KSE_Zhulanov_A_L

заряженных ионов с электронным газом, равномерно распределенным по всему пространству кристалла. Ионные кристаллы образованы кулоновскими (электрическими) силами притяжения, возникающими между противоположно заряженными ионами атомов, находящихся в узлах решетки. Атомные кристаллы в узлах решетки содержат атомы, связанные ковалентными связями. В молекулярных кристаллах в узлах решетки находятся молекулы, связанные силами Ван-дер-Ваальса.

Жидкости занимают промежуточное положение между газом и твердым телом. Их отличительное свойство – текучесть, следствием чего является свойство жидкости принимать форму сосуда – это роднит жидкость с газом. Но жидкости более упруги, и, как и твердые тела, малосжимаемы и поэтому имеют определенный объем. Жидкости изотропны, т.е. их свойства одинаковы по всем направлениям. На молекулярном уровне поведение жидкости характеризуется следующими признаками: молекулы жидкости некоторое время совершают хаотические колебания около положений равновесия, затем перескакивают в новое положение равновесия и т. д. Этим фактом и объясняется их текучесть.

Фазовые переходы вещества (из твердого в жидкое – плавление, из жидкого в газообразное – испарение, из твердого в газообразное – возгонка) обусловлены внешними условиями – температурой и давлением. С увеличением температуры и уменьшением давления будут возрастать кинетическая энергия атомов и молекул вещества, ослабевать межатомные и межмолекулярные связи, и вещество будет переходить в газообразное состояние, при обратном процессе – в твердое состояние. Жидкое состояние – промежуточное между крайними фазами.

Мегамир. Космогонические гипотезы. Гипотеза «Большого взрыва» и модель «горячей Вселенной». Небесная механика,

основанная Ньютоном и развитая Лапласом в пятитомном «Трактате о небесной механике», дала математическое описание движения тел Солнечной системы. На ее основе стало возможным производить весьма точные расчеты движения светил, предвычислять различные астрономические события, например, солнечные и лунные затмения и пр. Известный с древности список планет был дополнен следующими: в 1771 г. У. Гершель открыл Уран, в 1846 г. У. Леверье вычислил координаты, а И. Галле по ним обнаружил Нептун, в 1931 г. подобным же образом был открыт Плутон, ныне исключенный из

101

числа планет ввиду того, что его размеры не превышают размеры крупных спутников планет (например, Луны).В начале 19 в. астрономы установили существование между орбитами Марса и Юпитера пояса малых планет – астероидов. Первыми были открыты

колеблются от нескольких километров до нескольких десятков километров. Только Церера имеет диаметр порядка 1000 км. Сталкиваясь между собой, они дробятся и рождают поток метеоров, выпадающих на Землю. Чрезвычайно важное открытие сделал Гершель с помощью созданного им большого зеркального телескопа: в созвездии Андромеды он обнаружил белесые пятнышки, которые истолковал как большие звездные скопления, находящиеся далеко за пределами нашей Галактики (Млечного пути). Это открытие – первый шаг к созданию внегалактической астрономии. Однако значимость этого открытия будет осознана только в 20 в.

Ученые задались вопросом: что представляет собой астрономическая Вселенная как целое? Этот вопрос стал предметом космологии – физического учения о Вселенной. Первой космологической моделью Нового времени была стационарная модель Ньютона. Согласно этой модели, Вселенная бесконечна в пространстве и качественно неизменна. Движение небесных тел происходит вечно по одним и тем же орбитам, картина звездного неба постоянна.

Решение вопроса о строении мира связано с решением другого, гораздо более сложного, вопроса о его происхождении. Ньютон считал, что мир сотворил Господь: сначала он создал материю в виде небесных тел, а затем сообщил планетам импульс – «первотолчок», приведя их во вращательное движение вокруг Солнца. Сотворив материю, наделив ее движением и дав миру законы, Господь в дела природы больше не вмешивается. Это мировоззрение, получившее название деизма, стало господствующим в естествознании 17-18 вв.

В середине 18 в. И. Кант поставил вопрос о естественном происхождении Солнечной системы, положив начало новому разделу астрономии, изучающему происхождение и развитие космических объектов, –космогонии. В 1755 г. им была предложена космогоническая гипотеза – гипотеза происхождения Солнца и планет из холодной пылевой туманности путем конденсации в результате действия гравитационных сил, вихреобразных движений

102

пылевых масс и их разогрева при сжатии. Кант назвал гипотезу небулярной (лат. nebula – туманность). Так впервые в истории науки возник взгляд на природу как качественно изменяющуюся, развивающуюся. «Была пробита первая брешь в окаменелых воззрениях на природу» (Ф. Энгельс). Это знаменовало переход ученых с метафизических на диалектические позиции в науке. Правда, с идеей творения Кант не расстался: первичную туманность, по его мнению, сотворил Бог. Но уже в конце века, в 1796 г., П. Лаплас математически обосновал аналогичную гипотезу, ничего не зная о гипотезе Канта. Он исходил из предположения о существовании первичной горячей быстро вращающейся газовой туманности. Под действием гравитации туманность сжималась и вращалась все быстрее, приобретая сферическую форму. Вследствие этого в экваториальной области под действием сил инерции от нее отделялись газовые кольца, из которых в результате конденсации и охлаждения образовались планеты, а из центральной части – Солнце. На вопрос Наполеона, какую роль Лаплас отвел в своей теории Творцу, он ответил: «Сир, я в этой гипотезе не нуждался». Этот факт говорит о полном освобождении естествознания конца 18 в. от теологии. Впоследствии обе гипотезы были объединены в одну – гипотезу Канта-Лапласа. Эта гипотеза не утратила научного значения до настоящего времени.

Однако модель бесконечной стационарной Вселенной приводит к ряду следствий, получивших название космологических парадоксов. Один из них - фотометрический - состоит в том, что светимость неба при бесконечном количестве звезд должна была бы быть ярче светимости Солнца, а Солнце на фоне неба должно было бы казаться темным пятном, чего в природе не наблюдается. Согласно второму, гравитационному, парадоксу, сила тяготения в любой точке пространства должна быть бесконечной, что также не соответствует действительности. Термодинамический парадокс вытекает из второго начала термодинамики и известен как идея «тепловой смерти» Вселенной: звезды, израсходовав внутреннюю энергию, погаснут, а излученная ими теплота равномерно рассеется в бесконечном пространстве. Однако звезды не только умирают, но и рождаются. Из приведенных парадоксов следует логический вывод: стационарная модель Вселенной не верна.

В начале 20 в. Эйнштейн попытался создать физическую теорию Вселенной как целого на основе общей теории

103

относительности, положив начало релятивистской космологии. Для этого он, введя в основное уравнение тяготения произвольную космологическую константу, получил космологическое решение. Оно описывало стационарную модель, согласно которой Вселенная

конечна, однородна и изотропна. Но является ли Вселенная стационарной, - вот вопрос, который впервые поставил А.А. Фридман и дал на него отрицательный ответ. Вселенная, заполненная гигантскими массами вещества, связанными мощными гравитационными взаимодействиями, не может быть стационарной. Она должна сжиматься или расширяться. В 1922-1924 гг. Фридман предложил решение уравнения тяготения для замкнутого нестационарного, то есть изменяющегося во времени, мира, имеющего положительную кривизну, а затем и для пространства отрицательной кривизны (открытая модель мира). Какая модель соответствует реальности? Ответ зависит от одной эмпирически определяемой величины – средней плотности распределения вещества и полей во Вселенной. Если средняя плотность материи больше некоторой величины, называемой критической плотностью, пространство мира имеет положительную кривизну, а сама Вселенная является замкнутой, конечной и будет периодически расширяться и сжиматься. Это модель пульсирующей Вселенной. Если же средняя плотность будет меньше критической, пространство будет иметь отрицательную кривизну, и Вселенная, начиная с некоторого времени, будет бесконечно расширяться. Это модель расширяющейся Вселенной. Теоретически вычисленная величина критической плотности равна 5/1030 г/см3 . Чтобы установить действительную модель эволюции Вселенной, надо измерить среднюю плотность, но для этого в современной науке нет надежных средств, а экспертные оценки противоречивы. Таким образом, нестационарная модель Вселенной Фридмана имеет два варианта. Который из них окажется действительным, покажет будущее.

Теория Фридмана сыграла революционную роль в космологии, настолько революционную, что даже Эйнштейн первоначально не принял ее и в 1922 г. выступил с критической статьей, но в следующем году признал «результаты г. Фридмана правильными и проливающими новый свет».

Решающую роль в дальнейшей разработке космологии сыграли исследования американского астронома Э. Хаббла в 20-е гг.

104

Согласно открытому в 1842 г. австрийским физиком Допплером эффекту, длина волны и частота волнового процесса, регистрируемого приемником, будет зависеть от направления и скорости движения источника колебаний. Этот эффект присущ как звуковым, так и электромагнитным (в том числе световым) явлениям. Если источник волн удаляется от приемника, то длина волн, регистрируемых приемником, увеличивается (соответственно частота колебаний будет убывать), если же источник света приближается, то длина волны уменьшается (частота увеличивается). Если сравнить спектры излучения или поглощения какого-либо вещества, полученные от неподвижного и движущегося источника, то обнаружится смещение линий спектра в сторону красного или фиолетового конца. Первое назвали «красным», а второе – «фиолетовым» смещением. Таким образом, согласно эффекту Доплера, «красное смещение» линий спектров светящихся объектов свидетельствует об их удалении от наблюдателя, а «фиолетовое смещение» - об их приближении.

В 1912 г. американский астроном В. Слайфер установил фундаментальный факт: линии спектров галактик смещены в сторону красного конца спектра, т. е. той его части, которая соответствует излучению красного цвета («красное смещение»). Проведя в 1929 г. спектроскопические измерения излучений группы галактик, находящихся в области созвездия Андромеды, Э. Хаббл обнаружил не только красное смещение линий их спектров, т. е. их удаление от наблюдателя, но и тот факт, что скорость удаления галактик тем больше, чем больше расстояние до них, причем отношение приращения скорости к приращению расстояния есть величина постоянная. Эта величина, ныне называемая постоянной Хаббла, оценивается в 55 км/сек на 1 миллион парсек, или 16,9 км/сек на 1 миллион световых лет (парсек – единица длины, равная расстоянию, пройденному светом за 3,26 года). Его вклад в астрономию заключается в открытии зависимости между величиной «красного смещения», присущего данной галактике, и расстоянием до нее. Измерения движения почти двух десятков галактик привели Хаббла к открытию закона:

r = cz/H (Мпк),

где r – расстояние до галактики, с – скорость света, z – отношение величины «красного смещения» к длине волны источника излучения, Н – постоянная Хаббла.

105

Формула позволяет вычислять расстояния до галактик по величине их «красного смещения». Ближайшая к нам галактика – Туманность Андромеды – находится на расстоянии 1,5 млн световых лет.

Таким образом, из закона Хаббла может быть сделан вывод об удалении галактик не только от наблюдателя, но и друг от друга («разбегание галактик»). Это означает, что наблюдаемая Вселенная расширяется, что она не стационарна, и теория Фридмана получает опытное подтверждение. Но если Вселенная эволюционирует в сторону расширения, то естественно поставить вопрос о его продолжительности и его начале. Логично предположить, что некогда все галактики образовывали одно целое, распавшееся на части вследствие какого-то космического катаклизма.

Из закона Хаббла следует, что время расширения Вселенной и постоянная Хаббла обратно пропорциональны друг другу: величина, обратная постоянной Хаббла, равна возрасту Вселенной. В настоящее время принято оценивать этот возраст в 13 млрд лет. Отсюда логически следует вопрос: из чего и как возникла Вселенная? Ответом на него служат гипотезы, выдвигаемые на основе законов квантовой физики и физики элементарных частиц.

Наибольшее признание во второй половине прошлого века получила гипотеза Большого взрыва, предложенная Г. Гамовым. На ее основе было предсказано существование во Вселенной фонового электромагнитного излучения с температурой около 50 К. В 1964-1965 гг. американские астрофизики А. Пензиас и Р. Уилсон обнаружили с помощью радиотелескопа подобное излучение с температурой 2,70 К, названное реликтовым (древним, оставшимся от прошлых эпох). Это излучение с длиной волны от нескольких миллиметров до десятков сантиметров не связано с каким-либо определенным источником,

решающим аргументом для принятия гипотезы Большого взрыва. Расчеты, произведенные на основе физических теорий, дают

картину эволюции наблюдаемой Вселенной, называемую «стандартной моделью».

Примерно 13 млрд лет назад наблюдаемая ныне Вселенная находилась в «сингулярном» состоянии, то есть в особом состоянии, которое характеризовалось такими параметрами: плотность материи составляла примерно 5*1080 г/см3 , температура – около 100 000 млрд.

106

град., а объем – порядка объема атома. Это неустойчивое состояние, аналога которому в нашем мире не существует, не могло сохраняться сколько-нибудь долго. Неминуем был взрыв, в результате которого образовалось облако сильно взаимодействующих частиц (адронов), которые в силу своей нестабильности за период менее 0,01 сек. распались. Образовалось облако лептонов и фотонов («суп» из вещества и излучения), количество ядерных частиц (протонов и нейтронов) составляло примерно одну на миллиард электронов. Число протонов и нейтронов первоначально было одинаковым, но поскольку нейтроны нестабильны и распадаются на протоны и лептоны, то уже через 3 мин. в сотне нуклонов их соотношение стало 14 нейтронов на 86 протонов. Попутно происходит аннигиляция электронов и позитронов и их превращение в фотоны, а также образование стабильных ядер водорода (дейтерия и трития) и гелия. Поскольку облако расширяется, его температура резко снижается до уровня в 300 млн. град., и примерно через 34 мин. процессы образования ядер прекращаются. В следующие 700 тыс. лет ничего существенно нового не происходит, облако продолжает расширяться и охлаждаться, пока температура не опустится до 3 0000 К. При достижении этого температурного порога ядра атомов водорода и гелия начинают захватывать свободные электроны, начинается образование атомов, формирование звезд и галактик. Соотношение гелия и водорода составляет примерно 28:72. В результате вещество и излучение разъединяются, и вот это излучение создает тот космический фон, который был обнаружен и назван реликтовым излучением. Таким образом, в развитии Вселенной можно выделить последовательно сменявшие друг друга эры: адронную, лептонную, эру излучения, звездную, причем каждая последующая превосходит предыдущую по длительности на много порядков.

Итак, по современным представлениям, Метагалактика, состоящая из сотен миллиардов галактик, образовалась из невозбужденного физического поля («физического вакуума»), в результате квантовых флуктуаций которого возникло то сингулярное состояние, которое разрешилось «Большим взрывом». Метагалактика (или наблюдаемая Вселенная) находится в стадии расширения («разбегание галактик»), причем удаляются друг от друга именно галактики как целостные системы, а не их части (звезды или созвездия). Метагалактика рассматривается как однородная и изотропная система, но эти ее свойства проявляются в очень больших

107

масштабах – свыше 200 мегапарсек (т. е. в рамках крупномасштабной структуры Вселенной). Если же ее рассматривать в меньших масштабах, более локально, то отдельные области Метагалактики уже не будут однородными и изотропными. (Для сравнения: косяк рыбы в море издали кажется системой однородной и изотропной (сплошное пятно на экране радара), а вблизи распадается на множество отдельных особей).

К. Саган предложил наглядную модель эволюции Вселенной. Если возраст Вселенной (примерно 15 млрд лет) уподобить космическому году, то одной секунде этого года будет соответствовать примерно 500 земных лет. Хронология некоторых важнейших для нас событий будет выглядеть так:

Первые люди 31 декабря в 22 час. 30 мин.

(Можно добавить, что первые цивилизации появились за 12 сек. до полуночи, т.е. в 23 час. 59 мин. 48 сек.).

Галактики. Звезды. Солнечная система. В состав галактик входят звезды и межзвездная газово-пылевая среда, состоящая из смеси газов, в которой преобладают атомы водорода (около 90%) и гелия (около 8%), и пылевых частиц. Средние плотности газов и пыли соотносятся примерно как 100:1. Вследствие неравномерности распределения вещества в пространстве эта среда образует отдельные облака, наиболее плотные из которых наблюдаются как туманности. В состав межзвездной среды входят также магнитные поля, космические лучи, потоки нейтрино и т. д.

Галактики различаются по строению на три класса: эллиптические, спиралевидные и галактики неправильной формы.

108

Спиральные галактики имеют «рукава» – закрученные силовые магнитные трубки, в которых под действием мощных магнитных полей и гравитационных сил конденсируется межзвездное газопылевое вещество, из которого образуются звезды. Возникают обычно не одиночные звезды, а звездные ассоциации, которые затем рассеиваются в пространстве. По этому признаку можно судить о возрасте звезд: одиночные звезды – старые, звездные скопления – молодые.

Поскольку «атомами» Вселенной являются звезды, их происхождение, строение и эволюция представляют для науки первостепенный интерес.

Звезды различаются рядом признаков: размерами, массой, светимостью, температурой, химическим составом. Доступными для наблюдения и измерения являются только некоторые из них, однако между признаками существует закономерная связь, что позволяет по наблюдаемым признакам звезд судить о других.

Основным методом исследования звезд является спектроскопический. Спектры излучения и поглощения в различных диапазонах длин волн позволяют определить температуру поверхностных слоев звезд, их химический состав, размеры, скорость вращения и движения, расстояния до звезд. В зависимости от температуры поверхности звезды находятся ее цвет и спектр. Каждому показателю цвета соответствует определенный тип спектра. Звезды делятся на семь спектральных классов (O, B, A, F, G, K, M) – от самых горячих до холодных, причем каждый класс подразделяется еще на 10 подклассов (от 0 до 9, например, В5). Каждый класс характеризуется специфическим цветом и определенной температурой наружного слоя (фотосферы) в градусах Кельвина:

Класс О – голубые звезды, 35 0000 К; В – голубовато-белые, 25 0000 К;

А – белые, 10 0000 К; F– желтоватые, 7 5000 К; G–желтые, 6 0000 К; K–оранжевые, 4 0000 К; M–красные, 3 0000 К.

Солнце относится к классу G2 («желтых карликов»). Важнейшей характеристикой звезды является ее светимость –

полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени. По этому признаку звезды различаются в большом интервале: одни

109

имеют светимость в сотни тысяч раз больше светимости Солнца, другие («карлики») – в тысячи раз меньше. Светимость Солнца используют в качестве единицы светимости звезд. Если все звезды отнести на стандартное расстояние в 10 парсек, то их условная светимость образует некоторую последовательность, в которой звезды высокой светимости характеризуются отрицательными значениями (например, -20, -10, -5), а звезды низкой светимости – положительными (+5, +10). Эти значения светимости называются «абсолютной звездной величиной». Солнце в этой системе имеет абсолютную величину +5, хотя его видимая величина составляет -26,8. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6. При меньших величинах (+7, +8 …) они не видны.

По массе звезды различаются гораздо меньше, чем по светимости: массы большинства звезд расположены в интервале от 0,1 до 10 масс Солнца (его масса составляет 2*1033 г, что 330 тыс. раз больше массы Земли). Максимальная масса звезд равна 60, а минимальная – 0,03 солнечных масс. Важной характеристикой звезды является ее радиус. По этому признаку разброс очень большой: «белые карлики» имеют размеры Земного шара и даже много меньшие (до 10 км), радиусы звезд-сверхгигантов превосходят в тысячи раз солнечный радиус. Однако гиганты и карлики имеют колоссальную разницу в плотности вещества: у карликов она чрезвычайно высокая, у гигантов она, напротив, очень низкая, может быть меньше плотности атмосферного воздуха.

Зависимость между характеристиками звезд выражается диаграммой Герцшпрунга – Рессела (диаграмма «спектр – светимость»). На горизонтальной оси диаграммы отложены спектральные классы, на вертикальной – абсолютные звездные величины. На диаграмме обнаруживаются три основные группы звезд. Большинство звезд образуют узкую полосу, идущую от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему углу. Ее называют «главной последовательностью». В левом верхнем углу находятся «голубые гиганты» – массивные горячие звезды высокой светимости (звезды спектральных классов О, В, А, массой от нескольких десятков до двух солнечных масс, с отрицательными звездными величинами). В правом нижнем углу находятся «красные карлики» (спектральные классы К, М с массой от 0,74 массы Солнца и меньше, с абсолютной звездной величиной от +6 до +15). В средней части расположены звезды, близкие по своим характеристикам к Солнцу

110