Материя

Материал из Юнциклопедии
(перенаправлено с «МАТЕРИЯ»)
Перейти к: навигация, поиск

В философии существует категория материи, которая используется для обозначения объективной реальности, существующей независимо от человеческого восприятия. В физике под понятием материя понимают все виды существования вещества. Как известно, вещество может находиться в различных агрегатных состояниях (твердом, жидком, газообразном и плазменном).

Изучением свойств вещества в его различных агрегатных состояниях занимаются физика твердого тела, физика жидкостей и газов, физика плазмы. Свойства и структуру материи на микроскопическом уровне изучают атомная физика, ядерная физика, физика элементарных частиц. Распределение и структуру материи во Вселенной изучает астрофизика.

Современная физика достигла колоссальных успехов в исследовании свойств материи на микроскопическом уровне. Сегодня структура материи известна вплоть до таких малых масштабов, как l0 ≈ 10-16 см. Чтобы было ясно, насколько мала эта величина, напомним, что размеры атомов в сотни миллионов раз больше и даже размер атомного ядра в тысячи раз больше, чем l0. Однако, какова структура материи в масштабах, меньших чем l0, науке пока не известно. Для ответа на этот вопрос необходимо строительство все более и более мощных ускорителей заряженных частиц, позволяющих изучать структуру частиц при очень высоких энергиях.

Каково распределение материи во Вселенной в современную эпоху? Мы живем на Земле, масса которой приблизительно равна М ≈ 6•1027 г, радиус R ≈ 6400 км и, таким образом, средняя плотность ρ ≈ 5,5 г/см3.

Земля — одна из девяти планет Солнечной системы. Наша звезда — Солнце — имеет массу М ≈ 1033 г, радиус R ≈ 6,9•105 км, среднюю плотность ρ ≈ 1,4 г/см3, находится от Земли на расстоянии, приблизительно равном 1,5•1013 см, которое свет проходит за 499 с = 0,0058 сут. Это расстояние называют астрономической единицей и сокращенно обозначают а. е. Самая далекая от Солнца планета Плутон находится от него на расстоянии, приблизительно равном 39,75 а. е.

Солнце вместе с его планетной системой — это лишь одна из звезд нашей Галактики. Наша звездная система состоит приблизительно из 2•1011 звезд. Если бы мы могли взглянуть на нее со стороны, то увидели бы, что наша Галактика представляет собой дископодобное рбразование, утолщающееся к центру. Этот диск неоднороден: он имеет спиральную структуру и вращается с переменной угловой скоростью, большей в центральных областях диска, меньшей на его периферии. Расстояния в нашей и других галактиках обычно исчисляются парсеками: 1 парсек (1 пс) ≈ 3•1018 см ≈ 3,2 светового года = 206 265 а. е. Толщина Галактики вблизи Солнца приблизительно равна 2000 пс, диаметр ее диска 30 000 пс. Солнце вместе с его планетной системой находится вблизи края Галактики, приблизительно в 10 000 пс от ее центра. Кроме звезд в Галактике имеются и другие виды материи (пыль, межзвездный газ, космические лучи), но их мало. Они составляют всего несколько процентов от ее полной массы.

Поскольку, как мы видим, размеры звезд невообразимо малы по сравнению с галактическими масштабами, то Галактику можно рассматривать как очень разреженный газ, в котором роль молекул играют звезды. Этот газ настолько разрежен, что столкновения между его «молекулами» не происходят, или, как говорят, он бесстолкновительный. Естественно, он не ограничен стенками какого-либо сосуда. Почему же он не разлетается? Ответ заключается в том, что вся эта система держится силами собственного тяготения. Если мысленно равномерно «размазать» вещество, сосредоточенное в звездах, по всему объему Галактики, то средняя плотность материи в ней окажется приблизительно равной ρГ ≈ 5•10-24 г/см3. О степени разреженности галактической материи можно судить на основании следующего простого расчета: если грубо считать, что все вещество в Галактике состоит из водорода, и поделить ρГ на массу атома водорода mH = 1,6•10-24 г, то легко найти среднюю концентрацию атомов в Галактике. Она приблизительно равна 3 атомам в 1 см3. Напомним для сравнения, что в нормальных условиях в 1 см3 газа 2,6-•1019 молекул.

Мир галактик во Вселенной довольно разнообразен. Таких галактик, как наша (спиральных), приблизительно 80%. Кроме них встречаются и галактики других типов, например, ннеправильные, т. е. имеющие достаточно произвольные геометрические очертания, и эллиптические, близкие по форме к эллипсоидам различной вытянутости. Число звезд может довольно сильно меняться от галактики к галактике. Карликовые галактики имеют приблизительно 109 звезд, гигантские — до 1014 звезд. Большинство же галактик похоже на нашу и содержит приблизительно 1011 ÷ 1012 звезд.

Как распределена материя в масштабах, значительно превышающих размеры галактик? Можно поставить вопрос и иначе: какова вообще иерархия структур, образуемых материей во Вселенной?

Оказывается, одиночные галактики встречаются редко. Подавляющее большинство их образует скопления, насчитывающие сотни и тысячи членов. Скопления не «рассыпаются» на отдельные галактики по тем же причинам, по которым галактики не «рассыпаются» на отдельные звезды. И те и другие держатся силами собственного тяготения, или, как говорят, являются гравитационно связанными объектами. Размеры скоплений галактик исчисляются мегапарсеками (Мпс), т. е. миллионами парсек. Скопления галактик, в свою очередь, образуют сверхскопления, содержащие десятки членов. Может быть, нашему продвижению вверх по лестнице масштабов космических структур не будет конца? Например, сверхскопления должны объединяться в сверхсверхскопления и т. д.? Оказывается, что это не так. Согласно данным современных астрономических наблюдений, сверхскопления являются наиболее крупными структурными образованиями в Метагалактике — наблюдаемой части Вселенной. Галактики, их скопления, сверхскопления — это элементы ячеистой структуры. Размеры ячеек — сотни мегапарсек, толщина их стенок порядка 2 — 4 Мпс. Крупные скопления располагаются в узлах ячеек. Сверхскопления представляют собой элементы этой ячеистой структуры. В масштабах, превышающих тысячи мегапарсек, Вселенная бесструктурна. Более того, можно утверждать, что в таких масштабах она вообще однородна и изотропна, т. е. ее свойства везде одинаковы. Здесь нет противоречия с тем, что в меньших масштабах (сравнимых с размерами планет, звезд, галактик, их скоплений) это не так. Точно так же можно говорить, например, об однородном распределении плотности помещенного в сосуд газа, хотя в малых, сравнимых с размерами отдельных молекул масштабах однородность, конечно, резко нарушается.

Всегда ли распределение материи во Вселенной было и будет таким, как сейчас? Ответ отрицателен. Отрицателен он потому, что Вселенная эволюционирует. В современную эпоху она расширяется (см. Космология). Например, скопления галактик, отстоящие друг от друга на расстоянии в 1 Мпс, разлетаются с относительной скоростью, близкой к 75 км/с. В процессе расширения средняя плотность материи во Вселенной р уменьшается. Этот процесс будет продолжаться неограниченно долго, если р меньше (либо равна) некоторого критического значения ρкрит ≈ 10-29 г/см3. В противном случае расширение через 20—30 млрд. лет сменится сжатием, и средняя плотность материи во Вселенной начнет возрастать. Что можно сказать о величине ρ? Средняя по всей Вселенной плотность материи, входящей в галактики, оценивается, согласно астрономическим наблюдениям, как ρ1 = 0,038ρкрит. Если снова грубо считать, что все вещество состоит из водорода, и разделить ρ1 на mH, то найдем, что в 1 м3 пространства Вселенной содержится в среднем приблизительно 1 атом водорода. В значительно большем количестве представлены реликтовые фотоны — кванты электромагнитного излучения, существовавшего во Вселенной уже в самом начале ее расширения. В том же 1 м3 пространства таких фотонов сотни миллионов, т. е. частиц излучения во Вселенной гораздо больше, чем атомов обычного вещества. Однако их вклад в величину ρ, исчисленную в г/см3, в тысячи раз меньше, чем ρ1.

Вместе с тем материя во Вселенной, возможно, существует и в каких-то других, трудно доступных наблюдениям формах. Например, есть основания полагать, что во Вселенной может быть много нейтрино. Эти частицы настолько слабо взаимодействуют с веществом, что, если даже плотность нейтрино во Вселенной ρH > ρкрит, все равно прямыми физическими методами обнаружить их невозможно при современном уровне развития техники. Поэтому вопрос о будущем Вселенной на сегодняшний день открыт.

Каково ее прошлое? Вселенная расширяется уже примерно 15—20 млрд. лет. Через 0,0001 с после начала расширения средняя плотность материи во Вселенной приблизительно равнялась ρ ≈ ρяд ≈ 1014 г/см3яд — плотность жидкости, состоящей из одних только атомных ядер и поэтому такой плотной).

Через 0,0001 с после начала расширения температура материи была порядка 1012 К, и она состояла из излучения и плазмы — заряженных и нейтральных элементарных частиц и античастиц (см. Антивещество). В этой плазме имелся ничтожно малый избыток частиц над античастицами (примерно одна лишняя частица на 108 ÷ 109 пар). После аннигиляции пар частиц — античастиц во Вселенной осталось излучение и вещество, обязанное своим происхождением этому малому избытку. В первые несколько минут после начала расширения в термоядерных реакциях (см. Термоядерный синтез) синтезировались самые легкие химические элементы — изотопы водорода и гелия. Далее в процессе расширения температуры вещества и излучения и их плотности уменьшались.

В конце концов во Вселенной возникла иерархия структур, о которой говорилось выше.