Астрономия 1.1. Астрономия одна из древнейших наук. Первые записи астрономических наблюдений относятся к viii в до н э

• Название: Астрономия одна из древнейших наук. Первые записи астрономических наблюдений относятся к viii в до н э
• Дата: 03.10.2022
• Размер: 7.17 Mb.
• Имя файла: Астрономия 1.1.rtf
• Тип: Документы; #711571
• страница: 13 из 16

Тема 3.1. Эволюция Вселенной. Представление о космологии

Космология – это раздел астрономии, который изучает строение и развития Вселенной в целом (от греческого «космос» – мир, Вселенная и «логос» – учение).


Во Вселенной происходят необратимые процессы. Одним из таких процессов является расширение Вселенной. Меняются как галактики, так и расстояние между ними. Звезды медленно стареют. Все больше появляется белых карликов и нейтронных звёзд. Рождаются новые звезды. Во многих эллиптических галактиках образование звёзд уже прекратилось, так как закончились запасы вещества, из которых образуются звезды. Нашей галактике запасов межзвёздного газа достаточно для того, чтобы процесс образования звёзд продолжался многие миллиарды лет. Возраст старейших звёзд составляет около 10–15 млрд лет, это соответствует времени расширения Вселенной. Также происходит химическая эволюция вещества звёзд, водород превращается в другие более тяжелые элементы. Вселенная меняется медленно. Она раньше была не такой, как сейчас. Галактики раньше были ближе друг другу и содержали больше молодых звёзд (голубых). Знания о прошлой Вселенной дают математические расчёты, которые основываются на данных астрономических исследований, а также на физических законах природы. Возникла сложная картина эволюции материи.


После начала расширения в первые миллиарды лет произошло появление звёзд и галактик. Это происходило из-за роста неоднородностей плотности в среде. Начали развиваться крупномасштабные уплотнения, которые содержали газ и «тёмную массу». Однако расширение отдельных уплотнений замедлилось, так как присутствовали силы тяготения. Так расширение сменилось сжатием, и в наиболее плотных областях образовались галактики – звёздные острова и их системы. Параллельно возникли большие области, где плотность вещества оставалась низкой, здесь галактики не появлялись. Во Вселенной появились чередующиеся области. В одних содержались галактики, в других их не было. Таким образом, распределение галактик их скоплений в пространстве неравномерное. В настоящее время размеры крупномасштабных неоднородностей в распределении галактик составляет около 200–300 млн световых лет.

 

Модели расширения Вселенной


В астрономии для изучения какого-либо объекта или сложного явления создается физическая модель, которая опирается на данные, полученные в ходе экспериментов или наблюдений. Каждая модель – это приближение действительности. Она не в состоянии учесть всех особенностей протекающих процессов. Первые физические обоснованные модели целой Вселенной были разработаны советским физиком А.А. Фридманом в 1920 г. на основе общей теории относительности А. Эйнштейна. В этих моделях изучалось поведение безграничной однородной среды заданной плотности, а также зависимости свойств среды геометрического пространства. При этом считалось, что все области и направления во Вселенной равноправны. Такие модели были названы однородными и изотропными.

Реальная Вселенная гораздо сложнее любой модели. Так как в больших масштабах вещество действительно распределено более или менее однородно, то модели Фридмана описывают поведение материи только в больших масштабах. Они позволили математически рассчитать изменения средней плотности материи в безграничной Вселенной и геометрические свойства пространства, начиная с состояния очень высокой плотности. Из этих расчётов последовал выводам том, что из-за существования гравитации Вселенная не может оставаться неизменной, стационарной. Она должна либо расширяться, либо сжиматься, а средняя плотность вещества должна или уменьшаться, или увеличиваться. Подтверждением того, что галактики действительно удаляются от нас и друг друга, стало открытие зависимости красного смещения линий в спектрах галактик от расстояния до них, сделанное Хабблом (закон Хаббла). Можно сказать, что возможность решения Вселенной была теоретически предсказана Фридманом до открытия закона Хаббла.


Параметры, характеризующие модели Фридмана: средняя плотность вещества, значение постоянной Хаббла современную эпоху. Так как эти величины не точны, то очень трудно выбрать достоверную модель. Все однородные изотропные модели Вселенной дают различные предсказания для очень далёкого будущего. Применяя известные законы физики, предсказать будущее мира на несколько десятков миллиардов лет вперёд невозможно. В настоящее время все же придерживаются модели неограниченного расширения (а не сжатия), причём считается, что оно ускоряется со временем.


Основываясь на модели Фридмана, была разработана физическая картина эволюции вещества. Начиная с высоких плотностей, когда вещество представляло собой быстро возникающие, распродающиеся и взаимодействующие друг с другом элементарные частицы. Чем ближе к началу расширения, тем больше энергия частиц. Получилось определить химические элементы, возникшие на начальном этапе расширения Вселенной. Образование атома длилось 2-3 минуты после начала расширения, затем температура среды падала ниже тех значений, при которых могут происходить термоядерные реакции. За это время успевали появиться ядра атомов водорода (протонов), атомов гелия, атомов дейтерия (изотоп водорода с атомным весом равным 2). А все остальные элементы образовались после в результате ядерных реакций, происходивших в недрах звёзд и при взрыве звёзд. Следовательно, водород и большая часть гелия имеет дозвёздное происхождение.

Тема 3.2. Большой Взрыв. Реликтовое излучение

Большой взрыв – это процесс, который протекает во время зарождения Вселенной, то есть во время загадочного расширения космического пространства и образования элементарных частиц, атомов, планет, звёзд и галактик.


Астрономические исследования, проводимые в XX в., помогли понять суть разбегания галактик. Это свидетельствует о том, что сама Вселенная не постоянна во времени, она меняет свои параметры. Если сейчас расстояние между галактиками увеличивается, то раньше они находились ближе друг другу. Постоянная Хаббла помогает посчитать, когда все галактики до начала расширения могли находиться в одной точке. Моментом начала расширения Вселенной считается Большой взрыв, связанный с возрастом Т Вселенной:



В настоящее время известно, что постоянная Хаббла Н ≈ 70км/(с х Мпк), то есть Большой взрыв мог произойти примерно 15 млрд лет назад. Если бы Большой взрыв напоминал взрыв бомбы, то можно было бы определить место этого события.


Расширение Вселенной заключается не только в разлете самих галактик относительно космического пространства, но изменении параметров самой Вселенной. Так как сама Вселенная расширяется, то галактики не летят относительно неё.

Таким образом, определённого места, где произошёл Большой взрыв, во Вселенной не существует. Не существует и центра, от которого удаляются галактики.



Фоновое реликтовое излучение


Благодаря открытию реликтового излучения была подтверждена правильность нестационарных моделей Вселенной. В 60-е годы ХХ в. было обнаружено, что из космического пространства непрерывно приходит радиоизлучение на сантиметровых длинах волн из любой точки неба с одинаковой интенсивностью. По своей природе это тепловое излучение, подобное изучению непрозрачных нагретых тел или газов. Основная энергия данного излучения происходит на диапазонах сантиметровых или миллиметровый радиоволн. Такой спектр имеет излучение прозрачной среды, которая нагрета до 2,7 К. Следовательно, обнаруженное радиоизлучение получило название трёхградусного фонового излучения. 


Это излучение существует независимо от наблюдаемых объектов. Радиоволны фонового излучения распространяются по всем направлениям между звёздами и галактиками. Энергия, заключённая в них, значительно больше, чем энергии квантов видимого света, рождённых звёздами. Если представить, что все звезды в галактике одновременно отдали свои запасы термоядерной энергии, то вся выделившаяся энергия была бы во много раз меньше той, которая заключена в фоновом излучение в том же объеме пространства. Таким образом, природа фондового излучения не связана с активностью звёзд и галактик. Это излучение было предсказано физиками ещё до его открытия (Г. Гамов, США) на основании моделей расширяющейся Вселенной. По современным данным, оно возникло на этапе расширения, когда ещё не существовало звёзд и галактик, поэтому фоновое излучение получило название реликтового, что означает «древнее», «остаточное».


Среда, заполнившая Вселенную, представляла собой быстро расширяющийся горячий газ – плазму. Этот газ излучал электромагнитные волны по всем направлениям. Кванты излучения поглощались плазмой и вновь излучались ею. И пока для этих квантов света была не прозрачный, процессы поглощения и излучения компенсировали друг друга. С течением времени из-за расширения плотность газа уменьшалась. Он становился нейтральным и прозрачным. Теперь рождённое им излучение, почти перестав поглощаться, со скоростью света распространяется по всей безграничной Вселенной. Сейчас на Земле принимают потоки реликтового излучения, возникающие в горячей среде более 10 млрд лет назад. Именно столько потребовалось времени для преодоления колоссальных расстояний.


Первичный газ, который породил реликтовое излучения, имел температуру в тысячи кельвинов. Максимум в спектре его излучения должен был приходиться на оптическую область спектра (по закону Вина). Но красное смещение, которое связано с решением Вселенной, сместило этот максимум с радиодиапазон, увеличив длины волн света практически в 1000 раз. Поэтому спектр реликтового излучения соответствует в настоящее время температуре всего 3 К.


Несмотря на то, что реликтовое излучение помогает понять сложные процессы, происходившие во Вселенной миллиарды лет назад, невозможно определить плотность вещества, с которой началось расширение. Также невозможно дать точное представление о прошлой Вселенной. Модели Фридмана не могут однозначно ответить на многие вопросы.


Начало расширения часто называют моментом рождения Вселенной, то есть появление Мира с теми свойствами пространства, времени, элементарных частиц и силовых полей, которыми пользуется современная физика. Средняя плотность Вселенной по современным оценкам низкая и составляет около 2 х 10^-26 кг/м³. Благодаря современным наблюдениям появились данные, которые приводят к выводу, что расширение Вселенной никогда не кончится и  что скорость расширения медленно увеличивается. Не исключается возможность существования других вселенных с другими свойствами пространства, времени, материи и с другим характером эволюции.