Universul este tot ceea ce există. De la cele mai mici particule de praf și atomi până la acumulări uriașe de materie din lumi stelare și sisteme stelare. Prin urmare, nu va fi o greșeală să spunem că orice știință, într-un fel sau altul, studiază Universul, mai precis, într-un fel sau altul din aspectele sale. Există disciplina stiintifica, al cărui obiect de studiu este Universul însuși. Aceasta este o ramură specială a astronomiei, așa-numita cosmologie.

Cosmologia este studiul universului ca întreg, inclusiv teoria întregului observatii astronomice regiunile ca părți ale universului.

Odată cu dezvoltarea științei, din ce în ce mai revelatoare procese fizice care apar în lumea din jurul nostru, majoritatea oamenilor de știință au trecut treptat la idei materialiste despre infinitul universului. Aici de mare valoare a avut descoperirea de către I. Newton (1643 - 1727) a dreptului gravitatie publicată în 1687. Una dintre consecinţele importante ale acestei legi a fost afirmaţia că în univers finit toată substanța sa într-o perioadă limitată de timp trebuie reunită într-un singur sistem apropiat, în timp ce în univers infinit materia sub acţiunea gravitaţiei este adunată în nişte volume limitate (după ideile de atunci - în stele), umplând uniform universul.

Mare valoare pentru dezvoltare ideile contemporane despre structura și dezvoltarea universului are o teorie generală a relativității, creată de A. Einstein (1879 - 1955). Generalizează teoria gravitației lui Newton la mase mariși viteze comparabile cu viteza luminii. Într-adevăr, o masă colosală de materie este concentrată în galaxii, iar vitezele galaxiilor și quasarelor îndepărtate sunt comparabile cu viteza luminii.

Una dintre consecințele semnificative teorie generală relativitatea este concluzia despre mișcare continuă materia din univers – non-staționaritatea universului. La această concluzie s-a ajuns în anii 20 ai secolului nostru matematician sovietic A.A. Fridman (1888 - 1925). El a arătat că, în funcție de densitatea medie a materiei, universul trebuie fie să se extindă, fie să se contracte. Odată cu expansiunea Universului, viteza de recesiune a galaxiilor ar trebui să fie proporțională cu distanța până la acestea - o concluzie confirmată de Hubble prin descoperirea deplasării către roșu în spectrele galaxiilor.

Valoarea critică a densității medii a unei substanțe, de care depinde natura mișcării sale,

unde G este constanta gravitațională și H=75 km/s*Mpc este constanta Hubble. Înlocuind valorile dorite, se obţine că valoarea critică a densităţii medii a substanţei P k = 10 -29 g/cm 3 .

Dacă densitatea medie a materiei din Univers este mai mare decât cea critică, atunci în viitor expansiunea universului va fi înlocuit prin compresie, iar la o densitate medie egală sau mai mică decât cea critică, dilatarea nu se va opri. Un lucru este clar, că în timp, expansiunea a dus la o scădere semnificativă a densității materiei, iar într-un anumit stadiu al expansiunii au început să se formeze galaxii și stelele.

În anii 20. Secolul XX remarcabil fizician sovietic A. A. Friedman a stabilit că din ecuațiile teoriei generale a relativității rezultă că Universul nu poate fi neschimbat, trebuie să evolueze. Lumea noastră trebuie să se micșoreze sau să se extindă. Din punctul de vedere al observatorului (indiferent de locul în care se află: până la urmă, lumea este omogenă și în fiecare punct totul se întâmplă la fel ca la toate celelalte), toate obiectele îndepărtate se îndepărtează de el (sau se apropie de el) cu ce mai multa viteza cu cât sunt localizate mai departe. Aceasta modifică densitatea medie a materiei din univers. În observații, expansiunea Universului se manifestă prin faptul că în spectrele galaxiilor îndepărtate, liniile de absorbție sunt deplasate spre partea roșie a spectrului. Aceasta se numește redshift.

Redshift elimină cu ușurință paradoxul fotometric. La urma urmei, atunci când se deplasează către obiecte din ce în ce mai îndepărtate, luminozitatea stelei scade și pentru că energia cuantică scade din cauza deplasării la roșu. Când viteza de îndepărtare se apropie de viteza luminii, steaua devine invizibilă.

În teoria lui Friedman, apare o mărime numită densitate critică; poate fi exprimat în termenii constantei Hubble:

ρ până la = 3 H 2/8π G,

Unde H este constanta Hubble; G- constantă gravitațională.

spațiu timp

Teoria generală a relativității ne permite să interpretăm constanta Hubble ca reciprocă a timpului scurs de la originea Universului:

H = 1 / T.

Într-adevăr, dacă ne întoarcem la scara timpului, atunci se dovedește că timp de aproximativ 15-20 de miliarde de ani, Universul a avut dimensiuni zero și densitate infinită. O astfel de stare este numită în mod obișnuit o singularitate. Apare in toate variantele modelului Friedman. Este clar că aici se află limita de aplicabilitate a teoriei și este necesar să depășim cadrul acestui model. Pentru perioade suficient de scurte efecte cuantice(OTO pur teoria clasică) devin decisive.

Din teoria lui Friedman rezultă că sunt posibile diferite scenarii pentru evoluția Universului: expansiune nelimitată, alternanță de contracții și expansiuni și chiar o banală. stare echilibrată. Care dintre aceste scenarii se realizează depinde de raportul dintre densitatea critică și reală a materiei din Univers în fiecare etapă de evoluție. Pentru a estima valorile acestor densități, să ne gândim mai întâi la modul în care astrofizicienii își imaginează structura Universului.

În prezent se crede că materia în univers există sub trei forme: materie obișnuită, radiații de fondși așa-numita materie „întunecată”. Materia obișnuită este concentrată în principal în stele, dintre care există aproximativ o sută de miliarde doar în Galaxia noastră. Dimensiunea galaxiei noastre este de 15 kiloparsec (1 parsec = 30,8 x 1012 km). Se presupune că în Univers există până la un miliard de galaxii diferite, distanța medie dintre care este de ordinul unui megaparsec. Aceste galaxii sunt distribuite extrem de neuniform, formând clustere. Cu toate acestea, dacă luăm în considerare Universul într-un mod foarte scară largă, de exemplu, „despărțindu-l” în „celule” cu o dimensiune liniară care depășește 300 de megaparsecs, atunci structura neuniformă a Universului nu va mai fi observată. Astfel, la scari foarte mari, universul este omogen si izotrop. Aici, pentru o distribuție atât de uniformă a substanței, se poate calcula densitatea rv, care este ~ 3×10-31 g / cm3.

Densitatea echivalentă cu radiația relictă este rr ~ 5×10-34 g/cm3, care este mult mai mică decât rv și, prin urmare, poate să nu fie luată în considerare la calcularea densității totale a materiei din Univers.

Observând comportamentul galaxiilor, oamenii de știință au sugerat că, pe lângă materia luminoasă, „vizibilă” a galaxiilor înseși, în spațiul din jurul lor există, aparent, mase semnificative de materie care nu pot fi observate direct. Aceste mase „ascunse” se manifestă doar ca gravitație, care afectează mișcarea galaxiilor în grupuri și clustere. Pe baza acestor semne se estimează și densitatea rt asociată cu această materie „întunecată”, care, conform calculelor, ar trebui să fie de aproximativ 30 de ori mai mare decât rv. După cum se va vedea din cele ce urmează, materia „întunecată” este în cele din urmă „responsabilă” pentru unul sau altul „scenariu” al evoluției Universului 1.

Pentru a verifica acest lucru, să estimăm densitatea critică a materiei, pornind de la care scenariul „pulsant” al evoluției este înlocuit cu unul „monoton”. O astfel de estimare, deși destul de grosieră, poate fi făcută pe baza mecanica clasica, fără a implica teoria generală a relativității. Din astrofizica modernă, avem nevoie doar de legea lui Hubble.

Să calculăm energia unei galaxii cu masa m, care se află la o distanță L de „observator” (Fig. 1.1). Energia E a acestei galaxii este suma energiei cinetice T = mv2/2 = mH2L2/2 și a energiei potențiale U = - GMm / L, care este asociată cu interacțiune gravitațională galaxia m cu materie de masă M situată în interiorul unei bile cu raza L (se poate demonstra că materia din afara bilei nu contribuie la energie potențială). Exprimând masa M în termeni de densitate r, M = 4pL3r/3, și ținând cont de legea Hubble, scriem expresia pentru energia galaxiei:

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

Fig.1.1.

Din această expresie se poate observa că, în funcție de valoarea densității r, energia E poate fi fie pozitivă (E > 0), fie negativă (E< 0). В первом случае рассматриваемая галактика обладает достаточной energie kinetică a trece peste atracție gravitațională masa M și mergeți la infinit. Aceasta corespunde unei expansiuni monotone nelimitate a Universului (modelul Universului „deschis”).

În al doilea caz (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 = 3Н2 / 8pG (1,2).

Înlocuind în această expresie valori cunoscute H = 15 ((km/s)/106 ani lumină) și G = 6,67×10-11 m3/kg s2, obținem valoarea densității critice rk ~ 10-29 g/cm3. Astfel, dacă Universul ar fi format doar din materie „vizibilă” obișnuită cu o densitate rv ~ 3 × 10-31 g/cm3, atunci viitorul său ar fi asociat cu o expansiune nelimitată. Totuși, așa cum am menționat mai sus, prezența materiei „întunecate” cu o densitate rt > rv poate duce la o evoluție pulsatorie a Universului, când perioada de expansiune este înlocuită cu o perioadă de contracție (colaps) (Fig. 1.2). Adevărat, în timpuri recente oamenii de știință ajung din ce în ce mai mult la concluzia că densitatea întregii materie din univers, inclusiv energia „întunecată”, este exact egală cu cea critică. De ce este așa? Nu există încă un răspuns la această întrebare.

Fig.1.2.

În centrul conceptului Marea explozie stă presupunerea că începutul evoluției Universului (t = 0) a corespuns unei stări cu o densitate infinită r = Ґ ( stare singulară univers) 1. Din acest moment, Universul se extinde2, iar densitatea sa medie r scade cu timpul conform legii:

r ~ 1 / G t2 (1,3)

unde G este constanta gravitațională 3 .

Al doilea postulat al teoriei Big Bang este recunoașterea rolului decisiv radiații luminoase asupra proceselor care au avut loc la începutul expansiunii4. Densitatea de energie e a unei astfel de radiații, pe de o parte, este legată de temperatura T renumită formulă Stefan-Boltzmann:

unde s = 7,6 10-16 J/m3deg4 este constanta Stefan-Boltzmann, iar pe de alta parte, cu densitatea masei r:

r = e / с2 = sТ4/с2 (1,5)

unde c este viteza luminii.

Înlocuind (1.6) în (1.4), ținând cont valori numerice G și s obținem:

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

unde timpul este în secunde și temperatura este în kelvins.

La foarte temperaturi mari(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 interacțiuni fundamentale, în primul rând, fotonii (g). Într-o coliziune a doi fotoni, de exemplu, s-ar putea naște o pereche de electron (e-) - pozitron (e +), care aproape imediat s-a anihilat (s-a autodistrus), dând din nou naștere cuantelor de lumină:

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

Anihilarea unei perechi electron-pozitron ar putea duce la nașterea altor perechi particule-antiparticule, de exemplu, neutrin (n) și antineutrin (n)

e- + e+ "n + `n (1.8)

Similar reacții reversibile au fost, de asemenea, efectuate cu participarea hadronilor, în special, a nucleonilor (protoni, neutroni și antiparticulele acestora).

Cu toate acestea, trebuie avut în vedere că crearea unei perechi particule-antiparticule într-o coliziune de fotoni este posibilă numai dacă energia fotonului Wg depășește energia de repaus W0 = m0c2 a particulelor generate. Energie medie fotonii în stare de echilibru termodinamic este determinat de temperatura:

unde k este constanta lui Boltzmann.

Prin urmare, natura reversibilă a proceselor care implică fotoni a avut loc numai la temperaturi care depășesc destul de mult o anumită valoare pentru fiecare tip particule elementare T~m0c2/k.

De exemplu, pentru nucleoni, m0c2 ~ 1010 eV, ceea ce înseamnă Tnucl ~ 1013 K. Deci, la T > Tnucleon, apariția continuă a perechilor nucleon-antinucleon și anihilarea lor aproape instantanee cu producerea de fotoni ar putea și a avut loc. Dar de îndată ce temperatura T a devenit mai mică decât nucleonul T, nucleonii și antinucleonii pentru un foarte mult un timp scurt a dispărut în lumină. Și dacă ar fi așa pentru toți nucleonii și antinucleonii, atunci Universul ar rămâne fără hadroni stabili, ceea ce înseamnă că nu ar exista nicio substanță din care s-au format ulterior galaxiile, stelele și altele. obiecte spațiale. Dar se dovedește că, în medie, a existat o (!) particulă „în plus” pentru fiecare miliard de perechi nucleon-antinucleon. Din acești nucleoni „în plus” este construită substanța Universului nostru.

Un proces similar de anihilare a electronilor și pozitronilor a avut loc mai târziu, la t ~ 1 s, când temperatura Universului a scăzut la ~ 1010 K și energia fotonului nu a fost suficientă pentru a produce perechi electron-pozitron. Ca rezultat, un număr relativ mic de electroni a rămas în Univers - doar suficient pentru a compensa pozitivul incarcare electrica protoni „în plus”.

Protonii și neutronii rămași după autodistrugerea globală de ceva timp au trecut reversibil unul în celălalt în conformitate cu formulele de reacție:

p + e-" n + `n;

p + n " n + e+ .

Și aici s-a jucat rolul decisiv mica diferenta mase de repaus de protoni și neutroni, ceea ce, în cele din urmă, a dus la faptul că concentrațiile de neutroni și protoni s-au dovedit a fi diferite. Teoria spune că până la sfârșitul celui de-al cincilea minut, existau aproximativ 15 neutroni pentru fiecare sută de protoni. În acest moment, temperatura Universului a scăzut la ~ 1010 K și s-au creat condițiile pentru formarea de nuclee stabile, în principal hidrogen (H) și heliu (He). Dacă neglijăm nucleele altor elemente (și atunci aproape că nu au apărut), atunci, ținând cont de raportul de mai sus dintre protoni și neutroni, ar fi trebuit să se formeze ~ 70% din nucleele de hidrogen și ~ 30% din nucleele de heliu. Universul. Acest raport dintre aceste elemente este observat în mediul intergalactic și în stelele primei generații, confirmând astfel conceptul de Big Bang.

După formarea nucleelor ​​H și He pentru o lungă perioadă de timp (aproximativ un milion de ani), aproape nimic demn de atenție s-a întâmplat în Univers. Era încă suficient de fierbinte pentru ca nucleele să se țină de electroni, deoarece fotonii i-au smuls imediat. Prin urmare, starea Universului în această perioadă se numește plasmă fotonică.

Acest lucru a continuat până când temperatura a scăzut la ~ 4000 K, ceea ce s-a întâmplat la ~ 1013 s sau aproape un milion de ani după Big Bang. La această temperatură, nucleele de hidrogen și heliu încep să capteze intens electroni și să se transforme în nuclee stabile. atomi neutri(energia fotonului nu mai este suficientă pentru a sparge acești atomi). Astrofizicienii numesc acest proces recombinare.

Abia din acest moment materia Universului devine transparentă la radiații și potrivită pentru formarea de cheaguri, din care ulterior au rezultat galaxiile. Radiația, numită relicvă, a dus de atunci o existență independentă, călătorind prin Univers în toate direcțiile. Acum, cuantele acestei radiații vin la noi pe Pământ, care a zburat aproape rectiliniu pe o distanță uriașă, egal cu produsul viteza luminii c cu timpul tp care a trecut din momentul recombinării: L = tp. Dar la urma urmei, ca urmare a expansiunii Universului, de fapt „fugim” de aceste cuante de radiație relicve cu o viteză v = НL ~ tр/t0, unde t0 = 1/Н este timpul care a trecut de la Marea explozie. Și asta înseamnă că lungimile de undă ale radiației relicte primite de noi datorită efectului Doppler ar trebui să fie de multe (~ t0/tр) ori mai mari decât cea a celei care era în momentul recombinării la T ~ 4000 K. Calculele arată că relictul Radiația înregistrată pe Pământ trebuie să fie aceeași ca și când ar fi emisă de un corp încălzit la o temperatură T ~ 3 K1. Tocmai aceste proprietăți le poseda radiația, care au fost înregistrate în 1965 de A. Penzias și R. Wilson.

Smirnov O.G., candidat la științe tehnice

DESPRE DENSITATEA CRITICĂ A MATERIEI ÎN UNIVERS

Sunt luate în considerare problemele determinării densității medii a materiei din Univers.

1. Densitatea critică materia din Univers este estimată prin formula

unde - H este constanta Hubble, O este constanta gravitațională.

O estimare a maselor de materie din galaxii și clustere de galaxii oferă densitate medie~10-27kg/m3. De aici rezultă că avem de-a face cu un Univers care se extinde infinit (!). E chiar asa?

2. Prima greșeală este că în Universul observabil toate obiectele cosmice (stele, galaxii, grupuri de galaxii...) au o densitate de materie mai mare în centru decât la periferie. Acest lucru ar trebui să fie așteptat și de la distribuția materiei în Univers. Observăm doar o mică parte a Universului și vorbim despre distributie uniforma materia din univers este în mod clar incorectă.

În , au fost făcute calcule, conform cărora Galaxia noastră este situată la periferia Universului și, conform observațiilor recente, se îndreaptă spre un singur centru impreuna cu grupuri mari alte galaxii. Mișcarea are loc cu accelerația în direcția unui obiect masiv situat în afara Universului observabil între constelațiile Centaurus și Parus (conform astrofizicienilor americani). Conform versiunii noastre, acesta este miezul Universului. Cele de mai sus sugerează că nu este nevoie să se introducă conceptul de „energie întunecată”.

De asemenea, se presupune că în interiorul Universului au loc procese care fac ca materia să se miște continuu de la adâncime la granițe (procese explozive) și înapoi (mișcarea galaxiilor).

unde TV, Yav, g - masa, raza și distanța față de centrul Universului.

La periferia Universului (r=Jav)

P(*v) = -tb (3)

Dar ne interesează densitatea medie inclusă în formula (1).

Ea este egală

Astfel, densitatea medie a Universului este de trei ori mai mare decât la periferia acestuia. Fiind la periferia Universului, observăm o mică parte a substanței din jumătate, care se deplasează spre centrul Universului. Prin urmare, densitatea medie a materiei din Univers nu va fi mai mică de 6 . 10-27 kg/m3.

3. Telecomanda pentru viteza de deplasare obiecte spațiale(stelele, galaxiile...) sunt determinate de „redshift”. B, neliniar fizica cuantică oferă formule conform cărora vitezele se dovedesc a fi aproximativ de două ori mai mari, ceea ce înseamnă că masa este de patru ori mai mare (masa este proporțională cu pătratul vitezei). Pe parcurs, necesitatea introducerii conceptului de „ materie întunecată».

Acum, densitatea medie a materiei din Univers ar trebui luată egală cu ~ 6 4 „10” = 2,4 10-26 kg/m3, care este de 2,4 ori mai mare decât cea critică.

Venim la concluzie importantă că universul care se extinde infinit ar trebui exclus din considerare.

Substanța, deplasându-se la periferia universului, își reduce temperatura la zero absolut, se mărește în galaxii și începe să se deplaseze înapoi în centrul universului.

„Retragerea” galaxiilor vorbește doar despre mișcarea lor către un singur centru cu accelerație, iar constanta Hubble este de fapt o variabilă care variază de la 100 km/(s-Mpc) la 50 km/(s-Mpc). Scăderea este spre centrul universului. Valoarea inversă oferă momentul începerii mișcării galaxiei noastre către centrul Universului. Este un minim de 9,75 miliarde de ani (H=100 km/(s-Mpc)), sau un maxim de 13,9 miliarde de ani (H=70 km/(s-Mpc))

Cele de mai sus ne permit să ieșim din impasul în care a intrat cosmologia modernă.

Literatură

1. Kononovich E.V., Moroz V.I. curs general astronomie. Ed. al 2-lea. URSS.2004-544s.

2. Smirnov O.G. Cunoașterea Universului și descoperirile mileniului trei. „APSN”, nr. 5, 2010.-pp.73-84.

3. Smirnov O.G. Fizica universului și " energie globală". Ed. a VI-a, add.-M .: Editura Sputnik +, 2010. - 611s.

4. Smirnov O.G. Fizică neliniară. - M.: Editura Sputnik +, 2010. - 289 p.

DENSITATEA CRITICA A UNIVERSULUI- valoarea densitatii materiei in Univers, definit prin expresia Unde H este constanta Hubble (cf. Legea Hubble), G este constanta gravitațională a lui Newton. În modelele izotrope omogene ale Universului (vezi Modele cosmologice)Cu zero constantă cosmologică valoarea r Cu este critic. valoare care separă modelul Universului închis unde r - real cf. densitatea tuturor tipurilor de materie) din modelul universului deschis

Dacă gravitația materiei este suficient de puternică, ea încetinește foarte mult expansiunea Universului, iar în viitor expansiunea sa ar trebui înlocuită cu contracție. Spațiu 3Dîn modelele luate în considerare pentru are pozitiv. curbură, închisă, volumul său este finit.

Când gravitația nu este suficientă pentru a opri expansiunea, iar Universul în aceste condiții se extinde la infinit în viitor. Spațiul tridimensional din modelele luate în considerare are o valoare negativă. curbură, volumul său este infinit (în cea mai simplă topologie).

constanta Hubble H cunoscut din astronomic observatii cu medie. incertitudine: H - (50-100) km/(s*Mpc). Prin urmare, există o incertitudine în sensul lui K. p. V. r c\u003d (5 * 10 -30 -2 * 10 -29) g / cm 3. Pe de altă parte, observațiile arată că densitatea medie a materiei care formează galaxiile este aparent mult mai mică decât C.p.V. masele ascunse. Cant