Структурная самоорганизация Вселенной

Предполагается, что в расширяющейся Вселенной под влиянием гравитации возникают и развиваются случайные уплотнения вещества. Силы тяготения внутри уплотнения проявляют себя заметнее, чем вне их. Поэтому, несмотря на общее расширение Вселенной, вещество в уплотнениях притормаживается, и его плотность постепенно нарастает. Появление таких уплотнений и стало началом рождения крупномасштабных структур во Вселенной. Согласно расчётам, из этих сгущений должны были возникать плоские образования, напоминающие блины.

Сжатие водородно-гелиевой плазмы в “блины” неизбежно приводило к значительному повышению их температуры. В конечном счёте, сжатие “блина” порождало его неустойчивость и он распадался на более мелкие подсистемы, которые, возможно, стали зародышами галактик. Подсистемы, в свою очередь, достигали состояния неустойчивости и распадались на более мелкие уплотнения, ставшие зародышами звёзд первого поколения. Этот процесс образования звезд первого поколения растянулся на несколько миллиардов лет. Для примера, такими галактиками являются Магеллановы острова.

Образование разномасштабных структур во Вселенной открыло воз-можности для новых усложнений вещества. Важнейшим узловым моментом стало образование всей совокупности элементов таблицы Менделеева. Они появились в звёздах в ходе процессов звёздного нуклеосинтеза. Что же представляют собой звезды?

Думаю, что нам интересно в первую очередь Солнце. Оно представляет собой само­светящийся газовый шар с радиусом, примерно в 100 раз превышающим радиус Земли, и его масса, составляющая 2·10²⁷ т, почти в 330 000 раз больше массы нашей планеты. Энергия Солнца обусловлена ядерными реакциями, происходящими в его внутренних обла­стях; превращения вещества в ходе этих реакций приводят к высвобождению энергии - согласно закону, установленному в частной теории относитель-ности Эйнштейна. Светимость Солнца составляет 4·10²⁸ Дж/c. По химиче-скому составу Солнце – водородно-гелиевая плазма. Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет примерно 150 млн. км, эта цифра определяет единицу измерения космических расстояний, называемую астрономической единицей (а. е.).

Само Солнце, девять известных планет с их спутниками, различные малые тела (кометы, астероиды и т. д.) и некото­рое количество газа и пыли - все, что движется вокруг Солнца под его гравитационным воздействием, -составляют Солнечную систему, размер которой составляет примерно 10 млрд. км или 50-100 а. е.

Солнце входит в обширную звездную систему, состоящую из более чем 100 млрд. звезд, которая называется Галакти­кой. Диаметр Галактики оцени-вается в настоящее время примерно в 100 000 св. лет (световой год—это расстояние, которое луч света преодолевает за один год; оно равно 9,46 млн. млн. км (удобнее записать 9,46 • 10¹² км), или почти 63 240 а.е.

Галактика состоит из центральной части—ядра, где плот­ность распределения звезд сравнительно велика, и окружа­ющего ядро сплюснутого диска, в котором звезды располага­ются более разреженно. Солнце находится в галактическом диске на расстоянии около 30 000 св. лет от центра Галактики. В галактическом диске содержатся также облака пыли и газа, в которых продолжается образование новых звезд. Помимо звезд нашей звездной системы мы можем видеть на небе миллиарды других галактик -спиральных, эллиптиче­ских и имеющих неправильную форму. Наша Галактика принадлежит к небольшому скоплению галактик, называемому Местной группой галактик; самой интересной срединихявляется туманность Андромеды - галактика, удаленная от нас почти на 2200000 св. лет, самый далекий объект, видимый (при идеальных атмосферных условиях) с Земли невооружен­ным глазом. С помощью телескопов мы можем наблюдать средние по величине галактики, расположенные на расстояниях более 5 млрд. св. лет; однако некоторые объекты, такие, как радиогалактики (излучающие невероятно большую энер­гию в диапазоне радиоволн) и квазары, могут быть обнаружены даже на расстояниях до 15 млрд. св. лет. Таковы масштабы Вселенной, наблюдаемой человеком сегодня.

Звезды и их жизненный цикл.Звезды характеризуются массой, которую выражают через массу Солнца (М_о), значения масс большинства звезд лежат в интервале 0,1-10 масс Солнца, хотя существуют и гораздо более массивные звезды—в 50 и даже 100 солнечных масс. По цвету звезды можно судить о ее температуре: красные звезды - относительно холодные, температура их поверхности равна примерно 3000 К, желтые звезды, такие, как Солнце, -олее горячие (около 6000 К), самые горячие - голубые звезды с температурой поверхности 20 000—30 000 К.

Звезды, подобные Солнцу, живут миллиарды лет, и совершенно очевидно, что астрономы не имеют возможности проследить полный жизненный цикл отдельной звезды - от ее рождения до смерти. По химическому составу звезды, как и Солнце, представляют водородные и гелиевые плазмы. В наружном слое на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Предполагается, что когда запасы водорода в центральной области звезды израсходуются, она сжимается под действием собственной тяжести. Но при сжатии температура и давление в оболочке, окружающей выгоревшее ядро, возрастают настолько, что вновь начинаются реакции синтеза гелия из водорода, и этот процесс постепенно распространяется все дальше к перифе­рии звезды.

В результате светимость звезды повышается, а сама она «раздувается», увеличиваясь в размерах до тех пор, пока давление горячего газа снова не уравновешивается силой гравитационного притяжения. К этому моменту в ядре начи­нается другая реакция синтеза: гелий превращается в угле­род;

3Не⁴ ® С¹² и дальше

С¹² + Не⁴ ® О¹⁶

звезда оказывается на новой стадии вполне стабильного состояния - она становится красным гигантом.

Однако красный гигант существует весьма недолго, так как слишком быстро расходует свои энергетические ресурсы. Красные гиганты обладают массой, в несколько раз превышающей солнечную, водород в них выгорает очень быстро. В центре, где сосредоточен гелий, их температура достигает нескольких сотен миллионов градусов, что оказывается достаточным для протекания реакций углеродного цикла - слияния ядер гелия в углерод. Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить ещё одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и так далее вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается и температура в нём поднимается до 3-10 миллиардов градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа.

Ядро железа - самое устойчивое во всей последовательности химических элементов. Здесь проходит граница, выше которой нуклеосинтез перестаёт быть источником выделяющейся энергии (как это было в предыдущих реакциях) и протекание реакций с образованием ещё более тяжёлых ядер требует энергетических затрат.

. Образование же наиболее тяжёлых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположительно происходило в оболочках взрывающихся звёзд или при прохождении сильной ударной волны, созданной взрывом сверхновой звезды, через гелиевую оболочку этой звезды с массой около 25 солнечных масс.

Самый интересный вопрос, что происходит с красным гигантом. Здесь все будет определяться массой звезды.

Звезды, конечная масса которых составляет меньше, чем 1,25 М_о, в том числе, и Солнце, сжимаются под действием сил тяготения до тех пор, пока их плотность не достигает величины 10⁸ -10 кг/м³. Эти звезды становятся белыми карликами и потом невообразимо долго остывают, превращаясь в невидимые черные карлики. Плотность вещества белого карлика столь велика, что наполненный этим веществом наперсток весилбы на Земле несколько тонн. Такова судьба нашего Солнца. Сколько же времени пройдет, пока Солнце станет красным гигантом? Расчеты показывают, что это произойдет через 8 млрд лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки. Эта стадия превращения Солнца составит несколько сот миллионов лет.

Но если масса звезды к концу ее жизни превышает указанный предел в 1,25 М₀, то звезду ждет иная судьба. Она может превратиться в нейтронную звезду, вещество которой сдавле­но с такой силой, что протоны и электроны сливаются, образуя электрически нейтральные нейтроны. В среднем нейтронная звезда имеет радиус около 10 км и плотность порядка 10¹⁸ кг/м³; наперсток, наполненный веществом ней­тронной звезды, весил бы на Земле несколько миллиардов тонн!

Когда ядра звезд с массой, во много раз превышающей массу Солнца, уже не могут противостоять действию сил тяготения, звезда коллапсирует: внешние слои ее с огромной скоростью падают на ядро. Происходит взрыв сверхновой, в котором высвобождается огромное количество энергии и большая часть перифе­рийного вещества звезды уносится в пространство. Наиболее известный пример такого события - взрыв сверхновой в 1054 г., о которой сообщают древнекитайские летописи; «звезда-гостья» вспыхнула на небе так ярко, что была видна даже днем, и погасла только через несколько месяцев. Под воздействием этой волны и образуются элементы тяжелее железа.

Появление во Вселенной всей гаммы химических элементов открыло новый этап в развитии вещества и в формировании его структур. Так, в местах нахождения разнообразных химических элементов протекают процессы их объединения в молекулы, сложность которых может нарастать до очень высоких уровней. Причину, заставляющую атомы объединяться в молекулы, наука знает достаточно хорошо. В основе этих процессов - химические силы, за которыми скрывается одна из фундаментальных сил природы - электромагнитное взаимодействие.

Но самое интересное, с чем столкнулись наблюдатели, - это неожиданно большое присутствие в космосе разнообразных органических молекул, вплоть до таких сложных, как молекулы некоторых аминокислот. В межзвездных облаках насчитали более 50 видов органических молекул. Ещё удивительнее, что органические молекулы находят и во внешних оболочках некоторых не очень горячих звёзд, и в образованиях, температура которых незначительно отличается от абсолютного нуля. Так что синтез молекул, в том числе и органических, - распространённое и вполне обыденное явление в космосе. Правда, наука пока не может с уверенностью назвать конкретные пути протекания такого синтеза.

Наличие тяжёлых химических элементов, а также молекул и их сое-динений обеспечивает также возможность образования около некоторых звёзд второго поколения планетных систем типа Солнечной. В таких системах становится возможным протекание геологической и химической эволюции.

Образование Земли.Происхождение Земли и других планет солнечной системы широко описано, однако вопрос о происхождении и эволюции планетной системы далеко не так ясен, как об эволюции звезд, поскольку нашу планетную систему не с чем сравнивать. Первой гипотезой образования планет Солнца, выдержавшей испытание временем, является гипотеза Канта-Лапласа, суть которой в том, что солнечная система возникла в результате закономерного развития туманности. Однако Кант считал, что развивалась холодная пылевая туманность с образованием центрального массивного тела – Солнца, а затем планет, а Лаплас первоначальной считал газовую и очень горячую туманность, в результате быстрого вращения которой возникали слои – кольца, из которых при конденсации возникали планеты. То есть, по Лапласу Солнце образовалось позже планет.

Согласно современным космогоническим представлениям при активном участии магнитных силовых полей от протосолнца отделились поверхностные слои (допланетное облако) с концентрацией атомов 10¹⁴/см³ . При такой высокой концентрации и не очень высокой температуре (3500 К) атомы соединяются в молекулы, возникают сложные молекулярные комплексы и далее образуются твердые пылинки. Там, где температура упала до 1500 К, начинают образовываться частички железа и некоторых тугоплавких оксидов металлов (MgO, CaO), а также SiO₂. Происходило это на расстоянии современной Земли от Солнца. Сталкиваясь между собой, частицы слипались в агрегаты размером в несколько метров – это явление слипания и роста называется аккрецией. В результате аккреции образовались Земля, Марс, Венера и Меркурий. Иная картина была на периферии протопланетного облака. На расстоянии 30 а.с. температура облака составляла 350 К, при которой происходит конденсация водяных паров, что объясняет водяную природу Урана и Плутона, которые образовались при слипании частиц воды и льда. Юпитер же и Сатурн образовались при конденсации основной части протопланетного облака: легких газов - водорода и гелия, стремительно покидавших протопланетное облако и уходивших в межгалактическое пространство.

Полное время формирования Земли до уровня 99% ее современной массы составило ~100 млн лет. По мнению геофизиков, Земля имела однородный состав, ядро отсутствовало, температура в недрах была невысокой. Выделение земного ядра происходило постепенно и растянулось на 4 млрд лет, причем этот процесс продолжается и сейчас. Холодной Земля оставалась ~ 600 млн лет. Разогрев ее шел за счет энергии распада радиоактивных элементов, приливного взаимодействия с Луной и, главное, дифференциации земного вещества на плотное окисно-железное ядро и силикатную мантию. По гипотезе же Хойла, крупного английского астронома, вблизи Солнца в остывающем газе образуются химически чистые твердые частицы, причем тугоплавкие образуются раньше, вначале образуются частицы чистого железа, затем MgO и SiO₂. При слиянии этих частиц и образовалось ядро Земли. То, из чего образовались мантия и кора нашей планеты, налипло позже.

Парадоксален и взгляд Хойла на образование атмосферы и океана Земли. Согласно общепринятой в настоящее время точке зрения, океан и атмосфера Земли образовались путем «выпаривания» воды и других газов из твердого, горячего вещества первобытной Земли. По Хойлу, сформировавшаяся без испаряющихся веществ Земля благодаря своей массе притягивала выталкиваемые Ураном и Нептуном глыбы льда, что, в конце концов, привело к образованию Мирового океана, масса которого в 100000 раз меньше массы Урана и Нептуна.

Все это происходило в катархее – периоде времени 4,6-4,0 млрд лет до архея (4 млрд лет). Начиная с 4,0 млрд лет, на Земле появляются вода и другие элементоорганические соединения, которые, контактируя с железом и тяжелыми металлами, превращались в органические и биоорганические соединения, дав начало зарождению жизни.

Этот период эволюции Земли подразделяется геологами на три этапа. Первый – этап формирования планеты (3,9-4,5 млрд. лет). Именно в этот период возникли геосферы Земли : атмосфера, гидросфера и литосфера.

Второй этап, длившийся от 3,9 до 2,0 млрд. лет – возникновение первых живых организмов. Этот этап закончился с возникновением фотосинтезирующих организмов. На этом этапе появилась кислородная атмосфера. В этот период формируются континенты на поверхности Земли – Моногея (2,4 млрд. лет) - с континентами вокруг Северного полюса и Мегагея (1,8 млрд. лет), на которой континенты переместились к экватору (Рис1, А,В).

Третий этап – распространение жизни на Земле. Он закончился 570 млн лет назад, с наступлением геологического периода, названного кембрием.

В эпоху кембрия накапливались запасы углей, образовалась нефть. В этот период продолжалось формирование поверхности Земли с образованием Пангеи (200 млн. лет) с расхождением континентов (Рис.1С).