7.2 Большой взрыв и теория Горячей Вселенной

Факт расширения Вселенной, вместе с теорией гравитации – общей теорией относительности – свидетельствует о том, что в прошлом Вселенная была чрезвычайно плотной и чрезвычайно быстро расширялась. Если проследить эволюцию Вселенной назад в прошлое, используя решения Фридмана, можно прийти к выводу, что в прошлом существовал момент времени, когда вся Вселенная была сжата в одну точку. Этот момент назван моментом Большого Взрыва (big bang). В этот момент вещество во Вселенной было настолько плотным, а гравитационное взаимодействие настолько сильным, что известные законы физики были неприменимы. В этот момент началась эволюция Вселенной. С тех пор прошло порядка 14 млрд лет, это возраст современной Вселенной.

Расширение Вселенной сопровождалось ее охлаждением. По оценкам Г. Гамова спустя 1 секунду после Большого взрыва температура Вселенной составляла 10¹⁰ К. В такой «горячей духовке», которую представляла собой ранняя Вселенная, вполне могли протекать термоядерные реакции и образоваться легкие ядра типа ядер дейтерия и гелия. Более тяжелые ядра (углерода, кислорода и т.д.) синтезировались позже в недрах звезд. Согласно Гамову важную роль в ранней Вселенной играло излучение.

Следующее важное событие произошло много позднее. Когда возраст Вселенной достиг примерно 7×10⁵ лет, температура упала до 3000 К. При такой температуре энергия теплового движения относительно невелика, и химической энергии связи атомных ядер и электронов становится достаточно, чтобы удержать их вместе в виде нейтральных атомов. В эту эпоху происходит образование атомов водорода и гелия. Согласно теории горячей Вселенной общее содержание гелия в современной Вселенной должно составлять 25 %; эта цифра подтверждена экспериментально.

В эволюции ранней Вселенной различают две эпохи – эпоху преобладания излучения и эпоху преобладания вещества. Граница между эпохами приходится на возраст Вселенной примерно 73 млн лет. В начальный период именно излучение определяло судьбу Вселенной; после преобладало вещество.

Экспериментальным доказательством теории Г. Гамова является реликтовое излучение. Открытие реликтового излучения произошло случайно на оборудовании, созданном для сугубо коммерческих целей. В 1965 г. А.А. Пензиас и Р.В. Вилсон обнаружили изотропное фоновое излучение с температурой 3,5 К.

«Бог совершил две ошибки. Во-первых, он сотворил Вселенную в Большом взрыве. Во-вторых, он был настолько небрежен, что оставил улики – микроволновое фоновое излучение» (Пал Эрдош).

7.3 Образование крупномасштабных структур во Вселенной. Эволюция галактик и звезд

Наша Галактика – это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, образующих в пространстве достаточно сложную фигуру. Возраст звезд различен: самые старые звезды появились около 15 млрд лет назад, молодые звезды – несколько сотен тысяч лет назад. Есть звезды, находящиеся в протозвездной стадии, т.е. в процессе звездообразования. Такой интенсивный процесс наблюдается сейчас в Большой туманности в созвездии Ориона (1500 св. лет от нас).

Согласно современным представлениям, все звезды начинают свою жизнь одинаково. Облако газа и пыли – газопылевой комплекс –сжимается и нагревается, возникающие при этом неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости, и он распадается на части. Пока такой фрагмент прозрачен для инфракрасного излучения, температура его внутренних слоев не повышается, и сжатие происходит ускоренно. С некоторого момента изотермическое сжатие переходит в адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри растут, замедляя сжатие. Так возникает протозвезда. Внутренние слои разогреваются за счет гравитационной энергии падающего к центру вещества, это продолжается до тех пор, пока разогрев не достигнет значений температуры, достаточных для начала термоядерных реакций. Так протозвезда приобретает статус звезды. Наше Солнце проделало такой путь примерно за 2 млн лет. Дальнейшая судьба звезды определяется ее массой.

Источником энергии звезд служат термоядерные реакции, характер которых в первую очередь определяется температурой звезды. В центре Солнца и подобных ему звезд плотность плазмы составляет 150000 кг/м³, а температура около 15 млн К. При таких условиях реализуется протон-протонный цикл. Пока реакции ядерного синтеза продолжаются, звезда находится, как говорят, на главной последовательности. Это самая продолжительная стадия в жизни звезды. Время пребывания на главной последовательности зависит от массы звезды. В массивных звездах водород выгорает быстрее. Запасы ядерного горючего в массивных звездах, масса которых превышает солнечную в несколько десятков раз, исчерпывается за несколько миллионов лет. Звездам, имеющим массу около солнечной (и меньше), запасов ядерного горючего хватает на несколько миллиардов и даже десятки миллиардов лет. После исчерпания запасов ядерного горючего в центральной зоне ядра звезды ядерные реакции продолжаются в тонком слое водорода вокруг ядра. Звезда с таким слоевым источником как бы разбухает, при этом из-за увеличения размеров падает температура ее поверхностных слоев. Звезда приобретает красный цвет и становится красным гигантом. Если масса звезды не превышает 1,2 массы Солнца, то через некоторое время наружные слои отделяются от ядра, а само ядро предстает как звезда малого размера с довольно высокой температурой (белый карлик). Постепенно остывая, эти звезды примерно за миллиард лет становятся невидимыми черными карликами, являющимися финальной стадией эволюции большинства звезд. Подобная судьба, по-видимому, через 8-10 млрд лет ожидает и наше Солнце.

Но не все звезды проходят такой относительно спокойный эволюционный путь. Если масса звезды больше 1,2 солнечных, то, исчерпав запасы ядерного топлива, звезда тоже сбрасывает внешнюю оболочку, но не плавно, а в виде мощного взрыва. Такие мощные взрывы называют Сверхновыми звездами (термин “новые” не очень удачно был введен Тихо Браге; вспышка свидетельствует о гибели звезды, а не о ее рождении). Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г. в созвездии Тельца; остатки оболочки этой взорвавшейся звезды сейчас наблюдаются в виде Крабовидной туманности. Вспышка сверхновой связана с тем, что сбросив оболочку, массивная звезда обнажает свое ядро, которое имеет еще очень большую температуру и, следовательно, огромную светимость. В течение недели или месяца такая звезда излучает больше света, чем целая галактика. Ядро быстро сжимается, и если его масса превышает две солнечных, то сильное собственное тяготение не позволяет звезде остановиться на стадии белого карлика. Звезда превращается в нейтронную, состоящую в основном из нейтронов (электроны при больших давлениях вдавливаются в протоны). Такая звезда имеет огромную плотность – 10¹⁸ кг/м³ и радиус всего около 10 км. Теорию нейтронных звезд задолго до их открытия на основании общих законов физики создал Л.Д. Ландау (1932).

Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный коллапс. Когда вторая космическая скорость станет равной скорости света, такой объект превратится в черную дыру. Существование черных дыр предсказано общей теорией относительности, в настоящее время теория черных дыр достаточно хорошо разработана. Предполагается, что черными дырами являются Лебедь Х-1, Скорпион Х-1, Стрелец А и некоторые другие астрономические объекты.