Модель горячей Вселенной
Американский
физик Георгий Антонович Гамов в 1946 году заложил основы одной из
фундаментальных концепций современной космологии - модели "горячей
Вселенной".
В
этой модели основное внимание переносится на состояние вещества и физические
процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее
ранние стадии, когда состояние было необычным.
С
построением моделей "горячей Вселенной" в космологии наряду с законами
тяготения активно применяются законы термодинамики, данные ядерной физики и
физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика.
Модель
горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии
реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном.
Реликтовое
излучение - одна из составляющих общего фона космического электромагнитного
излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по
интенсивности соответсвует тепловому излучению абсолютно черного тела при
температкур около 3К.
Согласно
модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях
расширения Вселенной обладали высокой плотностью и температурой. В ходе
космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении
температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после
чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением
нарушилось - кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества
энергией и проходили через него как через прозрачную среду. Температура
обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила около
3К. Таким образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эпохи
рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось
как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим взрывом.
В
основе современной космологии лежат представления об однородности и
изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и
направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об
однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим
постулатом.
В
теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной:
открытая и замкнутая.
В
открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе)
равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели рассотяния между скоплениями
галактик со временем неограниченно возрастают.
В
замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так
же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем
сменяется сжатием.
На
основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между
открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на
общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст
Вселенной (длительность расширения) - величину не достаточно определенную по
данным наблюдений.
В
моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное
состояние - сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью
массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное,
замедляющееся со временем расширение.
Значение
постоянной Хаббла (вернее, параметра Хаббла) определяет время, истекшее с
начала расширения Вселенной, которое сейчас оценивается в 10-20 млрд. лет.
Современная
космология рисует картину Вселенной вблизи сингулярности. В условиях очень
высокой температуры вблизи сингулярности не могли существовать не только
молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь
разных элементарных частиц.
Уравнения
современной космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной
Вселенной и описать изменение ее физических параметров в процессе расширения.
Из
этих уравнений следует, что начальные высокие плотность и температура быстро
падали.
Общие
законы физики надежно проверены при ядерных плотностях, а такую плотность
Вселенная имеет спустя 10-4с от начала расширения. Следовательно, с этого
времени от состояния сингулярности физические свойства эволюционирующей
Вселенной вполне поддаются изучению (в ряде случаев эту границу отодвигают
непосредственно к сингулярности).
В
последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц
позволило теоретически рассмотреть самую начальную сверхплотную стадию
расширения Вселенной, которая завершилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту
стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда
температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная расширялась с
ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной.
До
момента рекомбинации, который наступил примерно через миллион лет после начала
расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью
электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую
рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью теоретических
моделей.
Вначале
расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии фотонов
хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц. При температуре
1013 К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и
их античастиц. При понижении температуры до 5х1012 К почти все протоны и
нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те
из них, для которых "не хватило" античастиц. Фотоны, энергия которых
к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения
реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с
античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа.
Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит
вещество современной наблюдаемой Вселенной.
При
температуре 2х1010 К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино - от
этого момента должен был остаться "реликтовый фон нейтрино",
обнаружить который, возможно, удастся в будущем.
Спустя
несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда
образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного
нуклеосинтеза. Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты. Ее результатом в
основном стало образование ядер гелия. Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий,
составили ничтожно малую часть вещества.
Определение
химического состава (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых
звезд и межзвездной среды молодых галактик является одним из способов проверки
выводов теории горячей Вселенной.
После
эпохи нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 106 лет)
происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.
Список литературы
Для
подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://nrc.edu.ru/