O universo é tudo o que existe. Desde as menores partículas de poeira e átomos até enormes acumulações de matéria de mundos estelares e sistemas estelares. Portanto, não será um erro dizer que qualquer ciência, de uma forma ou de outra, estuda o Universo, mais precisamente, de uma forma ou de outra de seus aspectos. Existir disciplina científica, cujo objeto de estudo é o próprio Universo. Este é um ramo especial da astronomia, a chamada cosmologia.

Cosmologia é o estudo do universo como um todo, incluindo a teoria de toda a observações astronômicas regiões como partes do universo.

Com o desenvolvimento da ciência, cada vez mais processos físicos ocorrendo no mundo ao nosso redor, a maioria dos cientistas gradualmente mudou para ideias materialistas sobre o infinito do universo. Aqui grande valor teve a descoberta por I. Newton (1643 - 1727) da lei gravidade publicado em 1687. Uma das consequências importantes desta lei foi a afirmação de que em universo finito toda a sua substância em um período limitado de tempo deve ser reunida em um único fechar sistema, enquanto em universo infinito a matéria sob a ação da gravidade é coletada em alguns volumes limitados (de acordo com as idéias da época - nas estrelas), preenchendo uniformemente o universo.

Grande valor para o desenvolvimento ideias contemporâneas sobre a estrutura e desenvolvimento do universo tem uma teoria geral da relatividade, criada por A. Einstein (1879 - 1955). Generaliza a teoria da gravidade de Newton para grandes massas e velocidades comparáveis ​​à velocidade da luz. De fato, uma massa colossal de matéria está concentrada nas galáxias, e as velocidades de galáxias e quasares distantes são comparáveis ​​à velocidade da luz.

Uma das consequências importantes teoria geral relatividade é a conclusão sobre movimento contínuo matéria no universo - a não estacionaridade do universo. Esta conclusão foi alcançada nos anos 20 do nosso século matemático soviético A. A. Fridman (1888-1925). Ele mostrou que, dependendo da densidade média da matéria, o universo deve expandir ou contrair. Com a expansão do Universo, a velocidade de recessão das galáxias deve ser proporcional à distância a elas - conclusão confirmada por Hubble pela descoberta do redshift nos espectros das galáxias.

O valor crítico da densidade média de uma substância, do qual depende a natureza de seu movimento,

onde G é a constante gravitacional e H = 75 km/s*Mpc é a constante de Hubble. Substituindo valores desejados, obtemos que o valor crítico da densidade média da substância P k = 10 -29 g/cm 3 .

Se a densidade média da matéria no Universo for maior que a crítica, então no futuro expansão do universo será substituído por compressão, e em uma densidade média igual ou menor que a crítica, a expansão não irá parar. Uma coisa é clara, que com o tempo, a expansão levou a uma diminuição significativa na densidade da matéria e, em um certo estágio da expansão, galáxias e estrelas começaram a se formar.

Nos anos 20. Excelente século XX físico soviético A.A. Friedman estabeleceu que das equações da teoria geral da relatividade segue que o Universo não pode ser imutável, ele deve evoluir. Nosso mundo deve encolher ou expandir. Do ponto de vista do observador (independentemente de onde ele esteja: afinal, o mundo é homogêneo e em cada ponto tudo acontece da mesma forma que em todos os outros), todos os objetos distantes se afastam dele (ou se aproximam dele) com isso mais velocidade quanto mais eles estão localizados. Isso altera a densidade média da matéria no universo. Nas observações, a expansão do Universo se manifesta no fato de que nos espectros de galáxias distantes, as linhas de absorção são deslocadas para o lado vermelho do espectro. Isso é chamado de desvio para o vermelho.

Redshift remove facilmente o paradoxo fotométrico. Afinal, ao se mover para objetos cada vez mais distantes, o brilho da estrela diminui também porque a energia quântica diminui devido ao desvio para o vermelho. Quando a velocidade de remoção se aproxima da velocidade da luz, a estrela se torna invisível.

Na teoria de Friedman, aparece uma quantidade chamada densidade crítica; pode ser expresso em termos da constante de Hubble:

ρ para = 3 H 2/8π G,

Onde Hé a constante de Hubble; G- constante gravitacional.

espaço-tempo

A teoria geral da relatividade nos permite interpretar a constante de Hubble como a recíproca do tempo decorrido desde a origem do Universo:

H = 1 / T.

De fato, se voltarmos na escala de tempo, verifica-se que por cerca de 15 a 20 bilhões de anos o Universo tinha dimensões zero e densidade infinita. Tal estado é comumente chamado de singularidade. Aparece em todas as variantes do modelo Friedman. É claro que aqui reside o limite de aplicabilidade da teoria e é preciso ir além do arcabouço desse modelo. Para tempos suficientemente curtos efeitos quânticos(OTO puramente teoria clássica) tornam-se decisivos.

Decorre da teoria de Friedman que vários cenários para a evolução do Universo são possíveis: expansão ilimitada, alternância de contrações e expansões, e até mesmo um curso estável. Qual desses cenários é realizado depende da razão entre a densidade crítica e real da matéria no Universo em cada estágio da evolução. Para estimar os valores dessas densidades, vamos primeiro considerar como os astrofísicos imaginam a estrutura do Universo.

Atualmente, acredita-se que a matéria no universo existe em três formas: matéria comum, radiação de fundo e a chamada matéria "escura". A matéria comum está concentrada principalmente nas estrelas, das quais existem cerca de cem bilhões somente em nossa galáxia. O tamanho da nossa Galáxia é de 15 kiloparsecs (1 parsec = 30,8 x 1012 km). Supõe-se que no Universo existam até um bilhão de galáxias diferentes, cuja distância média é da ordem de um megaparsec. Essas galáxias estão distribuídas de forma extremamente desigual, formando aglomerados. No entanto, se considerarmos o Universo de uma forma muito grande escala, por exemplo, "quebrá-lo" em "células" com um tamanho linear superior a 300 megaparsecs, então a estrutura desigual do Universo não será mais observada. Assim, em escalas muito grandes, o universo é homogêneo e isotrópico. Aqui, para uma distribuição tão uniforme da substância, pode-se calcular a densidade rv, que é ~ 3×10-31 g / cm3.

A densidade equivalente à radiação relíquia é rr ~ 5×10-34 g/cm3, que é muito menor que rb e, portanto, não pode ser levada em consideração no cálculo da densidade total da matéria no Universo.

Observando o comportamento das galáxias, os cientistas sugeriram que, além da matéria luminosa e "visível" das próprias galáxias, no espaço ao seu redor existem, aparentemente, massas significativas de matéria que não podem ser observadas diretamente. Essas massas "ocultas" se manifestam apenas como gravidade, o que afeta o movimento das galáxias em grupos e aglomerados. Com base nesses sinais, estima-se também a densidade rt associada a essa matéria "escura", que, segundo cálculos, deve ser aproximadamente 30 vezes maior que rv. Como será visto a seguir, é a matéria "escura" que é, em última análise, "responsável" por um ou outro "cenário" da evolução do Universo 1.

Para verificar isso, vamos estimar a densidade crítica da matéria, a partir da qual o cenário "pulsante" da evolução é substituído por um "monótono". Tal estimativa, embora bastante grosseira, pode ser feita com base em mecânica clássica, sem envolver a teoria geral da relatividade. Da astrofísica moderna, precisamos apenas da lei de Hubble.

Vamos calcular a energia de alguma galáxia com massa m, que está localizada a uma distância L do "observador" (Fig. 1.1). A energia E desta galáxia é a soma da energia cinética T = mv2/2 = mH2L2/2 e a energia potencial U = - GMm / L, que está associada a interação gravitacional galáxia m com matéria de massa M localizada dentro de uma bola de raio L (pode-se mostrar que a matéria fora da bola não contribui para energia potencial). Expressando a massa M em termos da densidade r, M = 4pL3r/3, e levando em conta a lei de Hubble, escrevemos a expressão para a energia da galáxia:

E \u003d T - G 4/3 pmr v2 / H2 \u003d T (1-G 8pr / 3H2) (1.1).

Fig.1.1.

Pode-se ver desta expressão que, dependendo do valor da densidade r, a energia E pode ser positiva (E > 0) ou negativa (E< 0). В первом случае рассматриваемая галактика обладает достаточной energia cinética superar atração gravitacional massa M e vão para o infinito. Isso corresponde a uma expansão monótona e ilimitada do Universo (o modelo de Universo "aberto").

No segundo caso (E< 0) расширение Вселенной в какой-то момент прекратится и сменится сжатием (модель "замкнутой" Вселенной). Критическое значение плотности соответствует условию Е = 0, так что из (1.1) получаем:

rk = 3-2 / 8pG (1,2).

Substituindo nesta expressão valores conhecidos H = 15 ((km/s)/106 anos-luz) e G = 6,67×10-11 m3/kg s2, obtemos o valor da densidade crítica rk ~ 10-29 g/cm3. Assim, se o Universo consistisse apenas de matéria "visível" comum com uma densidade rv ~ 3 × 10-31 g/cm3, então seu futuro estaria associado a uma expansão ilimitada. No entanto, como mencionado acima, a presença de matéria "escura" com densidade rt > rv pode levar a uma evolução pulsante do Universo, quando o período de expansão é substituído por um período de contração (colapso) (Fig. 1.2). Verdade, em recentemente os cientistas estão cada vez mais chegando à conclusão de que a densidade de toda a matéria no universo, incluindo a energia "escura", é exatamente igual à crítica. Por que é tão? Ainda não há resposta para esta pergunta.

Fig.1.2.

No centro do conceito grande explosão reside a suposição de que o início da evolução do Universo (t = 0) correspondeu a um estado com uma densidade infinita r = Ґ ( estado singular universo) 1. A partir deste momento, o Universo se expande2, e sua densidade média r diminui com o tempo de acordo com a lei:

r ~ 1 / G t2 (1,3)

onde G é a constante gravitacional 3 .

O segundo postulado da teoria do Big Bang é o reconhecimento do papel decisivo radiação de luz sobre os processos ocorridos no início da expansão4. A densidade de energia e dessa radiação, por um lado, está relacionada com a temperatura T fórmula famosa Stefan-Boltzmann:

onde s = 7,6 10-16 J/m3deg4 é a constante de Stefan-Boltzmann e, por outro lado, com a densidade de massa r:

r = e / с2 = sТ4/с2 (1,5)

onde c é a velocidade da luz.

Substituindo (1.6) em (1.4), levando em consideração valores numéricos G e s temos:

T ~ 1010 t-1/2 (1,6)

onde o tempo está em segundos e a temperatura está em kelvins.

Em muito temperaturas altas(T > 1013 K, t< 10-6 с) Вселенная была абсолютно непохожа на то, что мы видим сегодня. В той Вселенной не было ни галактик, ни звезд, ни атомов... Как в "кипящем котле" в ней непрерывно рождались и исчезали кварки, лептоны и кванты interações fundamentais, em primeiro lugar, fótons (g). Em uma colisão de dois fótons, por exemplo, um par de elétron (e-) - pósitron (e +) poderia nascer, que quase imediatamente se aniquilou (se autodestruiu), novamente dando origem a quanta de luz:

g + g "e- + e+ (1,7)

A aniquilação de um par elétron-pósitron pode levar ao nascimento de outros pares partícula-antipartícula, por exemplo, neutrino (n) e antineutrino (n)

e- + e+ "n + `n (1,8)

Semelhante reações reversíveis também foram realizados com a participação de hádrons, em particular, nucleons (prótons, nêutrons e suas antipartículas).

No entanto, deve-se ter em mente que a criação de um par partícula-antipartícula em uma colisão de fótons só é possível se a energia do fóton Wg exceder a energia de repouso W0 = m0c2 das partículas geradas. Energia média fótons em um estado de equilíbrio termodinâmico é determinado pela temperatura:

onde k é a constante de Boltzmann.

Portanto, a natureza reversível dos processos envolvendo fótons ocorreu apenas em temperaturas superiores a bastante determinado valor para cada tipo partículas elementares T~m0c2/k.

Por exemplo, para nucleons, m0c2 ~ 1010 eV, o que significa Tnucl ~ 1013 K. Assim, em T > Tnucleon, o aparecimento contínuo de pares nucleon-antinucleon e sua aniquilação quase instantânea com a produção de fótons poderia e ocorreu. Mas assim que a temperatura T tornou-se menor que T nucleon, nucleons e antinucleons por um período muito pouco tempo desapareceu na luz. E se este fosse o caso de todos os nucleons e antinucleons, então o Universo ficaria sem hádrons estáveis, o que significa que não haveria substância a partir da qual galáxias, estrelas e outras se formariam posteriormente. objetos espaciais. Mas acontece que, em média, havia uma (!) partícula "extra" para cada bilhão de pares nucleon-antinucleon. É a partir desses núcleons "extras" que a substância do nosso Universo é construída.

Um processo semelhante de aniquilação de elétrons e pósitrons ocorreu mais tarde, em t ~ 1 s, quando a temperatura do Universo caiu para ~ 1010 K e a energia do fóton não foi suficiente para produzir pares elétron-pósitron. Como resultado, um número relativamente pequeno de elétrons permaneceu no Universo - apenas o suficiente para compensar o positivo carga elétrica prótons "extras".

Os prótons e nêutrons restantes após a autodestruição global por algum tempo passaram reversivelmente um para o outro de acordo com as fórmulas de reação:

p + e-" n + `n;

p + n " n + e+ .

E aqui o papel decisivo foi desempenhado pouca diferença massas de repouso de prótons e nêutrons, o que, no final, levou ao fato de que as concentrações de nêutrons e prótons acabaram sendo diferentes. A teoria diz que ao final do quinto minuto, havia cerca de 15 nêutrons para cada cem prótons. Foi nessa época que a temperatura do Universo caiu para ~ 1010 K, e as condições foram criadas para a formação de núcleos estáveis, principalmente hidrogênio (H) e hélio (He). Se negligenciarmos os núcleos de outros elementos (e então eles quase não surgiram), então, levando em consideração a proporção acima de prótons e nêutrons, ~ 70% dos núcleos de hidrogênio e ~ 30% dos núcleos de hélio deveriam ter sido formados em o universo. É essa proporção desses elementos que se observa no meio intergaláctico e nas estrelas da primeira geração, confirmando assim o conceito do Big Bang.

Após a formação dos núcleos de H e He por muito tempo (cerca de um milhão de anos), quase nada digno de atenção aconteceu no Universo. Ainda estava quente o suficiente para os núcleos manterem os elétrons, já que os fótons os arrancavam imediatamente. Portanto, o estado do Universo durante esse período é chamado de plasma de fótons.

Isso continuou até que a temperatura caiu para ~ 4000 K, o que aconteceu ~ 1013 s ou quase um milhão de anos após o Big Bang. Nessa temperatura, os núcleos de hidrogênio e hélio começam a capturar intensamente os elétrons e se transformam em núcleos estáveis. átomos neutros(a energia do fóton não é mais suficiente para quebrar esses átomos). Os astrofísicos chamam esse processo de recombinação.

Somente a partir deste momento a matéria do Universo se torna transparente à radiação e adequada para a formação de coágulos, dos quais as galáxias mais tarde surgiram. A radiação, chamada relíquia, desde então tem uma existência independente, viajando pelo Universo em todas as direções. Agora, os quanta dessa radiação chegam até nós na Terra, que voou quase retilínea por uma distância enorme, igual ao produto a velocidade da luz c pelo tempo tp que passou desde o momento da recombinação: L = tp. Mas afinal, como resultado da expansão do Universo, nós realmente "fugimos" desses quanta de radiação relíquia a uma velocidade v = НL ~ tр/t0, onde t0 = 1/Н é o tempo decorrido desde o Grande explosão. E isso significa que os comprimentos de onda da radiação relíquia recebida por nós devido ao efeito Doppler devem ser muitas (~ t0/tр) vezes maiores do que aquela que estava no momento da recombinação em T ~ 4000 K. Os cálculos mostram que a relíquia A radiação registrada na Terra deve ser a mesma como se fosse emitida por um corpo aquecido a uma temperatura T ~ 3 K1. Eram precisamente essas propriedades que possuía a radiação, que foi registrada em 1965 por A. Penzias e R. Wilson.

Smirnov O.G., candidato a ciências técnicas

SOBRE A DENSIDADE CRÍTICA DA MATÉRIA NO UNIVERSO

Os problemas de determinar a densidade média da matéria no Universo são considerados.

1. Densidade Crítica matéria no Universo é estimada pela fórmula

onde - H é a constante de Hubble, O é a constante gravitacional.

Uma estimativa das massas de matéria em galáxias e aglomerados de galáxias dá densidade média~10-27kg/m3. Segue-se disso que estamos lidando com um Universo em expansão infinita (!). É assim?

2. O primeiro erro é que no Universo observável todos os objetos cósmicos (estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias...) têm uma densidade de matéria maior no centro do que na periferia. Isso também deve ser esperado da distribuição da matéria no Universo. Observamos apenas uma pequena parte do Universo e falamos sobre distribuição uniforme matéria no universo é claramente incorreta.

Em , foram feitos cálculos, segundo os quais nossa Galáxia está localizada nos arredores do Universo e, de acordo com observações recentes, está se aproximando centro único junto com grandes grupos outras galáxias. O movimento ocorre com aceleração na direção de um objeto massivo localizado fora do Universo observável entre as constelações Centaurus e Parus (de acordo com astrofísicos norte-americanos). De acordo com nossa versão, este é o núcleo do Universo. O exposto sugere que não há necessidade de introduzir o conceito de "energia escura".

Supõe-se também que ocorrem processos dentro do Universo que fazem com que a matéria se mova continuamente das profundezas para os limites (processos explosivos) e vice-versa (movimento das galáxias).

onde TV, Yav, g - massa, raio e distância do centro do Universo.

Nos arredores do Universo (r=Jav)

P(*v) = -tb (3)

Mas estamos interessados ​​na densidade média incluída na fórmula (1).

Ela é igual

Assim, a densidade média do Universo é três vezes maior do que em seus arredores. Estando na periferia do Universo, observamos uma pequena parte da substância da metade, que se move em direção ao centro do Universo. Portanto, a densidade média da matéria no Universo não será inferior a 6 . 10-27 kg/m3.

3. Controle remoto de velocidade de deslocamento objetos espaciais(estrelas, galáxias...) são determinados pelo "redshift". B, não linear a física quântica dá fórmulas segundo as quais as velocidades são aproximadamente duas vezes maiores, o que significa que a massa é quatro vezes maior (a massa é proporcional ao quadrado da velocidade). Ao longo do caminho, a necessidade de introduzir o conceito de " matéria escura».

Agora, a densidade média da matéria no Universo deve ser tomada igual a ~ 6 4 "10" = 2,4 10-26 kg/m3, que é 2,4 vezes maior que a crítica.

Chegamos a conclusão importante que o universo em expansão infinita deve ser excluído da consideração.

A substância, movendo-se para os arredores do universo, reduz sua temperatura para zero absoluto, se expande em galáxias e começa a se mover de volta para o centro do universo.

O "recuo" das galáxias apenas fala de seu movimento em direção a um único centro com aceleração, e a constante de Hubble é na verdade uma variável que varia de 100 km/(s-Mpc) a 50 km/(s-Mpc). A diminuição é em direção ao centro do universo. O valor inverso dá a hora do início do movimento da nossa Galáxia em direção ao centro do Universo. É um mínimo de 9,75 bilhões de anos (H=100 km/(s-Mpc)), ou um máximo de 13,9 bilhões de anos (H=70 km/(s-Mpc))

O exposto permite-nos sair do impasse em que a cosmologia moderna entrou.

Literatura

1. Kononovich E.V., Moroz V.I. Curso geral astronomia. Ed. 2º. URSS.2004-544s.

2. Smirnov O. G. Conhecimento do Universo e descobertas do terceiro milênio. "APSN", No. 5, 2010.-pp.73-84.

3. Smirnov O.G. Física do universo e " energia global". 6ª ed., add.-M.: Sputnik + Editora, 2010. - 611s.

4. Smirnov O.G. Física não linear. - M.: Sputnik + Editora, 2010. - 289 p.

A DENSIDADE CRÍTICA DO UNIVERSO- o valor da densidade da matéria em universo, definido pela expressão Onde H é a constante de Hubble (cf. lei de Hubble), Gé a constante de gravidade de Newton. Em modelos isotrópicos homogêneos do Universo (ver Modelos cosmológicos)com zero constante cosmológica valor r comé crítico. valor separando o modelo do Universo fechado onde r - real cf. densidade de todos os tipos de matéria) do modelo de universo aberto

Se a gravidade da matéria for forte o suficiente, ela desacelera muito a expansão do Universo e, no futuro, sua expansão deve ser substituída por contração. espaço 3D nos modelos considerados para tem positivo. curvatura, fechada, seu volume é finito.

Quando a gravidade não é suficiente para parar a expansão, e o Universo sob essas condições se expande indefinidamente no futuro. O espaço tridimensional nos modelos considerados tem um valor negativo. curvatura, seu volume é infinito (na topologia mais simples).

Constante de Hubble H conhecido da astronomia observações com média. incerteza: H - (50-100) km/(s*Mpc). Portanto, há uma incerteza no significado de K. p. V. r c\u003d (5 * 10 -30 -2 * 10 -29) g / cm 3. Por outro lado, as observações mostram que a densidade média da matéria que compõe as galáxias é aparentemente muito menor do que o C.p.V. massas ocultas. Quantidade