Глобальный эволюционизм..549 32 страница

⇐ ПредыдущаяСтр 39 из 52Следующая ⇒

11.7.3. Возраст Вселенной. После создания фридмановской космологии прошло уже свыше 80 лет. И сейчас мы понимаем ее революционное значение в становлении неклассической астрономии, новой астрономической картины мира. Фридмановские модели Вселенной определили лицо космологии XX в., задали основные принципы и направления ее развития.

Однако восприятие необычных идей нестационарной космологии не только в массовом сознании, но и в среде специалистов (астрономов, физиков, философов) было весьма противоречивым, сопровождалось негативным отношением, поверхностной критикой, поспешными мировоззренческими идеологическими выводами и оценками. В противовес фридмановской космологии начали разрабатываться альтернативные космологические модели, опиравшиеся на нерелятивистские теоретические основы (Ф.Хойл, Г.Бонди, Т.Голд и др.), допускавшие изменение мировых констант, рождение вещества из «ничего» и др. Эти теории не выдержали испытания временем.

Долгое время вокруг идей нестационарной космологии кипели страсти. Этому способствовали, с одной стороны, высказывания некоторых космологов (Ж.Леметра, Дж.Джинса, А.Эддингтона и др.) о том, что нестационарная релятивистская космология подтверждает религиозные представления о творении мира Богом, о крушении материализма, торжестве объективного идеализма и др. С другой стороны, материалисты критически отнеслись к идее конечности Вселенной во времени и пространстве, возникновения Вселенной в какой-то определенный момент времени, пусть даже и очень далекий от нас, и др. И те и другие отождествляли нашу Вселенную, взятую как целое, с материальным миром как таковым, смешивали философские и естественно-научные принципы, философскую и естественно-научную картины мира и др. Таким образом, принципы нестационарной релятивистской космологии утверждались в теоретической полемике, острых научных и мировоззренческих спорах, дискуссиях и в подчас драматической идейной борьбе.

Процесс утверждения и обоснования понятий и представлений нестационарной релятивистской космологии длился достаточно долго, вплоть до открытия реликтового излучения в начале 1960-х гг. Все это время релятивистская космология развивала свой аппарат, принципы и понятия. Основные направления такого развития были связаны, во-первых, с окончательным выбором одной из трех фридмановских моделей, что требовало определения величины постоянной Хаббла, средней плотности вещества во Вселенной, возраста Вселенной; во-вторых, с исследованием физических процессов в начальные моменты Вселенной и осмыслением физического смысла сингулярности; в-третьих, с изучением проблем происхождения галактик и звезд (крупномасштабной структуры Вселенной); в-четвертых, с моделированием сценариев будущего Вселенной и, наконец, разработкой философских материалистических интерпретаций нестационарной релятивистской космологии.

Важнейшие эмпирические направления исследований этого времени — определение величины постоянной Хаббла и ее возможное изменение со временем, средней и критической плотности вещества во Вселенной, кривизны трехмерного пространства и др. Основным методом здесь являлось измерение «красного смещения». В результате было выяснено, что критическая плотность вещества во Вселенной (ρ_кр) определяется величиной 10^-29 г/см³. А средняя плотность (ρ), по современным представлениям, оценивается в 3 10^-31 г/ см³. Иначе говоря, современные оценки свидетельствуют о том, что Вселенная расширяется по первой, гиперболической модели бесконечного монотонного расширения. Другими словами, Вселенная будет расширяться бесконечно долго.

Эти оценки нельзя считать абсолютно надежными. Прежде всего это касается величины средней плотности вещества во Вселенной. Мы пока не знаем всех основных видов материи — отсюда существование загадки темной (скрытой) материи в скоплениях галактик (см. 11.6.3.). Раскрытие этой загадки может радикально, по меньшей мере на два порядка, изменить величину средней плотности вещества. И тогда космологии придется брать на вооружение третью (осциллирующую, пульсирующую) модель расширения Вселенной.

Одним из наиболее важных и интересных результатов космологических исследований в XX в. является определение возраста Вселенной. Ограниченность эволюции Вселенной во времени приводит к понятию ее возраста. Вселенная расширяется, изменяется, значит, у нее есть своя история, время возникновения и время исчезновения, гибели. Можно сказать, что у нее есть своя биография, имеющая даты рождения и смерти. Возраст Вселенной легко определяется через знание величины постоянной Хаббла (H). Современная оценка этой постоянной от 50 до 100 км/ (с-Мпк). Обратная величина t=1/H имеет размерность времени и означает приблизительный возраст нашей Вселенной. Он составляет от 10 до 20 млрд лет. При выборе Н = 75 км/(с Мпк) возраст Вселенной составляет примерно 13 млрд лет. Именно эта величина возраста Вселенной в настоящее время принимается как наиболее предпочтительная. Ее нельзя, разумеется, считать окончательной. Многое зависит от закономерностей изменения постоянной Хаббла во времени. Пока твердых данных на этот счет нет. Если окажется, что расширение Вселенной идет с замедлением, то придется уменьшить оценку возраста Вселенной, а если окажется, что, наоборот, во Вселенной действуют космологические силы отталкивания, то возраст Вселенной может оказаться и большим, чем 20 млрд лет.

11.7.4. Космологический горизонт. Конечность времени, прошедшего с момента сингулярности, приводит к существованию космологического горизонта — границы, отделяющей область пространства, которую в данный момент может видеть наблюдатель, от области, которая для него пока принципиально не-наблюдаема.

Существование космологического горизонта связано с расширением Вселенной. От момента сингулярного состояния Вселенной прошло t ≈ 10-20 млрд лет. За это время свет успевает пройти в расширяющейся Вселенной конечное расстояние t ≈ ct, т.е. примерно 10—20 млрд световых лет. Поэтому каждый наблюдатель в момент t' после начала расширения может видеть только область, ограниченную сферой, имеющей в этот момент радиус r = ct'. За этой границей, являющейся горизонтом наблюдений, объекты принципиально ненаблюдаемы в момент t': свет от них еще не успел дойти до наблюдателя, даже если он вышел в момент начала расширения Вселенной. Вблизи горизонта мы видим вещество в далеком прошлом, когда плотность его была гораздо больше сегодняшней.

С течением времени горизонт расширяется по мере того, как к наблюдателю доходит свет от более далеких областей Вселенной. В настоящее время космологический горизонт равен: ct ≈ с/Н ≈ ≈ 6000 Мпк (при Н = 50 км/(с Мпк). Таким образом, он охватывает больше половины доступного в принципе для наблюдений объема пространства Вселенной. С каждым днем доступная земным телескопам область Вселенной возрастает на 10¹⁸ кубических световых лет.

Представление о космологическом горизонте позволяет понять, что в каждый данный момент для наблюдателя доступна некоторая конечная часть объема Вселенной, с конечным числом галактик и звезд. Очевидно также, что у каждого наблюдателя, находящегося в каком-либо месте во Вселенной, в каждый данный момент времени свой горизонт, своя конечная Вселенная. Это подобно тому, как и на земном шаре каждый наблюдатель имеет свой горизонт.

Строго говоря, космологический горизонт ограничен еще одним фактором, связанным со свойствами электромагнитного поля. На ранних стадиях развития Вселенной при большой плотности вещества фотоны не могли свободно распространяться из-за поглощения и рассеяния. До Земли в неискаженном виде дошло только то излучение, которое возникло в эпоху, когда Вселенная стала практически прозрачной для излучения, и не раньше. Эта эпоха связана с процессом рекомбинации водорода, который протекал через 1 млн лет после начала расширения Вселенной и. соответствовал плотности вещества ρ = 10^-20 г/см³. Но 1 млн лет — весьма незначительный период по сравнению с 15—20 млрд лет. Поэтому горизонт видимости во Вселенной практически определяется началом ее расширения.

11.8. Эволюция Вселенной

11.8.1. Изучение закономерностей возникновения Вселенной. Важнейшим направлением разработки теории нестационарной Вселенной в XX в. явилось исследование физических процессов в начальные моменты Вселенной. Центральным здесь оказался вопрос о смысле сингулярности. Что представляет собой сингулярность: чисто математическое выражение предела возможностей экстраполяции в прошлое уравнений общей теории относительности или отражение какого-то реального момента (начального состояния) нашего мира? Этот исследовательский поиск был нацелен на получение ответов на ключевые мировоззренческие вопросы: что происходило в начальные моменты Вселенной? что привело к ее расширению? какое научное значение следует вкладывать в метафору «рождение Вселенной»? Выдающимися достижениями на этом пути было создание теории горячей Вселенной, или Большого взрыва, и разработка принципов и понятий инфляционной космологии.

Качественно новым и глубоким шагом в изучении начальных состояний Вселенной была разработка модели горячей Вселенной. Ее основы были заложены в трудах американского физика русского происхождения Дж. Гамова и его сотрудников в 1948— 1956 гг. В соответствии с этой концепцией Вселенная на ранних стадиях расширения характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и его высокой температурой.

Ключ к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной — в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом взрыве. В простейшем варианте теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, обеспечивавшей возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик. На протяжении около 1 млн лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы — это реликты эпохи, наступившей через 1 млн лет после Большого взрыва.

Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 г. реликтового излучения — микроволнового фонового излучения с температурой около 2,7 К. Косвенным подтверждением этой модели служит также наблюдаемое обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а также обнаруженное в межзвездном газе неожиданно высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной. 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. А также, разумеется, опираясь при этом на результаты физического эксперимента. На современных ускорителях элементарных частиц удается воспроизводить физические условия, существовавшие в то время, когда возраст Вселенной составлял 10^-12 с, когда температура достигала 10¹⁵ К. В то время Вселенная была «сжата» до размеров Солнечной системы. За этими границами возможна только теоретическая экстраполяция известных нам физических законов. В целом она не вызывает сомнений вплоть до того момента, когда начинают проявляться квантовые свойства гравитации, т.е. в точке сингулярности.

Вблизи сингулярности решения релятивистских уравнений неприменимы, поскольку там должны проявляться квантовые свойства гравитации, а свойства вещества в этом состоянии неизвестны. Существующие теории вещества и тяготения применимы к состояниям материи, плотность и температура которой меньше планковских: р = 10⁹³ г/см³; Т ≈ 10³² К. Планковской плотности и температуре соответствует возраст Вселенной τ – 10^-43 с и расстояние τ = 10^{-33 см. В планковскую эпоху физические условия были таковы, что для их описания требуется квантовая теория тяготения.}

Важной вехой на пути разработки квантовой теории тяготения является создание инфляционной космологии. Инфляционная космология возникла как теория, объясняющая условия и причины Большого взрыва, сложившиеся в первые мгновения Вселенной. В ее основе — представление о существовании (компенсирующей гравитационное притяжение) силы космического отталкивания невероятной величины, которая смогла спонтанно разорвать некое начальное состояние материи и вызвать ее расширение, продолжающееся по сей день. В этой теории начальным состоянием Вселенной является физический вакуум.

Основания инфляционной космологии были разработаны в 1980-е гг. группой отечественных и зарубежных физиков и космологов (А.А. Старобинский, А. Гут, А.Д. Линде и др.). Инфляционная космология существует в виде различных моделей, в которых так или иначе объединены принципы и понятия теорий струн, суперсимметрии, супергравитации, фазовых переходов, топологии. Все они обобщают нестационарную релятивистскую космологию [1].

1 См.: Линде А.Д. Физика элементарных частиц и инфляционная космология. М., 1999; Розенталь И.Л. Вселенная и частицы. М., 1990.

Возможность определить процессы, происходившие в первые мгновения существования Вселенной, в момент ее рождения, безусловно, следует рассматривать как блестящее и выдающееся достижение естествознания XX в. Естествознание приблизило нас к разгадке главной тайны природы – самого акта «сотворения мира»! Первые мгновения Вселенной – это время таинственных состояний материи и неведомых сил природы. Конечно, здесь следует быть осторожным. Наши представления о начальном отрезке времени жизни Вселенной основаны во многом на гипотетических теоретических экстраполяциях, пока еще в немалой мере спорных и умозрительных.

Рассмотрим детальнее ту картину рождения Вселенной, которую теоретически воссоздает современное естествознание.

11.8.2. Рождение Вселенной. Акт первый: инфляция физического вакуума. Базовым понятием инфляционной космологии является заимствованное в квантовой теории поля понятие физического вакуума. Согласно инфляционной теории, Вселенная возникает из физического вакуума за счет фазового перехода первого рода.

Физический вакуум – низшее энергетическое состояние квантовых полей, для которого характерно отсутствие каких-либо реальных частиц. Физический вакуум – это не просто отсутствие поля, а одно из его возможных состояний. Он обладает ненулевым значением плотности энергии и давления, поэтому в нем происходят виртуальные процессы (порождения и аннигиляции частиц и др.). Вакуумное состояние может быть разнообразным, существует непрерывный спектр вакуумных состояний. Вакуум описывается скалярными полями, для которых характерны квантовые флуктуации. Сингулярность – это и есть квантовая флуктуация вакуума. Физический вакуум – форма материи, характеризующаяся активностью, возникновением и уничтожением виртуальных частиц (постоянно «кипит», но не выкипает) и способностью находиться в одном из многих состояний с сильно различающимися энергиями и давлениями, причем эти давления — отрицательные.

Возбужденное состояние физического вакуума называют «ложным вакуумом», который способен создать гигантскую силу космического отталкивания. Эта сила и вызвала безудержное и стремительное раздувание «пузырей пространства» (зародышей одной или нескольких вселенных, каждая из которых характеризуется, допустим, своими фундаментальными постоянными), в которых концентрировались колоссальные запасы энергии. Подобное раздувание Вселенной осуществлялось по экспоненте (за каждые 10^-34 с диаметр Вселенной увеличивался в два раза). Скорость раздувания значительно превосходила световую, но это не противоречит закону теории относительности, так как раздувание не связано с установлением причинно-следственных связей в веществе. Данный тип раздувания был назван инфляцией. Такое быстрое расширение означает, что все части Вселенной разлетаются, как при взрыве. В период квантовой космологии, т. е. с 10^-43 с по 10^-34 с произошло, по-видимому, и формирование пространственно-временных характеристик нашей Вселенной.

Из принципов инфляционной космологии следует, в частности, возможность вечного раздувания пространственно-временной «пены», постоянных флуктуаций физического вакуума. А это, в свою очередь, ведет к идее множественности вселенных и понятию Мегавселенной. В такой Мегавселенной большие вселенные рождают маленькие вселенные, которые, в свою очередь, рождают еще меньшие, и т.д. Каждая из них имеет свои собственные физические законы, характеристики пространства-времени, фундаментальные взаимодействия, элементарные частицы и др. Наша Вселенная — это одна из многих таких вселенных.

Но фаза инфляции не может быть длительной. Отрицательный (ложный) вакуум неустойчив и стремится к распаду. Когда распад завершается, отталкивание исчезает, следовательно, исчезает и инфляция. Вселенная переходит во власть обычного гравитационного притяжения. «Часы» Вселенной в этот момент показывали всего 10^-34 с. Но благодаря полученному первоначальному импульсу, приобретенному в процессе инфляции, расширение Вселенной продолжается, но неуклонно замедляется. Постепенное замедление расширения Вселенной — это единственный след, который сохранился до настоящего времени от периода инфляции.

В фазе инфляции Вселенная была пустой и холодной. Но по окончании фазы огромные запасы энергии, сосредоточенные в исходном физическом вакууме, высвободились в виде излучения, которое мгновенно нагрело Вселенную до температуры примерно 10²⁷ К и энергии 10¹⁴ ГэВ. А это и есть Большой взрыв. С этого момента начинается эволюция горячей Вселенной. Благодаря энергии возникли вещество и антивещество, затем Вселенная стала остывать и испытывать последовательные фазовые переходы, в которых постепенно стали «кристаллизоваться» все ее фундаментальные взаимодействия, наблюдаемые сегодня (рис. 5).

Несмотря на то что инфляционная модель разработана пока только частично, тем не менее она позволяет успешно объяснить ряд фундаментальных космологических закономерностей. Прежде всего перестал быть загадкой Большой взрыв, долгое время лежавший за пределами естествознания. Инфляционная модель Большого взрыва объясняет также крупномасштабную однородность и изотропность Вселенной, мельчайшую анизотропию реликтового излучения, образование структур галактик и их скоплений из первичных малых возмущений плотности, особенности изменения пространственной кривизны (современное ее значение близко к нулю, как и в момент Большого взрыва) и др.

11.8.3. Рождение Вселенной. Акт второй: Большой взрыв и его последствия. Большой взрыв связан с так называемой эрой Великого объединения: возраст Вселенной всего лишь 10^-34 с, а температура около 10²⁷ К. Выделение громадной энергии приводит к порождению из физического вакуума множества разнообразных аннигилирующих виртуальных частиц. Космос заполняется смесью из странных, неведомых нам частиц, в том числе чрезвычайно массивных. Важнейшими ее составляющими были, вероятно, сверхмассивные частицы — переносчики взаимодействия в теориях Великого объединения, так называемые Х- и Y-частицы (см. 10.3.5). Именно эти частицы привели к асимметрии в соотношении вещества и антивещества.

Как показал А.Д. Сахаров (1967), при падении Т < 10²⁷ К Х- и Y-бозоны уже не могут эффективно рождаться, задерживается и процесс аннигиляции; начинает преобладать процесс распада. Но распад частиц и античастиц идет по-разному (с нарушением барионного числа). В результате появляется небольшой избыток частиц по отношению к античастицам. По оценкам, эта асимметрия характеризуется отношением (10⁹ + 1): 10⁹, т.е. на каждый миллиард античастиц рождается миллиард плюс одна частица. Несмотря на малость этого эффекта, он играет решающую роль.

По мере остывания Вселенной антивещество аннигилировало с веществом, но при этом остался избыток вещества по отношению к веществу в одну частицу на миллиард. Именно этот мизерный остаток и послужил материалом, из которого построена вся Вселенная, включая человека. Если бы этого остатка не было, то мир был бы заполнен только полем, но не веществом. Можно сказать, что вещество возникло благодаря оплошности природы. (Теперь понятно, почему во Вселенной так мало антивещества.) В результате аннигиляции возникло мощное гамма-излучение. По мере расширения Вселенной оно постепенно остывало. И к настоящему времени превратилось в так называемое фоновое тепловое излучение с температурой 2,7 К, которое несет в себе значительную часть энергии Вселенной.

Вплоть до 10^-12 с после Большого взрыва (рис. 4) температура была высока (Т > 10¹⁵ К) и особенности материи во Вселенной резко отличались от ее современного состояния: адроны еще не образовались; не различались слабое и электромагнитное взаимодействия (электроны, мюоны и нейтрино не существовали в обычном виде; свойства фотонов перемешаны со свойствами W- и Z-частиц); кварки и лептоны еще существенно не различаются, не обладают массой покоя и др.

Однако вещество не могло продолжительно существовать в столь нестабильной фазе. Падение температуры ниже 10¹⁵ К вызывает внезапный фазовый переход, напоминающий замерзание воды и образование льда. В этот момент (10^-12 с) нарушается калибровочная симметрия и электромагнитное взаимодействие отделяется от слабого. W- и Z-бозоны, кварки и лептоны приобретают массу, а фотон остался безмассовым. Результатом этого перехода явилось возникновение известных нам частиц – электронов, нейтрино, фотонов и кварков, которые теперь вполне различимы.

Следующий фазовый переход происходит при Т ≈ 10¹³ К и приводит к конденсации кварков. Кварки объединяются в группы (попарно или по три), и образуются адроны (протоны, нейтроны, мезоны и другие сильно взаимодействующие частицы). С этого момента (10^-5 с) открылся прямой путь для ядерных реакций, прежде всего синтеза гелия.

При Т ≈ 2 10¹⁰ К и t ≈ 0,2 с электронные нейтрино перестают взаимодействовать с частицами. Поскольку нейтрино стабильны и очень слабо взаимодействуют с веществом, мир для них оказывается практически прозрачным; они легко перемещаются во Вселенной, сохранившись до наших дней, только их энергия уменьшается из-за ее расширения. К нашей эпохе температура этих реликтовых нейтрино должна оказаться около 2 К. Обнаружение этого излучения будет великим достижением астрономии. Но пока, к сожалению, методы обнаружения таких реликтовых нейтрино не разработаны.

11.8.4. От первых секунд Вселенной до образования звезд и галактик. Методом математического моделирования астрофизикам удалось воспроизвести детали ядерных процессов, происходивших в первые секунды существования Вселенной [1].

1 См.: Вайнберг С. Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Вселенной. М., 1981.

Согласно полученным результатам, в конце первой секунды температура достигала 10¹⁰ К. При такой высокой температуре сложные ядра существовать не могут. Тогда все пространство было заполнено хаотически движущимися протонами и нейтронами вперемешку с электронами, нейтрино и фотонами. Ранняя Вселенная расширялась чрезвычайно быстро и по прошествии еще минуты температура упала на два порядка, а спустя еще несколько минут стала ниже уровня, при котором возможны ядерные реакции. В этот относительно короткий (буквально несколько минут) промежуток времени протоны и нейтроны могли объединяться, образуя сложные ядра,

В тот период основной ядерной реакцией было слияние протонов и нейтронов с образованием ядер гелия, каждое из которых состоит из двух протонов и двух нейтронов. Поскольку протоны немного легче нейтронов, они присутствовали в несколько большем количестве и по завершении синтеза гелия часть протонов оставалась свободной. Образовавшаяся плазма состояла примерно на 10% из ядер гелия и на 90% из ядер водорода (протонов).

Эти цифры соответствуют наблюдаемому содержанию названных элементов в современной Вселенной.

Великое счастье для нас, что в первичном веществе был избыток протонов над нейтронами. Благодаря ему остались во Вселенной несвязанные протоны, и впоследствии образовался водород, без которого не светило бы Солнце, не было бы воды, не могла возникнуть жизнь. Не было бы жизни, не было бы и человечества. Так наше существование и сама возможность познания Вселенной прямо определяется отдаленным прошлым, начальными моментами Вселенной.

После стадии термоядерных реакций температура вещества была еще настолько высока, что оно находилось в состоянии плазмы еще сотни тысяч лет, вплоть до периода рекомбинации (t° ≈ 4000 К), когда ядра присоединяли электроны и превращались в нейтральные атомы. Первыми образовались атомы гелия и водорода. Как полагают, из этих первичных водорода и гелия, находившихся в газообразном состоянии, сформировались первые звезды и галактики.

Таким образом, согласно современным космологическим представлениям, атомы существовали не всегда: они являются реликтами физических процессов, происходивших в глубинах Вселенной задолго до образовании Земли. Атомы – это «ископаемые» космоса. Первооснову космического вещества составляли водород и гелий; элементов среднего и тяжелого веса космическое вещество практически не содержало. Такие элементы – это «зола» ядерных «костров», пылающих в недрах звезд.

Когда размеры Вселенной были примерно в 100 раз меньше, чем в настоящую эпоху, из зарождавшихся неоднородностей газообразного водорода и гелия возникли газовые сгустки – прото-галактические сгущения. Постепенно они фрагментировались, в них образовывались меньшие сгустки вещества. Из таких сгустков разной массы, имевших определенный вращательный момент, постепенно сформировались звезды и галактики. Расширение Вселенной определило разлет галактик, которые сами практически не расширяются.

Ядро звезды представляет собой термоядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Последующие реакции синтеза приводят к превращению дейтерия в гелий, гелия – в углерод, а затем и обрзованию все более сложных ядер. По мере исчерпания запасов ядерного горючего звезды ее

внутренняя структура представляется 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. А прекращая свою «жизнь», звезда может разбросать тяжелые элементы по просторам Галактики (см. 11.5.4). Со временем они могут войти в состав того межзвездного газо-пылевого облака, из которого образуются звезды нового поколения со своими планетными системами.

11.8.5. Сценарии будущего Вселенной. Любопытно знать не только далекое прошлое Вселенной, но и ее далекое будущее. Тем более что это будущее не менее поразительно, чем ее прошлое. Теоретическое моделирование будущего Вселенной существенно различается в «открытых» и «закрытой» ее моделях.

«Закрытая» модель предполагает, что в будущем расширение Вселенной сменится ее сжатием. Исходя из общей массы Вселенной 1052 т можно предположить, что примерно через 30 млрд лет она начнет сжиматься и через 50 млрд лет вновь вернется в сингулярное состояние. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд лет. Таким образом, Вселенная может быть представлена как грандиозная осциллирующая система, испытавшая множество эволюционных циклов. При переходе от одного цикла к другому некоторые общие параметры Вселенной (Метагалактики), ее законы могут изменяться. Например, могут изменяться фундаментальные физические константы.

Совершенно иначе предстает будущее Вселенной в «открытых» в бесконечность космологических моделях, которые, по сути, представляют собой сценарии «тепловой смерти» Вселенной. В соответствии с ними уже через 10¹⁴лет многие звезды остынут, что достаточно быстро (через 10¹⁵ лет) приведет к тому, что планеты начнут отрываться от своих звезд, а звезды покидать свои галактики. Примерно через 10¹⁹ лет большая часть звезд покинут свои галактики и постепенно превратятся в черные карлики. Центральные области галактик коллапсируют, образуя черные дыры. Таким образом галактики прекращают свое существование.

Дата добавления: 2016-01-05; просмотров: 18; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

⇐ Предыдущая 34 35 36 37 383940 41 42 43 Следующая ⇒

Мы поможем в написании ваших работ!