Экологический портал

Главная страница экологического портала Правила карта сайта Обратная связь
Тут может быть ваша реклама.
Это интересно!
Присоединяйся!
rss
Счетчики
Реклама
Тут могла быть ваша реклама.
Наш опрос
Как вы связаны экологией ?
Работаю экологом.
Учусь в институте на эколога.
Изучаю экологию в школе.
Участвую в олимпиаде по экологии.
Просто увлекаюсь экологией.
Никак не связан с экологией.

Сейчас на сайте
Сейчас на сайте:
Пользователей: 2
Alexa89, creedenof
Роботов: 0
Отсутствуют.
Гостей: 14
Всех: 16
Именниников сегодня нет

Вселенная

 Основы общей экологии, Экологические статьи  5-06-2009, 10:08  Author: KAMAZ
   Вселенная
     В 1747-1755 гг. профессор Кенигсбергского университета Иммануил Кант разработал космогоническую гипотезу происхождения Солнечной системы из первоначальной пылевой туманности («Всеобщая естественная история и теория неба», 1755).
    Вообще говоря, для начала следует сказать несколько слов о том, что такое Вселенная и откуда взялась указанная туманность.
    Над этим вопросом люди задумывались уже, наверное, не одну тысячу лет и о строении Вселенной мы сейчас знаем куда больше, чем о строении нашей планеты Земля.
    На примере развития представлений об окружающем нас пространстве очень отчетливо видно, что такое научная гипотеза, как она возникает и как изменяется или отбрасывается по мере накопления новой информации о предмете, подтверждающей данную гипотезу или при- водящей ее к неустранимым противоречиям.
    Когда я начинал изучать физику на физическом факультете МГУ, в 1947 г., нас учили, что Вселенная су- ществовала всегда, а любая идея о сотворении Мира считалась, если не государственным преступлением, то уж наверняка «пособничеством мировому империализму и идеалистической буржуазной философии».
    Хотя как раз примерно в это время Георгий Антонович Гамов, член-корреспондент АН СССР, уехавший на Запад в 1934 г. и оставшийся там навсегда, выдвинул гипотезу о Великом взрыве и начале Мира 15-20 млрд лет назад. Сейчас некоторые астрофизики говорят, что это было 13 млрд лет назад.     Эта гипотеза опиралась на космогонические идеи другого нашего соотечественника, известного ленинградского физика-теоретика Александра Александровича Фридмана, о горячей расширяющейся Вселенной.
    На основе точных астрономических измерений и обработки спектров излучения большого числа удаленных от нас галактик с учетом эффекта Доплера известный
американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл установил линейную зависимость между расстоянием до галактик R и скоростью их разлета V.
    Он показал, что V = HR.
    Размерный коэффициент Н в этой зависимости носит название постоянной Хаббла, обозначается Н и составляет около 50-100 км/с • Мпс. Точно эту константу пока никто не знает.
    Парсек (сокращение от параллакс и секунда) — единица длины, применяемая в астрономии. Она равна расстоянию, на котором параллакс составляет 1", и обозначается ПК (СИ), прежнее обозначение — пс. 1 пс = 206 265 астрономических единиц = 3,263 светового года = 3,086 • 1016 м = 3,086 • 1013 км.
    Результаты обобщения Хабблом экспериментальных данных, полученных разными астрономами в раз- ных обсерваториях, подтвердили гипотезу Фридмана Гамова о расширяющейся Вселенной и во многом изменили наши представления (в том числе и философские) «о природе вещей», как называл наши представления о мире римский философ Тит Лукреций Кар.
    Экстраполяция положения галактик к прошлому (т. е. при обращении времени) приводит к удивительному ре- зультату: примерно 15-20 млрд лет назад вся Вселенная была сосредоточена в очень маленькой области. При этом плотность вещества была, как у нейтронной звезды — 1014-1015 г/см . А еще раньше вся Вселенная представляла собой «нечто» с плотностью на много порядков выше ядерной.
    Сейчас мы не можем точно сказать, когда это было, так как неизвестно, была ли постоянная Хаббла всегда постоянной или нет и действуют ли аксиомы общей теории относительности при таких громадных значениях плотности материи, а проверить это экспериментально мы пока не можем.
    По каким-то причинам это «нечто» потеряло устойчивость и взорвалось с огромной силой. До сих пор неясно, что собой представляло тогда время, и действовали ли тогда основные постулаты общей теории относительности. С этим вопросом предстоит разбираться вам. Но тем не менее теоретики всерьез размышляют над состоянием материи в первые 10~44 с после начала Большого взрыва, в последующие 10~36, 10~10, 10 с и т. д. Сейчас гипотеза Большого взрыва находит все большее число сторонников среди ученых, занимающихся коcмогонией и пытающихся построить единую теорию поля, о которую споткнулся великий Альберт Эйнштейн.
    Из-за расширения средняя плотность Вселенной и температура все время убывают с течением времени. Соответственно при удалении в прошлое плотность возрастает вплоть до момента, когда представления о пространстве и времени общей теории относительности теряют силу (космологическая сингулярность).
    Этот момент принято называть Началом Большого взрыва и можно принять за начало отсчета времени раз- вития современной Вселенной.
     В самом начале этого процесса выделилась огромная энергия, вещество Вселенной приобрело колоссальные относительные скорости (отсюда название), а чем дальше находятся галактики, тем быстрее они разлетаются. Оно и понятно: то вещество, которое при взрыве приобрело большие скорости, дальше и улетело за истекшее с того момента время, а скорость их изменилась под действием всемирного тяготения пока не очень существенно.     Наблюдаемыми свидетельствами Большого взрыва в настоящее время являются не только разлетающиеся галактики, скорости разлета которых астрономы определяют по красному доплеровскому смещению в спектрах их излучения.
    Еще одним подтверждением существования в про- шлом горячей взрывающейся Вселенной является пред- сказанное в 1948 г. Г. А. Гамовым равновесное тепловое излучение, названное реликтовым.
    Это излучение, имеющее электромагнитную природу и планковский спектр, из-за расширения Вселенной в настоящее время наблюдается радиоастрономами в микроволновом диапазоне и соответствует спектру излучения черного тела с температурой около 3 К. По-видимому,именно это излучение впервые наблюдалось советскими физиками Ю. Н. Парийским и Т. А. Шмаоновым, но не было ими идентифицировано. Годом позже, в 1964 г., сотрудники американской компании «Белл-телефон» Р. В. Вильсон и А. А. Панзиас измерили спектр этого излучения и дали ему правильную интерпретацию, за что в 1978 г. им была присуждена Нобелевская премия по физике. Гамов не дожил до этого несколько лет. Нобелевская премия не присуждается посмертно.
    Плотность энергии этого вида излучения порядка 10~12 эрг/см3. Вначале может показаться, что это ни- чтожно малая величина.
    Однако если умножить эту величину на видимый объем Вселенной ~ 4 • 1081 см3, то мы получаем 4-Ю69 эрг, что превышает кинетическую энергию всех звезд во Вселенной и сравнимо только с энергией аннигиляции ~ 1071 эрг.
     Наша галактика движется по отношению к ближайшим к нам галактикам достаточно медленно, со скоростью всего примерно 200-1000 км/с, а далекие галактики улетают от нас тем быстрей, чем они дальше. Значит, наша галактика происходит из сравнительно холодной части материи, возникшей при ее тепловом разлете, т. е. мы находимся где-то неподалеку от эпицентра этого взрыва (по космическим масштабам, конечно). Так как самые далекие галактики улетают от нас со скоростями чуть меньше скорости света, это порядка 105 км/с, и расстояние до них не более 5 млрд световых лет (дальше мы просто ничего не видим), то получается, что наша галактика движется от эпицентра Большого взрыва со скоростью всего 600 км/с, удалившись от него на расстояние какихто 30 млн световых лет. Расстояние до ближайшей к нам галактики — «Туманности Андромеды» — примерно 1,8 млн световых лет.
    Первоначальные температуры материи, по оценкам теоретиков, были порядка 1032-1028К. При таких температурах средняя тепловая энергия частиц превышает больше чем на 10 порядков те значения энергии, которые физики могут получить на самых мощных ускорителях. Поэтому о том, что тогда происходило с веществом, прогипотезы.
    Когда рождающаяся Вселенная остыла до средней энергии частиц в 1015 эВ, стали рождаться «обычные» барионы: протон, антипротон, нейтрон и антинейтрон. Элементарные процессы при таких энергиях уже доступны для изучения с помощью ускорительной физики.
    По-видимому, еще одним следствием Большого взрыва является тот факт, что мы никак не можем найти антими- ры. То есть миры, где атомы состоят не из протонов, нейтронов и электронов, а из антипротонов, антинейтронов и позитронов, хотя все теории говорят, что эти частицы стабильные и исчезают только при встрече со своими античастицами. Возможно, мы не можем их найти просто потому, что в нашей Вселенной в свободном стационарном состоянии их просто нет.
    Сравнение числа аннигиляционных квантов, составляющих фоновое излучение с температурой 3 К, с современным числом барионов во Вселенной показывает, что «выжило» только 10~9 от общего числа первоначальных нуклонов и все они частицы, а не античастицы.
    Когда температура первичной материи уменьшилась до величины ~ 1013-1014 К, видимо, произошла какая-то неустойчивость или флуктуация в распределении плотно- сти вещества. При этом должны были нарушиться неко- торые из фундаментальных законов микромира — сохра- нение инвариантности или барионного числа.
    Если бы на начальных стадиях эволюции материи ее плотность и температура были бы везде одинаковыми, то и разлет происходил бы симметрично, следовательно, и реликтовое излучение было бы изотропным.
    Однако последние спутниковые измерения спектра реликтового излучения указывают на то, что оно все- таки слегка анизотропно. По какой-то причине протонов и нейтронов оказалось чуть больше, чем антипротонов и антинейтронов. В ре- зультате большинство просто поглотило меньшинство, и при взаимной аннигиляции античастицы исчезли, превратившись в 71-мезоны, которые, в результате остывания быстро расширяющейся Вселенной, уже не смогли превратиться назад, в более тяжелые частицы, так как на это уже не хватало энергии.
    Но возможно, могло случиться и наоборот. Вероятность этого 50/50, и тогда мир был бы антимиром, а дальше все шло бы так, как развивался наш мир. Разницу мы бы заметили только тогда, когда стали бы искать в космических лучах и на ускорителях протоны и нейтроны.
    Но это все только гипотезы, и удастся ли эти парадоксы разрешить — пока неясно.
    Почему природа устроена именно так, теоретики спорят до сих пор.
    Для студентов, интересующихся этими проблемами и решившими познакомиться с ними поближе, я могу порекомендовать вышедшую недавно в русском переводе книгу *). Эта книга рассчитана на довольно широкий круг читателей, знающих, что такое производная и интеграл.
    Справедлива ли на расстояниях в миллиарды световых лет евклидова геометрия и куда расширяется Вселенная, мы пока не понимаем.
    Есть гипотезы, которые предполагают, что пространство Вселенной замкнуто и описывается геометрией Лобачевского-Римана. При разумном, с современной точки зрения, увеличении точности астрофизических измерений эти гипотезы могут быть проверены. Для этого необходимо увеличить точность измерения размеров очень удаленных от нас галактик в радиодиапазоне, так как из-за поглощения света межгалактическим газом и релеевского рассеяния эти удаленные от нас объекты в оптическом диапазоне просто не видны. Это, по-видимому, произойдет уже в ближайшие десятилетия.
    Одним из следствий замкнутости пространства является неравенство нулю массы покоя нейтрино. Последние эксперименты вроде бы указывают на то, что масса нейтрино не равна 0, но в 104 раз меньше массы электрона, но подобного рода измерения находятся почти на пределе возможностей современной техники и требуют уточнения.
И, скорее всего, это задача для дальнейших исследований.
Лет 15 назад в Госстандарте СССР на одном из научных совещаний, посвященных фундаментальной метрологии, обсуждалась проблема постоянства фундаментальных физических констант. Это была старая идея Поля Дирака — одного из создателей современной квантовой теории поля.
    Одной из интереснейших гипотез Дирака, высказанной им в 1937 г., была идея о том, что постоянная гравитации, по существу, не является мировой фундаментальной константой, а изменяется со временем, хотя и очень медленно.
    Если это так, то, возможно, меняются со временем и другие фундаментальные константы. За последнюю четверть XX в. был выполнен целый ряд сложнейших экспериментов, имевших целью проверку этой гипотезы.
    Однако пока в пределах относительной точности измерений порядка 10~и, доказательств того, что гравитационная постоянная меняется со временем, не получено. Одним из возможных методов проверки этой гипотезы является измерение равномерности хода времени в системах, зависящих и не зависящих от гравитационного взаимодействия. Для этого необходимо создание эталона частоты-времени с относительной ошибкой измерения не больше 10~16 с. Сейчас мы умеем измерять время с точностью около 10~14 с.
    Вопрос о дальнейшей эволюции Вселенной пока остается неясным. Если средняя плотность вещества во Вселенной больше 10~29 г/см3, то гравитационное взаимодействие остановит расширение, Fh Вселенная через несколько млрд лет начнет сжиматься, а через 20-30 млрд лет произойдет ее гравитационный коллапс и все начнется сначала.
    Если же плотность Вселенной окажется меньше этой величины, то гравитационное взаимодействие окажется недостаточным, чтобы остановить разлет галактик, и Вселенная продолжит свое расширение.
    Пока мы не можем точно определить реальную плотность вещества во Вселенной, так как пока нет надежных данных о количестве нейтронных звезд, черных дыр, массе и количестве квазаров, плотности холодного межгалактического вещества, эквивалентной массы и средней плотности нейтрино и антинейтрино во Вселенной. По различным оценкам, плотность галактического вещества, равномерно распределенного во Вселенной, не превышает 2 • 10~31 г/см , чего явно не хватает для торможения разлета. Мы пока не можем достаточно надежно оценить количество вещества в форме нейтрино. Если масса нейтрино не равна 0, то нейтрино могут давать существенный вклад в полную массу Вселенной, поскольку нейтрино никуда не девались, раз возникнув при эле- ментарных процессах, таких, как ti-ji распад после анни- гиляции нуклонов или E-распад ядер, синтезирующихся в результате термоядерных реакций в недрах звезд. Общее число звезд в наблюдаемой части Вселенной астрономы оценивают величиной 1022.
    Иногда астрофизики используют термодинамическую модель Вселенной, в которой галактики рассматриваются как молекулы газа, движущиеся во всех направлениях и сталкивающиеся друг с другом. Какова частота таких столкновений и их результат?
    Относительные размеры галактик (отношение среднего диаметра галактик d к межгалактическим расстояниям г) сравнительно невелики, d/r ~ 1/15, т.е. галактический газ является достаточно плотным. Размеры галактик of, так же, как и размеры звезд, несильно отличаются друг от друга. Так, например, размеры галактики «Туманность Андромеды» (рис. 2.1) всего раза в четыре больше нашей.
    При среднем значении размеров галактик d и среднем расстоянии между галактиками г = 7-Ю5 пс, d = г /15 = = 4,6 х 104 пс, плотность галактического газа п равна примерно 3 Мпс~3 = 3 • 10~18 пс~3.
    Относительные скорости галактик U меняются в до- вольно широких пределах от 100 до 2000 км/с. Если взять среднее значение U = 1000 км/с, то частота соударений.галактик v в объеме 1 пс3, определяемая по формулам
газовых законов, будет равна v = V2n (dnJU « 1,2 • 10~38 с в объеме 1 пс3, З^-Ю^тод). Объем видимой Вселенной V = D/3)л;/?3    = 5,2 х х 1029 пс3, где R — расстояние Хаббла =    с/Н = = 5000 Мпс = 1,5- 1028 см.

    Расстояние до этой галактики от нас примерно равно 1 800 тыс. световых лет.
    Таким образом, число столкновений галактик в видимой Вселенной происходит с частотой v = 3,5 • 10~31 х х 5,2 • 1029 = 0,18 в год, т.е. довольно часто. Если же учесть, что галактики распределены в пространстве Вселенной очень неравномерно и существуют скопления галактик, где их плотность может достигать нескольких тысяч на один кубический мегапарсек, то частота таких столкновений в сотни тысяч раз больше. Одним словом, столкновение галактик во Вселенной — явление вполне заурядное и астрономы наблюдают его довольно часто. А вот столкновение звезд в нашей галактике явление исключительно редкое.
    Проделав аналогичные вычисления для вероятности столкновения звезд, легко получить значение — примерно 1 столкновение в миллиард лет. Это связанно с тем обстоятельством, что звездный газ в галактике чрезвычайно разрежен, так как отношение межзвездных расстояний к среднему размеру звезд существенно меньше, чем для галактик, и не превышает 2 • 10~7.
    Это обстоятельство очень важно иметь в виду при рассмотрении процессов образования планетных систем. Если, как это предполагал известный английский физик Джеймс Хопвуд Джине A877-1946), наша планетная система образовалась в результате прохождения около Солнца какой-то другой звезды, то придется считаться с тем, что наша планетная система — явление уникальное, и вряд ли в нашей галактике найдется еще одна планета, подобная Земле.
загрузка...

Добавление комментария

Ваше Имя:*
Ваш E-Mail:*
Комментарий:
Введите код с картинки:*

© Copyright Ecology-portal.ru 2008-2011. Все права защищены.