Физика процессов эволюции - Эбилинг В.
Скачать (прямая ссылка):
Современные представления об истории возникновения нашей Метагалактики, то есть системы галактик, принадлежащих нашему Млечному Пути, основываются на пяти важных экспериментальных наблюдениях (Blome, Priester, 1984):
1. Исследования спектральных линий звезд показывают, что Метагалактика в среднем обладает единым химическим составом. Преобладают водород и гелий. Остальное составляют главным образом кислород и железо.
2. В спектрах элементов далеких галактик обнаруживается систематическое смещение в сторону красной части. Величина этого смещения возрастает по мере удаления галактик от наблюдателя.
3. Измерения радиоволн, приходящих из космоса в сантиметровом и миллиметровом диапазонах, указывают на то, что космическое пространство равномерно и изотропно заполнено слабым радиоизлучением. Спектральная характеристика этого так называемого фонового излучения соответствует излучению абсолютно черного тела при температуре около 2,7 градуса Кельвина, плотность составляет около 450 протонов на см .
4. По астрономическим наблюдениям, крупномасштабное распределение галактик соответствует постоянной плотности массы, составляющей, по современным оценкам, по крайней мере 0,3 бариона на каждый кубический метр.
5. Анализ процессов радиоактивного распада в метеоритах показывает, что некоторые из их компонентов должны были возникнуть от 14 до 24 миллиардов лет назад.
Первые из таких наблюдений восходят к Густаву Кирхгофу и Роберту Бунзену, которые еще в 1859 г. разработали в Гейдельберге метод спектрального анализа. Этот новый метод обнаружения химических элементов сразу же оказался мощным средством исследования Солнца и других удаленных небесных тел. В результате продолжительных исследований было установлено, что Солнце и звезды не содержат других элементов, кроме тех, которые имеются да нашей Земле. Спектральные исследования все более далеких галактик позволили установить, что наша Метагалактика с точностью до систематических расхождений между звездами, планетами и межзвездной материей имеет однородный химический состав: 77% водорода, 22% гелия, 0,8% кислорода, 0,1% железа и 0,1% всех остальных элементов.
Совокупность других наблюдений подтвердила поразительную однородность и изотропию и относительно других важных физических параметров. Так как тяжелые
ядра образуются лишь существенно позже, для модели эволюции прежде всего важно распределение масс относительно суммарной массы легких ядер. Измерения спектров в оптическом и радиодиапазонах приводят к следующим значениям:
Не-2: 0,22-0,03;
Не-3: 5(+6, -5) • 10“5;
Н-2: 5(+6,-4) • 10~5;
Li-7: 6-КГ10.
Второе из перечисленных выше наблюдений восходит к американскому астроному Эдвину П. Хабблу, открыршему в 1929 г., что красное смещение далеких галактик пропорционально расстоянию R до них:
V = Н ¦ R. (2.1)
Так называемая постоянная Хаббла Н имеет размерность обратного времени. Точное значение ее неизвестно, но имеющиеся наблюдения приводят к оценке
Н~1 = 20(+3, -10) • 109 лет. (2.2)
Относительно большая погрешность связана с тем, что измерение расстояний
до соседних скоплений галактик, отстоящих от нас на 50 миллионов световых лет,
сопряжено со значительными трудностями.
Третьим решающим наблюдением стало открытие в 1965 г. фонового излучения. Два американских радиоастронома Пензиас и Уилсон систематически исследовали внеземные радиоисточники с помощью рупорного отражателя, чувствительность которого им удалось довести до пределов возможного. В начале 1965 г. им после тщательной проверки всех измерений удалось придти к неопровержимому выводу
о том, что существует лишенное выделенного направления слабое радиоизлучение, приходящее на Землю со всех сторон с одинаковой интенсивностью. Измерение спектрального распределения этого йзлучения дало температуру около 2,7 К. Исследователи пришли к выводу, что все космическое пространство заполнено фотонным газом, находящимся в тепловом равновесии при температуре около 2,7 К.
Четвертое из перечисленных выше утверждений представляет собой экстраполяцию всего накопленного астрономией опыта (коперниканский принцип). Каждое из многократных расширений нашего «радиуса наблюдений» подтверждает это основополагающее предположение. Оценка средней плотности барионной материи была получена а 1958 г. Яном Хендриком Оортом из наблюдений светимости галактик с учетом зависимости масса—светимость. Полученное значение
р< 1,7 • 10-29 г/см3
еще содержало большую погрешность, но независимые наблюдения на гелии и дейтерии привели к оценке
р < 5 • 10"29 г/см3
(Шоте, Priester, 1984). По современным оценкам, средняя плотность нуклонов составляет
Пп < 0,3 м~3.
