Эволюция вселенной. Рождение галактик (10556-1)

Посмотреть архив целиком

Эволюция вселенной. Рождение галактик.

Введение

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни.

Начало Вселенной

Вселенная постоянно расширяется. Тот момент с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом” или английским термином Big Bang.

Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы.

Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность определить, что например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся всего одной десятитысячной секунды, её температура представляла один биллион Кельвинов.

Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению hn=kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если уменьшится их частота n. Понижение энергии фотонов во времени имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные последствия. Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу и античастицу с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать энергией 2moc2 или большей. Эта зависимость выражается так :

hn >=2moc2

Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала ниже произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo. Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв, не способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя протона равна 938 мэв.

В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов hn кинетической энергией частиц kT ,

kT >= 2 moc2

то есть

T >= 2 moc2/k

Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им античастицы возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор, пока температура вещества T не упала ниже значения.

На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при любой температуре, постоянно осуществляется процесс частица + античастица Ю 2 гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс материализации гамма-фотон Ю частица + античастица мог протекать лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры : адронную, лептонную, фотонную и звездную.

а) Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны.

Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура T упала на 10 биллионов Кельвинов(1013K). Средняя кинетическая энергия частиц kT и фотонов hn составляла около миллиарда эв (103 Мэв), что соответствует энергии покоя барионов. В первую миллионную долю секунды эволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, так же, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионов прекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не обладали уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов (протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов - гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад гиперонов происходил на этапе с 10-6 до 10-4 секунды.

К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды (10-4 с.), температура ее понизилась до 1012 K, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны. На этом и кончается адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.

б) Лептонная эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.

Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010 K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

в) Фотонная эра или эра излучения. На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура Вселенной понизилась до 1010 K , а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов. Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.

Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной, была введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 куб.см, точнее, среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной распределено равномерно). Если сложить вместе энергию hn всех фотонов, присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии излучения Er . Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией вещества Em во Вселенной.

Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er) падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em). Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц (имеется в виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор, пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие (то есть Er=Em). Кончается эра излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем в настоящее время.


Случайные файлы

Файл
162012.rtf
186755.rtf
1559.rtf
181110.rtf
25266-1.rtf




Чтобы не видеть здесь видео-рекламу достаточно стать зарегистрированным пользователем.
Чтобы не видеть никакую рекламу на сайте, нужно стать VIP-пользователем.
Это можно сделать совершенно бесплатно. Читайте подробности тут.