Как образовался космос: С чего все начиналось | Лаборатория космических исследований — Транспортная компания «Гранд Атлантис»

Содержание

С чего все начиналось | Лаборатория космических исследований

С чего же все начиналось? С чего начались мы? Нет, я не про эволюцию на Земле. Я о том, что было гораздо, гораздо раньше… до появления Земли, до появления нашей Солнечной системы, до появления Млечного пути…

Я о том, как появилась вся наша Вселенная. Так с чего же все начиналось?

Самая популярная в науке теория о происхождении Вселенной на данный момент — это Теория Большого взрыва. Я думаю, все хоть раз слышали об этой теории. Вот ее мы сегодня и рассмотрим.

Все началось 13 миллиардов 700 миллионов лет назад… со взрыва. Но в самом начале не было никакого огня и шума. Этот взрыв произошел в кромешной тьме, ведь и света тогда еще тоже не существовало. Чтобы его разглядеть нужно было иметь специальное космическое ночное видение. Но увидеть это из космоса было невозможно. Как это не странно звучит, в то время и космоса-то не существовало. Вокруг не было ничего. Был только внутренний мир, мир после Большого взрыва. Эта первозданная Вселенная выглядела очень странно. Обычные понятия о времени и пространстве там, конечно, не работали. Это был почти прозрачный, но сверх горячий энергетический туман. Это была очень маленькая точка с бесконечно высокой температурой и плотностью. В последующем это назвали космической сингулярностью. А потом эта точка, этот маленький мир стал расширяться. Это сопровождалось огромной вспышкой радиации. За триллионную долю секунды Вселенная выросла из точки размером меньше атома в облако размером с апельсин. Это произошло мгновенно. Она появилась надувшись, как шарик, с каждой секундой разворачиваясь и становясь еще и еще больше. Через 100 секунд она уже была размером с нашу Солнечную систему… Пока все это происходило, чистая энергия космоса стала остывать и создавать материю в виде миллионов частиц субатома. Это была первая материя.

Половина этих частиц была похожа на материю, из которой состоим и мы сейчас. А вторая половина была их противоположного вещества, которое называют антиматерией. Когда обе эти частицы встречаются в энергетической вспышке, они друг друга уничтожают. К счастью, материи было немного больше, чем антиматерии. Именно из этого остатка и состоит наша сегодняшняя Вселенная. Можно смело сказать, что мы состоим из дыма Большого взрыва.

Когда космосу было всего 10 минут отроду, он был уже несколько тысяч световых лет в диаметре. А после этого все с течении 330 тысяч лет все охлаждалось и расширялось, и вот, наконец, Вселенная стала видимой. Вот так все и началось…

После такого рассказа о происхождении нашей Вселенной, я думаю, у многих из вас в голове возник разумный вопрос: А что было до Большого взрыва? Сейчас эта проблема волнует множество современных умов. Существует множество различных теорий по этому вопросу, но точного ответа, конечно же, пока нет. Одна из наиболее популярных теорий на данный момент — это теория Роджера Пенроуза и Вахе Гурзадяна. Эти два ученых, работая в паре, создали совершенно новое предположение, заставляющее всех взглянуть на наш мир совершенно по-другому. Как рассказывают Роджер и Вахе, недавно они обнаружили в микроволновом фоне следы событий до Большого взрыва.

Речь идет о реликтовом излучении, которое пронизывает всю современную Вселенную и при этом несет своего рода «слепок» нашего мира, каким он был спустя 300—400 тысяч лет после рождения. В этом излучении наблюдается анизотропия, а анизотропия — это неодинаковость свойств среды. Также Пенроуз с Гурзадяном заявили об обнаружении на картах микроволнового фона правильных структур в виде концентрических кругов (в которых диапазон температур заметно меньше, чем в других местах), свидетельствующих о том, что анизотропия реликтового излучения не носит абсолютно случайный характер.

Двое ученых выяснили, что эти самые круги появились из-за крупных космических катастроф — столкновения двух огромных черных дыр, которые, падая друг на друга по спирали, теряли энергию путем испускания гравитационных волн. Причем некоторые из кругов, согласно расчетам, связаны с событиями, которые происходили еще до момента Большого взрыва.

Это открытие не говорило о том, что Большого взрыва не было, оно говорило, что он случался не однократно. И тогда-то Пенроуз и Гурзадян и выдвинули свою теорию — теорию о цикличности Вселенной, где один эон (мир или Вселенная) сменяется другим, проходя через «триггеры» больших взрывов, которые разделяют разные эоны. Такие процессы, как утверждают ученые, могут происходить до бесконечности, т.е. по кругу, как цикл. Отсюда и произошло название «циклическая Вселенная». Выявленное слияние черных дыр, вероятно, произошло на самых последних стадиях предыдущего эона, который после Большого взрыва сменился уже нашим, в котором мы сейчас все и живем.

Исходя из всего вышесказанного, можно понять, что по их теории до Большого взрыва существовала другая Вселенная, очень похожая на нашу, которая так же, как наша современная, расширялась, в конце концов превратившись в скопление черных дыр. Эти черные дыры сталкивались, уничтожая себя и всю информацию, которая в них находилась. Уничтожение этой информации означало исчезновение, удаление энтропии из Вселенной, после которого и было положено начало новому эону с изначально очень низким уровнем энтропии. Это и есть идея циклической Вселенной.

Сама по себе идея вселенских циклов возникла, конечно, не впервые. В XX веке модель пульсирующей Вселенной, где этап расширения неизбежно сменялся этапом сжатия в одну сингулярность, предшествующую новому взрыву, рассматривалась на равных с моделями бесконечно расширяющейся Вселенной (которые в конце концов победили благодаря открытию «расталкивающей» пространство темной энергии).

Но, как я и говорила, эта теория далеко не единственная, хоть и популярная. К примеру, высказывалась идея, связанная с моделями «ветвящихся» Вселенных, вырастающих друг из друга подобно выдуваемым мыльным пузырям. Различных теорий множество.

Теория циклической Вселенной, конечно же, еще требует большой доработки и находиться на своем начальном этапе, но несомненно уже очень много значит для космологии. Возможно, когда-нибудь она займет лидирующее место среди подобных теорий, а, может, и вообще будет доказана.

Ну, вот на этом я и хочу закончить данную статью. Теперь вы знаете с чего началась наша Вселенная, знаете о Большом взрыве и даже одну из теорий о том, что было до него. В заключении я хотела бы сказать, несомненно, науке еще предстоит множество интереснейших открытий и теорий. Возможно, однажды мы все-таки узнаем точно, как же мы появились.

«Как появился космос?» — Яндекс Кью

Большой взрыв: как была создана Вселенная

Загрузка

Наука и окружающая среда | Вселенная

Большой взрыв: как была создана Вселенная

Что создало все планеты, звезды и галактики? BBC Future представляет четырехминутный анимированный путеводитель по одному из величайших вопросов, которые мы пытались решить.

«Вы просто не поверите, насколько огромно, огромно, умопомрачительно большое пространство», — сказал писатель Дуглас Адамс. «Я имею в виду, вы можете подумать, что до аптеки далеко, но это пустяки по сравнению с космосом». По нашим лучшим оценкам, в Млечном Пути около 100 миллиардов звезд и не менее 140 миллиардов галактик во Вселенной. Если бы галактики были замороженным горошком, их было бы достаточно, чтобы заполнить аудиторию размером с Королевский Альберт-холл.

Так как же была создана эта невообразимо гигантская Вселенная? На протяжении веков ученые думали, что Вселенная всегда существовала в основном в неизменном виде, работая как часы благодаря законам физики. Но бельгийский священник и ученый по имени Жорж Леметр выдвинул другую идею. В 1927 году он предположил, что Вселенная началась с большого, беременного и первобытного атома, взорвавшегося и испустившего более мелкие атомы, которые мы видим сегодня.

Его идея осталась практически незамеченной. Но в 1929 году астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная не статична, а на самом деле расширяется. Если это так, некоторые ученые рассудили, что если перемотать жизнь Вселенной, то в какой-то момент она должна была существовать как крошечная плотная точка. Критики отмахнулись от этого: знаменитый астроном Фред Хойл саркастически назвал эту концепцию теорией «Большого взрыва» — фраза, которую позднее переняли ее сторонники.

Невзирая на скептиков, ученые Ральф Альфер, Джордж Гамов и Роберт Херман предсказали, что если бы Большой взрыв был, то где-то во Вселенной должно сохраняться слабое послесвечение, и мы теоретически должны быть в состоянии его обнаружить. Для этого потребовалось бы одно из самых больших состояний в науке.

В середине 1960-х астрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон с трудом пытались настроиться на микроволновые сигналы, передаваемые из Млечного Пути. Радиоантенна, которую они использовали, постоянно улавливала слабое шипение радиопомех. Переустановка антенны не помогла избавиться от шума. Не мог он и убрать голубей, насестившихся там, или их беспорядок. Это потому, что шипение, которое они так старались удалить, было эхом Большого Взрыва или Космического Микроволнового Фонового излучения, как его называют.

Если теория Большого Взрыва верна, то как она привела к появлению всех планет, звезд и галактик, которые мы видим сегодня? Благодаря серии расчетов, наблюдений с помощью телескопов на Земле и космических зондов наше лучшее объяснение таково.

Около 13,8 миллиардов лет назад вся материя во Вселенной возникла из одной крошечной точки или сингулярности в результате мощного взрыва. Он расширялся с поразительно высокой скоростью и температурой, удваиваясь в размерах каждые 10-34 секунды, создавая пространство при быстром раздувании. В течение крошечной доли секунды были сформированы гравитация и все остальные силы. Энергия превратилась в частицы материи и антиматерии, которые в значительной степени уничтожили друг друга. Но, к счастью для нас, кое-что уцелело. Протоны и нейтроны начали формироваться в течение первой секунды; за считанные минуты эти протоны и нейтроны могли слиться и образовать ядра водорода и гелия. Спустя 300 000 лет ядра смогли, наконец, захватить электроны и сформировать атомы, заполнив Вселенную облаками газообразного водорода и гелия. Примерно через 380 000 лет он оставил после себя ванну фотонов — космический микроволновый фон, который Пензиас и Уилсон случайно обнаружили. Внутри него были крошечные рябь материи, которая растянулась до огромных размеров во время инфляции, и они, в свою очередь, стали семенами галактик и галактических скоплений, которые мы видим сегодня.

Если мы думаем, что Вселенная началась именно так, то как она закончится? Ну, это совсем другая история.

Если вы хотите прокомментировать это или что-то еще, что вы видели в Future, перейдите на нашу страницу Facebook или Google+ или напишите нам по номеру Twitter .

Эволюция Вселенной

Примечание редактора (8.10.19): Космолог Джеймс Пиблз получил Нобелевскую премию по физике в 2019 году за вклад в теорию возникновения и развития нашей Вселенной. Он описывает эти идеи в этой статье, которую он написал в соавторстве для Scientific American в 1994 году.

В определенный момент примерно 15 миллиардов лет назад вся материя и энергия, которые мы можем наблюдать, сконцентрировавшись в области размером меньше десятицентовой монеты, начали расширяться и охлаждаться с невероятно высокой скоростью. К тому времени, когда температура упала в 100 миллионов раз по сравнению с температурой ядра Солнца, силы природы приобрели свои нынешние свойства, и элементарные частицы, известные как кварки, свободно бродили в море энергии. Когда Вселенная расширилась еще в 1000 раз, вся материя, которую мы можем измерить, заполнила область размером с Солнечную систему.

В то время свободные кварки были ограничены нейтронами и протонами. После того, как Вселенная увеличилась еще в 1000 раз, протоны и нейтроны объединились, чтобы сформировать атомные ядра, включая большую часть гелия и дейтерия, присутствующих сегодня. Все это произошло в течение первой минуты расширения. Однако условия были еще слишком жаркими, чтобы атомные ядра могли захватывать электроны. Нейтральные атомы появились в изобилии только после того, как расширение продолжалось 300 000 лет, и Вселенная стала в 1 000 раз меньше, чем сейчас. Затем нейтральные атомы начали сливаться в газовые облака, которые позже превратились в звезды. К тому времени, когда Вселенная увеличилась до одной пятой своего нынешнего размера, звезды сформировали группы, которые можно было распознать как молодые галактики.

Когда Вселенная была вдвое меньше нынешнего размера, ядерные реакции в звездах привели к образованию большей части тяжелых элементов, из которых состоят планеты земной группы. Наша Солнечная система относительно молода: она образовалась пять миллиардов лет назад, когда Вселенная была в две трети своего нынешнего размера. Со временем образование звезд истощило запасы газа в галактиках, и, следовательно, популяция звезд уменьшается. Через пятнадцать миллиардов лет звезды, подобные нашему Солнцу, будут относительно редки, что сделает Вселенную гораздо менее гостеприимным местом для таких наблюдателей, как мы.

Наше понимание происхождения и эволюции Вселенной является одним из величайших достижений науки 20-го века. Эти знания получены в результате десятилетий инновационных экспериментов и теорий. Современные наземные и космические телескопы улавливают свет от галактик, удаленных от нас на миллиарды световых лет, и показывают нам, как выглядела Вселенная в молодости. Ускорители частиц исследуют основы физики высокоэнергетической среды ранней Вселенной. Спутники обнаруживают космическое фоновое излучение, оставшееся от ранних стадий расширения, обеспечивая изображение Вселенной в самых больших масштабах, которые мы можем наблюдать.

Наши усилия по объяснению этого огромного количества данных воплощены в теории, известной как стандартная космологическая модель или космология Большого взрыва. Основное утверждение теории состоит в том, что в среднем крупномасштабном масштабе Вселенная расширяется почти однородно из плотного раннего состояния. В настоящее время нет никаких фундаментальных проблем теории большого взрыва, хотя, безусловно, есть нерешенные вопросы внутри самой теории. Астрономы не уверены, например, как образовались галактики, но нет оснований думать, что этот процесс не происходил в рамках Большого взрыва. Действительно, предсказания теории выдержали все проверки на сегодняшний день.

Тем не менее, модель большого взрыва зашла так далеко, что остается много фундаментальных загадок. Какой была Вселенная до расширения? (Ни одно сделанное нами наблюдение не позволяет нам заглянуть за пределы того момента, когда началось расширение.) Что произойдет в отдаленном будущем, когда последняя из звезд исчерпает запас ядерного топлива? Ответов пока никто не знает.

Нашу вселенную можно рассматривать с разных точек зрения — мистиками, теологами, философами или учеными. В науке мы избираем трудный путь: мы принимаем только то, что проверено экспериментом или наблюдением. Альберт Эйнштейн дал нам теперь хорошо проверенную и принятую общую теорию относительности, которая устанавливает отношения между массой, энергией, пространством и временем. Эйнштейн показал, что однородное распределение материи в пространстве хорошо согласуется с его теорией. Он предположил без обсуждения, что Вселенная статична, неизменна в среднем на больших масштабах [см. «Как космология стала наукой» Стивена Дж. Браша; НАУЧНЫЙ АМЕРИКАНСКИЙ, 19 августа92].

В 1922 году русский теоретик Александр А. Фридман понял, что Вселенная Эйнштейна нестабильна; малейшее возмущение заставит его расширяться или сжиматься. В то время Весто М. Слайфер из обсерватории Лоуэлла собирал первые свидетельства того, что галактики на самом деле расходятся. Затем, в 1929 году, выдающийся астроном Эдвин П. Хаббл показал, что скорость удаления галактики от нас примерно пропорциональна ее расстоянию от нас.

НЕСКОЛЬКО ИЗОБРАЖЕНИЙ далекого квазара ( слева ) являются результатом эффекта, известного как гравитационное линзирование. Эффект возникает, когда свет от удаленного объекта искривляется гравитационным полем промежуточной галактики. При этом галактика, которая видна в центре, дает четыре изображения квазара. Фотография была сделана с помощью телескопа Hubble .

Существование расширяющейся Вселенной подразумевает, что космос превратился из плотной концентрации материи в нынешнее широко распространенное распределение галактик. Фред Хойл, английский космолог, первым назвал этот процесс Большим взрывом. Хойл намеревался очернить эту теорию, но название было настолько броским, что приобрело популярность. Однако несколько ошибочно описывать расширение как некий тип взрыва материи вдали от какой-то конкретной точки пространства.

Это совсем не так: во вселенной Эйнштейна концепция пространства и распределение материи тесно связаны; наблюдаемое расширение системы галактик показывает развертывание самого пространства. Существенной особенностью теории является то, что средняя плотность в пространстве уменьшается по мере расширения Вселенной; распределение материи не образует видимого края. При взрыве самые быстрые частицы улетают в пустое пространство, но в космологии Большого взрыва частицы равномерно заполняют все пространство. Расширение Вселенной мало повлияло на размер галактик или даже скоплений галактик, связанных гравитацией; пространство просто открывается между ними. В этом смысле расширение похоже на поднимающуюся буханку хлеба с изюмом. Тесто аналогично космосу, а изюм — скоплениям галактик. По мере расширения теста изюм расходится. Более того, скорость, с которой любые две изюминки расходятся, прямо и положительно связана с количеством разделяющего их теста.

Доказательства расширения Вселенной накапливались около 60 лет. Первая важная подсказка — красное смещение. Галактика излучает или поглощает некоторые длины волн света сильнее, чем другие. Если галактика удаляется от нас, эти особенности излучения и поглощения смещаются в сторону более длинных волн, то есть становятся краснее по мере увеличения скорости удаления. Это явление известно как красное смещение.

Измерения Хаббла показали, что красное смещение далекой галактики больше, чем у более близкой к Земле. Это соотношение, известное теперь как закон Хаббла, как раз то, что можно было бы ожидать в равномерно расширяющейся Вселенной. Закон Хаббла гласит, что скорость удаления галактики равна расстоянию до нее, умноженному на величину, называемую постоянной Хаббла. Эффект красного смещения в близлежащих галактиках относительно незначителен, и для его обнаружения требуются хорошие инструменты. Напротив, красное смещение очень далеких объектов — радиогалактик и квазаров — представляет собой устрашающее явление; некоторые, кажется, удаляются на более чем 90 процентов от скорости света.

Хаббл внес свой вклад в еще одну важную часть картины. Он подсчитал количество видимых галактик в разных направлениях на небе и обнаружил, что они распределены довольно равномерно. Значение постоянной Хаббла казалось одинаковым во всех направлениях, что является необходимым следствием равномерного расширения. Современные исследования подтверждают фундаментальное положение о том, что Вселенная однородна в больших масштабах. Хотя карты распределения близлежащих галактик демонстрируют комковатость, более глубокие исследования обнаруживают значительную однородность.

Млечный Путь, например, состоит из двух десятков галактик; они, в свою очередь, являются частью комплекса галактик, выступающих из так называемого местного сверхскопления. Иерархия кластеризации была прослежена до размеров около 500 миллионов световых лет. Флуктуации средней плотности вещества уменьшаются по мере увеличения масштаба исследуемой структуры. На картах, покрывающих расстояния, близкие к наблюдаемому пределу, средняя плотность вещества изменяется менее чем на десятую долю процента.

Чтобы проверить закон Хаббла, астрономам необходимо измерить расстояния до галактик. Одним из методов измерения расстояния является наблюдение за видимой яркостью галактики. Если одна галактика в ночном небе в четыре раза слабее, чем сопоставимая галактика, то можно предположить, что она находится в два раза дальше. Теперь это ожидание проверено на всем видимом диапазоне расстояний.

ОДНОРОДНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ галактик видно на карте, которая включает объекты на расстоянии от 300 до 1000 миллионов световых лет. Единственная неоднородность, разрыв около центральной линии, возникает из-за того, что часть неба затенена Млечным Путем. Майкл Штраус из Института перспективных исследований в Принстоне, штат Нью-Джерси, создал карту, используя данные НАСА 9.

0027 Инфракрасный астрономический спутник .

Некоторые критики теории отмечают, что галактика, которая кажется меньше и слабее, на самом деле может не быть более далекой. К счастью, есть прямое указание на то, что объекты с большим красным смещением действительно находятся дальше. Доказательства получены из наблюдений за эффектом, известным как гравитационное линзирование. Такой массивный и компактный объект, как галактика, может действовать как грубая линза, создавая искаженное, увеличенное изображение (или даже множество изображений) любого источника фонового излучения, находящегося за ним. Такой объект делает это, искривляя пути световых лучей и другого электромагнитного излучения. Таким образом, если галактика находится на линии прямой видимости между Землей и каким-либо удаленным объектом, она будет преломлять световые лучи от объекта так, что их можно будет наблюдать [см. «Гравитационные линзы» Эдвина Л. Тернера; НАУЧНЫЙ АМЕРИКАН, 19 июля.88]. За последнее десятилетие астрономы открыли более десятка гравитационных линз. Объект за линзой всегда имеет большее красное смещение, чем сама линза, что подтверждает качественное предсказание закона Хаббла.

Закон Хаббла имеет большое значение не только потому, что он описывает расширение Вселенной, но и потому, что его можно использовать для расчета возраста космоса. Чтобы быть точным, время, прошедшее с момента Большого взрыва, является функцией текущего значения постоянной Хаббла и скорости ее изменения. Астрономы определили приблизительную скорость расширения, но никто еще не смог точно измерить второе значение.

Тем не менее, эту величину можно оценить, зная среднюю плотность Вселенной. Можно ожидать, что из-за силы гравитации, препятствующей расширению, галактики теперь будут расходиться медленнее, чем в прошлом. Таким образом, скорость изменения расширения связана с гравитационным притяжением Вселенной, определяемым ее средней плотностью. Если плотность равна плотности только видимого вещества в галактиках и вокруг них, возраст Вселенной, вероятно, составляет от 12 до 20 миллиардов лет. (Диапазон учитывает неопределенность скорости расширения.)

Однако многие исследователи считают, что плотность выше этого минимального значения. Так называемая темная материя компенсирует разницу. Сильно защищаемый аргумент утверждает, что Вселенная достаточно плотна, чтобы в отдаленном будущем расширение замедлилось почти до нуля. При таком предположении возраст Вселенной уменьшается в пределах от 7 до 13 миллиардов лет.

ПЛОТНОСТЬ нейтронов и протонов во Вселенной определяет распространенность некоторых элементов. Для Вселенной с более высокой плотностью вычисленное содержание гелия мало отличается, а вычисленное содержание дейтерия значительно ниже. Заштрихованная область согласуется с наблюдениями: содержание гелия варьируется от 24 процентов до одной части на 1010 для изотопа лития. Это количественное согласие является главным успехом космологии Большого взрыва.

Чтобы улучшить эти оценки, многие астрономы проводят интенсивные исследования по измерению как расстояний до галактик, так и плотности Вселенной. Оценки времени расширения обеспечивают важный тест для модели Вселенной Большого взрыва. Если теория верна, все в видимой Вселенной должно быть моложе, чем время расширения, рассчитанное по закону Хаббла.

Эти две шкалы времени, по крайней мере, приблизительно совпадают. Например, самым старым звездам на диске галактики Млечный Путь около девяти миллиардов лет — оценка, полученная на основе скорости охлаждения белых карликов. Звезды в гало Млечного Пути несколько старше, им около 15 миллиардов лет — это значение получено из скорости потребления ядерного топлива в ядрах этих звезд. Возраст самых старых известных химических элементов также составляет примерно 15 миллиардов лет — число, полученное с помощью методов радиоактивного датирования. Работники лабораторий получили эти оценки возраста из атомной и ядерной физики. Примечательно, что их результаты согласуются, по крайней мере приблизительно, с возрастом, полученным астрономами путем измерения космического расширения.

Другая теория, теория стационарного состояния, также успешно объясняет расширение и однородность Вселенной. В 1946 году три английских физика — Хойл, Герман Бонди и Томас Голд — предложили такую космологию. В их теории Вселенная постоянно расширяется, и материя создается спонтанно, чтобы заполнить пустоты. Они предположили, что по мере того, как этот материал накапливается, он образует новые звезды, чтобы заменить старые. Эта гипотеза устойчивого состояния предсказывает, что ансамбли близких к нам галактик должны статистически выглядеть так же, как и далекие. Космология Большого взрыва делает другое предсказание: если все галактики образовались давно, далекие галактики должны выглядеть моложе ближайших, потому что свету от них требуется больше времени, чтобы достичь нас. В таких галактиках должно быть больше короткоживущих звезд и больше газа, из которого сформируются будущие поколения звезд.

Концептуально тест прост, но астрономам потребовались десятилетия, чтобы разработать детекторы, достаточно чувствительные для детального изучения далеких галактик. Когда астрономы исследуют близлежащие галактики, являющиеся мощными излучателями радиоволн, они видят в оптических длинах волн относительно круглые системы звезд. С другой стороны, далекие радиогалактики имеют вытянутую и иногда неправильную структуру. Более того, в самых далеких радиогалактиках, в отличие от ближайших, распределение света имеет тенденцию соответствовать характеру радиоизлучения.

Точно так же, когда астрономы изучают население массивных, плотных скоплений галактик, они находят различия между теми, которые находятся близко, и теми, кто находится далеко. Далекие скопления содержат голубоватые галактики, которые свидетельствуют о продолжающемся звездообразовании. Подобные скопления, находящиеся поблизости, содержат красноватые галактики, в которых активное звездообразование давно прекратилось. Наблюдения, сделанные с помощью космического телескопа Хаббла, подтверждают, что, по крайней мере, часть усиленного звездообразования в этих более молодых скоплениях может быть результатом столкновений между входящими в их состав галактиками, процесс, который в нынешнюю эпоху происходит гораздо реже.

ДАЛЕКИЕ ГАЛАКТИКИ сильно отличаются от ближайших — наблюдение, которое показывает, что галактики произошли от более ранних, более неправильных форм.

Среди галактик, ярких как в оптическом ( синий ), так и в радио ( красный ) длинах волн, близлежащие галактики обычно имеют плавные эллиптические формы в оптическом диапазоне и очень вытянутые радиоизображения. По мере увеличения красного смещения и, следовательно, расстояния галактики приобретают более неправильную вытянутую форму, которая кажется выровненной в оптическом и радиодиапазонах. Галактика справа видна такой, какой она была в 10 процентов от нынешнего возраста Вселенной. Изображения были собраны Пэтом Маккарти из Института Карнеги.

Итак, если все галактики удаляются друг от друга и эволюционируют из более ранних форм, кажется логичным, что когда-то они были скоплены в каком-то плотном море материи и энергии. Действительно, в 1927 году, когда о далеких галактиках еще многое не было известно, бельгийский космолог и священник Жорж Леметр предположил, что расширение Вселенной можно проследить до чрезвычайно плотного состояния, которое он назвал первичным «суператомом». Он даже думал, что возможно обнаружить остаточное излучение первобытного атома. Но как будет выглядеть эта радиационная сигнатура?

Когда Вселенная была очень молодой и горячей, излучение не могло распространяться очень далеко, не поглощаясь и не испускаясь какой-либо частицей. Этот непрерывный обмен энергией поддерживал состояние теплового равновесия; какой-либо конкретный регион вряд ли будет намного жарче или холоднее, чем в среднем. Когда вещество и энергия приходят в такое состояние, получается так называемый тепловой спектр, в котором интенсивность излучения на каждой длине волны является определенной функцией температуры. Следовательно, излучение, возникающее в результате горячего Большого взрыва, можно распознать по его спектру.

Фактически, это тепловое космическое фоновое излучение было обнаружено. Работая над созданием радара в 1940-х годах, Роберт Х. Дике, в то время работавший в Массачусетском технологическом институте, изобрел микроволновый радиометр — устройство, способное обнаруживать низкие уровни излучения. В 1960-х годах Bell Laboratories использовали радиометр в телескопе, который должен был отслеживать первые спутники связи Echo-1 и Telstar. Инженер, создавший этот прибор, обнаружил, что он обнаруживает неожиданное излучение. Арно А. Пензиас и Роберт В. Уилсон идентифицировали сигнал как космическое фоновое излучение. Интересно, что к этой идее Пензиаса и Вильсона привело известие о том, что Дикке предложил использовать радиометр для поиска космического фона.

Астрономы очень подробно изучили это излучение с помощью спутника Cosmic Background Explorer (COBE) и ряда ракетных, воздушных и наземных экспериментов. Космическое фоновое излучение имеет два отличительных свойства. Во-первых, она почти одинакова во всех направлениях. (Как обнаружили в 1992 году Джордж Ф. Смут из Лаборатории Лоуренса в Беркли и его группа, вариация составляет всего одну стотысячную часть.) Интерпретация состоит в том, что излучение равномерно заполняет пространство, как и предсказывалось в космологии Большого взрыва. Во-вторых, спектр очень близок к спектру объекта, находящегося в тепловом равновесии при температуре 2,726 Кельвина выше абсолютного нуля. Безусловно, космическое фоновое излучение возникло, когда температура Вселенной была намного выше 2,726 градусов, однако исследователи правильно предвидели, что кажущаяся температура излучения будет низкой. В 1930-е годы Ричард С. Толман из Калифорнийского технологического института показал, что температура космического фона будет уменьшаться из-за расширения Вселенной.

Космическое фоновое излучение является прямым доказательством того, что Вселенная расширялась из плотного и горячего состояния, поскольку это условие необходимо для возникновения излучения. В плотной, горячей ранней Вселенной в результате термоядерных реакций образовались элементы тяжелее водорода, включая дейтерий, гелий и литий. Поразительно, что рассчитанная смесь легких элементов согласуется с наблюдаемыми содержаниями. То есть все данные указывают на то, что легкие элементы были созданы в горячей молодой Вселенной, тогда как более тяжелые элементы появились позже, как продукты термоядерных реакций, питающих звезды.

Теория происхождения легких элементов возникла в результате всплеска исследований, последовавшего за окончанием Второй мировой войны. Джордж Гамов и аспирант Ральф А. Альфер из Университета Джорджа Вашингтона и Роберт Херман из Лаборатории прикладной физики Университета Джона Хопкинса и другие использовали данные ядерной физики, полученные во время военных действий, чтобы предсказать, какие ядерные процессы могли происходить в ранней Вселенной. и какие элементы могли быть произведены. Альфер и Герман также поняли, что остатки первоначального расширения все еще можно обнаружить в существующей вселенной.

Несмотря на то, что важные детали этой новаторской работы были ошибочными, она установила связь между ядерной физикой и космологией. Рабочие продемонстрировали, что раннюю Вселенную можно рассматривать как разновидность термоядерного реактора. В результате физики теперь точно рассчитали количество легких элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва, и то, как эти количества изменились из-за последующих событий в межзвездной среде и ядерных процессов в звездах.

Наше понимание условий, преобладавших в ранней Вселенной, не приводит к полному пониманию того, как образовались галактики. Тем не менее, у нас есть довольно много кусочков головоломки. Гравитация вызывает рост флуктуаций плотности в распределении материи, так как сильнее замедляет расширение более плотных областей, заставляя их уплотняться еще больше. Этот процесс наблюдается в росте близких скоплений галактик, и сами галактики, вероятно, были собраны тем же процессом в меньшем масштабе.

Росту структуры в ранней Вселенной препятствовало радиационное давление, но это изменилось, когда Вселенная расширилась примерно до 0,1 процента своего нынешнего размера. В этот момент температура составляла около 3000 кельвинов, достаточно низкая, чтобы ионы и электроны могли объединиться с образованием нейтрального водорода и гелия. Нейтральное вещество могло проскальзывать сквозь излучение и образовывать газовые облака, которые могли коллапсировать в звездные скопления. Наблюдения показывают, что к тому времени, когда Вселенная стала одной пятой своего нынешнего размера, материя собралась в газовые облака, достаточно большие, чтобы их можно было назвать молодыми галактиками.

Насущной задачей сейчас является примирение кажущейся однородности ранней Вселенной с неравномерным распределением галактик в современной Вселенной. Астрономы знают, что плотность ранней Вселенной не сильно менялась, потому что они наблюдают лишь небольшие неравномерности космического фонового излучения. До сих пор было легко разрабатывать теории, которые согласуются с доступными измерениями, но сейчас проводятся более важные испытания. В частности, разные теории образования галактик предсказывают совершенно разные флуктуации космического фонового излучения в угловых масштабах менее одного градуса. Измерения таких крошечных флуктуаций еще не проводились, но они могут быть осуществлены в ходе проводимых сейчас экспериментов. Будет интересно узнать, выдержит ли какая-либо из рассматриваемых сейчас теорий формирования галактик эти испытания.

Современная Вселенная предоставила широкие возможности для развития жизни в том виде, в каком мы ее знаем: в той части Вселенной, которую мы можем наблюдать, насчитывается около 100 миллиардов миллиардов звезд, подобных солнцу. Однако космология Большого взрыва подразумевает, что жизнь возможна только в течение ограниченного промежутка времени: в далеком прошлом Вселенная была слишком горячей, и ее ресурсы для будущего ограничены. Большинство галактик все еще производят новые звезды, но многие другие уже исчерпали свои запасы газа. Через тридцать миллиардов лет галактики станут намного темнее и будут заполнены мертвыми или умирающими звездами, поэтому планет, способных поддерживать жизнь в ее нынешнем виде, будет гораздо меньше.

Вселенная может расширяться вечно, и в этом случае все галактики и звезды в конце концов станут темными и холодными. Альтернативой этому большому холоду является большой кранч. Если масса Вселенной достаточно велика, гравитация в конце концов обратит расширение вспять, и вся материя и энергия воссоединятся. В течение следующего десятилетия, по мере того как исследователи совершенствуют методы измерения массы Вселенной, мы, возможно, узнаем, идет ли нынешнее расширение к большому похолоданию или к большому сжатию.

Мы ожидаем, что в ближайшем будущем новые эксперименты помогут лучше понять теорию Большого взрыва. Усовершенствуя измерения скорости расширения и возраста звезд, мы, возможно, сможем подтвердить, что звезды действительно моложе расширяющейся Вселенной. Недавно завершенные или строящиеся более крупные телескопы могут позволить нам увидеть, как масса Вселенной влияет на кривизну пространства-времени, что, в свою очередь, влияет на наши наблюдения за далекими галактиками.

Мы также продолжим изучать вопросы, которые космология Большого взрыва не затрагивает. Мы не знаем, почему произошел Большой взрыв или что могло существовать раньше. Мы не знаем, есть ли у нашей Вселенной братья и сестры — другие расширяющиеся области, далекие от того, что мы можем наблюдать. Мы не понимаем, почему фундаментальные константы природы имеют такие значения. Достижения в физике элементарных частиц предлагают несколько интересных способов ответить на эти вопросы; задача состоит в том, чтобы найти экспериментальные проверки идей.

Следя за дебатами по таким вопросам космологии, следует помнить, что все физические теории являются приближениями к реальности, которые могут потерпеть неудачу, если зайти слишком далеко. Физическая наука продвигается вперед за счет включения более ранних теорий, которые экспериментально подтверждены, в более крупные и всеобъемлющие рамки. Теория большого взрыва подтверждается множеством доказательств: она объясняет космическое фоновое излучение, обилие легких элементов и хаббловское расширение. Таким образом, любая новая космология обязательно будет включать в себя картину большого взрыва. Какие бы изменения ни произошли в ближайшие десятилетия, космология превратилась из области философии в физическую науку, где гипотезы проходят проверку наблюдениями и экспериментами.

Эта статья была первоначально опубликована под названием «Эволюция Вселенной» в журнале Scientific American 271, 4, 52-57 (октябрь 1994 г.)

doi:10.1038/scientificamerican1094-52

П.

Наши филиалы

Как образовался космос: С чего все начиналось | Лаборатория космических исследований

С чего все начиналось | Лаборатория космических исследований

«Как появился космос?» — Яндекс Кью

Большой взрыв: как была создана Вселенная

Эволюция Вселенной

Ваш комментарий будет первым

Добавить комментарий Отменить ответ