宇宙の化学組成の統一。宇宙における物質の化学組成。ガスからの星の形成

1. 宇宙の進化と化学組成

1.1 ビッグバン理論

約150億年前、ビッグバンが起こり、当時存在していた物質は狭い空間に均一に分布し、膨大な密度と温度を持っていました。物質は原子核に最も高密度に詰まっています。そこでの密度は10〜15 g / cm3です。いずれにせよ、ビッグバン前の物質の密度は、原子核内の物質の密度よりも少なくとも 10108 倍大きかったことが現在では知られています。これは、まさにビッグバンの 10 ～ 43 秒後に物質が到達した密度です。しかし、爆発開始後のこの間に、物質はなんとか密度を減少させました。これは、爆発前は高密度であったことを意味します。

最終的に爆発した高温物質は多数の光子で構成されており、光子は高エネルギーを持っていましたが、その膨大な密度の結果として物質の中に閉じ込められていました。さらに、陽子と中性子も含まれており、これらは継続的に結合して重水素を形成しようと努めていました。光子はこれを防ぎ、重水素を陽子と中性子に分解しました。このプロセスは非常に高い温度でのみ行われます。

爆発前および爆発直後の物質の温度は、数万億ケルビン（または単にケルビン）を超えていたことが知られています。爆発により物質は四方八方に飛散し、秒速約250キロという猛スピードで飛散し始めた。したがって、ビッグバンの瞬間から、私たちが住んでいる熱く膨張する宇宙が存在し始めました。爆発前の高温の物質には、化学元素の原子はおろか、すべての素粒子さえも含まれていませんでした。ビッグバン後の極めて高い密度と温度の極限条件下では、素粒子間で核反応が起こり始め、その結果、他の素粒子が形成されました（爆発後10～4秒後の上記の瞬間まで） )、次に化学元素。

これらのプロセスの計算結果と現在の宇宙における化学元素の真の分布を比較することが可能であるため、どのような正確なプロセスが化学元素の形成につながったのかが現在確立されています。したがって、この期間には 150 億年かかるにもかかわらず、爆発後 1 秒から現在までに何が起こったかを知っていると考えることができます。爆発後の期間全体 (宇宙の年代はビッグバンで始まっているので、宇宙の全生涯) を別々の期間に分割する自然のマイルストーンがいくつかあります。爆発の開始から最初のそのような期間（おそらくサブ期間で構成されている）はわずか 1 秒しか続きませんでした。しかし、宇宙のさらなる「運命」（その構造、化学組成、進化）全体が決定されたのはこの時期でした。確かに、この時期は最も重要であるだけでなく、その後の時期に比べてあまり研究されていません。

爆発後の最初の瞬間、数千万度を超える膨大な温度により、粒子の相互作用により、陽子と反陽子、さらには中性子と反中性子が同時に誕生しました。粒子と反粒子は誕生するだけでなく、消滅（相互破壊）することもあります。後者のプロセスでは光子が生成されます。したがって、高エネルギー光子が衝突すると電子陽電子対が形成され、消滅すると光量子、つまり光子が生まれます。上記の変態が起こる最低温度は 100 億度を超える必要があります。より低い温度では、光子は電子-陽電子対を形成するのに十分なエネルギーを持たなくなります。すでに述べたように、より重い粒子（陽子、反陽子、中性子、反中性子、中間子など）を生成するには、さらに高い温度が必要です。温度が低いほど、より小さな粒子が光子を生成できます。したがって、温度が低下すると、重粒子の数が減少します（最初は陽子と反陽子、次に中間子）。

高エネルギー光子は、その密度が非常に高いため、物質を克服することができませんでした。光子は物質に吸収され、すぐに放出されました。現在の宇宙の物質密度が低いと、これらの光子の伝播に弱体化（吸収）効果を及ぼすことはできません。光子の吸収と放出の結果、その数は変化しませんでした。陽子や中性子についても同じことが言えます。最初の期間には、陽子あたり 10 億個の光子があったことが確立されました。光子に比べて粒子はごくわずかであるため、すべては光から来たと言えます。時間が経っても、この比率は一定のままです。しかし、すべての光子の質量とすべての陽子の質量との関係は、光子が軽くなるにつれて変化します。これは、時間の経過とともに光子の周波数が減少し、したがってエネルギー (質量) が減少するため、ドップラー効果の結果として発生します。

ある時点で、（所定の体積内の）光子の全質量が陽子の質量と等しくなる瞬間が来ます。この状態は、物質の密度が 10 ～ 20 g/cm3、温度が約 6,000 度の宇宙で発生しました。これ以前は、放射線の質量が物質の質量よりも大きかった。この時代はフォトンプラズマの時代と呼ばれます。この時の光子は可視光を表していました。その後、それらのエネルギーは減少し（周波数が減少し）、電波になりました。

第1ピリオド、正念場は0.3秒到達だ。この瞬間から、膨張の結果密度が減少する物質はニュートリノに対して透明になり始めます。高密度かつ非常に高温になると、ニュートリノは物質と相互作用し、反ニュートリノとともに電子、陽電子に変化し、またその逆に戻ります。ビッグバンの0.3秒後に起こったこの瞬間の後、ニュートリノは物質の残りの部分と相互作用しなくなり、ニュートリノにとって透明になるため、ニュートリノは捉えにくくなります。このため、この瞬間に宇宙物質から抜け出したニュートリノの数は今も変わらず、宇宙を駆け巡るだけで消滅することはありません。確かに、ドップラー効果の結果、光子にも同じことが起こり、時間の経過とともにエネルギーが減少します。私たちはビッグバン後に何が起こったのかを、その時から私たちに届く放射線によって知ります。爆発から0.3秒後に発生した瞬間に飛び散ったニュートリノも貴重な情報を持っていることは間違いありません。しかし、残念ながらまだ捕まっていません。これは、彼らのエネルギーが非常に低いこと（最初の瞬間から大幅に減少している）と、物質の残りの部分と相互作用することを嫌がることによって妨げられます。

ビッグバン後の最初の 5 分間に、今日の宇宙の性質を決定する出来事が実際に起こりました。それらにおいて決定的な役割を果たしたのは陽子と中性子であり、これらは電子、陽電子、ニュートリノ、反ニュートリノと相互作用して互いに変化します。しかし、どの瞬間においても、陽子の数は中性子の数とほぼ等しくなります。当時の温度は少なくとも1,000億度であったことを強調します。しかし時間が経つにつれて、宇宙の膨張により温度は低下します。同時に、陽子は中性子の質量よりも小さいため、より多くの陽子が存在し、陽子を生成する方がエネルギー的により有益です。しかし、過剰な陽子を生成するこれらの反応は、すべての中性子が陽子に変換される前、つまり中性子が全重粒子の 15% を占める時点で、温度の低下によって停止します。そして、温度が10億度に下がって初めて、最も単純な原子核が形成され始めます（水素原子の核である陽子自体を除く）。これが可能になるのは、光子やその他の粒子が「低温」であるため、すでに原子核を破壊する力がなくなっているからです。中性子は陽子によって捕獲され、重水素が形成されます。その後反応は継続し、2 つの陽子と 2 つの中性子からなるヘリウム原子核の形成で終了します。重水素に加えて、非常に少量のリチウムと同位体ヘリウム 3 が生成されます。この時点では、より重い原子核は形成されません。 1 秒から 5 分間続く第 2 の期間は、温度が 10 億度を下回ると核反応が停止するため終了します。実は、これらは水爆の爆発時に起こる反応なのです。

しかし、私たちの周りの宇宙が不変であるというこの第一印象は、実際には欺瞞的です。宇宙は進化しており、この進化は、現在では比較的ゆっくりとしていますが、初期段階では想像を絶するほど速かったため、宇宙の状態に重大な質的変化が起こりました。ほんの一瞬。現代の概念によれば、現在私たちが観察している宇宙は、約 150 億年前に無限に高い温度と密度を持った初期の「特異」状態から誕生し、それ以来膨張と冷却を続けています。これによればビッグバン理論、さらなる進化は、実験的に測定可能なパラメータ、つまり現代の宇宙における物質の平均密度に依存します。ある（理論的に知られている）臨界値よりも小さい場合、宇宙は永遠に膨張します。 > の場合、拡張プロセスはいつか停止し、逆圧縮フェーズが開始され、元の特異な状態に戻ります。この大きさに関する現代の実験データは、宇宙の将来について 2 つの選択肢の間で明確な選択を行えるほど信頼性がまだ十分ではありません。

ビッグバン理論にはまだ答えられない疑問が数多くありますが、その主な規定は信頼できる実験データによって実証されており、現代レベルの理論物理学により、そのようなシステムの時間的進化を非常に確実に記述することが可能になります。ごく初期の段階、つまり「世界の始まり」から約100分の1秒を除いて。この段階を通過した後に形成された宇宙の状態とその後の進化は非常に信頼性高く記述できるため、初期段階におけるこの不確実性が実際には重要ではないことが判明することは理論にとって重要です。

この一般的な紹介を完了したら、ビッグバン理論とそれが引き起こす問題のより詳細な説明に進みます。この理論の主な実験的基礎は次の 3 つです。

ハッブルの法則に従って、遠方の銀河の「散乱」が観察されました。

1964 年に R. ペンジアスと A. ウィルソンによる宇宙背景の発見」宇宙マイクロ波背景放射」、強度とスペクトル組成は、温度約 3 K (ケルビン度) の黒体放射と同等です。

観測された宇宙の化学組成。質量で約 3/4 の水素と 1/4 のヘリウムと、少量 (約 1 パーセント) の他の元素の混合物から構成されます。

最初の 100 分の 1 秒以降の進化を説明するには、理論物理学の次のセクションが使用されます。

平衡統計物理学、主にその基本原理と相対論的理想気体理論。

1. 宇宙の膨張

現代の観測天文学によれば、宇宙の星は銀河に分類され、さらに銀河団も銀河団を形成します。次の図は、その大きさの概念を示しています。私たちの銀河系には、〜 10 11 個の星が含まれており、直径が 8 万光年、厚さが〜 3 万光年のレンズの形をしています。アンドロメダ座にある、私たちに最も近い銀河 M31 は、私たちから約 200 万光年離れています。私たちは、約 6,000 万光年の距離に位置し、おとめ座の方向を中心とする 1,000 個以上の銀河からなる巨大な銀河団の周縁部にいます。最新の技術の能力により、約 100 億光年の距離までかなり明るい銀河を観察することが可能になります。観測データは、大規模なスケールでは宇宙は均一で等方性であることを示しています。大まかに言えば、これは、十分な大きさ (約 3 億光年あれば十分であると考えられます) が固定された直径を持つ球には、ほぼ同じ数の銀河が含まれていることを意味します。大規模な宇宙の均一性と等方性についての記述は、通常、宇宙原理と呼ばれます。

観測された星や銀河のスペクトルでは、スペクトル吸収線(星の彩層) 既知の元素。これにより、よく知られているドップラー効果を使用して、特定の放射物体が遠ざかる速度 (> 0) または近づく速度 (\rightarrow "放射源の波長:

ここで、は除去の速度、は光の速度です（分母はアインシュタインの相対論的理論の補正であり、光の速度に近い場合にのみ重要です）。遠ざかる物体では線が赤い側 (> ") に、近づいてくる物体では青い側 (") に移動することがわかります。

私たちの周りの銀河が無秩序に移動している場合、スペクトルの赤と青のシフトが同じ確率で観察されるでしょう。しかし、この実験は別のことを示しています。赤方偏移が優勢であり、研究対象の物体が私たちから遠ざかるほど、赤方偏移が大きくなります。これらの観測の定量的な結果は、1929 年にハッブルによって定式化された「不況の法則」です。それによると、すべての銀河は (平均して) 私たちから遠ざかり、この後退の速度は問題の銀河までの距離にほぼ比例します。 :

比例係数はと呼ばれますハッブル定数。現在、ほとんどの天文学者に受け入れられている値、つまり 100 万光年の距離ごとに 15 km/s を示しました。ここで、実験データから値を決定することは非常に困難な作業であることに注意してください。速度はドップラー効果から非常に正確に決定できますが、遠方の銀河までの距離を測定することは非常に困難な問題であり、これまでのところ、それは次の方法によってのみ解決されています。さまざまな間接的な方法。ハッブル自身は、距離を推定するときに距離を 1 桁過小評価したため、距離よりも 1 桁大きい値 (15 ではなく 170) を受け取りました。これまで、一部の天文学者は、この値が与えられた値よりも著しく大きいと信じていますが、大多数は 15 という数字を受け入れています。

もちろん、発散の法則から、私たちの銀河が世界の中心であり、他のすべての銀河がそこから遠ざかっているということにはなりません。宇宙原理によれば、私たちの銀河には何の区別もありません。したがって、他の銀河からの観察者は、不況の全く同じ状況を見るはずです。これは「みんながみんなから逃げている」ということを意味します。表面にランダムにドット「銀河」を付けた膨張可能なゴムボールは、そのような散乱の視覚的モデルとして機能します。膨張すると、これらすべての点はハッブルの法則に厳密に従って互いに遠ざかります。これは「二次元の閉じた世界」モデルです。同様の「オープンワールド」は、全方向に均等に伸びる、ドットが付いたゴム製の飛行機として想像できます。

比例と法則から、「世界の始まり」の存在に関する基本的な結論が導き出されます。つまり、過去のどこかで、現在観測されている銀河のいずれかが私たちの銀河に限りなく近づいた瞬間があったのです。」宇宙原理によるものです。このアプローチにより、「最初の瞬間」における宇宙の物質の密度は無限大になります。しかし、同じ宇宙原理により、空間のどの点でも密度が無限になることが求められるため、これはすべてが 1 か所に集められたことを意味するものではありません。

「宇宙の年齢」は、ハッブル定数が膨張過程で変化しないと仮定すると、非常に簡単に推定できます。つまり、の数で数十億年になります。実際、不変性の仮定は間違っており、正確な推定値はフリードマンの宇宙論モデルを使用することによってのみ得られます (以下を参照)。これは質的な変化にはつながりませんが、その後、140億年かかることがわかります。

2. CMB放射線

これは今世紀で最も重要な宇宙論的発見であり、偶然にもたらされました。 1964 年、天文学者の R. ペンジアスと A. ウィルソンは、黄道面の外側の方向における銀河系の背景電波放射を測定することを決定しました。これを行うために、彼らは、衛星との通信用に構築され、独自のノイズが超低レベルになるように設計された、ベル電話研究所のホーンアンテナを使用することにしました。後者は非常に重要です。なぜなら、銀河から予想される背景電波放射も電波ノイズに似ており、大気、アンテナ自体、およびその増幅回路からの他のノイズと区別する必要があるからです。

ペンジアスとウィルソンは、この追加の無線ノイズの性質を理解しておらず、汚染の可能性による追加の干渉を排除するために、アンテナ全体を分解、洗浄し、再組み立てすることさえしました。しかし、これは事実上結果を変えるものではなく、（彼らにとっては）未知の理由で、彼らのアンテナが地球外起源の追加の弱い無線ノイズを受信することを認めざるを得ませんでした。その強度は時間の経過とともに一定であり、方向に依存しません。彼らによって7.35cmの波長で測定されたこの無線信号の強度は、約3ケルビンの温度を有する完全な黒体の所定の波長における放射線の強度に等しいことが判明した。ペンジアスとウィルソンは偶然この事実に遭遇しましたが、彼らが発見した無線ノイズの性質を理解していなかったために、しばらくは結果を公表する勇気さえありませんでした（1978年に彼らはその発見でノーベル賞を受賞しました）。しかし、すでに40年代の終わりに、理論物理学者の最初の研究が現れ、現時点で宇宙全体が実効温度数ケルビンの平衡電磁放射で満たされているはずだと予測しました。

このような平衡放射 (黒体放射としても知られる) のエネルギー分布は、よく知られたプランクの公式によって記述されます。

ここで、はから + までの波長間隔ごとの単位体積あたりのエネルギー、は温度 (ケルビン K)、erg s はプランク定数、erg/K はボルツマン定数、c = 3 cm/s は光の速度です。

理論家によれば、宇宙は初期段階では非常に高い温度の平衡放射線で満たされていたという。宇宙の膨張中、この放射は平衡状態を保ちながら冷却され、現在では温度は数ケルビンまで低下しています。ペンジアスとウィルソンが発見したのは、熱い初期宇宙の初期段階から残されたこの「遺物放射線」でした。彼らはプリンストン大学の物理学者と接触することでこのことを知りました。彼らは高温（初期段階）宇宙の理論に精通しており、すでに宇宙マイクロ波背景放射を検出するための特別なアンテナを構築していました。しかし、ペンジアスとウィルソンは彼らを上回っていた。

可用性宇宙マイクロ波背景放射現在、確実に確立された事実と考えられています。主なチェックは、さまざまな波長で信号を測定できるかどうかです。信号強度は、すべての温度が同じ場合の既知の値に比例する必要があります。現在、マイクロ波と電磁波スペクトルの赤外領域の両方で数十の異なる波長について測定が行われています（分布によれば、= 3 Kでの最大強度は= 0.1 cmに相当し、より短い波は、赤外線領域）。衛星に搭載された装置を使用して取得された最新のデータによると、宇宙マイクロ波背景放射の温度の現在の値は 2.74 K です。これらの測定の精度はすでに非常に高く、弱い異方性の存在を検出することが可能になっています。宇宙マイクロ波背景放射線の影響。放射線で満たされた空間を地球の観察者が移動することで説明されます。同じドップラー効果により、進行方向にまっすぐに向かう放射はわずかに熱く見え、反対方向に向かう放射はわずかに冷たく見えるはずです。これらの小さな (主な値から約 10 -3 ) 温度変動は実験的に発見され、特徴的な () 角度依存性を持っています。これらのデータから、宇宙マイクロ波背景放射の背景によって形成されるこの「新しいエーテル」に対する地球の運動の速度を計算することが可能です。結果は約600km/sという値になります。この「見かけの」異方性に加えて、実験では宇宙マイクロ波背景放射の実際の（地球の運動とは無関係な）異方性も明らかになりました。これは非常に小さい (主な値から約 10 -5) ため、高い精度で、CMB 放射は均一かつ等方性であると考えることができます。しかし、少なくとも非常に弱い異方性が存在するという事実自体が、銀河の起源を数学的に説明し記述しようとするさまざまな理論にとって基本的に重要です。

3. 宇宙の構成

すでに述べたように、観測データによれば、宇宙は主に水素（質量比で3/4）とヘリウム（1/4）で構成されており、他の元素は約1パーセントの混合物を構成しています。これらのデータは星と星間ガスのスペクトルから得られたもので、星の組成と進化を記述する理論的な天体物理学モデルとよく一致しています。上の図 3/4 と 1/4 は、この進化の初期段階を示しており、その間に、重い元素を含む他の元素が星内で生成されます。

現代の考えによれば、宇宙はその存在の最初の数分間のどこかで、水素とヘリウムが 3:1 の比率で形成され、さらにその他の成分がわずかに混合された「元素合成の時代」を経験しました。軽元素、特にリチウム Li、および水素同位体 - 重水素 D と三重水素 T。他のすべての重い元素は、ずっと後に星の内部で形成され、超新星爆発などの際に星間空間に入ります。奇妙なことに、宇宙では水素が優勢であるという単純な事実により、理論家は宇宙マイクロ波背景放射の存在の必要性を予測することができました。

さらに議論を進めるために、観測可能な宇宙の核粒子 (陽子と中性子) の密度を宇宙マイクロ波背景放射の光子の数の密度と比較することも重要です。プランクの理論によれば、平衡電磁放射は、波長のエネルギーを持つ、質量のない粒子、つまり光子の理想気体と考えることができます。エネルギー密度は明白な関係により光子数の密度に関係付けられるため、波長にわたる光子数の分布もこれから決定されます。全体を積分すると、単位体積あたりの光子の総数が得られ、同様の積分によって体積エネルギー密度が得られ、商から 1 つの光子の平均エネルギーが得られます。これらすべての量は、温度と世界定数のみに依存します。

[erg/cm 3 ]、[フォトン/cm 3 ]、

[erg/cm 3 ]、[フォトン/cm 3 ]、	(4)
[エルグ]、

ここで、はケルビン単位の温度、は既知の定数です: 。最初の関係はステファン・ボルツマンの法則と呼ばれます。現在の温度 = 3 K では、宇宙マイクロ波背景放射の背景には 1 立方メートルあたり 5 億 5,000 万個の光子が含まれるということになります。観測データに基づく物質の密度の推定値は依然として不確実ですが、いずれにせよ、1立方メートルあたり6個から0.03個の核粒子の制限を超えることはありません（臨界密度は数字の3に対応します）。したがって、核粒子あたり約 10 8 ～ 10 10 個の光子が存在します。将来、推定を行う際には、10 9 という数字を採用します。つまり、核粒子あたり 10 億の光子です。

これは非常に大きな数ですが、エネルギーの大部分は現在、放射線ではなく物質に集中しています。 1 つの核粒子のエネルギーは約 1000 MeV (MeV = 100 万電子ボルト) ですが、= 3 K で得られる 1 つの光子の平均エネルギーは同じ単位 (1 erg = eV) で約 eV です。この値は、10 9 倍した後でも、核粒子 1 個のエネルギーよりも 3 桁小さいままであるため、エネルギー密度の圧倒的なシェアは物質にあります。しかし、これは常に当てはまるわけではありません。初期段階では、エネルギーの大部分は放射線から来ていました（以下を参照）。

進化のプロセス自体の説明に移り、十分に大きな半径（宇宙原理の正当性にとって「十分な」）を持つ任意の球を宇宙で頭の中で選択し、放射線と放射の時間の経過に伴う進化を監視しましょう。この領域内に含まれる物質は、その分布が均一かつ等方的であると仮定します。もちろん、「所定の球内の放射」という用語は条件付きです。なぜなら、光子は球を出て外部から来る可能性があるからです。しかし、これら 2 つのプロセスは均一性が仮定されているため、相互に補償し合うため、「特定の球内の放射線 (エネルギー) の量」という概念は意味を持ちます。ハッブルの法則によれば、考慮されている領域の半径はの割合で増加します。球の中の物質の量は変わらないので、法則に従って密度が変化します。エネルギーと質量密度は単純な比例関係にあるため、これは両方に当てはまります。

ここで宇宙マイクロ波背景放射のエネルギーを考えてみましょう。現時点では、宇宙は電磁波に対して実質的に透明です（遠くの銀河が見えるため）。さて、放射線は実際には物質と相互作用せず、独立して進化します。それは、半径の球の内側に位置し、断熱的に（つまり、外部領域との熱交換なしで）膨張する、特定の温度を持つ光子の相対論的気体と考えることができます。統計物理学から、このような気体の総エントロピーは球の体積に比例し、膨張過程中一定のままであることが知られています。その結果、とは関係 = const によって関連付けられます。つまり、。これは、すべての銀河が互いに2倍近くにあった過去の時点では、宇宙の温度は2倍であり、「非常に昔」は「非常に暑かった」ことを意味します。この段階での「宇宙の温度」という用語は、宇宙マイクロ波背景放射の温度を指しており、物質とは何の関係もありません。

上記と最初の等式から、物質と放射線のエネルギー密度は次の関係に関連付けられていることがわかります: izl、sm、. これらのことから、「過去に移動する」() とき、iz の価値は物よりも速く増加することがわかります。したがって、過去のどこかにあった現代の「物質の時代」（izlのもの）は、必然的に、とへの異なる依存を伴う「放射の時代」（izlのもの）に移行する必要があります。

「世界の始まり」に戻り、温度を独立変数として、進化の主な段階を一般的に考えてみましょう（後でそれを宇宙の年齢に関連付けます）。成長に伴い、平均光子エネルギーは一桁ずつ増加します。質的変化は、その値が原子と分子の電子の結合エネルギー（〜1 eV）、次に原子核（〜1 MeV）、次に粒子-反粒子ペアの生成のしきい値に達すると発生します。最も軽い素粒子の場合、その後増加するにつれて、ますます深刻になります。さらに詳しく説明しましょう。素粒子は、静止質量 (通常、対応するエネルギーは代わりに電子ボルトで与えられます)、および離散量子数、つまりスピン (内部角運動量) およびさまざまな電荷 (電気、バリオン、レプトニック) によって特徴付けられます。適切な単位では、粒子のスピンは整数または半整数であり、整数のスピンを持つ粒子はボソンであり、半整数を持つ粒子はフェルミオンです。フォトンは、スピン 1 とゼロの値、および 3 つの電荷すべてを持つボソンの特殊なケースです。特定の種類の粒子の場合、その質量は無視でき、ボソン粒子の場合、エネルギー分布は光子の場合と同じ形式になり、フェルミ粒子の場合、分母のマイナス記号はプラス記号に置き換えられます。これにより、式の係数はわずかに (7/8 などの係数) 変化するだけなので、ボーソンとフェルミ粒子の違いは重要ではありません。

ほとんどの粒子には、同じ質量とスピン、すべての電荷の反対の値を持つ反粒子という対応するペアがあります。 3 つの電荷はすべて、素粒子の相互作用プロセスにおいて保存されます。衝突中に、エネルギーと電荷保存則に従って許容される粒子の相互変換が発生する可能性があります。特に、十分に高いエネルギーを持つ 2 つの光子の衝突により、さまざまな粒子-反粒子のペアが生成される可能性があります。このようなプロセスは、値が特定のタイプの粒子のしきい値に達すると始まり、で非常に激しくなります。最も重要な素粒子を列挙してみましょう。伝統的な名称、静止エネルギー、閾値温度の大きさを括弧内に示します。電子とその反粒子陽電子 ( , = 0.5 MeV, K)、同様のミュー中間子のペア ( 、 MeV）、10 12 K程度の閾値温度を持つパイ中間子（、、E ~ 135 MeV）、そして最後に、核粒子陽子（ペア、、、= 938.26 MeV）と中性子（ペア、、、= 939.55 MeV）中性子は陽子よりわずかに (1.3 MeV) 重く、これは元素合成の時代にとって重要です。

現在、気温の上昇に伴う進化を「過去に遡って」追跡できるようになりました。最初の質的変化は、約 1 eV の値に達し、放射線が原子を破壊し始める約 3000 K で発生します。その後、物質は自由原子核と電子からなるプラズマに変わり、その密度はさらなる成長とともに増加します。しばらくすると、約 10 4 K で、このような媒体は放射線に対して不透明になります。光子は自由電子と原子核によって散乱され、これにより、系全体に共通の温度を持つ放射線と物質との間に一般的な熱平衡が確立されます。。次の重要な段階は約 10 10 K で、電子陽電子対 (閾値 K) が集中的に生成され、原子核がその成分 (自由中性子と陽子) に崩壊するプロセスが始まります。この期間中の質量密度は、10 5 g/cm 3 程度の値に達します。このような高密度により相互衝突の数が増加し、これにより系内に存在するあらゆる種類の粒子の熱力学的平衡が確実に確立されます。、、、のペアの生成の閾値はまだ遠い (細孔 ~ 10 13 K) ため、陽子の数と中性子の数の比率は古典的なギブスの公式によって決定されます。

宇宙の構造と進化を理解するには、宇宙内の物質の化学組成の問題が非常に重要です。

ご存知のとおり、あらゆる物質は原子から構成されています。地球上には自然界に約 90 種類の原子が存在します。さらに、いくつかの新しいタイプの原子が人工的に得られています。 1種類の原子だけで構成される物質を元素といいます。ほとんどの元素の原子は、互いに結合したり、他の元素の原子と結合して分子を形成することができます。このような統一の具体的な法則が化学の研究の主題です。最も硬いもの（ダイヤモンド）から気体、人体の有機化合物から最も遠い銀河に至るまで、あらゆる物質の形成は、同じ基本元素のさまざまな組み合わせを表しています。

最も単純な元素は水素です。その原子は、電子と陽子の 2 つの粒子のみで構成されています。次に最も単純な元素はヘリウムで、各原子には 6 つの粒子が含まれています。中心にある 2 つの陽子と 2 つの中性子が原子核を形成し、電気的引力によって原子核に接続された 2 つの電子がその周りを軌道で回転します。原子間の主な違いは、原子核内の陽子の数の違いによるものです。現在、その核に 1 ～ 92 個の陽子が含まれているすべての原子が知られています。自然界に存在する最も複雑な元素はウランです。その原子核には92個の陽子と約140個の中性子が含まれており、92個の電子がその周りを周回しています。核内に 92 個を超える陽子を持ち、人工的に得られた元素 (ネプツニウムやプルトニウムなど) は不安定で (放射性)、非常に早く崩壊します。したがって、それらは地球上で自然に発見されたものではありません。

天体の分光研究中に、私たちがアクセスできる宇宙全体で同じ元素が発見されます*。しかし、地球上で比較的豊富に存在する元素は、宇宙の他の地域では見つかりません。したがって、宇宙の全原子の約 90% は水素原子です。残りはほとんどがヘリウム原子です。私たちの惑星地球では一般的であるより重い原子は、宇宙のごくわずかな部分しか占めていません。地球が特別な条件下で形成されたことは明らかであり、宇宙の元素の平均的な統計分布としては典型的ではなく、最初は宇宙に複雑な原子は存在しなかったが、その後、より軽くて単純な原子から複雑な元素を合成する何らかの方法が存在したことである。が結成されました。このような化学元素の「工場」がいつ、どのように形成されたかは、天文学、化学、物理学の「接点」に位置する現代自然科学の中心的な問題の一つです。

* ヘリウムは (その名前が示すように) 地球よりも早く太陽で発見されました。

出演者

スター - ガスボール

星は遠い太陽です。星は巨大で熱い太陽ですが、太陽系の惑星に比べて私たちから遠く離れているため、何百万倍も明るく輝いていますが、私たちの目にはその光が比較的暗く見えます。

晴れた夜空を見ていると、MVの歌詞が頭に浮かびます。ロモノーソフ:

深淵が開いて、星がいっぱいで、

星には数字がなく、深淵には底がありません。

裸ガスの夜空には約6,000個の星が見えます。星の明るさが減少するにつれて、その数は増加し、それらを単純に数えることさえ困難になります。 11 等級より明るいすべての星は「一つずつ」数えられ、天文カタログに登録されました。それらは約100万個あります。合計で約 20 億個の星が私たちの観測にアクセスできます。宇宙の星の総数は 10 22 個と推定されています。

星の大きさ、構造、化学組成、質量、温度、光度などはさまざまで、最大の星（超巨星）は太陽の大きさを数十倍、数百倍も超えます。矮星は地球以下の大きさです。星の最大質量は太陽質量約60倍です。

星までの距離も大きく異なります。遠く離れた星系の星からの光は、何億光年もかけて私たちに届きます。私たちに最も近い星は、ロシアの領土からは見えない一等星α-ケンタウリであると考えられます。地球から4光年離れたところにあります。時速 100 km の速度でノンストップで移動する宅配列車は 4,000 万年後に到着します。

私たちが知っている宇宙の一部の目に見える物質の大部分（98〜99％）は星に集中しています。星は強力なエネルギー源です。特に、地球上の生命は太陽の放射エネルギーのおかげで存在しています。星の問題はプラズマ、つまりプラズマです。私たちの通常の地球環境における物質とは異なる状態にあります。 (プラズマは、物質の (固体、液体、気体と並ぶ) 4 番目の状態であり、正電荷 (イオン) と負電荷 (電子) が平均して互いに中和しているイオン化した気体です。) したがって、厳密に言えば、星は単なるガスボールではなく、プラズマボールです。星の発達の後期段階では、恒星物質は縮退ガスの状態（粒子相互の量子力学的影響がその物理的特性（圧力、熱容量など）に大きな影響を与える）に変化し、場合によっては中性子物質（パルサー - 中性子星、バースター - X 線放射源など)。

宇宙空間の星は不均一に分布しています。それらは星系を形成します: 複数の星 (二重、三重など)。星団（数十個から数百万個の星まで）。銀河は壮大な星系です (たとえば、私たちの銀河系には約 1,500 ～ 2,000 億個の星が含まれています)。

私たちの銀河系でも、星の密度は非常に不均一です。それは銀河核の領域で最も高くなります。ここでは、それは太陽付近の平均恒星密度よりも2万倍高いです。

ほとんどの星は静止状態にあります。物理的特性の変化は観察されません。これは平衡状態に相当します。しかし、目に見える形で性質が変化する星も存在します。という 変光星そして 非静止星。変動性と非定常性は、星の平衡状態の不安定性の現れです。いくつかの種類の変光星は、規則的または不規則に状態を変化させます。また注意すべきこと 新しいスター、発生が継続的または時々発生します。フラッシュ（爆発）中 超新星星という物質は、場合によっては完全に宇宙に散らばってしまうこともあります。

星の高い光度が長期間維持されるということは、星の中に膨大な量のエネルギーが放出されていることを示しています。現代物理学は、エネルギー源として 2 つの可能性があることを指摘しています。 重力圧縮、重力エネルギーの解放につながり、 熱核反応その結果、軽い元素の核から重い元素の核が合成され、大量のエネルギーが放出されます。

計算によると、重力圧縮のエネルギーは、太陽の明るさをわずか 3,000 万年間維持するのに十分であることが示されています。しかし、地質学的データやその他のデータから、太陽の明るさは数十億年間ほぼ一定のままであることがわかります。重力圧縮は、非常に若い星の場合にのみエネルギー源として機能します。一方、熱核反応は星の表面温度の数千倍の温度でのみ十分な速度で進行します。したがって、太陽の場合、熱核反応が必要な量のエネルギーを放出できる温度は、さまざまな計算によれば、1,200万から1,500万Kです。そのような途方もない温度は、重力圧縮の結果として達成され、それが「発火」します。熱核反応。したがって、私たちの太陽は現在、ゆっくりと燃焼する水素爆弾です。

一部の（ただしほとんどの）恒星は、太陽系と同様の独自の惑星系を持っていると考えられています。

化学元素土壌中、% 生物中、% 酸素 4970 炭素 218 水素 0.59.9 窒素 0.10.3 カルシウム 1.370.3 カリウム 1.360.3 ケイ素 330.15 リン 0.080.07 マグネシウム 0.630.07 硫黄 0.080, 05 鉄 3.80.02 アルミニウム7.10.02 ナトリウム 0.630.02 塩素 0.01 マンガン 0.080.001 チタン 0.460.0001 土壌および生物中の一部の化学元素の含有量

生物と無生物は同じ元素で構成されていますが、これらの元素は異なる物質を形成します。生物 - 有機、無機 - 無生物。マクロ元素: O、C、H、N、Mg、K、Ca、Na、P、 S微量元素：Fe、Al、Na、Mn、B、Cl...生きた自然の元素

CO 2 水酸素グルコース光光合成は、クロロフィル 6 CO H 2 O C 6 H 12 O O 2 クロロフィル、光 n C 6 H 12 O 6 ( C 6 H 10 O 5) n + n H 2 O 酵素デンプングルコース

体内のタンパク質の機能構築細胞の核、細胞質および膜の一部輸送栄養素（血漿タンパク質）およびガス状物質（ヘモグロビン）の輸送に関与抗体の保護部分、免疫プロセスに関与触媒生物学的触媒（酵素） ) 体内の化学プロセスを加速しますモーター収縮性筋タンパク質 (アクチンとミオシン) が筋肉の機能を確保します情報多くのホルモンは、内分泌腺から臓器に情報を伝えるタンパク質ですエネルギータンパク質 1 g が分解されると、17.6 kJ が放出されます

体内の炭水化物の機能貯蔵体内の貯蔵栄養素はグリコーゲンです。エネルギー体の主要なエネルギー源であり、1 g の炭水化物が分解されると 17.6 kJ が放出され、結合組織の細胞間物質を形成し、多くの有毒物質と相互作用します。化合物を無害で溶けやすい物質に変換します。

体内の脂肪の機能構造細胞膜の一部エネルギーエネルギー貯蔵として体によって使用され、1 g の脂肪が分解されると 38.9 kJ が放出されます。保護結合組織膜では、皮下で体の機械的保護として機能します。脂肪は断熱の役割を果たします調節脂肪からいくつかのホルモンや生物学的に活性な物質が形成され、その誘導体は神経系のシナプスの働きに関与します

A.G.イワノフ

地質学

講義ノート

出版社

ペルミ国立研究

工科大学

セクション 1 (mod. 1)。地質学と他の科学との関係

講義 1. はじめに

講義の質問:

1. 地質学と岩石学およびその他の科学との関係。

2. 地質学と岩石学の簡単な歴史。

地質学 –地球科学 (ギリシャ語 Ge - 地球、ロゴス - 教育)。最近では、19 世紀の終わりまで、地質学は、地球とその固体の外殻、その構成、歴史的発展、内部構造、有機世界の起源に関する統一科学を代表していました。急速に発展する産業のための原材料を探す必要性に伴い、地球に対する多大な関心が高まり、地質学的知識が急速に増加しました。地質学では、地球の構成、歴史、地形、有機世界などに関するセクションが分離され始め、その後、独立した科学に変わりました。これらの科学を列挙してみましょう。

岩石学 –堆積岩の組成、構造、組織、起源の科学。現代の岩石学は 3 つの部分から構成されます。最初のセクションでは、フィールドおよび実験室での研究の方法と技術について説明します。 2 つ目は、堆積岩の岩石学の範囲で、岩石の鉱物および化学組成、構造、組織を研究します。 3 番目の部分は堆積学的で、堆積プロセスの一般的な経過とパターンを分析します。

地球化学 –地球の化学組成、地球内の化学元素の発生と分布、およびそれらの移動の法則に関する科学。

鉱物学 –地球の固体の殻の基礎を形成する元素の化合物である鉱物の科学。

結晶学– 鉱物の結晶形態の科学。この科学は鉱物学と密接に関係しています。

岩石学 –地球内の地質学的プロセスによって形成された岩石を研究する科学。

地球物理学 –地球とそれを構成する物質の物理的性質の科学。

工学地質学 –人間工学に関連して岩石の物理的特性を研究する地質学の分野。

鉱物資源の地質 –鉱床の形成条件と分布パターンを研究する地質学の分野。

水文地質学 –地下水の科学、その水質、分布、移動、採取可能な場所。

地質テクトニクス –地球全体の発展に関連した、地球の硬い外殻の構造、動き、変形、発達の科学。

構造地質学 -採掘作業の発生パターン、その発生理由、およびその発展の歴史に関する科学。

古生物学 –過去の地質時代の動植物の世界を化石遺跡から研究する科学。

リストされている地質科学はすべて、化学、物理学、生物学、数学などの自然科学と密接に関連しています。

地質学の簡単な歴史

何世紀にもわたる地質学の歴史は人類の出現とともに始まりました。

地質学の最初の概念は古代、人間が初めて石を拾い、投擲武器の先端である最初の石斧を作ったときから生まれました。

地質学はその歩みの始まりにあったにもかかわらず、地球の発展に関する見解の方向性は当時から決定されていました。

1. 大惨事- 地球の発展が一連の大惨事であるとする見解体系。これらは火山の噴火、地震、隕石の落下、洪水です。これらはすべて、地球の表面を変える主要な出来事です。

2. ネプテューニズム– (ネプチューンは古代ギリシャ人の海の神です) – 地球上のすべてのものは水から形成されたという教義。

3. 深成主義– (ギリシャ神話の冥王星は冥界の神です) - 地球の発展に関する見解の方向性であり、その下層土にのみ関連付けられています。

しかし、18世紀後半は、科学としての地質学が出現した時期、つまり鉱業の誕生と急速な発展の時期であると考えられています。

ロシアでは、これは、鉄と銅の鉱石の鉱床、ウラル、アルタイ、トランスバイカリアの銀鉛鉱床、ウクライナの天然硫黄、ウラルの色石など、応用的に重要な地質学的知識の集中的な蓄積で表現されました。

ロシアにおける地質学的知識の一般化の創始者はM.ロモノーソフであり、西ヨーロッパではD.ゲットンとA.G.ロモノーソフでした。ヴェルナー。

M.ロモノーソフは、鉱物学、鉱業、自然現象の物理学、化学の散在する知識を要約し、内力と外力の相互作用による地球の表面の形成に関するアイデアを提案し、地球の地殻の厚さを計算し、説明しました鉱物や岩石の起源。

ヨーロッパのロシアの領土から受け取ったコレクション内の古生物学的遺跡の観察により、現実主義の方法の基礎を築くことが可能になりました（過去のすべての現象は、現在同様の現象が発生するのと同じ方法で発生しました）。」この著作の中で、彼は進化論の基本的な考え方を定め、その後イギリスの科学者チャールズ・ライエルによって発展させられました。偉大な M. ロモノーソフは、その著作によって地質学の教育の基礎を築き、その後、それに基づいて地質科学の体系が成長しました。

学術研究により、慎重な行動の重要な役割が初めて明らかになりました。 フィールド調査。このようにして、地質学的プロセスの根本原因に関する論争は「深成論者」に有利に解決されました。 18 世紀と 19 世紀の変わり目の進化地質学者は、「破局主義者」の考えを拒否することで、歴史的かつ動的地質学の発展のための土壌を準備しました。

ロシアの学者 P.S. パラス、サクソン A.G. ヴェルナー、ドイツの科学者 L. ブッホ、イギリス人の R.I. マーチソンは、1850 年までに大量の資料を収集して分析した結果、科学の出現の前提条件を作成しました。 ジオテクトニクス。「移動可能な」地向斜と「安定した」プラットフォームの理論は、当時、J. Hall、J. Deng、A.P. によって開発されました。カルピンスキーなど。

同時に、物理学、光学、数学の手法が地質学で広く使用されています。

G. ソービーと G. ローゼンブッシュは光学顕微鏡を使用して岩石を研究しました。エスフェドロフは、鉱物の光学特性を測定するための万能テーブルを発明しました。 D. プラットと J. エリーは地球物理データの使用の先駆者です。彼らは理論を開発しました アイソスタシー(1855)、それによると、地球の地殻はほぼどこでも重力平衡状態にあります。

19 世紀後半の地質図作成の成功により、個々の地域、国、大陸の地質学的一般化の前提条件が生まれました。 1875年、地質学者の国際組織である国際地質会議（IGC）が設立され、地質調査の結果がセッションで議論され、地質図、岩石の命名法、層序単位の統一に関する国際協力の原則が策定されました。、など。

ロシアでは、1882 年に地質委員会が設立され、ロシアにおける地質調査を計画および指導しました。この委員会はA.P.が委員長を務めました。カルピンスキー。

I. ムシュケトフの名前は中央アジアの研究に関連付けられています。 VA オブルチェフは中央アジアと東シベリアを研究しました。地球化学と鉱物の体系化の研究における重要な位置は、A.E. のような有名な科学者によって占められています。フェルスマンと V.I. ヴェルナツキー。

I.M. の業績は、石油およびガス地質学の歴史において非常に重要です。ガブキナ。彼らは、北コーカサス、ウラル・ヴォルガ地域、西シベリアの石油とガスの見通しを肯定的に評価した。

1937 年と 1984 年にソ連で開催された国際地質学会議は、ソ連の地質科学の権威が増大していることを証明しています。

ヴィノグラドフ、カイン、ストラホフ、シャツキー、その他の科学者は地質学的研究において重要な役割を果たしました。

コントロールの質問:

1. 地球の発展に関する見解の主な方向性を列挙してください。

2. 地質学者の国際組織である国際地質会議 (IGC) が設立されたのは何年ですか?

3. ロシアに地質委員会が設立されたのは何年ですか?

講義2。 宇宙の構造と起源。

私たちの銀河の構造

講義に対する質問:

1. 宇宙の形成。

2. 宇宙の化学組成。

3. 太陽系の惑星としての地球。

4. 地球の形と大きさ。

5. 地球の構造。地球の表面。

6. 地球の内部構造を研究する方法。

7. 地球の外部および内部の地圏。

8. 地殻の出現。

地質学の研究対象は地球です。それを研究するには、他の惑星、星、銀河についての知識も必要です。それらはすべて、宇宙に出現した瞬間から始まる特定の相互作用にあるからです。したがって、私たちの惑星は宇宙空間の一部分にすぎません。

宇宙の教育

宇宙は約180億年から200億年前に誕生しました。この時まで、その物質はすべて高温と密度の条件下にありましたが、現代の物理学では説明できませんでした。この物質の状態を「特異」といいます。膨張する宇宙、つまり「ビッグバン」の理論は、A.A. によってロシアで最初に生み出されました。フリードマン、1922年。この理論の本質は、特異な状態にある物質が突然膨張することであり、これは一般的には爆発にたとえることができます。英国の物理学者 S. ホーギンズによれば、「ビッグバンの前に何が起こったのか」という絶え間なく提起される疑問は、形而上学的な性質のものです。以前の状態は現在の宇宙にその後の影響を与えませんでした。

宇宙の化学組成

宇宙の化学組成は質量で 3/4 が水素、1/4 がヘリウムです。他のすべての元素は宇宙の組成の 1% を超えません。重元素が宇宙に出現したのはずっと後、熱核反応の結果として星が「点灯」し、超新星爆発の際に星が宇宙空間に放り出されたときです。

宇宙は将来何を期待できるのでしょうか? この質問に対する答えは、宇宙の平均密度を確立することにあります。密度の現代の値は 10 -29 g/cm 3 で、これは 1 cm 3 あたり 10 -5 原子質量単位に相当します。このような密度を想像するには、一辺が 40,000 km の立方体上に 1 g の物質を分布させる必要があります。

平均濃度が同等か若干低い場合 臨界密度, 宇宙は膨張するだけですが、平均密度が臨界密度よりも高ければ、時間の経過とともに宇宙の膨張は止まり、収縮を始めて特異な状態に戻ります。

ビッグバンから約 10 億年後、巨大なガス雲の圧縮の結果、星や銀河が形成され始めました。つまり、数百万の星の塊です。どのような星も、ガスと塵からなる宇宙雲の崩壊の結果として形成されます。構造の中心が圧縮されて非常に高温になると、核反応が「塊」の中心で始まります。水素がヘリウムに変化し、膨大なエネルギーが放出され、その結果として星が輝きます。ヘリウムはその後炭素に変わります。

太陽系の惑星としての地球

地球は宇宙の一部であり、太陽系は 1,000 億のうちの 1 つです。年齢約120億年の恒星銀河の星々。年。地球が属する太陽系の年齢は約60億歳です。年。

太陽系には9つの惑星があります。惑星へ アースタイプ水星、金星、地球、火星が含まれます。 外惑星へ– 木星、土星、天王星、海王星、冥王星。太陽系の半径は59億1,700万km（地球から太陽までは1億4,950万9,000km）です。

地球型惑星は比較的密度が高いですが、サイズと質量は比較的小さいです。水星には大気がありませんが、このタイプの他の惑星には大気があり、火星の大気は地球に近いです。

外惑星は大きさも質量も巨大ですが、密度は比較的低いです。これらの惑星の大気は主にメタンとアンモニアで構成されています。

それで 太陽。その質量はシステムの質量の 99.87% です。惑星の中で最大の木星の質量は、系の質量の 0.1% です。太陽は、表面温度が約 5600 °C のプラズマボール (水素 90%、ヘリウム 10%) です。このシステムのすべての天体は重力によって太陽に接続されているため、互いに影響を及ぼします。太陽の巨大な質量とその放射エネルギーは、地球の内核と岩石の殻の両方における多くの地質学的プロセスに大きな影響を与えます。

地質学的思想の発展の過程における太陽系と地球の起源の問題は、依然として科学者の注目の的でした。ドイツの哲学者の見解によると I.カント星や太陽の形成は重力の影響下で起こりました。 P.ラプラス彼は理論を展開し、希薄化した高温のガス状星雲内の物質粒子の回転運動で理論を豊かにしました。カント・ラプラス仮説によれば、物質の塊が惑星の胚を形成しました。地球が冷えて変形したのと同じように、惑星も徐々に冷えていきました。このかなり進歩的な考えは、後に天文学研究の発展にとって満足のいくものではないことが判明しました。

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