Modeller av universum i modern kosmologi. Kosmologiska modeller av universum. Vad är framtiden för vårt universum? Friedman föreslog tre modeller för universums utveckling

Kosmologin studerar den fysiska naturen, strukturen och utvecklingen av universum som helhet.

Begreppet "universum" betyder kosmos tillgängligt för mänsklig observation.

Kosmologi överväger de mest allmänna egenskaperna för hela området i rymden som täcks av observation. Vi kallar det Metagalaxi. Vår kunskap om Metagalaxi är begränsad till observationshorisonten. Denna horisont bestäms av det faktum att ljusets hastighet inte är momentan. Följaktligen kan vi bara observera de områden i universum från vilka ljus har lyckats nå oss vid det här laget. I det här fallet ser vi objekt inte i deras nuvarande tillstånd, utan i det där de befann sig vid tidpunkten för ljusemissionen.

Modeller av universum, som alla andra, är byggda på basis av teoretiska begrepp som för närvarande finns inom kosmologi, fysik, matematik, kemi och andra relaterade discipliner.

Flera förutsättningar för att studera universum:

Man tror att lagarna för världens funktion formulerade av fysiken verkar i hela universum;

Man tror att astronomernas observationer även sträcker sig till hela universum;

Man tror att de slutsatserna är sanna som inte motsäger människans existens (antropisk princip).

Kosmologins slutsatser kallas modeller för universums ursprung och utveckling.

Problemen med universums ursprung och struktur har sysselsatt människor sedan antiken. Trots den höga nivån av astronomisk kunskap hos folken i det antika östern var deras syn på världens struktur begränsade till direkta visuella förnimmelser. Därför fanns det i Babylon idéer enligt vilka jorden ser ut som en konvex ö omgiven av ett hav. Inuti jorden, som om det finns ett "de dödas rike". Himlen är en solid kupol som vilar på jordens yta och skiljer det "nedre vattnet" (havet som flyter runt jordens ö) från det "övre" (regn)vattnet. På denna kupol är fästa himlakroppar, gudar verkar leva över himlen. Enligt de gamla egyptiernas idéer ser universum ut som en stor dal, långsträckt från norr till söder, i mitten av Egypten. Himlen liknades vid ett stort järntak, som stöds på pelare, på vilka stjärnor är upphängda i form av lampor.

Heraklid från Pontus och Eudoxus från Cnidus på 300-talet f.Kr hävdade att alla kroppar i universum roterar runt sin axel och kretsar kring ett gemensamt centrum (jorden) i sfärer, vars antal i olika kosmogoni varierade från 30 till 55. Toppen av denna bild av världen var Claudius system Ptolemaios (II århundradet e.Kr.).

De första vetenskapligt baserade modellerna av universum dök upp efter upptäckterna av Copernicus, Galileo och Newton. Först lade R. Descartes fram idén om ett evolutionärt virveluniversum. Enligt hans teori bildades alla rymdobjekt av primär homogen materia som ett resultat av virvelrörelser. solsystem, enligt Descartes - en av den kosmiska materiens virvelvindar. I. Kant utvecklade idén om ett oändligt universum bildat under inflytande av mekaniska krafter attraktion och avstötning, och försökte ta reda på det vidare ödet för ett sådant universum. Den store franske matematikern Laplace beskrev Kants hypotes matematiskt.

I. Newton trodde att det graviterande universum inte kan vara ändligt, eftersom i detta fall alla stjärnor som utgör det, under påverkan av gravitationskrafter, kommer att samlas i centrum. Han försökte förklara den observerade motsägelsen med det oändliga antalet stjärnor i universum, såväl som världens oändlighet i tid och rum. Men kosmologin stötte sedan på paradoxer.

1. Gravitationsparadox: enligt det newtonska gravitationsbegreppet oändligt med utrymme med en ändlig masstäthet bör ge en oändlig attraktionskraft. Oändligt ökande gravitation leder oundvikligen till oändliga accelerationer och oändliga hastigheter hos kosmiska kroppar. Därför måste kropparnas hastighet öka med ökande avstånd mellan kropparna. Men detta händer inte, och då visar det sig att universum inte kan existera för alltid.

För att lösa detta problem drog I. Kant slutsatsen att kosmos är icke-statiskt. Han kallade nebulosorna "världsöar". Lambert utvecklade Kants idéer. Enligt hans åsikt, med en ökning av storleken på öarna, ökar också avståndet mellan dem så att de totala krafterna i kosmos förblir ändliga. Då är paradoxen löst.

2. Fotometrisk paradox (Olbers paradox): med ett oändligt universum fyllt med ett oändligt antal stjärnor bör himlen vara jämnt ljus. Faktum är att ingen sådan effekt observeras. 1823 visade Olbers att stoftmoln som absorberar ljuset från mer avlägsna stjärnor värmer upp sig själva och måste därför avge ljus. Denna paradox löste sig efter skapandet av en modell av det expanderande universum.

Modern kosmologi uppstod efter tillkomsten av Einsteins allmänna relativitetsteori och därför, i motsats till klassisk galileisk och newtonsk kosmologi, kallas den relativistisk. Den empiriska grunden för kosmologi är optiska och radarastronomiska observationer. Upptäckten av elementarpartiklar och studiet av deras beteende på acceleratorer under förhållanden nära de som fanns i de inledande stadierna av universums utveckling hjälpte till att förstå vad som hände under de första ögonblicken av dess utveckling.

När Einstein arbetade med sin allmänna relativitetsteori såg forskarna inte universum som det är nu. Metagalaxen och dess expansion hade ännu inte upptäckts, så Einstein förlitade sig på idén om ett stationärt universum, som är jämnt fyllt med galaxer som ligger på konstanta avstånd. Sedan följde oundvikligen slutsatsen om komprimeringen av världen under påverkan av gravitationen. Detta resultat stod i konflikt med slutsatserna från den allmänna relativitetsteorien. För att inte komma i konflikt med den allmänt accepterade bilden av världen, introducerade Einstein godtyckligt i sina ekvationer ny parameter- kosmisk repulsion, som kännetecknades av den kosmologiska konstanten. A. Einstein antog att universum är stationärt, oändligt, men inte obegränsat. Det vill säga, det var tänkt som en sfär, ständigt ökande i volym, men med gränser.

Den enda person som 1922 trodde på riktigheten av slutsatserna av den allmänna relativitetsteorien som tillämpades på kosmologiska problem var den unge sovjetiske fysikern A.A. Friedman. Han märkte att icke-stationariteten i rymdens krökning följer av relativitetsteorin.

Som redan nämnts i den första delen av denna artikel är Friedmans modell baserad på konceptet om ett isotropt, homogent och icke-stationärt tillstånd av universum.

Isotropi indikerar att det inte finns några utmärkande riktningspunkter i universum, det vill säga dess egenskaper beror inte på riktning.

Universums enhetlighet kännetecknar fördelningen av materia i det. Denna enhetliga fördelning av materia kan underbyggas genom att räkna antalet galaxer upp till en given skenbar magnitud. Enligt observationer är materiens täthet i den del av rymden som vi ser i genomsnitt densamma.

Icke-stationaritet betyder att universum inte kan vara i ett statiskt, oföränderligt tillstånd, utan måste antingen expandera eller dra ihop sig

I modern kosmologi kallas dessa tre uttalanden kosmologiska postulat. Helheten av dessa postulat är den grundläggande kosmologiska principen. Den kosmologiska principen följer direkt av postulaten från den allmänna relativitetsteorin.

A. Friedman skapade, på grundval av de postulat som lagts fram av honom, en modell av universums struktur, där alla galaxer rör sig bort från varandra. Denna modell liknar en jämnt uppblåst gummiboll, vars alla punkter rör sig bort från varandra. Avståndet mellan två valfria punkter ökar, men ingen av dem kan kallas expansionscentrum. Dessutom än mer avstånd mellan punkter, desto snabbare rör sig de bort från varandra.

Friedman själv betraktade bara en modell av universums struktur, där rymden förändras enligt en parabolisk lag. Det vill säga till en början kommer den långsamt att expandera, och sedan, under påverkan av gravitationskrafter, kommer expansionen att ersättas av kompression till sin ursprungliga storlek. Hans anhängare visade att det finns minst tre modeller som alla tre kosmologiska postulaten håller för. A. Friedmans paraboliska modell är ett av de möjliga alternativen. En något annorlunda lösning på problemet hittade den holländska astronomen W. de Sitter. Universums utrymme i hans modell är hyperboliskt, det vill säga att universums expansion sker med ökande acceleration. Expansionshastigheten är så stor att gravitationspåverkan inte kan störa denna process. Han förutspådde faktiskt universums expansion. Den tredje varianten av universums beteende beräknades av den belgiske prästen J. Lemaitre. I hans modell kommer universum att expandera till oändligheten, men expansionshastigheten kommer ständigt att minska - detta beroende är logaritmiskt. I det här fallet är expansionshastigheten precis tillräckligt för att undvika att krympa till noll.

I den första modellen är utrymmet krökt och stängt om sig självt. Det är en sfär, så dess dimensioner är ändliga. I den andra modellen är utrymmet krökt annorlunda, i form av en hyperbolisk paraboloid (eller sadel), utrymmet är oändligt. I den tredje modellen, med en kritisk expansionshastighet, är utrymmet platt, och därför också oändligt.

Till en början uppfattades dessa hypoteser som en incident, bland annat av A. Einstein. Men redan 1926 ägde en epokgörande händelse i kosmologi rum, som bekräftade riktigheten av beräkningarna av Friedman - De Sitter - Lemaitre. En sådan händelse, som påverkade konstruktionen av alla befintliga modeller av universum, var den amerikanske astronomen Edwin P. Hubbles verk. 1929, när han utförde observationer på det största teleskopet vid den tiden, fann han att ljuset som kommer till jorden från avlägsna galaxer förskjuts mot den långvågiga delen av spektrumet. Detta fenomen, som kallas "Redshift Effect", är baserat på principen som upptäckts av den berömda fysikern K. Doppler. Dopplereffekten indikerar att i spektrumet av en strålningskälla som närmar sig observatören skiftas spektrallinjerna till kortvågssidan (violetta), i spektrumet av en källa som rör sig bort från observatören skiftas spektrallinjerna till röd (långvågig) sida.

Rödförskjutningseffekten indikerar galaxernas avstånd från observatören. Med undantag för den berömda Andromeda-nebulosan och några stjärnsystem närmast oss, är alla andra galaxer på väg bort från oss. Dessutom visade det sig att expansionshastigheten för galaxer inte är densamma i olika delar Universum. De flyttar ifrån oss ju snabbare desto längre bort de befinner sig. Med andra ord visade sig rödförskjutningen vara proportionell mot avståndet till strålningskällan - detta är den strikta formuleringen öppen lag Hubble. Det regelbundna förhållandet mellan hastigheten för borttagning av galaxer och avståndet till dem beskrivs med hjälp av Hubble-konstanten (H, km/sek per 1 megaparsek av avstånd).

där V är borttagningshastigheten för galaxer, r är avståndet mellan dem.

Värdet av denna konstant har ännu inte definitivt fastställts. Olika forskare definierar det i intervallet 80 ± 17 km/s för varje megaparsek av avstånd.

Fenomenet med rödförskjutning förklarades i fenomenet "recession av galaxer". I detta avseende kommer problemen med att studera universums expansion och bestämma dess ålder utifrån varaktigheten av denna expansion i förgrunden.

Enligt alla tre modellerna av universums utveckling hade den en referenspunkt - ett tillstånd som kännetecknas av ett noll ögonblick. Det ursprungliga tillståndet för materien i den var något supertät tillstånd, som kännetecknades av instabilitet, vilket ledde till dess förstörelse. Som ett resultat började universums materia spridas snabbt. Nu vet vi att för varje miljard år av livet expanderar universum med 5 - 10%. Det mest sannolika värdet på Hubble-konstanten på 80 km/sek ger oss expansionstider som sträcker sig från 13 till 17 miljarder år. År 2002, med hjälp av en datormodell av universums nuvarande tillstånd, erhölls resultat som gav oss en livstid på 13,7 miljarder år.

Mekanismen för vidare evolution beror på den genomsnittliga densiteten av materia i den. Den kritiska densiteten för ett ämne motsvarar ett värde på 3 väteatomer i 1 m3 utrymme. Men osäkerheten i modern mening Tätheten av materia i universum är mycket hög. Om vi summerar massorna av alla för närvarande kända galaxer och interstellär gas får vi värdet Följaktligen kan universum expandera för alltid.

Däremot finns det så kallade dolda massaproblemet. Kanske vet forskarna inte all materia i universum. Enligt de senaste uppgifterna är den observerade massan av universum endast 5-10% i förhållande till den totala massan av materia. Om detta resultat bekräftas kan universums utveckling ta en annan väg. Olika kosmiska föremål gör anspråk på att vara universums dolda massbärare. I våra och andra galaxer finns en stor mängd mörk materia som inte kan ses direkt, men vars existens vi lär oss av dess gravitationsinflytande på stjärnors banor. Dessutom finns ännu mer sådan materia i galaktiska hopar. Denna fråga är en vakuumkvantmekanisk struktur. 75% av den dolda massan faller på sin andel.

Neutrinos, partiklar som bildas i de tidiga stadierna av universums utveckling, kan göra anspråk på rollen som bärare av den dolda massan. Som det blev känt under de senaste 3 åren har neutriner fortfarande en massa, därför kan de delta i bildandet av gravitationsinteraktioner.

Kandidater för samma roll är också några exotiska föremål, såsom svarta hål - föremål av punktstorlek och enorm massa, som finns i universum i stora mängder, rumsliga strängobjekt, etc.

Enligt ett antal forskare representeras 20% av den dolda materien av "spegelpartiklar", som utgör "spegelvärlden" som är osynlig för oss och som genomsyrar vårt universum. Det finns tillräckligt med hypoteser om detta, men deras bekräftelse eller vederläggning är en fråga för framtiden.

Om forskarnas antaganden om den okända massan av universums materia bekräftas, kan dess utveckling gå längs den väg som föreslås i Friedman-modellen, eller enligt schemat för det pulserande universum. I denna modell går universum igenom ett oändligt antal svängningar, det vill säga i slutet av varje livscykel återgår det till sitt ursprungliga tillstånd med en punktvolym och en oändligt hög densitet.

I hög grad viktigt problem modern kosmologi är de första ögonblicken av vårt universums existens. Ett framgångsrikt försök att lösa detta problem är förknippat med namnet på den amerikanske astrofysikern Georgy Antonovich Gamow, som 1942 föreslog konceptet om universums utveckling genom Big Bang. Huvudmålet för författaren till konceptet var att överväga kärnreaktioner i början av den kosmologiska expansionen, för att erhålla de förhållanden som observeras i vår tid mellan antalet olika kemiska grundämnen och deras isotoper. Teorin om det heta universum och Big Bang ger vissa förutsägelser om materiens tillstånd i universum under de första ögonblicken av dess liv.

1. Grundläggande kosmologiska modeller av universum

Modern fysik betraktar megavärlden som ett system som inkluderar allt himlakroppar, diffus (diffusion - spridning) materia som finns i form av separerade atomer och molekyler, samt i form av tätare formationer - gigantiska moln av damm och gas, och materia i form av strålning.

Kosmologi är vetenskapen om universum som helhet. I modern tid är den skild från filosofin och blir en självständig vetenskap. Newtonsk kosmologi baserades på följande postulat:

Universum har alltid funnits, det är "världen som helhet" (universum).

Universum är bara stationärt (oföränderligt). rymdsystem men inte världen som helhet.

· Rum och tid är absoluta. Metriskt är rum och tid oändliga.

· Rum och tid är isotropa (isotropi kännetecknar likheten av mediets fysikaliska egenskaper i alla riktningar) och homogena (homogenitet kännetecknar den genomsnittliga fördelningen av materia i universum).

Modern kosmologi bygger på den allmänna relativitetsteorin och därför kallas den relativistisk, i motsats till den tidigare klassiska.

1929 upptäckte Edwin Hubble (en amerikansk astrofysiker) fenomenet "red shift". Ljus från avlägsna galaxer förskjuts mot den röda änden av spektrumet, vilket indikerar att galaxerna rör sig bort från observatören. Idén om universums icke-stationaritet uppstod. Alexander Alexandrovich Fridman (1888 - 1925) var den förste som teoretiskt bevisade att universum inte kan vara stationärt, utan regelbundet måste expandera eller dra ihop sig. Problemen med att studera universums expansion och bestämma dess ålder har kommit i förgrunden. Nästa steg i studiet av universum är förknippat med den amerikanske vetenskapsmannen Georgy Gamows (1904-1968) arbete. De fysiska processer som ägde rum i olika skeden av universums expansion började undersökas. Gamow upptäckte "relikstrålning". (En relik är en kvarleva från det avlägsna förflutna).

Det finns flera modeller av universum: gemensamt för dem är idén om dess icke-stationära, isotropiska och homogena karaktär.

Enligt tillvarons sätt - modellen för det "expanderande universum" och modellen för det "pulserande universum".

Beroende på rymdens krökning särskiljer de: en öppen modell där krökningen är negativ eller lika med noll, den representerar ett öppet oändligt universum; sluten modell med positiv krökning, där universum är ändligt, men obegränsat, gränslöst.

Diskussionen om frågan om universums ändlighet eller oändlighet gav upphov till flera så kallade kosmologiska paradoxer, enligt vilka, om universum är oändligt, så är det ändligt.

1. Expansionsparadox (E. Hubble). Genom att acceptera idén om oändlig förlängning kommer vi till en motsägelse med relativitetsteorin. Borttagning av nebulosan från observatören till ett oändligt avstånd (enligt teorin om "rödförskjutning" av V.M. Slifer och "Dopplereffekten") måste överskrida ljusets hastighet. Men det är den begränsande (enligt Einsteins teori) hastigheten för utbredning av materialinteraktioner, ingenting kan röra sig snabbare.

2. Fotometrisk paradox (J.F. Chezo och V. Olbers). Detta är avhandlingen om himlens oändliga ljusstyrka (i frånvaro av ljusabsorption) enligt lagen om belysning av vilken plats som helst och enligt lagen om ökningen av antalet ljuskällor när volymen av rymden ökar. Men den oändliga ljusstyrkan motsäger empiriska data.

3. Gravitationsparadox (K. Neumann, G. Seeliger): ett oändligt antal kosmiska kroppar bör leda till oändlig gravitation, och därför till oändlig acceleration, som inte observeras.

4. Termodynamisk paradox (eller universums så kallade "termiska död"). Övergången av termisk energi till andra former är svår jämfört med den omvända processen. Resultat: materiens utveckling leder till termodynamisk jämvikt. Paradoxen talar om den ändliga naturen hos universums rum-tidsstruktur.

2. Universums utveckling. Big Bang-teorin"

Från antiken till början av 1900-talet ansågs kosmos oförändrat. Den stjärnklara världen personifierade absolut fred, evighet och gränslös längd. Upptäckten 1929 av galaxernas explosiva recession, det vill säga den snabba expansionen av den synliga delen av universum, visade att universum är icke-stationärt. Genom att extrapolera denna expansionsprocess till det förflutna drog forskarna slutsatsen att universum för 15-20 miljarder år sedan var inneslutet i en oändligt liten volym av rymd med en oändligt hög densitet ("singularitetspunkt") och hela det nuvarande universum är ändligt, dvs. har en begränsad omfattning och tid av existens.

Startpunkten för det utvecklande universums livstid börjar från det ögonblick då "Big Bang" inträffade och tillståndet för singulariteten plötsligt bröts. Enligt de flesta forskare, modern teori"Big Bang" som helhet beskriver ganska framgångsrikt universums utveckling, med början från cirka 10 -44 sekunder efter starten av expansionen. Den enda svaga länken i denna underbara teori är problemet med Början - den fysiska beskrivningen av singulariteten.

Forskare är överens om att det ursprungliga universum var under förhållanden som är svåra att föreställa sig och reproducera på jorden. Dessa förhållanden kännetecknas av närvaron av hög temperatur och högt tryck vid den singularitet i vilken materien var koncentrerad.

Tidpunkten för universums utveckling uppskattas till cirka 20 miljarder år. Teoretiska beräkningar visade att dess radie i singulartillstånd var nära elektronradien, dvs. det var ett mikroobjekt av försumbar liten skala. Det antas att de kvantregelbundenheter som är karakteristiska för elementarpartiklar började påverkas här.

Universum fortsatte att expandera från sitt ursprungliga singulära tillstånd som ett resultat av Big Bang, som fyllde hela rymden. En temperatur på 100 000 miljoner grader uppstod. enligt Kelvin, där molekyler, atomer och till och med kärnor inte kan existera. Ämnet var i form av elementarpartiklar, bland vilka elektroner, positroner, neutriner och fotoner rådde, och det fanns mindre protoner och neutroner. I slutet av den tredje minuten efter explosionen sjönk universums temperatur till 1 miljard grader. av Kelvin. Atomkärnor började bildas - tungt väte och helium, men universums substans vid denna tid bestod huvudsakligen av fotoner, neutriner och antineutriner. Bara några hundra tusen år senare började väte- och heliumatomer att bildas och bildade ett väte-heliumplasma. Astronomer upptäckte "relik" radioutsändning 1965 - utsläppet av het plasma, som har bevarats från den tid då det inte fanns några stjärnor och galaxer. Från denna blandning av väte och helium, i evolutionsprocessen, uppstod all mångfald av det moderna universum. Enligt J. H. Jeans teori är huvudfaktorn i universums utveckling dess gravitationsinstabilitet: materia kan inte fördelas med en konstant densitet i någon volym. Den initialt homogena plasman sönderföll till enorma klasar. Galaxhopar bildades sedan av dem, som sönderföll till protogalaxer, och protostjärnor uppstod från dem. Denna process fortsätter till denna dag. Planetsystem bildas runt stjärnorna. Denna modell (standard) av universum är inte tillräckligt underbyggd, många frågor kvarstår. Argumenten till dess fördel är bara de etablerade fakta om universums expansion och relikstrålningen.

Den berömda amerikanske astronomen Carl Sagan byggde en visuell modell av universums utveckling, där rymdåret är lika med 15 miljarder jordår och 1 sek. - 500 år; sedan, i markbundna tidsenheter, kommer evolutionen att presenteras enligt följande:

Standardmodellen för universums utveckling antar att den initiala temperaturen inuti singulariteten var mer än 10 13 på Kelvin-skalan (där referenspunkten motsvarar -273 0 C). Ämnets densitet är cirka 10 93 g/cm 3 . Oundvikligen skulle en "big bang" inträffa, som evolutionens början är förknippad med. Det antas att en sådan explosion inträffade för ungefär 15-20 miljarder år sedan och att den först åtföljdes av en snabb, och sedan av en mer måttlig expansion och följaktligen av en gradvis avkylning av universum. Enligt graden av universums expansion bedömer forskare materiens tillstånd vid olika evolutionsstadier. Efter 0,01 sek. efter explosionen sjönk ämnets densitet till 10 10 g/cm 3 . Under dessa förhållanden, i det expanderande universum, borde det tydligen ha funnits fotoner, elektroner, positroner, neutriner och antineutriner, såväl som ett litet antal nukleoner (protoner och neutroner). I detta fall skedde kontinuerliga omvandlingar av elektron + positronpar till fotoner och vice versa - fotoner till ett elektron + positronpar. Men redan 3 minuter efter explosionen bildas en blandning av lätta kärnor från nukleoner: 2/3 väte och 1/3 helium, det så kallade prestellära ämnet, resten av de kemiska elementen bildas av det genom kärnreaktioner. I det ögonblick när väte- och heliumatomer uppstår blir ämnet genomskinligt för fotoner och de börjar stråla in i världsrymden. För närvarande observeras en sådan restprocess i form av relikstrålning (en rest från den avlägsna poren av bildandet av neutrala väte- och heliumatomer).

När universum expanderade och kyldes, skedde processerna för förstörelse av tidigare existerande strukturer och uppkomsten av nya strukturer på denna grund, vilket ledde till en kränkning av symmetrin mellan materia och antimateria. När temperaturen efter explosionen sjönk till 6 miljarder grader Kelvin, de första 8 sekunderna. det fanns i princip en blandning av elektroner och positroner. Så länge som blandningen var i termisk jämvikt förblev antalet partiklar ungefär detsamma. Kontinuerliga kollisioner uppstår mellan partiklar, som ett resultat av vilka fotoner uppstår, och från fotoner - en elektron och en positron. Det sker en kontinuerlig omvandling av materia till strålning och, omvänt, strålning till materia. I detta skede bevaras symmetrin mellan materia och strålning.

Brott mot denna symmetri inträffade efter universums ytterligare expansion och motsvarande minskning av dess temperatur. Det finns tyngre kärnpartiklar - protoner och neutroner. Det finns en extremt liten övervikt av materia framför strålning (1 proton eller neutron per miljard fotoner). Från detta överskott, i processen för vidare evolution, uppstår den enorma rikedomen och mångfalden av den materiella världen, allt från atomer och molekyler till olika bergsformationer, planeter, stjärnor och galaxer.

Så, 15-20 miljarder år är universums ungefärliga ålder. Vad hände innan universums födelse? Det första kosmogoniska schemat i modern kosmologi säger att hela universums massa komprimerades till en viss punkt (singularitet). Det är inte känt av vilka skäl detta initiala punkttillstånd kränktes och det som hände idag kallas Big Bang.

Det andra kosmologiska schemat för universums födelse beskriver denna process av uppkomsten från "ingenting", vakuum. I ljuset av nya kosmogoniska idéer har själva förståelsen av vakuum reviderats av vetenskapen. Vakuum är ett speciellt tillstånd av materia. I universums inledande skeden kan ett intensivt gravitationsfält generera partiklar från vakuumet.

Vi finner en intressant analogi till dessa moderna idéer bland de gamla. Filosofen och teologen Origenes (II-III århundraden e.Kr.) nämnde materiens övergång till ett annat tillstånd, till och med "materiens försvinnande" i ögonblicket för universums död. När universum uppstår igen, "materia, - skrev han, - återigen tar emot varande, formar kroppar ...".

Enligt forskarnas scenario uppstod hela det för närvarande observerbara 10 miljarder ljusårsuniversum som ett resultat av en expansion som varade bara 10 -30 sekunder. Spridning, expanderar i alla riktningar, flyttade saken åt sidan "icke-existens", skapade utrymme och startade nedräkningen av tid. Det är så den moderna kosmogonin ser på universums bildande.

Den konceptuella modellen för det "expanderande universum" föreslogs av A.A. Friedman 1922-24. Decennier senare fick den praktisk bekräftelse i den amerikanska astronomen E. Hubbles arbete, som studerade galaxernas rörelser. Hubble upptäckte att galaxer snabbt drar sig tillbaka, efter någon form av fart. Om denna flykt inte slutar, om den fortsätter i det oändliga, kommer avståndet mellan rymdobjekt att öka och tenderar till oändlighet. Enligt Friedmans beräkningar är det precis så som universums vidare utveckling borde ha skett. Men under ett villkor - om universums genomsnittliga masstäthet visar sig vara mindre än ett visst kritiskt värde, är detta värde ungefär tre atomer per kubikmeter. För en tid sedan gjorde data erhållna av amerikanska astronomer från en satellit som studerade röntgenstrålningen från avlägsna galaxer det möjligt att beräkna universums genomsnittliga masstäthet. Det visade sig vara mycket nära den kritiska massan där universums expansion inte kan vara oändlig.

Det var nödvändigt att vända sig till studiet av universum genom studiet av röntgenstrålar eftersom en betydande del av dess materia inte uppfattas optiskt. Ungefär hälften av massan av vår galax "kan inte se". Existensen av detta ämne, som vi inte uppfattar, bevisas särskilt av gravitationskrafterna som bestämmer rörelsen hos våra och andra galaxer, stjärnsystemens rörelse. Detta ämne kan existera i form av "svarta hål", vars massa är hundratals miljoner massor av vår sol, i form av neutrinos eller andra former som är okända för oss. Inte uppfattad, som "svarta hål", kan galaxernas korona vara, som vissa forskare tror, 5-10 gånger massan av galaxerna själva.

Antagandet att universums massa är mycket större än vad man allmänt tror har hittat en ny, mycket stark bekräftelse i fysikernas verk. De fick de första uppgifterna om att en av de tre typerna av neutriner har en vilomassa. Om resten av neutrinerna har samma egenskaper, är massan av neutriner i universum 100 gånger större än massan av vanlig materia som finns i stjärnor och galaxer.

Denna upptäckt gör att vi med större tillförsikt kan säga att universums expansion bara kommer att fortsätta till ett visst ögonblick, varefter processen kommer att vända - galaxerna kommer att börja närma sig varandra och krympa igen till en viss punkt. Efter materia kommer rymden att krympa till en punkt. Det kommer att finnas vad astronomer idag kallar "universums kollaps".

Kommer människor eller invånare i andra världar, om de existerar i rymden, att märka universums komprimering, början på dess återgång till urkaos? Nej. De kommer inte att kunna se omkastningen av tiden som kommer att behöva hända när universum börjar dra ihop sig.

Forskare, som talar om vändningen av tidsflödet på universums skala, drar en analogi med tiden på en krympande, "kollapsande" stjärna. Den villkorliga klockan som ligger på ytan av en sådan stjärna måste först sakta ner, och sedan, när kompressionen når en kritisk punkt, kommer de att stanna. När stjärnan "misslyckas" från vår rumtid kommer de villkorade visarna på den villkorade klockan att röra sig i motsatt riktning - tiden går tillbaka. Men en hypotetisk observatör som är på en sådan stjärna kommer inte att märka allt detta. Att sakta ner, stanna och ändra tidens riktning kunde observeras utifrån, utanför det "kollapsande" systemet. Om vårt universum är det enda och det inte finns något utanför det - oavsett, ingen tid, inget utrymme - så kan det inte finnas någon yttre syn som kan märka när tiden ändrar kurs och flyter tillbaka.

Vissa forskare tror att denna händelse redan har hänt i vårt universum, galaxerna faller på varandra och universum har gått in i sin döds era. Det finns matematiska beräkningar och överväganden som stödjer denna idé. Vad händer efter att universum återgått till en viss utgångspunkt? Efter det kommer en ny cykel att börja, en annan "Big Bang" kommer att inträffa, pra-materien kommer att rusa i alla riktningar, pressa och skapa rymden, galaxer, stjärnhopar och liv kommer att uppstå igen. Sådan är i synnerhet den amerikanske astronomen J. Wheelers kosmologiska modell, modellen för det omväxlande expanderande och "kollapsande" universum.

Den välkände matematikern och logikern Kurt Gödel underbyggde matematiskt ståndpunkten att under vissa förhållanden måste vårt universum verkligen återgå till sin utgångspunkt för att sedan återigen slutföra samma cykel och avsluta den med en ny återgång till sitt ursprungliga tillstånd. Dessa beräkningar motsvarar också modellen av den engelske astronomen P. Davis, modellen av det "pulserande universum". Men det viktiga är att Davis universum inkluderar slutna tidslinjer, med andra ord, tiden rör sig i en cirkel i det. Antalet födslar och dödsfall som universum upplever är oändligt.

Och hur föreställer den moderna kosmogonin universums död? Den berömde amerikanske fysikern S. Weinberg beskriver det så här. Efter att sammandragningen har börjat, i tusentals och miljoner år, kommer ingenting att hända som kan skrämma våra avlägsna ättlingar. Men när universum krymper till 1/100 av sin nuvarande storlek kommer natthimlen att ge jorden lika mycket värme som daghimlen idag. Om 70 miljoner år kommer universum att krympa ytterligare tio gånger, och då "kommer våra arvingar och efterträdare (om några) att se himlen outhärdligt ljus." Om ytterligare 700 år kommer den kosmiska temperaturen att nå tio miljoner grader, stjärnor och planeter börjar förvandlas till en "kosmisk soppa" av strålning, elektroner och kärnor.

Efter att ha krympt till en punkt, efter vad vi kallar "universums död", men som kanske inte alls är dess död, börjar en ny cykel. En indirekt bekräftelse på denna gissning är den redan nämnda relikstrålningen, ekot av "Big Bang" som gav upphov till vårt universum. Enligt forskare kommer denna strålning, det visar sig, inte bara från det förflutna, utan också "från framtiden". Detta är en återspegling av "världselden" som kommer från nästa cykel, där ett nytt universum föds. Inte bara relikstrålning genomsyrar vår värld, som kommer som från två sidor - från det förflutna och från framtiden. Materien som utgör världen, universum och vi kanske bär på en del information. Forskare med en andel av konventionalitet, men de talar redan om ett slags "minne" av molekyler, atomer, elementarpartiklar. Kolatomer som har funnits i levande varelser är "biogena".

Så snart saken inte försvinner i ögonblicket av universums konvergens till en punkt, då försvinner inte informationen den bär, och informationen den bär är oförstörbar. Vår värld är fylld av det, liksom den är fylld av den materia som utgör den.

Universum som kommer att ersätta vårt, blir det en upprepning av det?

Helt möjligt, svarar en del kosmologer.

Inte nödvändigtvis, hävdar andra. Det finns inga fysiska motiveringar, säger till exempel Dr. R. Dick från Princeton University, att varje gång i ögonblicket för universums bildande var de fysiska lagarna desamma som i början av vår cykel. Om dessa mönster skiljer sig till och med på det mest obetydliga sättet, kommer stjärnorna inte att kunna skapa tunga element, inklusive kol, från vilka livet byggs. Cykel efter cykel kan universum komma och gå utan att föda en livsgnista. Detta är en av synpunkterna. Det skulle kunna kallas "varandets diskontinuitet" synvinkel. Det är diskontinuerligt, även om liv uppstår i det nya universum: inga trådar förbinder det med den sista cykeln. Enligt en annan synvinkel, tvärtom, "minns universum hela sin förhistoria, oavsett hur långt (även oändligt långt) det går in i det förflutna."

Eller begreppet biogenes). På 1800-talet motbevisade L. Pasteur det till slut och bevisade att livets utseende där det inte fanns är förknippat med bakterier (pastörisering är att bli av med bakterier). 3. Konceptet med det nuvarande tillståndet antar att jorden och livet på den alltid har funnits, och i oförändrad form. 4. Begreppet panspermi förbinder livets utseende på jorden med dess inträde från ...

Galaxer och universum. De materiella systemen i mikro-, makro- och megavärlden skiljer sig åt i storlek, karaktären hos de dominerande processerna och de lagar som de lyder. Det viktigaste konceptet för modern naturvetenskap ligger i den materiella enheten i alla system i mikro-, makro- och megavärlden. Vi kan tala om en enda materiell grund för ursprunget till alla materialsystem i olika stadier...

Trots fysikens framgångar med att förstå universums historia, kan forskarnas resonemang i denna fråga kallas ett fantasispel, född av modern kunskap, extrapolerad till de första ögonblicken av universums liv. I sin helhet kan denna kunskap inte tillämpas på ögonblicket för universums födelse, eftersom det var en superextrem situation. De grundläggande principer vi har övervägt är dock förmodligen redan på plats. Det vill säga två trender dök upp omedelbart i universums liv: vakuumbrytande(ingenting är en perfekt ordnad struktur) och skapande(självorganisering) materia.

Vi vet inte vilka de allra första strukturerna i universum var. Kanske, i de första ögonblicken av universums existens, realiserades sådana primära strukturer som har direkta analogier med de idealbilder som används av människan i tankeprocessen. Därför skildrar alla forntida kosmologiska koncept skapandet av universum som en fri viljehandling av en enda Skapare.

Vi har redan "gissat" att under loppet av dessa processer, redan under de första millisekunderna, blev universum elektriskt inhomogent av någon anledning, och villkor uppstod för att generera par av motsatt laddade partiklar. Det vill säga att universum i detta skede kan representeras i form av en slags vakuumkondensator, som föder "ur ingenting" par av partikel-antipartiklar. Varifrån kom energin för att skapa dessa partiklar? Det finns ingen konsensus i denna fråga. Eventuella argument i detta ämne är bara hypoteser. Baserat på universums informationsmodell alltså energibegreppet reduceras till skillnaden mellan entropierna för det slutliga (ännu inte realiserade, men potentiellt möjligt) och initiala (realiserade) tillstånd. Med andra ord är energi skillnaden mellan vad vi skulle kunna ha och vad vi faktiskt har. Det är denna skillnad som genererar drivkraften som sätter igång hela evolutionsprocessen i universum.

Elementarpartiklarnas värld var förmodligen mycket mångfaldig. Våra synkrofasotroner modellerar ganska grovt den tidens processer. Med en ökning av antalet partiklar utjämnades den elektriska inhomogeniteten (kondensatorn urladdades). "Födelsehastigheten" av partiklar saktade först ner, sedan stannade. I detta skede av universums utveckling, tillsammans med laddningarnas födelse, var deras död också närvarande - förintelsen av partiklar och antipartiklar med en fullständig övergång av deras struktur till fältuniform. Och så upphörde "födelsen", men förintelsen kvarstod. Det var den "första ekologiska katastrofen" som vi kände till. Lyckligtvis var det tidiga universum på något sätt asymmetriskt: det fanns något fler elektroner än positroner och fler protoner än antiprotoner. Därför, för varje 100 miljoner par, "överlevde" en partikel. Detta var tillräckligt för att bygga hela universums substans, som vid den tiden var några sekunder gammal.

Elementarpartiklarnas era är över. Som ett resultat "upptäckte" universum stabila partiklar, som blev element för att bygga system på en högre hierarkisk nivå. Om detta inte hade hänt, och förstörelsen av elementarpartiklar skulle ha varit fullständig, då skulle universum ha nått entropimaximum (universum fyllt med strålning) och möjligen skulle ha upphört att existera (om bara för att begreppen om rum och tid definieras inte utan materia). "Uppfinnandet" av stabila partiklar ökade det maximalt möjliga värdet av universums entropi till något värde, det vill säga det blev möjligt att ytterligare öka entropin, men inte på grund av förstörelsen av partiklar, utan på grund av deras spridning och blandning i olika kombinationer.

Denna algoritm upprepas sedan. Det vill säga i i processen med system som strävar efter maximal entropi måste de hitta stabila former som kan driva själva värdet. Sådana former går säkert förbi barriärerna för naturligt urval. PÅ naturligt urval vinnaren är den som ger de största utsikterna när det gäller universums vidareutveckling. Och eftersom för varje steg upp den hierarkiska stegen i systemorganisationen, blir antalet element i sådana system mindre och mindre, då kan den erforderliga ökningen av universums entropi endast säkerställas genom en ökning av komplexiteten i den interna organisationen av system (lagen om komplikation av systemorganisation). På vilket sätt hårdare system, ju fler delsystem som ingår i dess struktur. I detta fall kan varje partikel (element) komma in samtidigt i många delsystem. Detta innebär att antalet verkliga objekt (partiklar, delsystem, system, etc.) som är termer för entropi ökar, vilket säkerställer ökningen av det maximala möjliga värdet av entropin. Vi kallar denna process evolution.

Universum expanderade och kyldes, partiklar förlorade energi och kondenserade till atomer, mestadels väte. Det är sant att man tror att helium också var närvarande i samma skede (cirka 30%). Tyngre grundämnen var praktiskt taget frånvarande, de bildades i senare skeden av evolutionsprocessen.

Eventuella inhomogeniteter i vätgas densitet förstärks av gravitationskrafter, och väte-heliummolnet bryts upp i klumpar (protogalaxier). Från hopar i galaxer föds första generationens stjärnor. Det finns fortfarande ingen fullständig klarhet här. Det är möjligt att stjärnor föddes när protogalaxen drog sig samman.

En annan version är också möjlig, enligt vilken det protogalaktiska molnet först komprimeras till en kritisk storlek. Kvasarer - enorma kvasi-stjärniga kosmiska kroppar, i proportion till storleken på solsystemet, bestående av materia som roterar runt centrum med stor hastighet, som finns vid själva gränserna för den observerbara delen av universum; det vill säga vi ser dem som de var för miljarder år sedan. Kanske var det i kvasarer som helium syntetiserades. Kanske är det därför som kvasarer blir instabila och exploderar, och den första generationens stjärnor bildas av produkterna från explosionen under spridningen på grund av gravitationskompressionen av lokala koncentrationer. Så det var eller inte, vi kan bara gissa, vi vet väldigt lite om kvasarer.

gasmoln framtida stjärna komprimeras av tyngdkrafterna. Snart bromsas denna sammandragning av det ökande trycket från stjärnans värmande inre, där termonukleära fusionsreaktioner börjar. Väte förvandlas till helium, och tyngre grundämnen syntetiseras från helium, som faller till mitten av stjärnan. En stjärna är en kittel där tunga element "kokas", materiens struktur blir mer komplex. Detta gör stjärnan instabil och den exploderar som en supernova och bildar moln av gas och damm berikade med tunga element. Den centrala delen av stjärnan upplever stark kompression, i dess ställe bildas en vit dvärg, en neutronstjärna eller ett svart hål om stjärnans massa översteg 50 solmassor. Tidigare, i vår galax, exploderade stjärnor ungefär en gång om året, nu en gång vart 30:e år.

Solsystemet föddes för cirka fem miljarder år sedan genom kondensationen av ett gas-dammmoln. Därför är solen en andra generationens stjärna. Solen och planeterna bildades, tydligen, samtidigt. När gas-dammmolnet drar ihop sig kolliderar dammpartiklar och smälter samman till större formationer (meteoriter), från vilka asteroider sedan bildas. Närmare solen kan kroppar endast bildas av tunga och eldfasta material. Lätta ämnen avdunstar och flyr till mer avlägsna banor. Därför är planeterna närmast solen mer solida. De bildas genom sammanslagning av asteroider och avsättning av damm i en given planets omloppsbana. Gradvis rensas omloppsbanan. Observationer visar att dynamiken i bildandet av kratrar på Merkurius, Mars och Månen för cirka 4,6 miljarder år sedan var hundratals gånger högre än idag. Fjärran gigantiska planeter har en lägre densitet.

Planeternas banor ligger nära cirklar, vars diametrar är föremål för regeln om det gyllene snittet (Bodes lag). Enligt Bodes lag ska det finnas en annan planet mellan Mars och Jupiter, istället för vilken ett asteroidbälte har upptäckts. Alla möjliga fantastiska antaganden uppstod om döden av planeten Phaeton som en gång fanns i denna omloppsbana. Detta bevisas också av några mytiska berättelser. Forskare tror att denna bana är en naturlig gräns mellan små täta planeter och jätteplaneter, vilket gav upphov till instabilitet som inte tillät vare sig en liten planet eller en jätteplanet att bildas här. Gravitationsinflytandet från närliggande planeter, särskilt de jättelika planeterna, spred den protoplanetära kondensationen av den framtida täta planeten för mycket, vilket spred asteroiderna i mer långsträckta banor. Därför förblev asteroidbältet nästan i sin ursprungliga form. Förresten, detta ekar något av legenden om Phaeton.

När jorden bildades hade universums utveckling förberett möjligheten för jordelivets födelse.
Universum svalnar snabbt och expanderar, vilket leder till uppkomsten av fraktala strukturer som kombinerar ordning och slumpmässighet, kaos. I fraktala strukturer uppnås komplexitet genom att repetera enklare strukturer (fraktala gener) enligt en viss algoritm. Exempel på fraktala strukturer är snöflingor, frostmönster på glas, kustlinjer hav, trädgrenar, spiralskal etc. Biosystem är särskilt typiska fraktala strukturer. Vanligtvis uppstår fraktala strukturer med en relativt snabb energiförlust i ett öppet system, när elementen i systemet inte hinner omorganiseras till symmetriska ordnade strukturer, såsom vanliga kristaller, så de behåller en del av kaos.
Under kylning uppstår möjligheten till en stabil existens av fler och mer komplexa strukturer, som skulle kollapsa vid högre energier.
När universum expanderar blir formerna för materiens organisation mer komplicerade, det vill säga att formernas komplexitet på något sätt är kopplad till universums volym.
Så länge universum expanderar kan evolutionen inte stoppas. Det är inte känt om universums expansion är drivkraften bakom den globala evolutionsprocessen, men dessa två processer är förmodligen nära besläktade med varandra.

Modeller av det stationära universum. Universums unika karaktär tillåter inte en experimentell verifiering av de hypoteser som lagts fram och höjer dem till teoriernas nivå, så universums utveckling kan endast betraktas inom ramen för modeller.

Efter skapandet av den klassiska mekaniken baserades den vetenskapliga bilden av världen på Newtons idéer om rum, tid och gravitation och beskrev en konstant i tiden, d.v.s. stationärt, oändligt universum skapat av Skaparen.

Under XX-talet. nya teoretiska grunder har uppstått för att skapa nya kosmologiska modeller.

Först och främst är det nödvändigt att nämna det kosmologiska postulatet, enligt vilket de fysiska lagarna som etablerats i en begränsad del av universum också är giltiga för hela universum. Dessutom betraktas homogeniteten och isotropin hos den storskaliga distributionen av materia i universum som ett axiom. Samtidigt bör evolutionsmodellen motsvara den så kallade antropiska principen, d.v.s. ge möjlighet till visst stadium observatörens (förnuftig person).

Eftersom det är gravitationen som bestämmer växelverkan mellan massor på stora avstånd, den teoretiska kärnan i kosmologin under 1900-talet. blev den relativistiska teorin om gravitation och rum-tid - allmän teori relativitet. Enligt denna teori bestämmer materiens fördelning och rörelse rumtidens geometriska egenskaper och beror samtidigt på dem själva. Gravitationsfältet manifesterar sig som en "krökning" av rum-tid. I Einsteins första kosmologiska modell, baserad på generell relativitetsteori 1916, är universum också stationärt. Den är gränslös, men stängd och har ändliga dimensioner. Utrymmet stänger sig självt.

Friedmans modeller av det icke-stationära universum. Einsteins modell av det stationära universum motbevisades i verk av den ryska vetenskapsmannen A.A. Friedman (1888 - 1925), som 1922 visade att det krökta rummet inte kan vara stationärt: det måste antingen expandera eller dra ihop sig. Tre olika modeller av förändringen i universums krökningsradie är möjliga, beroende på den genomsnittliga densiteten av materia i det, och i två av dem expanderar universum oändligt, och i den tredje ändras krökningsradien periodiskt (den Universum pulserar).

Även om E. Hubbles upptäckt av beroendet av galaxens avtagande hastighet av avståndet till dem bekräftade universums expansion, för närvarande, en jämförelse av den experimentellt uppskattade densiteten av materia med det kritiska värdet av denna parameter, som bestämmer övergången från expansion till pulsering, gör det inte möjligt att entydigt välja ett scenario för vidare utveckling. Dessa två kvantiteter visade sig vara nära, och experimentdata var inte tillräckligt tillförlitliga.

Universums expansion är för närvarande ett välgrundat och allmänt erkänt faktum som gör att vi kan uppskatta universums ålder. Enligt de vanligaste uppskattningarna är det 10 18 s (18 miljarder år). Därför föreslår nuvarande modeller en "början" av universum. Hur började dess utveckling?

het universum modell. I hjärtat av moderna idéer om de inledande stadierna av universums utveckling är modellen av det "heta universum" eller "Big Bang", vars grunder lades på 40-talet av XX-talet. Ryska forskare som arbetar i USA, G.A. Gammov (1904 - 1968). I den enklaste versionen av denna modell verkar det som att universum uppstod spontant som ett resultat av en explosion från ett supertät och superhett tillstånd med oändlig rymdkrökning (singularitetstillstånd). "Hetheten" i det initiala singulartillståndet kännetecknas av övervägandet av elektromagnetisk strålning i det över materia. Detta bekräftas av den experimentella upptäckten 1965 av de amerikanska astrofysikerna Penzias (f. 1933) och Wilson (f. 1936) av isotrop elektromagnetisk "relikstrålning". Moderna fysikaliska teorier gör det möjligt att beskriva materiens utveckling med början från tidens ögonblick t= 10-43 s. De allra första ögonblicken av universums utveckling ligger fortfarande bakom den fysiska barriären. Bara från ögonblicket t= 10 -10 s efter Big Bang, vår förståelse av materiens tillstånd i tidiga universum och de processer som förekommer i den kan verifieras experimentellt och beskrivas teoretiskt.

När universum expanderar, minskar densiteten av materia i det och temperaturen sjunker. Samtidigt äger processer av kvalitativa omvandlingar av partiklar av materia rum. För tillfället 10 -10 s består materia av fria kvarkar, leptoner och fotoner (se fig. avsnitt III). När universum svalnar sker bildandet av hadroner, då uppstår kärnorna av lätta element - isotoper av väte, helium, litium. Fusionen av heliumkärnor upphör för tillfället t= 3 min. Först efter hundratusentals år kombineras kärnorna med elektroner, och väte- och heliumatomer uppstår, och från det ögonblicket upphör ämnet att interagera med elektromagnetisk strålning. "Relik"-strålning uppstod just under denna period. När universums storlek var ungefär 100 gånger mindre än vid den nuvarande eran, uppstod gasformiga klumpar från inhomogeniteterna av gasformigt väte och helium, vilket splittrades och ledde till uppkomsten av stjärnor och galaxer.

Frågan om universums exklusivitet som ett objekt för kosmologi är fortfarande öppen. Tillsammans med den utbredda synpunkten att hela universum är vår metagalaxi, finns det en motsatt åsikt att universum kan bestå av många metagalaxer, och idén om universums unika är historiskt relativ, bestäms av vetenskapens nivå och öva.

Kosmologin studerar den fysiska naturen, strukturen och utvecklingen av universum som helhet.

begrepp "Universum" betyder utrymme tillgängligt för mänsklig observation.

Kosmologi överväger de mest allmänna egenskaperna för hela området i rymden som täcks av observation. Vi ringer henne Metagalaxi. Vår kunskap om Metagalaxi är begränsad till observationshorisonten. Denna horisont bestäms av det faktum att ljusets hastighet inte är momentan. Följaktligen kan vi bara observera de områden i universum från vilka ljus har lyckats nå oss vid det här laget. I det här fallet ser vi objekt inte i deras nuvarande tillstånd, utan i det där de befann sig vid tidpunkten för ljusemissionen.

Modeller av universum, som alla andra, är byggda på basis av teoretiska begrepp som för närvarande finns inom kosmologi, fysik, matematik, kemi och andra relaterade discipliner.

Flera förutsättningar för att studera universum:

man tror att lagarna för världens funktion formulerade av fysiken verkar i hela universum
man tror att astronomernas observationer även gäller hela universum
man tror att de slutsatserna är sanna som inte motsäger människans existens (antropisk princip)

Kosmologins slutsatser kallas modeller för universums ursprung och utveckling.

Problemen med universums ursprung och struktur har sysselsatt människor sedan antiken. Trots den höga nivån av astronomisk kunskap hos folken i det antika östern var deras syn på världens struktur begränsade till direkta visuella förnimmelser. Därför fanns det i Babylon idéer enligt vilka jorden ser ut som en konvex ö omgiven av ett hav. Det är som om det finns ett "de dödas rike" inne på jorden. Himlen är en solid kupol som vilar på jordens yta och skiljer det "nedre vattnet" (havet som flyter runt jordens ö) från det "övre" (regn)vattnet. Himlakroppar är fästa vid denna kupol, som om gudarna bor ovanför himlen. Enligt de gamla egyptiernas idéer ser universum ut som en stor dal, långsträckt från norr till söder, i mitten av Egypten. Himlen liknades vid ett stort järntak, som stöds på pelare, på vilka stjärnor är upphängda i form av lampor.

I det forntida Kina fanns en idé enligt vilken jorden har formen av en platt rektangel, ovanför vilken en rund, konvex himmel stöds på pelare. Den rasande draken verkade böja den centrala pelaren, vilket ledde till att jorden lutade sig mot öster. Därför rinner alla floder i Kina österut. Himlen lutade åt väster, så alla himmelska kroppar rör sig från öst till väst.

I de grekiska kolonierna på Mindre Asiens (Joniska) västra stränder, i södra Italien och på Sicilien, på 700-talet f.Kr., började vetenskapen snabbt utvecklas, i synnerhet filosofin, som en naturlära. Det är här som enkel kontemplation av naturfenomen och deras naiva tolkning ersätts av försök att vetenskapligt förklara dessa fenomen, att reda ut deras verkliga orsaker. En av de viktigaste gamla grekiska tänkarna var Herakleitos från Efesos. Det är honom som orden tillhör: "Världen, en av allting, skapades inte av någon av gudarna och av någon av människorna, utan var, är och kommer att bli en evigt levande eld, naturligt antänd och naturligt släckt ..." Då Pythagoras från Samos uttryckte tanken att jorden, liksom andra himlakroppar, har formen av en boll. Universum presenterades för Pythagoras i form av koncentriska, kapslade genomskinliga kristallsfärer, till vilka planeterna verkade vara fästa.

Heraklid Pontus och Eudoxus av Cnidus på 300-talet f.Kr. hävdade att alla kroppar i universum roterar runt sin axel och kretsar kring ett gemensamt centrum (jorden) i sfärer, vars antal i olika kosmogoni varierade från 30 till 55. Toppen av denna bild av världen var systemet Claudius Ptolemaios(II århundradet e.Kr.).

De första vetenskapligt baserade modellerna av universum dök upp efter upptäckterna av Copernicus, Galileo och Newton. Först lade R. Descartes fram idén om ett evolutionärt virveluniversum. Enligt hans teori bildades alla rymdobjekt av primär homogen materia som ett resultat av virvelrörelser. Solsystemet är, enligt Descartes, en av den kosmiska materiens virvelvindar. I. Kant utvecklade idén om ett oändligt universum, bildat under verkan av mekaniska krafter av attraktion och avstötning, och försökte ta reda på det vidare ödet för ett sådant universum. Den store franske matematikern Laplace beskrev Kants hypotes matematiskt.

Gravitationsparadox: enligt det newtonska gravitationsbegreppet måste ett oändligt kosmos med en ändlig masstäthet ge en oändlig attraktionskraft. Oändligt ökande gravitation leder oundvikligen till oändliga accelerationer och oändliga hastigheter hos kosmiska kroppar. Därför måste kropparnas hastighet öka med ökande avstånd mellan kropparna. Men detta händer inte, och då visar det sig att universum inte kan existera för alltid.

Fotometrisk paradox (Olbers paradox): med ett oändligt universum fyllt med ett oändligt antal stjärnor bör himlen vara jämnt ljus. Faktum är att ingen sådan effekt observeras. 1823 visade Olbers att stoftmoln som absorberar ljuset från mer avlägsna stjärnor värmer upp sig själva och måste därför avge ljus. Denna paradox löste sig efter skapandet av en modell av det expanderande universum.

När Einstein arbetade med sin allmänna relativitetsteori såg forskarna inte universum som det är nu. Metagalaxen och dess expansion hade ännu inte upptäckts, så Einstein förlitade sig på idén om ett stationärt universum, som är jämnt fyllt med galaxer som ligger på konstanta avstånd. Sedan följde oundvikligen slutsatsen om komprimeringen av världen under påverkan av gravitationen. Detta resultat stod i konflikt med slutsatserna från den allmänna relativitetsteorien. För att inte komma i konflikt med den allmänt accepterade bilden av världen, införde Einstein godtyckligt en ny parameter i sina ekvationer - kosmisk repulsion, som kännetecknades av den kosmologiska konstanten. A. Einstein antog att universum är stationärt, oändligt, men inte obegränsat. Det vill säga, det var tänkt som en sfär, ständigt ökande i volym, men med gränser.

Den enda person som 1922 trodde på riktigheten av slutsatserna av den allmänna relativitetsteorien som tillämpades på kosmologiska problem var den unge sovjetiske fysikern A. A. Fridman. Han märkte att icke-stationariteten i rymdens krökning följer av relativitetsteorin.

Friedmans modell bygger på idéer om isotropt, homogent och icke-stationärt tillstånd av universum.

Isotropi indikerar att det inte finns några utmärkande riktningspunkter i universum, det vill säga dess egenskaper beror inte på riktningen.

Enhetlighet Universum kännetecknar fördelningen av materia i det. Denna enhetliga fördelning av materia kan underbyggas genom att räkna antalet galaxer upp till en given skenbar magnitud. Enligt observationer är materiens täthet i den del av rymden som vi ser i genomsnitt densamma.

icke-stationaritet betyder att universum inte kan vara i ett statiskt, oföränderligt tillstånd, utan måste antingen expandera eller dra ihop sig

I modern kosmologi kallas dessa tre uttalanden kosmologiska postulat. Helheten av dessa postulat är den grundläggande kosmologiska principen. Den kosmologiska principen följer direkt av postulaten från den allmänna relativitetsteorin.

A. Friedman skapade, på grundval av de postulat som lagts fram av honom, en modell av universums struktur, där alla galaxer rör sig bort från varandra. Denna modell liknar en jämnt uppblåst gummiboll, vars alla punkter rör sig bort från varandra. Avståndet mellan två valfria punkter ökar, men ingen av dem kan kallas expansionscentrum. Dessutom, ju större avståndet är mellan punkterna, desto snabbare rör sig de bort från varandra.

Till en början uppfattades dessa hypoteser som en incident, bland annat av A. Einstein. Men redan 1926 ägde en epokgörande händelse i kosmologi rum, som bekräftade riktigheten av beräkningarna av Friedmann - De Sitter - Lemaitre. En sådan händelse som påverkade konstruktionen av alla befintliga modeller av universum var den amerikanske astronomen Edwin P. Hubbles verk. 1929, när han utförde observationer på det största teleskopet vid den tiden, fann han att ljuset som kommer till jorden från avlägsna galaxer förskjuts mot den långvågiga delen av spektrumet. Detta fenomen kallas "Rödförskjutningseffekt" bygger på principen som upptäckts av den berömde fysikern K. Doppler. Dopplereffekten indikerar att i spektrumet av en strålningskälla som närmar sig observatören skiftas spektrallinjerna till kortvågssidan (violetta), i spektrumet av en källa som rör sig bort från observatören skiftas spektrallinjerna till röd (långvågig) sida.

Rödförskjutningseffekten indikerar galaxernas avstånd från observatören. Med undantag för den berömda Andromeda-nebulosan och några stjärnsystem närmast oss, är alla andra galaxer på väg bort från oss. Dessutom visade det sig att expansionshastigheten för galaxer inte är densamma i olika delar av universum. De flyttar ifrån oss ju snabbare desto längre bort de befinner sig. Med andra ord, rödförskjutningsvärdet visade sig vara proportionellt mot avståndet till strålkällan– detta är den strikta formuleringen av Hubbles öppna lag. Det regelbundna förhållandet mellan borttagningshastigheten för galaxer och avståndet till dem beskrivs med hjälp av Hubble-konstanten ( H , km/sek per 1 sträcka).

V = HR , var V är borttagningshastigheten för galaxer, r - avståndet mellan dem.

Värdet av denna konstant har ännu inte definitivt fastställts. Olika forskare definierar det i intervallet 80 ± 17 km/s för varje megaparsek av avstånd.

Fenomenet rödförskjutning förklarades i fenomenet "recession av galaxer". I detta avseende kommer problemen med att studera universums expansion och bestämma dess ålder utifrån varaktigheten av denna expansion i förgrunden.

Enligt alla tre modellerna av universums utveckling hade den en referenspunkt - ett tillstånd som kännetecknas av ett noll ögonblick i tiden. Det ursprungliga tillståndet för materien i den var något supertät tillstånd, som kännetecknades av instabilitet, vilket ledde till dess förstörelse. Som ett resultat började universums materia spridas snabbt. Vi vet nu att för varje miljard år av livet expanderar universum med 5-10%. Det mest sannolika värdet på Hubble-konstanten på 80 km/sek ger oss värden för expansionstiden, från 13 till 17 miljarder år. År 2002, med hjälp av en datormodell av universums nuvarande tillstånd, erhölls resultat som gav oss dess livstid i 13,7 Ga.

Mekanismen för vidare evolution beror på den genomsnittliga densiteten av materia i den. Den kritiska densiteten för ett ämne motsvarar ett värde på 3 väteatomer i 1 m3 utrymme. Osäkerheten i det moderna värdet av universums materiedensitet är dock mycket stor. Om vi summerar massorna av alla för närvarande kända galaxer och interstellär gas får vi värdet ρ = 0,3 av H-atomen, det vill säga en storleksordning mindre än den kritiska. Följaktligen kan universum expandera för alltid.

Neutrinos, partiklar som bildas i de tidiga stadierna av universums utveckling, kan göra anspråk på rollen som bärare av den dolda massan. Som det blev känt under de senaste 3 åren har neutriner en massa, därför kan de delta i bildandet av gravitationsinteraktioner.

Kandidater för samma roll är några exotiska objekt, som svarta hål - objekt av punktstorlek och enorm massa, som finns i universum i stora mängder, rumsliga strängobjekt, etc.

Ett mycket viktigt problem med modern kosmologi är de första ögonblicken av existensen av vårt universum. Ett framgångsrikt försök att lösa detta problem är förknippat med namnet på en amerikansk astrofysiker Georgy Antonovich Gamow, som 1942 föreslog konceptet om universums utveckling genom "Big Bang". Huvudmålet för författaren till konceptet var att, genom att överväga kärnreaktioner i början av den kosmologiska expansionen, få fram de förhållanden som observerades i vår tid mellan antalet olika kemiska grundämnen och deras isotoper. Teorin om det heta universum och Big Bang ger vissa förutsägelser om materiens tillstånd i universum under de första ögonblicken av dess liv.

Vid det första ögonblicket var universum koncentrerat i en minimivolym, som var miljarder gånger mindre än ett knappnålshuvud. Och om du följer de matematiska beräkningarna exakt, i början av expansionen var universums radie helt lika med noll och dess densitet var lika med oändligheten. Detta initiala tillstånd kallas säregenhetär en punktvolym med oändlig densitet. Fysikens kända lagar fungerar inte i singulariteten. Det uppskattas att detta inträffade för 13,7 miljarder år sedan.

I ett tillstånd av singularitet blir krökningen av rum och tid oändlig, dessa begrepp förlorar själva sin mening. Det finns inte bara en stängning av rum-tidskontinuumet, som följer av den allmänna relativitetsteorin, utan dess fullständiga förstörelse

Orsakerna till uppkomsten av ett sådant initialt tillstånd, såväl som arten av materiens vistelse i detta tillstånd, anses vara okända och utanför kompetensen för någon modern fysikalisk teori. Det är också okänt vad som hände före explosionen. Under lång tid kunde ingenting sägas om orsakerna till Big Bang och övergången till universums expansion, men idag har några hypoteser dykt upp som försöker förklara dessa processer.

Så, det initiala tillståndet före "början" har egenskaper som ligger utanför ramen för dagens vetenskapliga idéer. Allt som är bekant för oss kränktes i det: materiens former, lagarna som styr deras beteende, rum-tidskontinuumet. Ett sådant tillstånd kan kallas kaos, från vilken, i den efterföljande utvecklingen av systemet, steg för steg bildades beställa. Kaos visade sig vara instabilt, detta fungerade som den första drivkraften för den efterföljande utvecklingen av universum.

De extrema förhållandena i "början", när till och med rumtiden deformerades, tyder på att vakuumet också var i ett speciellt tillstånd, vilket kallades "falskt" vakuum. Detta tillstånd kännetecknas av en energi med extremt hög densitet, vilket motsvarar en extremt hög densitet av materia. I detta tillstånd av materien kan starka spänningar uppstå i den, som är likvärdiga med gravitationsavstötningen av en sådan kraft som orsakade en ohämmad och snabb expansion. Detta var den första pushen - början. Med början av universums snabba expansion uppstår tid och rum.

Enligt hypotesen från Alan Guth, en amerikansk matematiker, expanderade universum under tidens första ögonblick i en ständigt ökande takt. Denna förlängning kallas inflation. Enligt olika uppskattningar tar inflationsperioden ofattbart kort tid – upp till 10-39 sekunder efter start. Denna period kallas inflatorisk. Under denna tid hade universum tid att svälla upp till en gigantisk "bubbla", vars radie var flera storleksordningar större än radien för det moderna universum, men det fanns praktiskt taget inga partiklar av materia där. I slutet av inflationsfasen var universum tomt och kallt. Dessutom bildades lokala inhomogeniteter i den, som sedan jämnas ut med ytterligare expansion av universum. Sedan stördes kraftbalansen som höll universum i ett så instabilt tillstånd, och det uppstod en våg av energi i ett "falskt" vakuum. När detta vakuumtillstånd kollapsade frigjordes dess energi i form av strålning, som värmde upp universum till 1027° K. Från det ögonblicket utvecklades universum enligt Hot Big Bang-teorin.

Vid ultrahöga temperaturer och tätheter är inte ens den allmänna relativitetsteorin ännu tillämplig, eftersom den inte tar hänsyn till de kvanteffekter som råder i det ögonblicket. Möjligen, under denna period, kan kvanta av gravitationsfältet, gravitoner, uppstå.

I detta skede är det möjligt att ömsesidiga omvandlingar av partiklar och strålningskvanta ägde rum. Det vill säga, strålning och materia är fortfarande oskiljaktiga från varandra. Alla tre typerna av interaktion – stark, svag och elektromagnetisk – skiljer sig ännu inte åt och är olika former av en enskild interaktion. Fysiker kallar denna fas EROR AV STOR ENHET.

Från två kvanta gammastrålning uppstår elektron-positronpar.

Detta är den för närvarande välkända processen:

g + g ó e + + e -

När temperaturen sjönk något började elektron-positronparen att förintas. Under förintelsen av varje sådant par frigörs två högenergifotoner, det vill säga gammastrålar. De har stor penetrerande kraft.

Ju större kvantenergi desto mer massiva partiklar kan bildas som ett resultat av interaktion.

Enligt modern fysikalisk teori måste unika förhållanden ha funnits i det tidiga universum som gynnade uppkomsten av kvarkar och antikvark i - dessa primära byggstenar i universum. I detta ögonblick kan kvarkar antingen vara i ett fritt tillstånd eller existera i form av kvark-gluonstrålar.

Ibland mindre än en millisekund var temperaturen så hög att starka interaktioner dominerade. Som ett resultat bildades tunga partiklar av hadronklassen från kvarkar - mesoner och antimesons, protoner och antiprotoner och några exotiska arter kärnpartiklar såsom hyperoner. Processen för födelsen av kärnpartiklar hade en högsta graden stabiliserande verkan. Den initiala anisotropin jämnades snabbt ut, som ett resultat av att universum blev isotropiskt och fylldes med strålning.

Med en minskning av temperaturen, några mikrosekunder efter big bang, utplånades paren av hadroner, tunga elementarpartiklar, nästan helt. Hadron-eran, när starka interaktioner dominerade, har tagit slut.

Sedan kom perioden med svaga interaktioner. Som ett resultat av svaga interaktioner fanns det ett radioaktivt sönderfall av fria neutroner kvar efter hadroneran till elektroner och protoner och mesoner till myoner och antineutriner.

n° → p + + ē + v

p + + ē → n° + νˉ

Det är vid denna tidpunkt utbildningen äger rum. neutrino och antineutrino. Dessa partiklar tillhör klassen leptoner, respektive leptontiden har börjat i universum. Under leptontiden består universum av fotoner, neutriner och antineutriner. H Efter 0,2 sekunder efter singulariteten separeras neutrinon från materien. Dessa partiklar sprids med stor hastighet genom hela universums rymd.

Under en kort period i början av en era finns också elektron-positronpar. En sekund efter Big Bang förändras förutsättningarna. Temperaturen sjunker under 10 miljarder K, och elektron-positronparen förintas. Neutronproduktionsreaktionerna upphör. Under denna period finns det en neutron för varje sex protoner i universum (detta förhållande har bevarats i universum till idag).

Sedan inträffar händelser där neutronen deltar aktivt. Syntesprocessen pågår tunga element från de lättare. Denna process kallas termonukleär fusion.

När universums temperatur har sjunkit till 1 miljard K. börjar fusionsreaktioner.

Vid denna temperatur är energin hos protoner och neutroner inte längre tillräcklig för att motstå den starka kärnväxelverkan. De börjar knyta an till varandra. Först fångas en neutron av en proton och en deuteriumkärna bildas. Deuterium absorberar lätt neutroner. I nästa steg bildas tritium, och slutligen reagerar tritium med en proton och en heliumkärna bildas. Nästan alla neutroner är bundna till heliumkärnor. Som ett resultat av termonukleär fusion bildades 25 viktprocent helium i universum, resten av materien bestod av fria protoner. Big bang skapade helium. Ett sådant förhållande mellan väte och helium i universum (75% : 25%) kunde endast bildas under de aktuella förhållandena. Alla förändringar i förhållandena kommer att leda till ett annat förhållande mellan dessa element i universum. Sedan sjönk temperaturen och ytterligare fusion av tyngre kärnor upphörde. Ett mycket litet antal litium- och berylliumkärnor bildades.

Några timmar efter Big Bang upphörde bildandet av kärnor. Under denna period är all materia i form av plasma - ett slags mellantillstånd. Efter 10 000 år kyldes det ner till cirka 3 tusen K, protoner (vätekärnor) och kärnor av heliumatomer kunde redan lätt fånga fria elektroner och förvandlas till neutrala atomer av dessa element. Plasman har blivit neutral. I det ögonblicket separerade strålningen från den atomära substansen och bildade det som nu kallas kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Det kommer nu från alla punkter på himlavalvet och är inte associerat med någon speciell källa. Det var detta faktum som fungerade som ett av argumenten som bekräftade att det var en Big Bang. Denna period kallas period av separation av materia från strålning.

Eftersom neutral materia interagerar med strålning som är mycket svagare än helt joniserad materia, överskred längden på kvantvägen för denna "relik" (resterande) strålning universums dimensioner. Med utgångspunkt från "rekombinationens epok" utvecklas relikstrålning och materia oberoende av varandra. Dopplereffekten i det expanderande universum leder till en minskning av den observerade frekvensen av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen och följaktligen i temperaturen som bestämmer formen på dess spektrum. För närvarande är temperaturen på relikstrålningen 2,7 K och den observeras i form av radiovågor i centimeter- och millimeterintervallen. Det måste betonas att relikstrålning är den enda direkta informationskällan om universums struktur under rekombinationens era, för 10 - 12 miljarder år sedan.

Under de kommande 300 tusen åren skedde universums expansion utan några betydande förändringar i dess sammansättning och egenskaper. Slutsatsen om den tysta fasen av universums expansion följer av dess nuvarande homogena och isotropa tillstånd.

När universum expanderade passerade bakgrundsstrålningen genom hela spektrumet, från gammastrålning till röntgenstrålning, sedan till ultraviolett, optisk, infraröd. Slutligen sjönk fotonernas energi till ett värde som motsvarar radiovågornas intervall. Vid varje given tidpunkt bestämdes strålningsspektrumet av universums temperatur. Strålningens natur i universum förändrades inte, och skiftade gradvis mot en lägre temperatur.

Det viktigaste resultatet av denna period var att alla elektroner var bundna, och universum blev genomskinligt. Från det ögonblicket kunde fotoner röra sig rakt fram utan att bli spridda.

Efter en period av separation av materia från strålning svalnar materia ganska snabbt jämfört med strålning. Enligt termodynamikens lagar, när en gas expanderar, är temperaturminskningshastigheten dubbelt så stor som expansionshastigheten. Strålningstemperaturen minskar i sin tur med expansionen av systemet endast linjärt. I detta fall förlorar fotoner mindre energi under expansion än långsamt rörliga partiklar. I det moderna universum har den återstående materien praktiskt taget förlorat all sin temperatur, som bara är 3 ° K.

Under den period då temperaturen nådde värden på nivån 3000°K blev det möjligt att syntetisera tyngre grundämnen i universum.

I kraft av osäkerhetsprincipen uppstår och utvecklas slumpmässiga förtätningar av materia, de så kallade täthetsfluktuationerna, i det expanderande universum. Modern fysik kan inte hitta tillräckligt rimliga förklaringar till uppkomsten av sådana fluktuationer. Alla antaganden är preliminära och behöver förtydligas. Ett av antagandena är baserat på neutrinos deltagande i denna process.

Medan neutrinonen rörde sig med en hastighet nära C försvann deras fluktuationer snabbt. Men efter hundratusentals år borde deras hastighet sakta ner kraftigt. Från ett visst ögonblick försvinner inte längre stora koncentrationer av neutriner och ger upphov till den första strukturella bildningen av universum. Dessa formationer är sammansatta av materia och neutriner spelar rollen som tyngdpunkter för dessa jättekoncentrationer.

I det expanderande universum leder uppkomsten av dessa regioner till en gradvis utveckling av långsamt föränderliga störningar. Dessa förtätningar uppstod under separationen av materia från strålning. Gradvis ökade sälarna och gravitationsinteraktioner utvecklades inuti dem. Som ett resultat slutar dessa regioner att expandera och kollapsa, vilket resulterar i bildandet av protogalaxier. Uppkomsten av sådana förtätningar var början på födelsen av storskaliga strukturer i universum. Enligt beräkningar borde enkla formationer som liknar pannkakor ha uppstått från dessa kondenser.

Komprimeringen av väte-heliumplasma till "pannkakor" ledde oundvikligen till en betydande ökning av deras temperatur. När universum expanderade gav sammandragningen av den stora "pannkakan" också upphov till dess instabilitet, och den bröts upp i mindre delsystem som blev embryon till galaxer. Den kritiska massan vid vilken dessa processer ägde rum var 100 miljarder solmassor, molnets utsträckning var 150 000 ljusår.

Efter kompression kunde det protogalaktiska molnet inte längre förbli enhetligt och sfäriskt symmetriskt. Tyngdkraften i den råder över tryckkrafter. Hastigheten för komprimering av materia i molnet var mycket högre än ljudets hastighet. Med en sådan kompression av gasmolnet genereras oundvikligen turbulenta flöden. Små inhomogeniteter växer i sammansättningen av ett stort moln. En process av gasfragmentering slumpmässigt fördelad över hela volymen inträffar. Resultatet av denna process är bildandet av fragment av storleken på befintliga galaxer. Galaxerna är ganska nära i storlek, i genomsnitt cirka 30 000 ljusår. Endast oregelbundna galaxer visar sig vara något mindre än de vanliga.

Under förhållanden med molnbildning vid höga temperaturer lämnar strålningen den fritt och den börjar svalna. Den snabba avkylningen av fragmentet bidrar till dess ytterligare fragmentering, där primära stjärnor börjar bildas. Kommande STJÄRNFORMATIONSFAS.

De resulterande galaxerna är inte slumpmässigt fördelade i universums rymd. Arten av deras fördelning kallas galaxernas korrelation. Galaxer bildas först av ett protogalaktiskt moln och trängs sedan gradvis samman. Hierarkin för bildandet av strukturer inkluderar grupper av galaxer inuti fattiga kluster, som sedan blir en del av rika kluster. Förmodligen var deras initiala spridning slumpmässig.Sedan kom gravitationskrafter in i spelet, vilket ledde till att galaxer sammandrades till stora kluster.

Det verkar intressant att spåra strukturen i den del av universum som vi ser - Metagalaxi. Metagalaxen består av gigantiska stjärnsystem som vårt - galaxer. Endast tre sådana föremål är synliga på himlen med blotta ögat, som svagt lysande suddiga fläckar - dessa är de stora och små magellanska molnen (på södra halvklotet) och Andromeda-nebulosan. Många miljoner andra galaxer kan bara ses med kraftfulla teleskop. Flera hundra galaxer är väl studerade. För flera tusen erhölls spektrumet och spridningen bestämdes; för flera tiotusentals, uppskattningar av storleken och vinkelavstånd, beskrivs egenskaper hos utseende. Alla galaxer klassificeras och placeras i kataloger under lämpliga beteckningar. Så till exempel fick Andromeda-nebulosan namnet M31.

E. Hubble behandlade problemet med att studera galaxer och deras klassificering. Förbi utseende och arten av fördelningen av ljusstyrka, delade han in alla galaxer i elliptiska, spiralformade, linsformade och oregelbundna.

Elliptisk - har i rymden formen av ellipsoider med olika grader av kompression. Vissa av dem har en nästan perfekt sfärisk form (Figur 1. E0-E4), och några är kraftigt tillplattade och ser ut som en lins. Dessa är linsformade galaxer (Fig. 1. E5 - E7). De har ingen kärna, deras ljusstyrka ökar gradvis från periferin till mitten. Det finns ingen intern struktur. Nästan alla av dem har en övervikt av rött i spektrumet.

spiralgalaxer(S0 - Sc - Svs) - den vanligaste. En typisk representant är vår galax. Till skillnad från elliptiska har de en central kärna och en struktur i form av spiralarmar. Ämnet i dem finns inte bara i spiralgrenarna utan också mellan dem. Armarna innehåller de ljusaste heta stjärnorna, unga stjärnhopar och lysande gasnebulosor. De har alla en central stjärnskiva, en sfäroidal komponent som liknar en liten linsformad galax och en platt komponent eller armar.

Oregelbundna galaxerär asymmetriska, innehåller heta stjärnor, unga stjärnformationer och stora mängder interstellär gas. Det här är galaxerna närmast oss, de magellanska molnen. Det är i galaxer av denna typ som intressanta himmelsfenomen finns - supernovaexplosioner etc.

Alla galaxer är utspridda i Metagalaxy inte av en slump, utan är belägna vid noderna i ett oregelbundet nätverk, som påminner om bikupornas bikakor. Det finns praktiskt taget inga galaxer mellan dessa noder.

Galaxer - detta system av stjärnor och deras associerade interstellära media - en förtärnad gas med en liten blandning av fasta stoftkorn. Diametrarna på galaxer är 50-70 eller mer kiloparsek. Det finns också dvärgsystem, vars storlekar är en storleksordning mindre. Alla galaxer har ganska intensiva radioemissioner.

I yttre rymden finns det galaxer med anomala egenskaper.

Radiogalaxer. De är bland de massiva elliptiska galaxerna och kännetecknas av onormalt höga radioemissioner - tiotusentals gånger högre än normala. Strålningsmekanismen är förknippad med utstötningen av stora moln av partiklar som rör sig i ett magnetfält. En av dessa galaxer finns i stjärnbilden Centaurus. Totalt har cirka 500 sådana föremål upptäckts.

kvasarer. 1963 upptäcktes kraftfulla källor för radioutstrålning, som kallades kvasi-stellära eller kvasarer. Kraften i deras frigörande av energi är hundratals och tusentals gånger större än för vanliga galaxer. Cirka 1500 sådana föremål är kända. Ett antal funktioner hos kvasarer förbinder dem med galaxernas kärnor - kompakthet, strålningsvariation, spektrumets icke-termiska natur. Funktion spektra - i dem når rödförskjutningen sin maximala storlek. Dessa är förmodligen de mest avlägsna objekten från oss, som flyger med en hastighet nära C.

Kvasarbältet ligger på ett avstånd av 600 megaparsek från Vintergatan. Längre och närmare är de praktiskt taget frånvarande. Förmodligen var deras bildande tidsinställd till en viss period i universums utveckling. Dessa är kärnorna i galaxer som befinner sig i något skede av sin utveckling.

Universums nuvarande tillstånd är fortfarande mycket dåligt förstådd. Men det finns förmodligen redan ett svar på frågan: Vilken är universums nuvarande form?

Långtidsobservationer har visat att universum har ett antal fysiska egenskaper som drastiskt minskar antalet möjliga utmanare för dess form. Och en av de viktigaste egenskaperna hos universums topologi är dess krökning. Enligt det nuvarande konceptet, cirka 300 000 år efter Big Bang, sjönk universums temperatur till en nivå som var tillräcklig för att kombinera elektroner och protoner till de första atomerna. När detta hände blev strålning som till en början spreds av laddade partiklar plötsligt i stånd att passera obehindrat genom det expanderande universum. Denna strålning, nu känd som den kosmiska mikrovågsbakgrunden, eller kosmisk mikrovågsbakgrund, är förvånansvärt homogen och avslöjar endast mycket små avvikelser (fluktuationer) i intensitet från medelvärdet. Sådan homogenitet kan bara existera i universum, vars krökning är konstant överallt..

Krökningskonstansen betyder att universums rymd har en av tre möjliga geometrier: platt euklidisk sfärisk med positiv krökning eller hyperbolisk med negativ.

Den tyske matematikern Carl Friedrich Gauss, redan under första hälften av 1800-talet, gav sig i kast med att svara på frågan: är ljusstrålars banor som passerar över jordens sfäriska utrymme krökta? Det visade sig att universum på en liten (med astronomiska mått mätt) skala framstår som euklidiskt. Nyligen genomförda studier med höghöjdsballonger som lyfts över Antarktis stöder också denna slutsats. Vid mätning av CMB:s vinkeleffektspektrum registrerades en topp, som, som forskarna tror, endast kan förklaras av förekomsten av kall svart materia - relativt stora, långsamt rörliga objekt - just i det euklidiska universum. Det vill säga, forskare säger ganska säkert att vårt universums rymd bör beskrivas på ett tillfredsställande sätt av Euklids geometri, som tredimensionellt utrymme mycket liten krökning

Tills nyligen övervägde teoretiker alla möjliga alternativ för universums vidare utveckling: oändlig expansion, sammandragning och ett stationärt tillstånd.

Slutsatsen att vårt universum kommer att expandera för alltid i en ständigt ökande takt har erkänts som den viktigaste vetenskapliga upptäckten inom astronomi under de senaste 3 åren.

Två grupper av astronomer, som noggrant undersökte ljuset som kommer till oss från de mest avlägsna stjärnorna, kom fram till att materien i universum flyger isär snabbare och snabbare. Dessutom kommer denna expansion att fortsätta för alltid. Amerikanska astronomer från universiteten i Washington, Seattle och Berkeley National Laboratory i Kalifornien deltog i arbetet. Senare bekräftades deras resultat av andra grupper. För första gången på hela det senaste århundradet gjordes ett tydligt uttalande om scenariot för universums utveckling på experimentell basis. Resultatet som erhållits återupplivar den mycket populära idén i början av århundradet (aktivt vederlagd av Albert Einstein) att det finns en frånstötande kraft mellan massor av materia, som verkar mot gravitationskraften attraktion. Närvaron av en sådan kraft kan hjälpa till att förklara universums öppna expansion.

Vad kommer att hända med ett sådant universum i framtiden? När rymden expanderar blir materia mer och mer sällsynt, galaxer och deras hopar flyttar sig bort från varandra och bakgrundsstrålningens temperatur närmar sig absolut noll. Med tiden kommer alla stjärnor att slutföra sin livscykel och bli antingen vita dvärgar eller neutronstjärnor eller in i svarta hål. Eran av lysande materia kommer att upphöra och universum kommer att slockna. kommer komma universums värmedöd förutspått av Clausius och Helmholtz redan i mitten av 1800-talet.

Enligt teorin som utvecklats av den engelske astrofysikern S. Hawking kommer svarta hål att absorbera universums återstående materia. De själva kommer sakta att avdunsta och släppa ut en ström av elementära partiklar i rymden. Om 10 66 år kommer de att börja explodera och kasta ut en ström av partiklar, antipartiklar och strålning i rymden. Partiklar förintas med antipartiklar, och strålningen är jämnt spridd i rymden. Det kommer att vara ett helt oordnat tillstånd med en maximal nivå av entropi.