КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VIII

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

Розділ 22

ЕЛЕМЕНТИ КОСМОЛОГІЇ

22.2. Еволюція Всесвіту

22.2.4. Майбутнє Всесвіту

У будь-якій фізичній системі (у тому числі і Всесвіті) повинний виконуватися закон збереження повної енергії. Баланс кінетичної і потенційної енергії в розрахунку на одиницю маси дається першим рівнянням (22.2) для випадку геометрії плоского світу. У цьому разі значення критичної густини випливає з (22.17).

Величина критичної густини речовини і параметр Хаббла зменшуються по мірі зростання часу існування Всесвіту. Дійсно, вважаючи, що image95з (22.10) для ранньої епохи еволюції Всесвіту, і з (22.16) для

пізнішої, отримаємо H ∞ 1/t (точніше H = 1/(2t) і H = 2/(31) відповідно для цих випадків).

У сучасну епоху параметр Хаббла дорівнює 65 км/(с-Мпк) = 2,1·10-18 с-1, тому з (22.17) знайдемо, що критична густина сьогодні складає приблизно 10-29 г/см3.

Якщо спостережувана густина Всесвіту все ж є меншою за критичну, то розширення ніколи не зміниться стисканням. Такий Всесвіт має від'ємну кривину і є відкритим. Якщо ж середня густина перевищує критичну, сили гравітації через якийсь час зупинять розширення і змінять його стисканням. Це може відбутися у Всесвіті з додатною кривиною, і він у цьому разі називається закритим. Ці важливі висновки вперше були отримані російським вченим О. О. Фрідманом (1888—1925) на основі аналізу рівнянь А. Ейнштейна, що описують властивості Всесвіту. У 1922—1924 рр. він побудував перші нестатичні (фрідманівські) моделі Всесвіту. Графічно різні варіанти еволюції Всесвіту відображені на 22.2. Параметр q залежить від середньої густини і визначає прискорення розширення Всесвіту. Якщо q > 1/2, Всесвіт є закритим, a q < 1/2 описує відкритий Всесвіт, який має розширюватися завжди. Темп такого розширення з часом спадає. Випадок q = 0 відповідає розширенню зі сталою швидкістю. У разі, коли q < 0, Всесвіт розширюється з прискоренням.

image96

Рис. 22.2. Деякі типи космологічних моделей. Точка стику усіх ліній відповідає сучасному моментові t = H-10 (де Н0 — сучасне значення параметра Хаббла)

Отже, передвіщення майбутнього Всесвіту цілком залежить від значення середньої густини речовини в нашу епоху. Якщо це значення менше критичної густини, наш Всесвіт є відкритим, його геометрія аналогічна геометрії на поверхні Лобачевського (простір від'ємної кривини), а сам він буде розширюватися вічно, і сила гравітації буде не в змозі зупинити цей процес.

Якщо ρ = ρкр, то геометрія Всесвіту евклідова (кривина простору дорівнює нулю). У цьому випадку розширення Всесвіту відбувається теж необмежено.

Якщо ж середня густина більше критичної, властивості простору Всесвіту визначає сферична геометрія (геометрія простору з додатною кривиною). Ця модель називається закритою (замкнутою) моделлю Всесвіту. Тут сила гравітації рано чи пізно зупинить розширення, після чого Всесвіт із прискоренням почне стискуватися.

Таким чином, визначення середньої густини речовини у Всесвіті є вкрай важливим для правильного розуміння еволюції нашого світу. Як уже було сказано вище, сьогодні є всі підстави вважати, що середня густина дорівнює критичній. У такому випадку розширення Всесвіту буде відбуватися необмежено довго. Що буде з речовиною Всесвіту через 10, 100 чи 1000 мільярдів років? Сьогоднішній розмір спостережуваного Всесвіту складає R = 1026 м, а його вік дорівнює приблизно t0 = 1,4·1010 років. Для Всесвіту, якщо його густина співпадає з критичною, збільшення розмірів з часом визначається в такий спосіб:

image97

де R0 і t0 — це відповідно розмір та час існування Всесвіту на даний момент. Наприклад, через 1000 мільярдів років розміри Всесвіту стануть у 20 разів більшими. За такий величезний проміжок часу запаси міжзоряного газу в галактиках мають бути практично вичерпані, утворення нових зір припиниться. Речовина буде сконцентрована переважно у вигляді чорних дір, остиглих нейтронних зір, білих карликів і планетоподібних тіл. Температура випромінювання буде безупинно знижуватися протягом цього часу, наближаючись до абсолютного нуля.

У найбільш віддаленому майбутньому можливі і більш катастрофічні процеси, пов'язані з поки ще не дуже добре вивченими явищами мікросвіту. Сучасна теорія елементарних частинок розглядає протон не як абсолютно стабільне утворення. Час життя протона оцінюється більш ніж у 1033 років — неймовірно тривалий проміжок часу, у порівнянні з яким навіть сучасний вік Всесвіту є короткою миттю. І все-таки цей проміжок часу не є нескінченно великий. Якщо передбачення теорії вірні, то необоротний процес розпаду протонів у Всесвіті почнеться після того, як його вік перевищить час життя протона. Результат розпаду кожного з протонів — позитрон і електрично нейтральна частинка π-мезон. На той час Всесвіт буде містити в собі переважно тільки легкі частинки, тобто перетвориться в лептонну пустелю (якщо екстраполяції на такі великі проміжки часу будуть обґрунтованими).






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.