11556 (Естествознание XX века), страница 4

При таком подходе к делу было логичным считать элементарными только те частицы, которые не могут быть разделены на более мелкие или которые мы пока не можем разделить. Смотря так на структуру материи, молекулу и атом нельзя было считать элементарными частицами, так как молекула состоит из атомов, а атомы — из электронов, протонов и нейтронов.

Однако действительная картина строения вещества оказалась еще более сложной, чем можно было предполагать. Оказалось, что элементарные частицы могут претерпевать взаимные превращения, в результате которых некоторые из них исчезают, а некоторые появляются. Нестабильные микрочастицы распадаются на другие, более стабильные, но это вовсе не значит, что первые состоят из вторых. Поэтому в настоящее время под элементарными частицами понимают такие «кирпичики» Вселенной, из которых можно построить все, что нам известно в природе.

Приблизительно в 1963-1964 годах появилась гипотеза о существовании кварков — частиц, из которых состоят барионы и мезоны, являющиеся сильно взаимодействующими и по этому свойству объединенными общим названием адронов. Кварки имеют весьма необычные свойства: они обладают дробными электрическими зарядами, что не характерно какой-либо микрочастице, и, по-видимому, не могут существовать в свободном, не связанном виде. Число различных кварков, отличающихся друг от друга величиной и знаком электрического заряда и некоторыми другими признаками, достигает уже нескольких десятков.

В заключение необходимо сказать о большом значении для изучения микроструктуры вещества ускорителей заряженных частиц (электронов, протонов, атомных ядер), используемых для получения частиц высоких энергий, с помощью которых удается проследить процессы, происходящие с элементарными частицами. Ускоряемые частицы движутся в вакуумной камере, а управление их движением производится чаще всего с помощью магнитного поля.

Основные положения современной атомистики могут быть сформулированы следующим образом:

Атом является сложной материальной структурой, представляет собой мельчайшую частицу химического элемента.

У каждого элемента существуют разновидности атомов (содержащиеся в природных объектах или искусственно синтезированные).

Атомы одного элемента могут превращаться в атомы другого; эти процессы осуществляются либо самопроизвольно (естественные радиоактивные превращения), либо искусственным путем (посредством различных ядерных реакций).

Перечисленные три положения современной атомистики практически охватывают основное ее содержание.

Надо отметить, что привычное понятие «атом», вообще говоря, выглядит анахронизмом, ибо представление об его «неизменности», «неделимости» уже давно опровергнуто. Делимость атома есть твердо установленный факт, и она определяется не только тем, что атом может быть «разъят» на составные части — ядро и электронное окружение, но и тем, что индивидуальность атома претерпевает изменение результатов разнообразных ядерных процессов.

Астрофизика

Открытия спектроскопии в XIX веке положили начало изучению внутренней структуры небесных тел на основе исследования излучаемого ими света. К XX веку астрофизика становится общепризнанной отраслью науки, областью, в которой работа лаборатории и обсерватории полностью сливается воедино. С самого же начала астрофизика приняла отличный от физики характер в том смысле, что она раскрывает структуры не только в пространстве, но и во времени. Шаг за шагом средствами астрономии начали определять размеры нашего Млечного пути, затем расстояния до близких и отдаленных туманностей, причем исследовались результаты наблюдений через гигантские телескопы, самым крупным из которых являлся 100-дюймовый телескоп обсерватории в Маунт Вилсон, построенный в 1915 году.

Что же представляет собой наша Вселенная, какое место в ней занимает Солнечная система и наша планета Земля?

Мы можем наглядно представить относительные масштабы Солнечной системы следующим образом. Пусть Солнце изображается биллиардным шаром диаметром 7 см. Тогда ближайшая к Солнцу планета — Меркурий находится от него в этом масштабе на расстоянии 280 см. Земля — 760 см, гигантская планета Юпитер удалена на расстояние около 40 м, а самая дальняя планета Плутон — на расстоянии около 300 м. Размеры земного шара в этом масштабе несколько больше 0,5 мм, лунный диаметр — около 0,1 мм, а орбита Луны имеет диаметр около 4 см.

Даже близкая к нам звезда — Проксима Центавра удалена от нас на неизмеримо большое расстояние по сравнению с размерами Солнечной системы. В астрономии часто употребляют единицу «световой год» для оценки межзвездных расстояний. Это такое расстояние, которое свет, двигаясь со скоростью 300 тыс. км/с проходит за год, около 10 000 млрд. км. Более научная единица — «парсек». 1 парсек (пс) равен 3,26 светового года.

Ни одна из звезд — наших ближайших соседей — не находится ближе 1 пс. Например, упомянутая Проксима Центавра удалена на 1,3 пс. В том масштабе, в котором мы изобразили Солнечную систему, это соответствует 2 тыс. км. Таким образом, наша Солнечная система сильно изолирована.

Но окружающие Солнце звезды и само Солнце составляют лишь ничтожно малую часть гигантского коллектива звезд и туманностей, который называется Галактикой.

Это скопление звезд мы видим в ясные ночи как полосу Млечного Пути. Часто форму Галактики сравнивают с двояковыпуклой линзой. На самом деле Галактика имеет довольно сложную структуру, и существует некий закон распределения. Разные типы звезд по разному концентрируются к центру Галактики. Отметим лишь, что наше Солнце находится на периферии Галактики вблизи от ее экваториальной плоскости. Расстояние от Солнца до ядра Галактики — около 30 тыс. световых лет.

Звезды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным образом. Прежде всего они участвуют во вращении Галактики вокруг оси со скоростью примерно 250 км/сек. За время своего существования Солнце совершило примерно 25 оборотов вокруг оси вращения.

Уже несколько десятилетий астрономы настойчиво изучают другие звездные системы, в той или иной степени сходные с нашей. Этот раздел называется «внегалактическая астрономия». Он играет едва ли не ведущую роль в астрономии. Понемногу стали вырисовываться грандиозные контуры Метагалактики, в состав которой наша звездная система входит как малая частица. Мы можем определить Метагалактику как совокупность звездных систем — галактик, движущихся в огромных пространствах наблюдаемой нами Вселенной. Ближайшие к нашей звездной системе галактики — знаменитые Магеллановы Облака. Расстояние до Магеллановых Облаков «всего лишь» около 200 тыс. световых лет, что вполне сравнимо с общей протяженностью Галактики. Другая «близкая» к нам галактика — это туманность в созвездии Андромеды. В большие телескопы наблюдается огромное количество галактик.

Изучение спектров галактик позволило сделать одно открытие фундаментальной важности. Все галактики удаляются от нас, причем скорость этого «разлета» по мере удаления галактик растет. Причины расширения системы являются предметом современной космологии.

Современная космология начала складываться в 20-е годы нашего века на основе созданной Эйнштейном общей теории относительности. Из этой теории следует так называемая кривизна пространства и связь кривизны с плотностью массы (энергии). Космология, основанная на этих постулатах — релятивистская. Еще в 1922 году советский математик и геофизик А.А. Фридман нашел решение уравнений общей теории относительной для замкнутой расширяющейся Вселенной. Он установил, что искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расширяться, или сжиматься.

Уравнения Фридмана теоретически обосновали нестационарность Вселенной. На этот вывод ученые не обращали внимание вплоть до открытия американским астроном Эдвином Хабблом (1889-1953) в 1929 году так называемого «красного смещения». Дело в том, что еще в XIX веке австрийский физик и астроном Кристиан Доплер обнаружил, что если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сторону более коротких волн, если удаляется — в сторону более длинных (красных) волн. Это явление было названо эффектом Доплера. Э. Хаббл открыл «красное смещение» для всех далеких источников света. Красное смещение оказалось пропорциональным расстоянию до источника, что подтверждало гипотезу о расширении видимой части Вселенной. Тем самым теоретически построенные Фридманом модели нестационарной Вселенной были обоснованы результатами наблюдений. Уравнения Фридмана обеспечили математический фундамент большинству современных космологических теорий.

Существует два различных типа моделей Фридмана.

Если средняя плотность материи во Вселенной меньше некоторой критической величины или равна ей, то тогда Вселенная должна быть пространственно бесконечной. В этом случае современное расширение Вселенной будет продолжаться всегда.

В то же время, если плотность материи во Вселенной больше той же критической величины, тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривляет вселенную, замыкая ее на себя; Вселенная в этом случае конечна, хотя и не ограничена, вроде поверхности сферы. Это означает, что если мы отправимся в путешествие по прямой линии, мы не сможем добраться до какого-то угла Вселенной, а просто вернемся туда, откуда начали свой путь. Гравитационные поля достаточно сильны для того, чтобы в конце концов остановить расширение Вселенной, так что рано или поздно она начнет снова сжиматься к состоянию бесконечно большой плотности.

В 1965 году американские ученые астрономы А. Пензиас и Р. Вилсон сделали с помощью радиотелескопа — устройства, предназначенного для приема радиоизлучения космических объектов, — открытие большой важности. Они установили, что во Вселенной имеется так называемое фоновое радиоизлучение, названное советским ученым И.С. Шкловским реликтовым. Реликтовое радиоизлучение образовалось на раннем этапе существования Вселенной, когда ей было всего около 3 млн лет.

Два экспериментально установленных положения: — расширение Вселенной и реликтовое излучение — являются убедительными доводами в пользу так называемой теории «большого взрыва», ставшей теперь общепризнанной.

До утверждения этой теории существовала теория стационарного состояния, согласно которой Вселенная всегда была почти такой, какой мы видим ее сейчас. В XVIII, XIX и даже в первой половине XX века в астрономии господствовал взгляд на Вселенную как на нечто статическое, не изменяющееся. Изучались движения планет и комет, химический состав звездных атмосфер и т. д. Но истинная картина меняющейся, богатой «скачками» и взрывами Вселенной стала ясной астрономам только во второй половине XX века.

Основываясь на теории расширяющейся Вселенной, оказалось возможным проследить развитие Вселенной в «обратную сторону», т. е. попробовать вернуться возможно дальше назад. Хотя осуществить такую реконструкцию было далеко не просто, но все же она оказалась успешной.

По современным представлениям, вначале был взрыв. Не такой взрыв, который знаком нам на Земле и который начинается из определенного места и затем распространяется, захватывая все больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы.

Всего лишь через одну сотую секунды после взрыва Вселенная имела температуру порядка 100 000 миллионов К (10й К). При такой высокой температуре (выше температуры центра самой горячей звезды) молекулы, атомы и даже ядра атомов существовать не могут. Вещество Вселенной пребывало в виде элементарных частиц, среди которых преобладали электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, а также в относительно малом количестве протоны и нейтроны. Плотность вещества Вселенной спустя 0,01 с после взрыва, несмотря на очень высокую температуру, была огромной — в 4 000 миллионов раз больше, чем у воды.

В конце первых трех минут после взрыва температура вещества Вселенной, непрерывно снижаясь, достигла 1 млрд. градусов (109 К). Плотность вещества также снизилась, но еще была близкой к плотности воды. При этой, хотя и очень высокой, температуре начали образовываться ядра атомов, в частности ядра тяжелого водорода (дейтерия) и ядра гелия. Однако вещество Вселенной в конце первых трех минут состояло в основном из фотонов, нейтрино и антинейтрино. Только по истечении нескольких сотен тысяч лет начали образовываться атомы, главным образом водорода и гелия. Силы гравитации превращали газ в сгустки, ставшие материалом для возникновения галактик и звезд.

Как следует из сказанного, за последние примерно 50 лет достигнуты значительные результаты в изучении звезд, галактик и даже Вселенной и их эволюции.

Один из главных выводов, к которому пришли астрономия и астрофизика, состоит в том, что Вселенная находится в состоянии непрерывной эволюции. Остановимся на эволюции звезд. Звезды образуются из газопылевой межзвездной среды, главным образом из водорода и гелия, в результате действия сил гравитации. Проследить эволюцию звезд помог факт, что во Вселенной существуют звезды всех «возрастов». Более того, образование новых звезд происходит и теперь.

Под действием гравитационных сил звезда сжимается и становится все более горячей. Когда температура достигает приблизительно 10 млн К, внутри звезды начинается термоядерная реакция. Для звезды начинается новая стадия эволюции. Сопротивление силам гравитации будет оказывать растущее давление внутри звезды, возникшее вследствие протекания термоядерной реакции. В некоторый момент будет достигнуто равновесие. В этом состоянии звезда может существовать долгое время, излучая в пространство огромную энергию. Например, Солнце в этом состоянии будет существовать 13 млрд. лет, из которых истекли 5 млрд.

Рано или поздно наступает такой момент, когда водород, необходимый для термоядерной реакции, будет израсходован. Температура и давление внутри звезды начнут снижаться, гравитационные силы начнут преобладать. Наступает новый этап эволюции звезды. Ее ядро, состоящее теперь из гелия (продукт реакции), начинает сжижаться, образуя плоскую горячую область. Но термоядерная реакция будет еще продолжаться на периферии, где еще сохранился водород. В это время, как следует из расчетов, размер звезды и ее светимость будет увеличиваться. Звезда превратится в так называемый красный гигант.

Температура гелиевого ядра достигнет 100-150 млн. К, начнется новая ядерная реакция превращения гелия в углерод.

Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы. Если масса звезды меньше 1,2 массы Солнца, то после того, как завершится термоядерная реакция в периферийных слоях звезды (весь водород «выгорит») и закончится ядерная реакция в ядре звезды (весь гелий превратится в углерод), внешние слои отделятся и рассеются в пространстве, а оставшиеся внутренние слои звезды, очень горячие и плотные, будут представлять собой так называемый белый карлик. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые черные карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд.