Әлем эволюциясының негізгі кезеңдері. Физика, 11 сынып, қосымша материал 4.

Ғаламның пайда болуы және эволюциясы

1-бөлім ( 1-топ үшін)

Мәтіннің көзі: http://physics.kgsu.ru/astronomia/NV/Evaluz%20vselennoy.htm

Қазіргі таңда қабылданған ғаламның құрылымы мен эволюциясының стандарты Ғарыштық моделі А.Эйнштейннің жалпы салаыстырмалылық теориясына негізделген. Бұл модель біздің ғаламның бастапқы, Үлкен Жарылыс кезінде пайда болғандығын алға тартады. Шамамен 13 миллиард жыл бұрын, Ғалам теориялық өлшемі нөлге тең болатын бір бастапқы нүктеге шоғырланған энергияның жиынтығы болды. Басқа физикалық шамалар, мысалы температура, қысым, энергия тығыздығы және т.б. бұл нүктеде шексіз үлкен болуы керек. Бұл жағдай сингулярлық деп аталады және нөлдік «белгісіздік сәтінен» біршама алыстау үшін Ғаламның жарылғыш тууының модельдік сипаттамасы жарылудан кейін белгілі бір минималды уақыттан басталады. Оны Планк уақыты деп атайды — М.Планк оған с жарық жылдамдығынан «конструкцияны», ћ Планк тұрақтылығын, G гравитациялық тұрақтылығын ұсынды:

tpl =  (Gћ/c5)1/2 ≈ 5,4 * 10^-44 с.

Планк уақыты кезінде жаңа ғана туылған Ғаламның tpl өлшемі бірнеше микроннан аспайды. Оның Т=10³² К температурасы әзірше әлі де жоғары, бүкіл әлем мүлдем симметриялы, барлық белгілі негізгі өзара әрекеттесулер (гравитациялық, күшті, әлсіз және электромагниттік) әлі де бір күшке біріктірілген және бірде-бір бөлшектің массасы жоқ. Ғалам – бұл термодинамикалық тепе-теңдік күйіндегі орташа энергиясы Е = kT = 10²⁸ эВ болатын массасыз (яғни виртуалды, әлі материалдандырылмаған) бөлшектердің идеалды газы.

Планк уақытынан кейін жалпы симметрияның бірінші бұзылуы орын алды, және бастапқы күш гравитацияға (оған гравитино бөлшегі жауап береді) және осы уақытқа дейін өзара байланысты қалған үш өзара әрекеттесуге бөлінді.

Үлкен Жарылыс болған сәттен бастап шамамен 10^-36 с өткеннен кейін және ғаламның өлшемі 10 см жуық кезінде жылу энергиясы 10²⁴ эВ мәніне дейін төмендеген кезде, симметрия бұзылды және бірінші бөлшектер - Х-және Y-бозондар-массаға ие болды. Бірақ іс жүзінде олар бірден кварктарға (протондар мен нейтрондарға арналған болашақ "материал") және лептондарға (әлсіз өзара әрекеттесуге қатысатын бөлшектер - нейтрино, электрондар, мюондар, тау және олардың антибөлшектері) ыдырады және осылайша термодинамикалық тепе-теңдіктен бірінші болып "түсіп қалды". Сонымен, бұл кезеңде күшті (ядролық) өзара әрекеттесулер әлі бөлінбеген электр әлсіз (электромагниттік және әлсіз) өзара әрекеттесулерден бөлек пайда болды.

10^-36 - 10^-10 с кезеңінде Ғалам салмағы жоқ кварктер мен лептондар қоспасынан, сондай – ақ әлсіз өзара әрекеттесуге жауапты Z-және W-бозондардың келесі (неғұрлым жеңіл) буынының электрондар мен позитрондарды өзара аннигиляциялау кезінде пайда болған фотондардан және басқа да гипотетикалық (суперсимметриялы) бөлшектерден, мысалы нейтралинодан тұрды. Бұл уақытта нейтриноны қоса алғанда, барлық бөлшектер өзара толық тепе-теңдікте болды, яғни бөлшектердің тууы олардың аннигиляциясымен теңестірілді. Сол кездегі Ғалам, қазіргі кезде де сияқты кварктарға қарағанда анағұрлым көп фотондардан тұрды.

Ғаламның пайда болуы және эволюциясы

2-бөлім ( 2-топ үшін)

Мәтін көзі: http://physics.kgsu.ru/astronomia/NV/Evaluz%20vselennoy.htm

10^-10 с кейін Ғалам 10¹⁵ К температураға дейін салқындады және әлдеқайда әсерлі өлшемге жетті - шамамен миллиард километрге. Осы сәтте әлсіз және электромагниттік өзара әрекеттесуді біріктіретін тағы бір симметрияның өздігінен бұзылуы орыналды. Енді барлық төрт негізгі өзара әрекеттесулер тәуелсіз болды, бұған дейін массасыз бөлшектер өздерінің массаларына ие болды және термодинамикалық тепе-теңдік күйінен аралық бозондар пайда болды.

10^-6 с кейін орташа энергия 10⁹ эВ дейін төмендегенде (Т = 10¹³ К, Ғаламның өлшемі шамамен 10¹¹ км) кварктардан мезондар, содан кейін тұрақты протондар мен салыстырмалы түрдегі тұрақты нейтрондар түзіле бастады. Протондар мен нейтрондардың ортақ атауы бар -бариондар, сондықтан қарапайым (атомдар мен молекулалардан тұратын) материяны бариондық емес (бөлшектердің массасы бар басқа бөлшектерден тұратын) материядан ажырату үшін олар бариондық деп аталады. Орташа энергиясы 3 * 10⁸ эВ-қа дейін төмендеген кезде бариондық емес заттардың бір бөлігін құрайтын гипотетикалық бөлшектері аксиондар массаларға ие болуы керек еді, ал жаңа бариондарды құру үшін энергия жетіспеді және олар өздерінің антибөлшектерімен аннигиляция есебінен фотондарға айнала бастады. Біздің болашақ материалдық әлемімізді бөлшектердің саны антибөлшектердің санынан біршама жоғары болғандығы және аннигиляцияның толық өте алмауы құтқарды. Осы «тірі қалған» бариондардың біршама артықшылығы – бүгінгі Ғаламның барлық бариондық материясы. Нәтижесінде туған фотондар қазіргі уақытқа дейін 2.7 К температурасына дейін суыды және ғарыш микротолқынды фоны немесе басқа сөзбен айтқанда, 1964 жылы алғаш реет тіркелген реликті сәулелену түрінде Ғаламның құрамына кірді. Олардың санын қазіргі заманғы Ғаламдағы бариондардың санымен салыстырудан, аннигиляциядан кейін бастапқы бариондардың тек бір миллиард бөлігі ғана қалғаны белгілі болды.

Үлкен Жарылыстан шамамен 1 с кейін (Т = 10¹⁰ К, ғаламның өлшемі 10¹⁴ км дейін немесе 10 жарық жылға өсті) бөлшектердің тығыздығы мына мәнге дейін төмендеді (≈100000 г/см3), бұл кезде нейтриноның қатысуымен өзара іс-қимыл соншалықты сирек болады, олар басқа бөлшектермен термодинамикалық тепе-теңдікте бола алмайды. Бұл нейтринолар өздерінің тәуелсіз өмірін бастайды, бүкіл әлемде еркін қозғалады (нейтриндік реликті сәулелену). Егер нейтрино нөлдік тыныштық массаға ие болса, онда мұндай сәулеленудің температурасы небәрі 2 К болуы тиіс, ал нейтриноның нөлдік емес салмағы кезінде шамамен 10 эВ (≈2*10^-33 г) болады, олардың температурасы абсолюттік нөлден бірнеше мың градусқа ғана жоғары болады. Осы себеппен, сондай-ақ нейтриннің затпен әрекеттесуінің өте аз ықтималдығына байланысты, нейтринді реликтік сәулелену әлі күнге дейін тіркелмеген.

Бірнеше секундтан кейін миллион эВ-дан төмен энергияларда электрондар мен позитрондар пайда болуын тоқтатты. Бұрын болғандар аннигиляция есебінен толық жойылды, осыған дейін қанша протондар қалса, дәл сонша электрондарды «тірі» қалдырды - олардың оң электр зарядын теңдестіру және Ғаламды (бастапқы күйінде сияқты) электрлі бейтарап күйінде қалдыру үшін.

Ғаламның пайда болуы және эволюциясы

3-бөлім ( 3-топ үшін)

Мәтін көзі: http://physics.kgsu.ru/astronomia/NV/Evaluz%20vselennoy.htm

Үлкен Жарылыстан 100 с кейін (Т = 10⁹ К, және Ғаламның өлшемдері жүздеген жарық жылдарға жетті) протондар мен нейтрондар Н сутегінің, D дейтерияның, 3Не, 4Не гелийдің, 7Liлитийдің жеңіл ядроларына қосыла бастады (массасы 5 және 8 болатын тұрақты ядролардың болмауынан ауыр ядролар пайда бола алмады). Сутектен басқа, негізінен 4He ядролары пайд аболды, олар содан бері Ғаламның барион массасының 1/4 бөлігін құрайды; қалған талап етілмеген артық нейтрондар келесі бірнеше сағат бойы ыдырап, сахнадан жоғалып кетті. Бұл процесс алғашқы нуклеосинтез деп аталады, ал бүгін өте жоғары дәлдікпен өлшенетін жеңіл ядролардың ғарыштағы салыстырмалы таралуы Үлкен Жарылыс моделін тексеру үшін жақсы тест болып табылады.

Тек 300 000 жыл өткеннен кейін, температура 10 000 К дейін түсіп, Ғаламның диаметрі ондаған миллион жарық жылдарының (10²⁰км) көлеміне жеткенде, ядро электрондық қабықшалармен қоршала бастады және сутегі мен гелийдің алғашқы жеңіл атомдары пайда болды. Сол уақытқа дейін орташа энергия бірнеше эВ дейін төмендегендіктен, фотондардың энергиясы атомдарды бұзу үшін жеткіліксіз болды, және фотондар түріндегі сәулелену материядан бөлініп, суытуды жалғастыра берді (осы жерден реликті сәулелену өз тарихын есептейді). Бұған дейін фотондардың басқа бөлшектермен, содан кейін атомдармен қарқынды әрекеттесуінің «жүгірісі» кішкентай болғаны соншалық, фотондар затқа «байланған», ал ғалам, егер оған біреу қараса, жарқырамаған, яғни көрінбейтін болды. Енді Ғалам мөлдір немесе көрінетін болды.

Температура 3000 К дейін төмендегенде, молекулалар арасындағы гравитациялық тартылыс жылу қозғалысына байланысты олардың өзара тартылуынан асып түсе бастады. Гравитация молекулалардың кеңістіктік таралуында (негізінен сутегі мен гелий) тығыздықтың кездейсоқ флуктуациясына әрекет ете отырып, бастапқы ірі масштабты құрылымдар мен топтастыру - протогалактика қалыптастыра отырып, материяны тарта бастады, олардың негізінде кейінірек (жүздеген К температурадағы жарылыстан кейін жүздеген миллион жылдан кейін) жұлдыздар мен жұлдызды шоғырлар - галактикалар пайда бола бастады. Бастапқы тығыздық флуктуациясы реликтік сәулеленудің бақыланатын бұрыштық бөлуде қазір өте аз анизотропия (біркелкі емес) түрінде анықталады.

Алғашқы жұлдыздар термоядролық реакциялардың өтуі үшін жеткілікті орталық бөлігіндегі температурасы бар ыстық плазма түріндегі сутегіден және литийден тұрды, соның нәтижесінде ауыр элементтер - темірге дейін пайда болды. Темірден ауыр химиялық элементтер аса жаңа жұлдыздардың жарылуынан пайда болды. Жұлдыздың массасы неғұрлым көп болса, соғұрлым ол аз өмір сүреді. Айтарлықтай массивті жұлдызда (оннан астам күн массасы) термоядролық отынның «жануы» кезінде гравитациялық күштер жұлдыздың ыдырауын - гравитациялық коллапс тудырады, жұлдыздың сыртқы бөлігі үлкен жылдамдықпен орталыққа қарай сығыла бастайды. Мұндай жарылыстың нәтижесінде нейтронды жұлдыз немесе қара тесік түрінде жаңа, неғұрлым жинақы объектілер пайда болады және үлкен бөлігін нейтрино алып кететін орасан зор энергия бөлінеді. Ғарыш кеңістігіне бомба жарылысынан кейінгі түтін сияқты, үлкен жылдамдықпен бұрынғы жұлдыз қалдықтарынан газ тәрізді бұлт ұшады, олар ғарышқа жаңа химиялық элементтер әкеледі. Дәл осы жерден кейінгі жұлдыз түзілімдері, соның ішінде біздің Күн, сонымен қатар Күн жүйесінің планеталары Менделеев кестесі элементтерінің толық жиынтығын алады.