Новоженов В.А. Концепции современного естествознания

Подождите немного. Документ загружается.

112

галактик – туманности Андромеды – световой луч бежит 2

миллиона лет. А ведь огромный путь от Солнца до окраинной

планеты Солнечной системы – Плутона – свет преодолевает

всего за пят ь с половиной часов. Таковы скромные размеры

планетной семьи Солнца на фоне гигантских масштабов

Метагалактики.

Но и «солнечная семья» – очень сложная система со

своими законами движения, со своими еще не раскрытыми

тайнами. О том, что она собой представляет, что о ней известно

людям, о пос ледних данных, полученных в результате ее

изучения, мы расскажем далее.

Теория, рассматривающая физические процессы,

происходящие на ранних стадиях расширения Вселенной,

начиная с первой секунды после «нач ала», называется теорией

«горячей Вселенной». Согласно этой теории ранняя Вселенная

напоминала гигантский ускоритель «элементарных частиц», в

котором, как считают большинство исследователей космоса,

Вселенная была не только очень горячей, но и очень плотной.

Так, расчеты показывают, что в момент времени t = 10

–35

с до

начала Большого взрыва при температуре Т = 10

К плотность

вещества была около 10

кг/м

, а плотность вакуума – 10

кг/м

(этот вакуум называют «ложным»). Современная физика

достаточно хорошо представляет состояние вещества при очень

высоких температурах и давлениях. Эти представления

опираются на хорошо разработанную теорию

высокотемпературной плазмы и подтверждены экспериментами

в ускорителях заряженных частиц. Температура вещества есть

мера средней кинетической энергии частиц. Так, температура

К соответствует энергии частиц 1 МэВ (1 эВ = 1,6

-19

Дж).

Современные ускорители позволяют исследовать частицы с

энергиями порядка 10

эВ, что соответствует средней энергии

частиц в веществе при температуре 10

К. Зная температуру

можно рассчитать момент времени, которому соответствует эта

температура с начала расширения по формуле:

−

, где время выражается в сек, температура в К.

Зная время события можно рассчитать плотность вещества

при этой температуре:

113

, плотность измеряется в кг/м

Началом работы этого гигантского ускорителя был

Большой взрыв. Этот термин часто используют космологи.

Наблюдаемый разлёт галактик – следствие Большого взрыва.

Это был астрономический взрыв, качественно отличающийся от

каких-либо химических взрывов. Главное отличие заключается в

том, что химический взрыв обусловлен разностью давлений,

которая существует между давлением во взрывающемся

веществе и давлением в окружающей среде. Эта разность

давлений создаёт силу, которая придаёт ускорение частицам

заряда взрывающегося вещества. В астрономическом взрыве

подобной разности давлений не существует. В отличие от

химического, астрономический взрыв не начался из

определённого центра (и потом стал распространяться на всё

большие области пространства), а произошёл сразу во всём

существующем тогда пространстве. Это трудно себе

представить, так как «всё пространство» могло быть или

конечным (в сл учае замкнутого мира), или бесконечным (в

случае открытого мира). В ходе Большого взрыва беспрерывно

и стремительно см еняли др уг друга процессы рождения и

гибели (аннигиляция) разнообразных частиц. Эт и процессы во

многом предопределили всю последующую эволюцию

Вселенной и создали необходимые предпосылки для

возникновения и развития жизни.

Развитие процессов после взрыва разделено на несколько

периодов (каждый период получил название эра). Каждая эра

имеет своё название: эра адронов, эра лептонов, эра фотонов

(или эра радиации) и эра вещества.

Эра адронов длилась примерно от t = 10

–6

до t = 10

–4

сек. О

том, что творилось в эту эру, можно судить по температуре (Т =

К) и плотности (порядка 10

кг/м

). Атомов химических

элементов, конечно, не было. Но уже существовали нуклоны

(протоны и нейтроны), мюоны, электроны, нейтрино различных

видов (электронные, мюонные, тау-нейтрино), а также

античастицы всех частиц (антипротоны, антинейтроны,

антимюоны, позитроны, антинейтрино с оответствующих типов).

Существовало и электромагнитное излучение (фотоны), которое

находилось в термодинамическом равновесии с веществом.

114

Плотность такова, что нейтрино, способные проникать без

рассеяния через свинцовые бруски, существуют вместе со

всеми частицами и фотонами благодаря быстрым

столкновениям с ними и друг с другом. Температура такова, что

частицы так же, как фотоны и нейтрино ведут себя просто как

много разных сортов излучения. Плотность энергии этих

излучений колоссальна: эквивалентна плотности массы в 3,8

миллиарда раз больше плотности воды при нормальных

условиях (подразумевается, что данная энергия перешл а в

массу согласно формуле Эйнштейна Е = mс

). Число частиц и

античастиц вещества в единице объёма равно числу

находившихся там фотонов. Главным процессом адронной эры

был процесс аннигиляции нуклонов и антинуклонов. Нуклоны и

антинуклоны объединены под названием адроны (от греческого

hadros – большой, сильный). Если бы в единице объёма

содержалось одинаковое количество нуклонов и антинуклонов,

то в результате аннигиляции все эти частицы исчезли бы, и мир

стал бы совсем иным. Но нуклонов всегда несколько больше,

чем антинуклонов.

Эра лептонов длилась примерно от t = 10

–4

до t = 10 сек. К

концу этой эры температура снизилась до 1О

К, а плотность –

до 10

кг/м

. Лептоны – класс частиц, которые не участвуют в

сильном физическом взаимодействии. Это преимущественно

лёгкие частицы (от греческого слова leptos – тонкий, лёгкий):

электроны, некоторые мюоны, не йтрино и соответствующие

античастицы. В начале лептонной эры аннигилировали мюоны и

антимюонные пары, а затем – электроны с позитронами. В

результате качественно изменился состав плазмы и пр иобрели

самостоятельность нейтрино (среда стала прозрачной для них).

Начиная с этого времени нейтрино перестали участвовать во

взаимодействиях и при дальнейшем расширении Вселенно й

сохранили свою самостоятельность. Это реликтовое нейтринное

излучение, в принципе, можно обнаружить, но это пока не

реализовано вследствие высокой неуловимости нейтрино.

Кроме того, в лептонную эру произошло перераспределение

энергии: после аннигиляции тяжёлых частиц их энергия перешла

к более лёгким и тратилась на нагрев излучения. После

аннигиляции лёгких частиц освободившаяся энергия стала

расходоваться в основном на повышение температуры

излучения. Энергия, выделившаяся при аннигиляции электронов

115

и позитронов, дала фотонам энергию на 35% больше, чем

нейтрино.

В конце лептонной эры – начале эры радиации начал

происходить синтез ядер гелия и дейтерия (тяжёлого водорода).

Эти ядра образовывались путём слияния протонов и нейтронов.

Причём уже примерно через 100 сек после начала расширения

образовалось почти 25% ядер гелия (по массе). 75% состава

плазмы – ядра водорода. Это подтверждается и современными

данными о составе звёзд. Так, Со лнце и другие звёзды начали

свою жизнь, имея в своем составе большую часть водорода и

лишь 20–30% гелия. Астрономами обнаружено также, что

распространённость гелия в Галактике невелика и не меняется

от места к месту так же сильно, как меняется

распространённость более тяжёлых элементов. Это ещё раз

подтверждает то, что тяжёлые элементы образовались в

звёздах, а гелий – в ранней Вселенной. Эра радиации длилась

примерно от t = 10 с до 300 тысяч лет. К концу этой эры

плотность стала 10

–18

кг/м

, а температура уменьшилась до

3000 К. Одно из важнейших событий произошло в конце этой

эры. Его обычно называют «отрывом» излучения от вещества.

Температура уменьшилась, а следовательно, энергия излучения

уменьшилась. Теперь кванты излучения уже не могли

ионизовывать атомы водорода. Создались условия, при которых

присоединение электронов к протонам (рекомбинация) стало

преобладать над отрывом электронов от протонов (ионизация).

В результате среда стала прозрачной для излучения. Отсюда

поведение вещества и поведение излучения далее будут

отличаться. В расширяющейся Вселенной изл учение теряет

свою энергию быстрее, чем вещество. Но температура

излучения уменьшается меньше, чем температура вещества. Но

времени прошло много, и поэтому, если считать, что в «эпоху

отрыва» излучения от вещества Т = 3000–4000 К, то сейчас

Вселенная должна быть заполнена излучением с

температурой 3–4 К. Это тоже подтверждено на практике:

температура фона космического микроволнового излучения

составляет около 3 К.

Эра вещества (или послерекомбинационная эра) длится до

сих пор. После «отрыва» излучения и вещества наша Вселенная

довольно спокойно расширялась. Главные события,

происходившие в ней, связаны с образованием галактик, звёзд,

116

планет. К нашему времени часть звёзд и планет успела

завершить свой жизненный путь, другая часть вступила в полосу

расцвета, а третья – в стадию образования. Во Вселенной в

наше время встречаются звёзды разных поколений.

Возникновение галактик и звезд

Представление об открытых системах, в веденное

неклассической термодинамикой, явилось основой для

утверждения в современном естествознании эволюционного

взгляда на мир. Хотя отдельные эволюц ионные теории

появились в конкретных науках еще в прошлом веке (теория

возникновения Солнечной системы Канта–Лапласа и

эволюционная теория Дарвина), тем не менее, никакой

глобальной эволюционной теории развития Вселенной до

нашего века не существовало. Это и неудивительно, поскольку

классическое естествознание ориентировалось

преимущественно на изучение не динамики систем, а их

статики. Такая тенденция наиболее рельефно бы ла

представлена атомистической концепцией классической физики

как лидера тогдашнего естествознания. Атомистический взгляд

на представление состоит в том, что свойства и законы

движения различных природных систем могут быть сведены к

свойствам тех мельчайших частиц материи, из которых они

состоят. Вначале такими простейшими частицами считались

молекулы и атомы, затем элементарные частицы, а в настоящее

время – кварки.

Бесспорно, атомистический подход имеет большое

значение для объяснения явлений природы, но он обращает

главное внимание на строение и структуру различных систем, а

не на их возникновение и развитие. В последние годы получают

распространение также системный и эволюционный взгляды,

которые обращают внимание скорее на характер

взаимодействия элементов разных систем, чем на анализ

свойств тех частиц, которые рассматривались в качестве своего

рода последних кирпичиков мироздания. Благодаря широкому

распространению системных идей, а в недавнее время и

представлений о самоорганизации открытых систем, сейчас все

настойчивее выдвигаются различные гипотезы и модели

возникновения и эволюции Вселенной. Они усиленно

117

обсуждаются в рамках современной космологии – науки о

Вселенной как едином целом.

Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на основе

тех теоретических представл ений, которые существуют в

данное время в космологии. Современная космология возникла

после появления общей теории относительности, и поэтому ее в

отличие от классической называют рeляmuвucmcкoй.

Эмпирической базой для нее послужили открытия

внегалактической астрономии, важнейшим из которых было

обнаружение явления «разбегания» галактик. В 1929 г.

американский астроном Э.П. Хаббл (1889–1953) установил, что

свет, идущий от далеких галактик, смещается в сторону красного

конца спектра. Это явление, получившее название красного

смещения, согласно принципу Допплера свидетельствовало об

удалении («разбегании») галактик от наблюдателя.

Поскольку релятивистская космология сформировалась на

основе идей и принципов общей теории относительности, то на

первом этапе она уделяла главное внимание геометрии

Вселенной и, в частности, кривизне четырехмерного

пространства-времени. Как мы уже указывали выше, новый этап

ее развития был связан с исследованиями русского ученого

Александра Александровича Фридмана (1888–1925), которому

удалось впервые теоретически доказать, что Вселенная,

заполненная тяготеющим веществом, не может быть

стационарной, а должна периодически расширяться или

сжиматься. Этот принципиально новый результат нашел свое

подтверждение после обнар ужения красного смещения, которое

стало трактоваться как явление «разбегания» галактик. В связи

с этим на первый план выдвигаются проблемы исследования

расширения Вселенной и определения ее возраста по

продолжительности этого расширения. Наконец, начало

третьего периода развития космологии связано с работами

известного американского физика Г.А. Гамова (1904–1968),

русского по происхождению. В них исследуются физические

процессы, происходившие на разных стадиях расширяющейся

Вселенной.

Все эти особенности развития космологии нашли отражение

в различных моделях Вселенной. Общим для них является

представление о нестационарном изотропном и однородном

характере ее моделей. Нестационарность означает, что

118

Вселенная не может находиться в статическом, неизменном

состоянии, а должна либо расширяться, либо сжиматься.

«Разбегание» галактик, по-видимому, свидетельствует о ее

расширении, хотя существуют модели, в которых наблюдаемое

в настоящее время расширение рассматривается как одна из

фаз так называемой пульсирующей Вселенной, когда вслед за

расширением происходит ее сжатие.

Изотропность указывает на то, что во Вселенной не

существует каких-либо выделенных точек, и свойства не зависят

от направления. Однородность характеризует распределение в

среднем вещества во Вселенной. Вышепри веденные

утверждения часто называют космологическими постулатами. К

ним добавляют также правдоподобное требование об

отсутствии во Вселенной сил, препятствующих силам тяготения.

При таких предположениях модели оказываются наиболее

простыми. В их основе лежат уравнения общей теории

относительности Эйнштейна, а также представления о кривизне

пространства–времени и связи этой кривизны с плотностью

массы вещества. В з ависимости от кривизны пространства

различают: открытую модель, в которой кривизна отрицательна

или равна нулю, замкнутую модель с положительной кривизной.

Расстояние между скоплениями галактик со временем

непрерывно увеличиваются, что соответствует бесконечной

Вселенной. В замкнутых моделях Вселенная оказывается

конечной, но столь же неограниченной, так как, двигаясь по ней,

нельзя достичь каких-либо границ.

Независимо от того, рассматриваются ли открытые или

замкнутые модели Вселенной, все ученые сходятся на том, что

первоначально Вселенная находилась в условиях, которые

трудно вообразить на Земле. Эти условия характеризуются

наличием высокой температуры и давления в точке

сингулярности, в которой была сосредоточена материя. Такое

допущение вполне согласуется с установлением расширения

Вселенной, которое могло начаться с некоторого момента, когда

она находилась в очень горячем состоянии и постепенно

охлаждалась. Такая модель «горячей» Вселенной впервые была

выдвинута Г.А. Га-мовым и впоследствии названа стандартной.

119

Стандартная модель эволюции Вселенной

Эта модель предполагает что нача льна я температура

внутри сингулярности превышала 10

градусов по абсолютной

шкале Кельвина. Плотность материи равнялась приблизительно

г/см

. В подобном состоянии неизбежно должен был

произойти Большой взрыв, с которым связывают начало

эволюции в стандартной модели Все ленной, называемой

поэтому также моделью Большого взрыва. Предполагаемые

процессы, проходившие после Большого взрыва, описаны выше.

Предполагается, что такой взрыв произошел примерно 20

миллиардов лет назад и сопровождался сначала быстрым, а

потом более умеренным расши рением и соответственно

постепенным охлаждением Вселенной. По степени этого

расширения ученые судят о состоянии материи на разных

стадиях ее эволюции. Полагают, например, что через 0,01 с

после взрыва плотность материи с невообразимо большой

величины должна была упасть до 10

г/см

. В этих условиях в

расширяющейся Вселенной, по-видимому, должны были

существовать фотоны, электроны, позитроны, нейтрино и

антинейтрино, а также небольшое количество нуклонов

(протонов и нейтронов). При этом могли происходить

непрерывные превращения пар электрон + позитрон в

фотоны и обратно – фотоны в пару электрон + позитрон. Но

уже через три минуты после взрыва из нуклонов образуется

смесь легких ядер: 2/3 водорода и 1/3 гелия. Остальные

химические элементы образовались из этого дозвездного

вещества в результате ядерных реакций. В момент, когда

возникли нейтральные атомы водорода и гелия, вещество

сделалось прозрачным для фотонов, и они стали излучаться в

мировое пространство. В настоящее время такой остаточный

процесс наблюдается в виде реликтового излучения. Это

явление находится в полном соответствии с моделью «горячей

Вселенной». Оно сохранилось до наших дней и наблюдается

именно как реликт, или остаток, от той весьма отдаленной

эпохи образования нейтральных атомов водорода и гелия.

Известный американский астроном К. Саган построил

наглядную модель эволюции Вселенной, в которой космический

год равен 15 миллиардам земных лет, а 1 сек унда – 500 годам.

Тогда в земных единицах времени эволюция представится так:

120

Большой взрыв 1 января 0 час. 0 мин

Образование галактик 10 января

Образование Солнечной системы 9 сентября

Образование Земли 14 сентября

Возникновение жизни на Земле 25 сентября

Океанский планктон 18 декабря

Первые рыбы 19 декабря

Первые динозавры 24 декабря

Первые млекопитающие 26 декабря

Первые приматы 29 декабря

Первые гоминиды 30 декабря

Первые люди 31 декабря примерно в 22 часа 30 мин.

По мере расширения и охлаждения во Вселенной

происходили процессы разрушения существовавших раньше

симметрий и возникновения на этой основе новых структур.

Тот факт, что любая эволюция сопровождается

разрушением принципа положительной обратной связи,

согласно которому неравновесность и неустойчивость,

возникающие в открытой системе, вследствие взаимодействия

со средой со временем не ликвидируются, а наоборот,

усиливаются. Это приводит в конечном счете к разрушению

прежних симметрий и возникновению новой структуры.

Очевидно, что о первоначальной эволюции Вселенной мы

можем судить только на основани и тех результатов, которые

известны нам сегодня. Поэтому любая модель, которая строится

для объяснения современного ее состояния, должна учитывать

эти факты. Другими словами, о ранней эволюции Вселенной мы

можем делать заключения только путем экстраполяции, или

распространения известного на неизвестное, и выдвижения

гипотез о не известных этапах ее развития.

Предполагают, что одним из пер вых результатов

расширения и, соответственно, охлаждения Вселенно й было

нарушение симметрии между веществом и антивеществом, а

именно такими разноименно заряженными материальными

частицами, как электрон, несущий отрицательный заряд е

–

, и

позитрон с противоположным положительным зарядом е

. Их

взаимодействие при столкновении приводит к образованию двух

фотонов.

Как возникло подобное нарушение симметрии, осталось

121

неизвестным, приходится только догадываться. Неясно также

то, каким способом антивещество оказалось отделенным от

вещества, и что удерживает их от аннигиляции, или

уничтожения. По-видимому, здесь мы встречаемся с

исторической реконструкцией. Так как частицы вещества и

антивещества при взаимодействии аннигилируют, т.е. е

–

+ е

→

, то предполагают, что в далеком прошлом наш вещественный

мир каким-то образом оказался изолированным от мира

антивещественного. Иначе он не мог бы существовать

вследствие процессов аннигиляции вещества и антивещества. В

общих чертах формирование Вселенной, согласно стандартной

модели, представляется следующим образом. Когда

температура Вселенной после взрыва упала до 6 миллиардов

градусов по Кельвину, первые 8 с после взрыва там

существовала в основном см есь электронов и позитронов. Пока

эта смесь находилась в тепловом равновесии, количество

частиц разного рода оставалось примерно одинаковым. Между

частицами происходили непрерывные столкновения, в

результате чего возникали пары фотонов, а из столкновения

последних –электрон и позитрон.

На этой стадии происходило непрерывное превращение

вещества в излучение и, наоборот, излучения в вещество.

Вследствие этого между веществом и излучением сохранялась

симметрия. Нарушение этой симметрии произошло после

дальнейшего расширения Вселенной и соответственно

понижения ее температуры. Именно на этой стадии возникли

более тяжелые ядерные частицы – протоны и нейтроны. Самым

главным результатом этой стадии микроэволюции нашей

области Вселенной было образование крайне незначительного

перевеса вещества над излучением, которое оценивается

примерно как излишек одного протона или нейтрона на

миллиард фотонов. Как раз из этого излишка в процессе

дальнейшей эволюции возникло то огромное богатство и

разнообразие материальных об разований, явлений и форм,

начиная от атомов, молекул, кристаллов, минералов и кончая

разнообразными горными образованиями, планетами, звездами

и звездными ассоциациями, галактиками и скоплениями

галактик.

Конечно, в стандартной модели имеется еще много

неясного и спорного, но она опирается на такой твердо