§ 8. Наблюдаемая распространенность легких элементов

Можем ли мы по наблюдаемому химическому составу современного нам вещества узнать что-либо о ранней эволюции Вселенной?

Прежде всего ясно, что даже зная химический состав космических объектов в настоящее время, еще нельзя сравнивать непосредственно эти данные с выводами космологической теории, так как химические элементы могут синтезироваться (и разрушаться тоже) во время эволюции небесных тел, например, в звездах или при взаимодействии космических лучей с межзвездным веществом. Поэтому необходимо проанализировать вопрос об эволюции распространенности химических элементов со временем и только после этого сравнить теорию с наблюдениями.

Начнем с данных наблюдений. Как ясно из предыдущего параграфа, наиболее интересным для нашего анализа элементом является гелий Не⁴. Интересно отметить, что гелий, составляющий предмет обсуждения, был открыт впервые на Солнце (и назван в честь последнего) в 1868 г. французским астрономом Ж. Жансеном и англичанином Н. Локьером.

После этого гелий был обнаружен на Земле и в спектрах многих горячих космических тел.

Гелий по своим свойствам элемент очень трудный для обнаружения и анализа спектральными средствами. В сравнительно холодных звездах наблюдать гелий невозможно. Гелий удается обнаружить лишь в горячих звездах, в огромных облаках газа, нагреваемых ультрафиолетовым светом звезд, в горячих областях внешней атмосферы Солнца, в потоках частиц солнечного ветра. Косвенно количество гелия в звездах можно оценить, сравнивая выводы теории строения звезд с наблюдательными данными об их светимостях и температурах. Почти во всех случаях обилие гелия: 0,26 < Y < 0,32. Основную массу остального вещества составляет водород. Нельзя забывать о том, что гелий синтезируется в обычных звездах, а потом выбрасывается в межзвездное пространство разнообразными процессами, начиная от медленного истечения вещества наподобие "солнечного ветра" и кончая грандиозными взрывами - вспышками сверхновых звезд.

Могло ли происходить так, что весь наблюдаемый Не⁴ синтезировался в ходе эволюции звезд первых поколений, а затем обогащенный гелием газ выбрасывался в пространство и из него формировались на более поздней стадии современные объекты? Тщательный анализ показывает, что это вряд ли возможно. Наиболее убедительно против такой возможности говорит анализ диаграмм светимость - температура для старых звездных скоплений. Характер диаграмм этих скоплений зависит от возраста и начального содержания гелия в звездах. Оказывается, что это начальное содержание Не⁴ у наиболее старых. (и поэтому бедных металлами) звезд нашей Галактики около Y ≈ 0,3.

Содержание Не⁴ в дозвездном веществе было, вероятно, примерно таким же, как и в наши дни, т. е. около Y ≈ 0,3.

Гораздо скуднее информация, которую удается получить о вероятной распространенности дейтерия в дозвездном веществе. Трудности здесь связаны с тем, что первичный дейтерий легко разрушается. Дейтерий является промежуточным продуктом при ядерных процессах в звездах. Возможно возникновение D при взрывах звезд.

Кроме того, при оценке количества дейтерия в межзвездном газе используются межзвездные молекулы DCN и HCN. Но оказывается, что относительное количество этих молекул еще не характеризует относительного количества D и Н, так как вероятности существования этих молекул крайне различны из-за разности их свойств. Не вдаваясь в тонкости, можно сказать, что наблюдаемое количество дейтерия около Z_D ≈ 5*10^-5 или даже заметно больше (раз в десять) с очень большой неуверенностью. Итак,

(18)

Какие можно сделать из этого выводы?

Прежде всего, величина Y очень близка к тому, что предсказывает теория в простейшем, наиболее естественном случае без неизвестных частиц, без заметного леп-тонного заряда и без отклонений в характере расширения Вселенной от модели Фридмана (см. предыдущий параграф). Надо подчеркнуть, что эта величина мало чувствительна к вариациям сегодняшнего значения средней плотности во Вселенной. Это совпадение теории и наблюдений служит веским аргументом в пользу правильности теории.

Значение Z_D ≈ 5*10^-5 может получиться при синтезе D в начале космологического расширения только в том случае, если сегодняшняя плотность р имеет минимальное допустимое значение ρ ≈ 3*10^-31г/_см³, равное усредненной плотности вещества, входящего в галактики. Если это так, то межгалактического газа с заметкой плотностью (существенно превосходящей плотность вещества в галактиках и достаточной, например, для того, чтобы средняя плотность ρ была равна или большей, чем ρ_крит) быть не должно. Однако надо помнить, что значение Z_D для дозвездного вещества известно не очень надежно.

Таким образом, вывод должен быть следующим. Наблюдения определенно отвергают все варианты теории, которые приводят к существованию в дозвездном веществе почти 100% Не⁴ (см. предыдущий параграф). С большой степенью уверенности можно сказать, что подтверждается "стандартная" теория, описанная в § 6, дающая 30% Не⁴. Следовательно, мы достаточно надежно знаем, что происходилo в первые секунды расширения Вселенной.

Протезирование зубов виды и цены в москве venstom.ru.