Модель гарячого Всесвіту. Синтез хімічних елементів

Вперше ідею про велику початкову ентропію речовини Всесвіту, водночас температуру (звідки «гаряча модель Всесвіту»), обґрунтував у 1926-1949 роках Гамов. Метричні характеристики еволюції Всесвіту він доповнив енергетичною, увівши поняття середньої температури Всесвіту, яка в процесі його розширення зменшується. Стан Всесвіту не змінюється, поки його температура не стане меншою за температуру деякого характерного процесу, на який можуть впливати енергія спокою нуклонів та електронів, енергія зв'язку нуклонів у ядрах, енергія іонізації атомів. Тоді фізичний стан Всесвіту набирає нових властивостей і рис, які визначають послідовність значень його енергії, відтак основні етапи фізичної еволюції Всесвіту.

На ранніх етапах розширення Всесвіту температура речовини велика, а густина електромагнітного випромінювання значно перевищує густину звичайної речовини. Під час розширення температура зменшується ~R-1, де R - масштабний фактор - відстань між якоюсь фіксованою парою точок. Водночас густина енергії випромінювання спадає ~R-4, а густина звичайної речовини як - R-3. Питома ентропія речовини лишається сталою. Цікаво, що теплоємність випромінювання весь час набагато вища, ніж теплоємність речовини аж до тепер, тому рівноважне випромінювання не може поглинутися речовиною і має зберігатися досі (реліктове, або фонове випромінювання).

Чи не пов'язане відкриття фонового випромінювання з якимось процесами розширення речовини в небесних тілах, наприклад, зорях, а не з початком космологічного розширення? Мабуть, ні. Простежимо за цим явищем конкретніше.

Інтегральна густина рівноважного реліктового випромінювання (фону) Дж/см3 майже в сто разів більша за густину відомих джерел випромінювання (зір, галактик, радіогалактик, квазарів). Вона підрахована з врахуванням їхньої імовірної еволюції в минулому, враховуючи, що випромінювання фону з великою точністю ізотропне.

Якщо значення розділити на середню густину матерії галактик с0=5·10-31г/см3, то отримаємо ~1011Дж/г. Тож спалювання приблизно 20% усього водню дало б досить енергії для того, щоб наповнити простір випромінюванням, яке відповідає абсолютній температурі ~3К. Проте спектр випромінювання, що дають зорі під час ядерних реакцій у надрах, дуже відмінний від трьохградусного рівноважного випромінювання, яке спостерігається. Якщо вигоряння водню справді мало місце в далекому минулому, то його високотемпературне випромінювання, внаслідок космологічного розширення, могло перетворитися на низькотемпературне, густина енергії якого за цей час у багато разів зменшилася б. Тому потрібно, щоб виділення енергії в минулому досягло понад розумну межу. Щоб настала відповідність між реліктовим фоном і виділенням енергії в протозорях, треба припустити, що тоді панівною була сучасна середня густина речовини г/см3, а виділення енергії має відбуватися за короткий період у минулому ~3·106 років тощо. Згадаймо, що середня густина, згідно з сучасними даними, г/см3. Є також нерозв'язані (поки що) проблеми з визначенням густини нейтрино, що змінило б значення середньої густини речовини , яка далека від вирішення. Тож справедливою на сьогодні треба вважати гарячу модель Всесвіту (на відміну холодній моделі Амбарцумяна).

Гамов припустив, що всі елементи Всесвіту утворилися в результаті ядерних реакцій у перші моменти після Великого Вибуху. Так, наприклад, у момент t = 1с (після моменту с > ?) температура досягала 1010К, а густина речовини - с~106 г/см3. За цих умов протони, нейтрони, електронно-позитронні пари, нейтрино і фотони перебували в термодинамічній рівновазі. При подальшому розширенні згустка Т і с зменшувались і врешті нейтрони почали розпадатись. Позаяк в них період піврозпаду Т~15 хв, то протягом кількох перших хвилин після початку розширення, коли концентрація нейтронів ще була великою, відбувалися реакції з їх участю, а саме:

Внаслідок цих реакцій вміст гелію ( по масі) досягнув 30% при 70% водню , що й спостерігаємо на сьогодні.

Усі ядерні перетворення практично закінчуються через 100 с від початку розширення Всесвіту. Далі хімічний склад речовини більше не змінювався і залишився таким самим до початку формування галактик і зір. Отож основна маса гелію має первинне походження,тоді як менша частинка його спродукована в надрах зір у процесі термоядерного синтезу. Це був уже пізніший час.

Ранню стадію розвитку Всесвіту поділяють на кілька епох. Це:

адронна епоха, обмежена часом t < 10-4 с, коли густина с > 1014г/см3 і температура К. Тут основну роль відіграє випромінювання, а маси речовини й антиречовини майже ті самі. Наприкінці цього періоду важкі частинки анігілюють з античастинками, а надлишок речовини з додатнім зарядом залишився сталим до сьогодні;

лептонна епоха: температура 1010 < Т < 1012К, густина 104 < с <1014г/см3. Вона тривала до 10 с. Домінуючими тепер в природі стали легкі частинки - електрони й позитрони, нейтрино й антинейтрино, які беруть участь у взаємоперетвореннях протонів і нейтронів. Завершується епоха анігіляцією електронно-позитронних пар;

епоха випромінювання, коли 3000 < Т < 1010К, а густина 10_21 < с < 104г/см3. Перевага у формах матерії тут за випромінюванням, утворюється гелій, а наприкінці епохи починаються рекомбінації електронів з протонами, виникає речовина, яка у наступній еволюції Всесвіту відіграє панівну роль;

зоряна епоха, яка на сьогодні є завершальною. Вона бере початок при млн. років, коли Т = 3000К, г/см3. Починається формування протозір і протогалактик - сучасного світу. Теорія походження нуклонів у зірках успішно пояснює основні закони поширення елементів за умови, що зірки утворилися з чистого водню або водню і гелію, що виникли у більш ранній період еволюції Всесвіту.

Теорія гарячого Всесвіту, що розширюється, має всебічний зростаючий вплив на інші астрономічні концепції. І не тільки. Багато вчених сьогодення прогрес у пізнанні людиною природи пов'язують саме з розвитком космології і теорії елементарних частинок.

 
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   Загрузить   След >