом, и он силь но отличается от «ино», в частности он гора здо легче. Пока все эти частицы — лишь плод воображе ния уче ных, но все же они привлекают серьезное внима ние. Другая частица, о которой в последнее время мног о разговоров, — магнитный монополь. Это очень мас сивная частица с одним магнитным полюсом. Каж дый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это не возможно. Известно, что при разрезании полосового магнита на д ве части получаются два магнита, каждый из которых им еет северный и южный полюсы. Разре зая такой магнит, м ы будем получать тот же резуль тат, сколько бы раз мы э то не повторяли. Получить, та ким образом, изолированн ый северный или южный магнитный полюс нельзя. Но еще в 30-е годы Дирак предсказал, что такая частица должна существовать. Многие экспериментаторы бросились проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и постепенно и нтерес к ним угас. Но вот в 1974 году сотрудник Государст венного университета Утрехта в Нидерландах Дж. Хофт и независимо от него совет ский ученый А. Поляков показали, что существов ание монополей следует из некоторых единых теорий п оля. Это возродило интерес к монополям, и многие возо б новили их поиск. Среди них был сотрудник Стан- фордского университета Блас Кабрера, который, про ведя де тальные расчеты, пришел к выводу, что можно регистрировать примерно по о дному монополю в год. Он построил установку и стал жда ть. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 феврал я 1982 года установка зарегистрировала первый монопол ь. Сооб щение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а так как второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось. Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали. Заслуживает упо минания еще один, последний кандидат. Это особые другие черные дыры, так называе мые реликтовые. Неплохими кан дидатами считаются вс е черные дыры, которые обра зовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но вс е-таки на их массу мож но рассчитывать. Ограничения на кладывает также и испарение Хокинга; он показал, что в се черные ды ры, масса которых в момент образования была мень ше 10(15) г, к нас тоящему времени уже должны были испариться. Отсюда с ледует, что внимания заслужи вают только те из них, ма сса которых составляет от 10(15) до 10(32) г. Поскольку примерн о таков диапа зон масс планет, их называют планетарн ыми черными дырами. Если учесть вкл ад всех перечисленных выше видов масс, то может показатьс я, что суммарной массы вполне достаточн о для обеспечения замкнутости Все ленной. Однако сот рудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчетов его группы следует, что средняя плот ность вещества очень близка к пограничной — той, кот орая лежит на границе между замкнутой и открытой Все ленной. Другие методы реш ения замкнутости Вселенной. Видимо, наибол ее надежным способом ответа на вопрос, замкнута или о ткрыта Вселенная, является точное измерение ее сред ней плотности, и в последнее время именно он привлека ет наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственны й способ; можно, на пример, использовать диаграмму Ха ббла. Если уско рение галактик одинаково до самых дал ьних окраин Вселенной, то на диаграмме получится пря мая; если же галактики замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, доста точно ли замедление для прекращения расширения Вселенной. Метод кажется довольно простым — достаточно построить график, охв атывающий самые дальние, «приграничные» районы Всел енной, и определить степень искривления получившейся линии. Но как и при определении средней плотности, здесь тоже не обходится без трудностей. Уже отмечалось, что для удаленных районов Вселенной провести точные из мерения очень трудно; кроме того, возникают и дру гие проблемы. Вглядываясь в космические дали, мы заглядываем в прошлое, а значит, видим галактики такими, какими они были давным-давно. При этом, естественно, возникают вопросы, связанные с эволю цией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько они изменились? Из многих теорий сле дует, ч то галактики (в особенности эллиптические) раньше бы ли гораздо ярче, т. е. нам представляется, что они наход ятся ближе, чем на самом деле. Из дру гих же теорий выт екает, что некоторые галактики мо гут расти, поглощая соседние, а потому с ейчас они го раздо ярче, чем в прошлом, и значит, кажутс я нам расположенными дальше. Исследование дальних границ Вселенной дает мно го свидетельств п роцесса эволюции. За некоторым пределом наблюдаются уже только радиогалактики, а на самых окраинах видны только квазары. Попытка исполь зовать эти объекты для нанесения точек на ди аграмму Хаббла совершенно бессмысленна; такие точ ки оказыв аются далеко в стороне от прямой, соответ ствующей обычным галактикам. Б олее того, раз точно не известно, что такое квазары, вр яд ли можно ожидать от них помощи. Поскольку они так д алеки (и имеют небольшой возраст), то, вероятно, могут я вляться пер вичными формами галактик, хотя с таким представле нием согласны очень немногие астрономы. Еще один метод р ешения нашей проблемы основан на так называемом под счете чисел. Как и в предыду щих случаях, основная идея проста, но, к сожале нию, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лиш ь подсчитать в заданном направлении, насколько хва тит 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 то чки на построенном графике были бы распределены рав номерно по всем направлениям и для всех расстоя ний. П ри положительной кривизне следует ожидать избытка т очек в близких районах, а при отрицатель ной — напро тив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, п роведенные в 70-х годах в Университе те штата Огайо, ка залось бы, продемонстрировали из быток точек, а знач ит, и замкнутость Вселенной, одна ко недавние провер ки не подтверждают этого вывода. Заслуживает упом инания и метод определения угловых размеров. Суть ег о состоит в тщательном из мерении диаметра галактик конкретного вида; затем аналогичное измерение произ водится для другой га лактики того же типа, располож енной гораздо дальше, но на известном расстоянии. Есл и пространство ис кривлено, то в измерение диаметра к ак бы вносится ошибка — его величина будет казаться больше при по ложительной кривизне и меньше при отри цательной. Судьба замкнутой Вселенной. Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая ее дальнейшую судьбу, приходится рас сматривать как открытый, так и замкнутый варианты. Для начала, пре дположим, что Вселенная замкну та. В таком случае в те чение 40-50 миллиардов лет ничего существенного не прои зойдет. По мере увели чения размеров Вселенной галак тики будут все даль ше разбегаться друг от друга, пок а в какой-то момент самые дальние из них не остановятс я и Вселенная не начнет сжиматься. На смену красному смещению спе ктральных линий придет синее. К моменту максималь ного расширения большинство звезд в гала ктиках погаснет, и останутся в основном небольшие звезды, бе лые карлики и нейтронные звезды, а также черные дыры, окруженные роем частиц — в большинстве сво ем фотонов и нейтронов. Наконец, через примерно 100 миллиардов лет начнут сливаться воедино галак тические скопления; отдельные объекты сначала бу дут сталкиваться очень редко, но со временем Вселен ная превратится в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и в кон це концов Вселенная будет представлять собой одно родное распределение звезд и других подобных объ ектов. В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры. Будет повышатьс я температура фонового излу чения; в конце концов, он а почти достигнет температу ры поверхности Солнца и начнется процесс испаре ния звезд. Перемещаясь на фо не ослепительно яркого неба, они подобно кометам буд ут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вск оре все заполнит рас сеянный туман и свет звезд померкнет. Вселенная по теряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что/ранняя Вселенная была непрозрачной, пока ее температура не упала примерно до 3000 К; тогда свет стал распространять ся без помех.) По мере сжатия Вселенная, естественно, будет про ходить те же стадии, что и при создании Вселенной , но в обратном порядке. Темпер атура будет рас ти, и сокращающиеся интервалы времен и начнут иг рать все большую роль. Наконец галактики тоже ис парятся и превратятся в первичный «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. Вселенная быстро проско чит через лептонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей толь ко из излучения, кварков и черных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдет почти до сингулярно сти, а затем произойдет «большой пшик». Отскок. Что случится во время «большого пшика» — неиз вестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникаю щих до появления сингулярности; можно лишь стро ить предполо жения. Большинство из них основано на идее «отскока» — внезапного прекращения сжатия, нового Большого в зрыва и нового расширения. Одной из причин первонача льного введения идеи отскока была возможность обой ти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения Вселен ной. Если отскок произошел один раз, то он мог с лу чаться неоднократно, может быть, бесчисленное кол и чество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начал е времен. К сожалению, пр и подробной проработке такой идеи оказалось, что и от скок не решает проблемы. В интервалах между отскокам и звезды излучают зна чительное количество энергии, которая затем кон центрируется при достижении сост ояния, близкого к сингулярности. Эта энергия должна п остепенно на капливаться, из-за чего промежуток врем ени меж ду последовательными отскоками будет возра стать. 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, — про блеме начала Вселенной. Согласно расчетам, от нача ла нас должно отделять не более 100 циклов расшире ний и сжатий. Многие предпри нимали попытки обойти эту про блему. Томми Голд, напр имер, разработал теорию, со гласно которой в момент н аибольшего расширения время начинает течь вспять. Из лучение устремится обратно к звездам и Вселенная «о молодится». В та ком случае она будет равномерно осц иллировать меж ду коллапсом и максимальным расшире нием. Весьма интерес ную, но очень спорную теорию пред ложил Джон Уилер. Во спользовавшись идеей Хо- кинга, согласно которой фун даментальные константы «теряют» свои числовые знач ения при достаточно вы соких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлинятьс я. Из-за принципа неопределенности значения констан т утрачиваются, когда Вселенная сжимается до почти б есконечной плотности. После возможного отскока и но вого рас ширения эти константы могут получить совер шенно иные значения. Продолжительность циклов в так их обстоятельствах также будет меняться, но случайн ым образом; одни циклы станут очень длинными, а дру гие короткими. Судьба открытой Вселенной. В противоположность замкнутой, открытая Все ленная продолжает расширяться вечно. Основным от личием от процессов, описанных в предыдущем раз деле, явля ется разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас при дется рассматривать столь большие промежутки вре мени, что понадобятся числа с большим показателем степени, на пример, будут упоминаться интервалы до 10(100) лет. Если тр удно представить себе 100 милли ардов лет, то о таком чи сле и говорить нечего. Первые событи я будут, конечно, аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенн ой. Звезды постепенно постареют, превратившись с теч ением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звезда ми. Такие столкновения очень редки, и с момента об разования нашей Галактики (по крайней мере, в ее внешних областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллио нов лет таких столкновений произойдет множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате д ругих звезды окажутся на совершенно иных орбитах, не которые даже вне пределов нашей Галактики. Если подо ждать 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 гигант скую черную дыру. Пример но через 10(18) лет боль шинство галактик будет состоять из массивных черных дыр, окруженных роем белых карли ков, нейтронных звезд, черных дыр, планет и различных частиц. Дальнейшие соб ытия вытекают из современной еди ной теории поля, наз ываемой теорией великого объе динения, 1 о ней речь пойдет позже. Из этой теории с ле дует, что протон распадается примерно за 10(31) лет. Сейчас ведется несколько эксперименто в по обнару жению такого распада, а значит, и по провер ке теории, Согласно ей, протоны должны распадаться на элек троны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда след у ет, что, в конце концов, все, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только черные дыры), распадется на эти частицы. Вселенная превратится в смесь из них и черных дыр, и будет на ходиться в таком состоянии очень, очень долго. Когда- нибудь испарятся маленькие черные дыры, а вот с большими возникнут трудности. Фоновое излучение к тому време ни будет очень холодным, но все же его температура ост анется чуть выше, чем у черных дыр. Однако по мере расширения Вселенной си туация из менится — температура излучения станет н иже, чем на поверхности черных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах; на это потребуется примерно 10(100) лет. Затем Вселенную заполнят электроны и позитроны, которые, вращаясь друг во круг друга, образуют огромные «атомы». Но посте пенно поз итроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в рез ультате чего оста нутся только фотоны. Во Вселенной н е будет ничего, кроме излучения. Мы рассмотрели с удьбу как открытой, так и за крытой Вселенной. Что ее ж дет, пока неизвестно. Если даже Вселенная когда-нибуд ь сколлапсирует, неизве стно, произойдет ли потом «от скок». Заключение. В данной работе я постарался рассмотреть современные взгляды на возник новение, дальнейшее существование и конец Вселенной. Теперь обобщим выш е изложенный матерьял. Когда-то наша Вселенная была по своим размерам меньше атома. Она начала своё существование как особая точка, не имеющая ни размеров, ни массы. Тео рия "Большого Взрыва" - самая распространённая в наши дни теория, объясняю щая происхождение Вселенной - предполагает, что Вселенная начала своё су ществование примерно пятнадцать миллиардов лет назад. Сначала она пред ставляла собой невообразимо малый, яркий, горячий и плотный объект. Затем произошёл Большой Взры в, в результате которого выделилось огромное количество энергии. В первы е минуты взрыва образовались водород и гелий - самые лёгкие частицы в таб лице Менделеева. Вероятно, они сконцентрировались в виде облачных образ ований, которые примерно четырнадцать миллиардов лет назад начали сгущ аться благодаря собственной массе. В течение следующих двух миллиардов лет из этих облаков образовались п ервые галактики. Наша галактика - Млечный Путь образовалась примерно дес ять миллиардов лет назад. Внутри неё образовались все звёзды и планеты, в ключая и нашу Землю, которая образовалась из окружающих её газовых облак ов. Сейчас радиус Вселенной составляет около 15 миллиардов световых лет. В пр оцессе расширения некоторая часть массы Вселенной сконденсировалась и образовала бесчисленные миллиарды звёзд, которые сосредоточены в гала ктиках. Известная Вселенная включает 10 миллиардов галактик, объединённы х в скопления, а те, в свою очередь, в сверхскопления, отделённые друг от др уга огромными расстояниями космического пространства. Кроме теории Большого Взрыва большой популярностью пользуется теори я стабильного состояния. Правда, открытие в 1965 году КМФИ ( космическое микр оволновое фоновое излучение ) сильно поколебало её позиции. Согласно это й теории у Вселенной не было начала и не будет конца. Она также утверждает , что плотность её остаётся неизменной благодаря постоянному созданию н ового вещества (водорода - каждые 20 лет по атому на 1 литр пространства ), кот орое компенсирует её расширение. Значит, согласно теории стабильного состояния Вселенная будет расшир яться 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 п ерестанет 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 во Вселенн ой являются прямым следствием событий далекого прошлого. Их называют ре ликтовыми. Основные из них следующие : 1) фоновое излучение (темпе ратура около 3 К); 2) избыток гелия (около 25 % общей массы); 3) однородность и изотропность пространства; 4) наличие флуктуации, следующее из существо вания галак тик; 5) соотношение между веществом и излучением. В идеале теория, предложенная учеными (в нашем случае те ория Большого взрыва), должна предсказы вать определенные события, скаж ем, наличие излу чения с температурой 3000 К. Применяя нашу тео рию, можно про следить 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 предска зывает, что гелий должен составлять около 25 % всего вещества во Все ленной, и мы видим, что это число очень близко к ре альному. С другими реликтами, вп рочем, возникают сложности: например, мы до сих пор не знаем точно, в резул ьтате каких флуктуации появились галактики. Кроме того, теория Большого взрыва предсказывает существование большого числа магнитных монополе й (магнитные монополи — это частицы с единствен ным магнитным полюсом, т огда как у обычного маг нита полюсов всегда два — северный и южный). Одна ко до сих пор ни одного монополя не обнаруже но. Теория раздувания помога ет решить некоторые из этих проблем, но она же рождает новые трудности. Изучение далёких галактик пр едоставляет ещё одно доказательство истинности теории "Большого Взрыв а". Некоторые из данных галактик удалены от нас на расстояние 13 миллиардов световых лет. Эти галактики мы видим так, как они выглядели через 2 миллиа рда лет после Большого Взрыва. Тот факт, что они имеют вид более уплотнённ ый, чем ближние галактики, доказывает, что Вселенная со временем увеличи вается в объёме, а когда-то была гораздо меньше и плотнее. В надежде определить происхождение Вселенной учёные пытаются воссоз дать условия, возникшие непосредственно сразу после взрыва. В специальн ом ускорителе частиц разгоняются два пучка субатомных частиц. Постепен но их скорости приближаются к скорости света, пучки направляются навстр ечу друг другу и сталкиваются. Благодаря энергии столкновения возникаю т новые частицы, оставляющие следы, различимые детектором, в пузырьковой камере. По результатам исследований учёные могут судить о ранней Вселенной, по скольку энергия сталкивающихся частиц подобна энергии частиц, существ овавших в первые секунды после Большого Взрыва. Итак, Вселенная произошла посредств ом Большого Взрыва и этому есть множество доказательств. Теория же "Стаб ильного Состояния" уже почти полностью опровергнута и с каждым годом тер яет свои позиции. Но всё же космос до сих пор остаётся тайной. Мы ещё очень мало знаем о нашей Вселенной, а ведь неизвестно: может быть наша Вселенна я является лишь малой точкой в огромной бездне космоса. Возможно, что сущ ествует множество Вселенных, а возможно и нет. В недалеком будущем с развитием новых технологий будут выдвинуты новы е теории, доказаны или опровергнуты старые – это путь человечества к бу дущему, к прогрессу, к истине. Вот совсем не давно для еще одного доказате льства 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 Взры ва, в результате которого образовалась наша Вселенная. MAP должен составит ь объемную картину того взрыва и заглянуть в то время, когда не было никак их звезд и галактик. Он также должен ответить на вопросы: как после Большо го Взрыва образовались такие сложные структуры как современные галакт ики? будет ли Вселенная расширяться и дальше или через некоторое время п роизойдет ее коллапс? Список литературы : 1. Белостоцкий Ю.Г. ''Единая основа Мировоздания'' СПб, 2001 – 304 с. 2. Паркер Б., ''Мечта Эйншейна, в поисках единой теории Вселенной'' СПб : Амфора, 2001 – 333 с. 3. Пригожин И.Н. ''Прошлое и буду щее Вселенной'' М : Знание, 1986 4. Рузавин Г.Н., ''Концепция совр еменного естествознания'' М : ЮНИТИ, 1997 – 214 с. 5. Фейман Р., Лейтон Р., Сэндс М. '' Фейманские лекции по физике'' М : Мир, 1977 – 439 с. 6. Хокинг С., ''Кратка история вр емени, от большого взрыва до черных дыр'' СПб : Амфора, 2001 – 268 с. 7. Шкловский И.С. ''Вселенная, жи знь, разум.'' М : Наука ,1980 – 325 с. 8. http://www.rol.ru/news/misc/spacenews/00/12/25_002.htm 9. http://tomsk.fio.ru/works/84/Aparowa/ 10. http://www.astronomy.ru:8101/news/2001/05/08.htm 11. http://www.nature.ru/db/msg.html?mid=1168532&s= 12. http://www.newscientist.com/ 13. http://klein.zen.ru/old/Large_bursh_new.htm Словарь терминов. Абсолютный нуль температуры — самое низкое из все возможных значений температуры. При аб солютном нуле вещество не обладает тепловой энергией. Аннигиляция — процесс, при котором частица и ее антича стица, сталкиваясь, взаимно уничтожают друг друга. Античастица — у каждой частицы материи есть соответст вующая античастица. При соударении частицы и античасти цы происходит их аннигиляция, в результате которой выделя ется энергия и рождаются другие частицы. Антропный пр инцип — мы видим Вселенную такой, какая она есть, потому что, будь она другой, нас бы здесь не было, и мы бы не могли ее наблюдать. Атом — наименьшая частица обычного вещества. Атом со стоит из крошечного ядра (составленного из протонов и ней тронов) и обращающихся вокруг него электронов. Большой взрыв — сингулярность в момент возникновения Вселенной. Большой хлоп ок — сингулярность в конечной точке суще ствования Вселенной. Гамма- (у-)из лучение — электромагнитное излучение с очень малой длиной волны, испускаемое при радио активном распаде или при соударениях элементарных ча стиц. Голая син гулярность — сингулярность в пространстве-вре мени, не находящаяся внутри черной дыры. Гравитаци онное взаимодействие — самое слабое из четы рех фундаментальных взаимодействий, обладающее большим радиусом действия. В гравитационном вза имодействии уча ствуют все частицы материи. Длина волны — расстояние между двумя соседними гребнями волны ил и между двумя ее соседними впади нами. Закон сох ранения энергии — закон науки, согласно кото рому энергия (или ее массовый эквивалент) не может ни со здаваться, ни уничтожаться. Квант — ми нимальная порция, которой измеряется испус кание или поглощение волн. Квантовая механика — теория, разработанная на основе квантово-механического принципа Планка и принципа н е определенности Гейзенберга. Квантово-меха нический принцип Планка (закон излуче ния Планка) — состоит в том, что свет (или любые другие клас сические волны) может испускаться или поглощаться то лько дискретными порциями — квантами — с энергией, пропорцио нальной их частоте. Кварк — элементарная (заряженная) частица, участвую щая в сильном взаимодействии. Протоны и нейтроны сост оят каждый из трех кварков. Конфайнме нт — невылетание, удержание цветных кварков и гл юонов внутри адронов. Координат ы — числа, определяющие положение точки в пространстве и во времени. Космологи я — наука, занимающаяся изучением Вселенной как целого. Красное с мещение — вызванное эффектом Доплера по краснение света, испускаемого удаляющейся от нас звез дой. Масса — количество вещества, содержащееся в теле. Мера инерции тела или степень его сопротивления ускорению. Нейтрино — легчайшая (возможно, безмассовая) эле ментарная частица вещества, участвующая только в слабых и гравитационных взаимодействиях. Нейтрон — незаряженная частица, очень близкая по свой ст вам к протону. Нейтроны составляют более половины час тиц, входящих в состав большинства атомных ядер. Нейтронная звезда — холодная зве зда, существующая вследствие отталкивания нейт ронов, обусловленного принци пом Паули. Общая теор ия относительности — созданная Эйнштейном теория, в основе которой лежит предположение о том, чт о законы науки должны быть одинаковы для всех наб людате лей независимо от того, как движутся эти наблюд атели. В ОТО существование гравитационного взаимодействия объясняется искривлением четырехмерного пространства- времени. Позитрон — античастица (положительно заряженная) эле ктрона. Поле — нечто, существующее во всех точках пространства и времени, в отличие от частицы, которая существуе т только в одной точке в каждый момент времени. Протон — положительно заряженная частица. Протоны об разуют примерно половину всех частиц, входящих в состав ядер большинства атомов. Радиоактивно сть — самопроизвольное превращение одно го атомного ядра в другое. Световая сек унда (световой год) — расстояние, проходи мое светом за одну секунду (за один год). Сильное взаи модействие — самое сильное и самое корот кодействующее из четырех фундаментальных взаимодейст вий. Благодаря сильному взаимодействию кварки удержива ются внутри протонов и нейтронов, а протоны и нейтроны, собравшись вместе, образуют атомные ядра. Сингулярнос ть — точка пространства-времени, в которой кривизна его становится бесконечной. Слабое взаим одействие — второе по слабости из четырех известных взааимодействий. Обладает очень коротким радиу сом действия. В слабом взаимодействии принимают учас тие все частицы материи, но в нем не участвуют частицы — пере носчики взаимодействия. Спектр — расщепление волны (например, электромагнит ной) на частотные компоненты. Теорема о син гулярности — теорема, в которой доказыва ется, что при определенных условиях сингулярность должна сущ ествовать и что, в частности, началом Вселенной должна быть сингулярность. Ускорение — скорость изменения скорости какого-либо объекта. Ускоритель ча стиц — устройство, которое с помощью эле ктромагнитов дает возможность ускорять движущиеся заря женные частицы, постоянно увеличивая их энергию. Фаза — для волны — положение точки в цикле в опреде ленный момент времени: мера того, находится ли точка на гребне, во впадине или где-нибудь в промежутке. Фон микроволн ового излучения — излучение, возникшее при свечени и горячей ранней Вселенной (называется реликто вым). Оно сейчас испытывает такое сильное красное смещение, что регистрируется не в виде света, а в виде волн микровол нового диапазона (радиоволны с сантиметровыми длинами волн). Фотон — квант света. Частично-волн овой дуализм — лежащее в основе квантовой механики представление о том, что не существует различия между частицами и волнами, частицы могут иногда вести се бя как волны, а волны — как частицы. Частота — для волны это число полных циклов в секунду.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Реально бесят темы вроде "10 ошибок женщин в постели". У женщины в постели может быть только одна ошибка - НЕ ТОТ МУЖИК!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по биологии "Начало и конец Вселенной", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru