Научные открытия XX века, их богословское осмысление

Значение постоянной Хаббла (вернее, параметра Хаббла) определяет время, истекшее с начала расширения Вселенной, которое сейчас оценивается  в 10-20 млрд. лет.

Современная космология рисует картину Вселенной вблизи сингулярности. В условиях очень высокой температуры  вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь разных элементарных частиц.

Уравнения современной космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной  и описать изменение ее физических параметров в процессе расширения.

Из этих уравнений следует, что начальные высокие плотность  и температура быстро падали.

Общие законы физики надежно  проверены при ядерных плотностях, а такую плотность Вселенная  имеет спустя 10^-4с от начала расширения. Следовательно, с этого времени от состояния сингулярности физические свойства эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности).

В последние десятилетия  развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть  самую начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая завершилась  уже к моменту t около 10^-36 с. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока (больше 10²⁸ К), Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной.

До момента рекомбинации, который наступил примерно через  миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для  квантов света. Поэтому с помощью  электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью  теоретических моделей.

Вначале расширения Вселенной  ее температура была столь высока, что энергии фотонов хватало  для рождения пар всех известных  частиц и античастиц. При температуре 10¹³ К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц. При понижении температуры до 5х10¹² К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых "не хватило" античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа. Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.

При температуре 2х10¹⁰ К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино - от этого момента должен был остаться "реликтовый фон нейтрино", обнаружить который, возможно, удастся в будущем.

Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной  началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного нуклеосинтеза. Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты. Её результатом в основном стало  образование ядер гелия. Остальные  элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть  вещества.

Определение химического  состава (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и  межзвездной среды молодых галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей Вселенной.

После эпохи нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 10⁶ лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.

1.5.3. Формирование  космических тел

Сразу после рекомбинации еще не было никаких массивных  тел, космических объектов: вещество было рассеяно во Вселенной почти  равномерно. Причина, по которой из однородной среды образовались массивные  тела (звезды, планеты, галактики и  т.д.) кроется в силе гравитации. Там, где плотность была чуть выше средней, сильнее было и притяжение, значит, более плотные образования становились  еще плотнее. Изначально однородная масса со временем разделилась на отдельные "облака", из которых  сформировались галактики.

От рекомбинации до появления  первых галактик и звезд прошли сотни  миллионов лет.

Нарастание возмущений (малых  отклонений от среднего значения) плотности  и скорости вещества в первоначально  однородной среде под действием  гравитационных сил называется гравитационной неустойчивостью. Она рассматривается  обычно как причина образования  галактик и их скоплений.

Тёмная туманность Конская Голова в созвездии Ориона

(справа увеличенный  фрагмент)

Процесс формирования космических  тел из разряженной газовой и  газово-пылевой среды под действием  гравитационных сил называется гравитационной конденсацией. Она лежит в основе процесса формирования галактик, звезд.

Космогония - раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие планет и Солнечной системы в  целом, звезд, галактик и т.д. Наиболее развиты планетная космогония и  звездная космогония.

Большая туманность Ориона.

Все межзвездное пространство заполнено веществом (оно было открыто  сразу после изобретения телескопа). По современным представлениям, основным компонентом межзвездной среды  является газ, состоящий из атомов и  молекул. Он перемешан с пылью, на долю которой приходится около 1% массы  межзвездного вещества. Это вещество пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излучением. Межзвездная среда оказалась  немного намагниченной.

Оптические телескопы  не дают полного представления о  межзвездной среде: с их помощью  видны лишь горячие облака, нагретые массивными звездами, или маленькие  темные глобулы. На самом деле и те, и другие - довольно редкие образования.

Только созданные в 50-е  годы радиотелескопы позволили обнаружить атомарный водород, заполняющий  почти все пространство между  звездами. Межзвездный газ более  чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые  обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвездной среды - водород. А при наблюдении межзвездного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.

Около половины межзвездного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько  градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают  неустойчивые к гравитационному  сжатию отдельные уплотнения в молекулярном облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд.

1.5.4. Рождение звезды

Когда плотность молекулярного  облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что  гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в группу звезд, продолжается несколько миллионов  лет (сравнительно быстро по космическим  масштабам).

Области звёздообразования 

в туманности в созвездии Щита

Плотный фрагмент молекулярного  облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения  облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч. "протос" - первый) - это  космический объект, который уже  не облако, но еще и не звезда. Когда  температура в центре протозвезды  достигает нескольких миллионов  градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.

В среднем в Галактике  ежегодно рождается примерно десяток  звезд с общей массой около 5 масс Солнца.

Молекулярные облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только что произведенных  звезд простирается от сотых долей  до сотни масс Солнца, причем маленькие  звезды образуются значительно чаще, чем крупные. Примерно половина звезд  образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные  системы (чем больше компонентов, тем  реже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более сложные пока не обнаружены.

Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных процесс  практически недоступен прямому  наблюдению. Астрофизики исследуют  рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.

1.5.5. Звёздная эволюция

Астрономы не могут наблюдать  жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение  со временем физических характеристик  и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают  на основе сопоставления характеристик  множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.

Диаграмма Герцшпрута- Рессела. Показаны основные последовательности, образуемые звёздами.

Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни  любая звезда находится на так  называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные  стадии эволюции звезды до образования  компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому  большинство звезд, наблюдаемых  в нашей Галактике, - скромные красные  карлики с массой Солнца или меньше.

Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых  звезд.

Срок жизни звезды и  то, во что она превращается в  конце жизненного пути, полностью  определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо  меньше Солнца, а время жизни самых  массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства  звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает  свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом  эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых  во много раз больше, чем у обычных  звезд.

Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или  черные дыры.

Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы  и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в  устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое  значение, сжатие продолжается. При  очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит  из одних нейтронов и имеет  такую громадную плотность, что  огромная звездная масса сосредоточивается  в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.

 

1.6.7. Белые  карлики, нейтронные звёзды, чёрные  дыры

Центр Крабовидной  туманности в рентгеновских лучах. Виден пульсар и свечение газа.

Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после исчерпания термоядерных источников энергии звезд  средней и малой массы. Они  представляют собой очень плотные  горячие звезды малых размеров из вырожденного газа. Ядерные реакции  внутри белого карлика не идут, а  свечение происходит за счет медленного остывания. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы Солнца.

Солнце в будущем - это  белый карлик.

Грандиозное, но чрезвычайно  редкое небесное явление, которое запечатлено  во многих исторических летописях разных народов - это вспышка сверхновой звезды, которую иногда было видно  даже днем.

Установлено, что в среднем  в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. В максимуме своего блеска она  может быть столь же яркой, как  остальные сотни миллиардов звезд  галактики вместе взятые.

Как впервые предположили в 30-е годы XX века Вальтер Бааде  и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой образуется сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась  после открытия в 60-х годах пульсара - быстровращающейся нейтронной звезды в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 года.

Нейтронная звезда - это  конечное состояние эволюции звезд  массой более десяти солнечных. Она  представляет собой очень экзотический космический объект. Ее радиус - всего 10-20 км, а масса в 1,5-2 раза больше солнечной. Максимально возможная масса нейтронной звезды носит название предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше трех масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это предельное значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется черная дыра.