Материя

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 ρ_Г ≈ 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 ρ_Г на массу атома водорода m_H = 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 ρ_крит ≈ 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 = 0,038ρ_крит. Если снова грубо считать, что все вещество состоит из водорода, и разделить ρ₁ на m_H, 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 ρ_H > ρ_крит, 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 ≈ ρ_яд ≈ 10¹⁴ г/см³ (ρ_яд — 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.