Строение и эволюция солнечной системы

 Исследования реликтовых  излучений дают ценный материал  для космогонических и космологических  теорий. Так, по отсутствию заметной  анизотропии судят о крупномасштабных  свойствах Вселенной, делают выводы о её изотропии и однородности. Выявление мелкомасштабных флуктуаций температуры реликтовых излучений на небесной сфере дало бы возможность сделать заключение о первичных возмущениях в плотности и скорости вещества, рост которых привёл к образованию галактик и скоплений галактик, о времени их образования. Обнаружение отклонений реликтовых излучений от законов излучения абсолютно чёрного тела позволило бы выявить источники выделения энергии, действовавшие в течение времени охлаждения реликтового излучения .        

 Реликтовое излучение  существенно влияет на ряд  процессов, происходящих во Вселенной  и в современную эпоху. Так,  определяет время жизни релятивистских  электронов и космических лучей  сверхвысоких энергий в межгалактическом  пространстве: электроны, рассеивая  фотоны реликтового излучения, отдают им энергию и тормозятся. Энергия реликтовых фотонов при этом возрастает во много раз. Этот механизм, возможно, является причиной возникновения фонового рентгеновского излучения. При столкновении фотонов реликтового излучения с протонами ультравысоких энергий происходит рождение π-мезонов, протоны быстро теряют энергию. Столкновения фотонов с ядрами космических лучей при определённых условиях приводят к расщеплению ядер. Реликтовое излучение влияет на заселённость нижних энергетических уровней молекул межзвёздного вещества. На этом основан, в частности, косвенный метод определения температуры реликтовых излучений. Полученные этим путём температуры реликтового излучения хорошо согласуются с температурами, полученными и при прямых радионаблюдениях.

Спектр реликтового излучения. Сплошная кривая — спектр излучения  абсолютно черного тела с температурой 2,7 К.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.3. Темная эпоха

 

Как ни удивительно, вскоре после Большого Взрыва, через полмиллиона  лет, началась эпоха, когда во Вселенной  было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное  равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом  Темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало при­мерно 150К (-120°С) и продолжало осты­вать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 тем­ной и состояла из атомов водорода и ге­лия в пропорции 4:1 по массе, оставшейся от Большого Взрыва. Темная Энергия практически никакой роли не играла.

События Темной эпохи установлены  с по­мощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового  излучения, от­туда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно они дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась, и излучение стало самостоя­тельным явлением, красное смещение составляло огромную величину z = 1200. Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет, а самые далекие (или ранние) объекты, которые удается наблюдать, имеют z = 6,5 (900 миллионов лет). При z = 1100 температура снизилась до 3000К, произошла рекомбинация плаз­мы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило — дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, что препятствовало возникновению конденсаций.

Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд  оставалось маловероятным, очень небольшие  и крайне маловероятные неоднородности Темной Массы все же существовали. Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Пер­вые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальней­шую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездооб­разование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

 

 

1.4. Первые звезды

 

Процесс возникновения первых звезд был более простым, чем образование звезд современного типа, из-за химической чистоты исходного материала — смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с Темной Массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил Темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов; для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался, в основном, в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000К и более, и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части образования снижается до 200-ЗООК, и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре.

Минимальная масса газовой  конденсации, необходимая для формирования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры  газа, поэтому первые звезды имели  массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7К, а не почти 100К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса — давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр "металлами" (так астрономы называют все элементы тяжелее гелия). Истекающий с них "звездный ветер" обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых из них в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют ре-ионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что ре-ионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет. Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

С образованием первых звезд  Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, Темной материей. Размеры протогалактик были небольшими и они находились близко друг к другу, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в первые галактики, тоже небольшие. Их размеры составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды; диаметр нашей Галактики составляет 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени... Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение — просто результат старения света, а никакой не эффект Доплера.

 

1.5. Слияние протогалактик

Рождение звёзд в  большинстве крупных галактик в ранней Вселенной могли питать почти стационарные потоки холодного газа, втекающие в галактику из межгалактического пространства. В отличие от доминирующей на сегодня точки зрения, согласно которой звёздообразование подстёгивают слияния галактик друг с другом, эта теория может объяснить, каким образом крупные галактики образовались так быстро и почему в движении их звёзд и газа не заметно беспорядка, который должны были бы вызвать слияния.

Авишай Декель из Еврейского университета Иерусалима и его коллеги из Израиля, США, Франции, Германии и Швейцарии опубликовали в последнем номере Nature результаты численного моделирования образования галактик и звёзд в ранней Вселенной, которой около 3 миллиардов лет. Учёные сравнили, за какую часть звёздообразования ответственны столкновения между галактиками, а какую может обеспечить спокойное втекание газа в галактики из межгалактических газовых «нитей», формирующихся за счёт гравитационного скучивания тёмной материи и газа; считается, что на пересечении таких нитей и образуются первые скопления галактик.

Как оказалось, второй, альтернативный механизм способен обеспечить более 3/4 всех темпов звёздообразования в  ранней Вселенной. Лишь примерно треть  холодного газа, аккрецирующего на молодые галактики из межгалактической среды, приходится на сгустки и может быть описана, как слияния протогалактик; оставшиеся две трети обеспечивает равномерный поток, и именно из этого газа рождается большая часть звёзд.

Модель Декеля и его коллег позволяет  объяснить, почему на движение звёзд  и газа в молодых, активно образующих звёзды галактиках гипотетические слияния  не оказывают никакого заметного  влияния, и галактические диски  продолжают вращаться так же чинно  и спокойно, как это делает газ  нашей Галактики. При этом внешний  вид галактики может быть обманчив – турбулентность в аккреции газа может разбить этот диск на участки, где звёздообразование идёт интенсивно, и где оно практически не идёт, придавая галактике «рваную» форму. Однако эта неоднородность выдаёт лишь «подсвеченные» участки, движение же газа и звёзд вокруг центра галактики остаётся невозмущенным.

Вместе с тем, по расчётам Декеля и его коллег, редкие галактики  с особо высоким темпом образования  звёзд – всё-таки результат слияний, в результате которых уплощённые дисковые галактики в конечном итоге  превратятся в массивные эллиптические  системы

1.6. Раздутая Вселенная

Современная наука «вдруг»  совершила для самой себя ошеломляющее открытие: тот физический мир, который  со времен Галилея и Ньютона считался областью неизменных и точных законов  — «Универсумом», сам оказался подчиненным направленным во времени изменениям, у которых может быть «начало» и может быть «конец». Такую картину мира мы обнаруживаем в теории эволюционирующей Вселенной нашего соотечественника Александра Александровича Фридмана, разработанной им в 1920-е. Главный результат этого открытия — эволюция наблюдаемого мира. Особенность теории эволюционирующей Вселенной Фридмана заключалась в том, что описываемая в ее рамках Вселенная с необходимостью рождалась из так называемой начальной космологической сингулярности.

В 2002 году развернутая на высоте в 5000 м в чилийской пустыне  радиоастрономическая установка CBI (Cosmic Background Imager) смогла «сфотографировать» флуктуации микроволнового фона Вселенной. Темные «крупинки» на изображении интрепретировались тогда как «семена» (seeds)                   будущей материи. Фото: CBI/Caltech/NSF

 

 

 

 

 

В богословском прочтении  космологическая сингулярность  была интерпретирована как «первая  точка», «первый миг» рождающейся  Вселенной. Поскольку в сингулярности время и пространство равны нулю, а плотность «вещества» и «энергии» почти бесконечна, постольку можно говорить о возникновении Вселенной из такой сингулярности как возникновении «из ничего». Уже после смерти Александра Фридмана и после своего первого наблюдательного подтверждения Эдвином Хабблом (Edwin Hubble, 1889–1953) в 1928-1929 годы она получила название «теория Большого Взрыва» (Big Bang). А в 1964–1965 годы эту теорию подтвердило открытие американских астрофизиков Пензиаса (Arno Penzias) и Вилсона (Robert Woodrow Wilson), обнаруживших «далекое эхо Большого Взрыва» — микроволновое реликтовое излучение.

Однако после нескольких лет триумфа теория Большого Взрыва сама столкнулась с рядом неразрешимых для нее проблем. Она не смогла ответить на вопрос, почему пространство наблюдаемой Вселенной «плоское», то есть почему сумма углов любого треугольника, вписанного в сферу радиусом 1028 см, равна 180°, не больше и не меньше. Теория не могла объяснить, почему положительно заряженных частиц во Вселенной больше, чем отрицательно заряженных. Более того, удалось показать, что некоторые из подобных проблем неразрешимы в рамках этой теории в принципе. Для их решения нужна была другая теория.

Вторая половина ХХ века увидела невероятную активность ученых по созданию множества теорий происхождения Вселенной. Не многие из них прошли даже первое серьезное  обсуждение среди коллег. Самой «стойкой»  оказалась та, согласно которой рождение Вселенной начинается не со «взрыва», а с «раздувания» (инфляции) физического вакуума. Первым к этой идее пришел в 1979 году российский космолог Алексей Александрович Старобинский, а окончательный вид теория приобрела в работах американских ученых Алан Гуса (Alan Guth), Андреаса Альбрехта (Andreas Albrecht), Пола Стейнхарда (Paul Steinhardt) и российского ученого Андрея Дмитриевича Линде.

Основная особенность  инфляционного сценария заключалась  в том, что Вселенная зарождается  в вакууме, не содержащем ни одной  элементарной частицы, и по мере ее «раздувания» (увеличения ее радиуса) до гигантских размеров плотность энергии  вакуума не меняется. В этой «пустоте»  не было ни частиц, ни излучения —  никаких классических форм существования  вещества! Потом «инфляция» кончается, и Вселенная развивается так, как предсказывает фридмановская теория. Получается, что Вселенная рождалась в два приема, проходя стадию «увеличения объема», заполненного физическим полем, но не содержащим ни вещества, ни излучения, и стадию появления вещества и излучения и последующего образования из него звезд, галактик, планет и всего прочего. И наличие первой подготовительной стадии, оказывается, влечет за собой много важных последствий. Например, наша Вселенная должна иметь размер около 1010000000000 см, а те 1028 см, которые считались ее размером до того, — всего лишь ее наблюдаемая часть, область, открытая зрению простых «земных наблюдателей». Кроме того, инфляционная теория предсказывала, что в крупных масштабах Вселенная должна быть анизотропной, и, в частности, наблюдая реликтовый микроволновый фон в разных направлениях, мы будем видеть не одну и ту же картину — где-то температура этого фона чуть выше, где-то чуть ниже.