Современная модель вселенной

1. Введение.

2. Современные космологические модели Вселенной.

3. Этапы космической эволюции.

4. Планеты.

5. Кометы.

6. Астероиды.

7. Звёзды.

8. Использованная литратура.

Введение.

Мегамир, или космос, современная наука рассматривает как взаимодействующую и развивающуюся систему всех небесных тел. Мегамир имеет системную организацию в форме планет и планетных систем, возникающих вокруг звезд, звезд и звездных систем — галактик; системы галактик — Метагалактики.

Материя во Вселенной представлена сконденсировавшимися космическими телами и диффузной материей. Диффузная материя существует в виде разобщенных атомов и молекул, а также более плотных образований — гигантских облаков пыли и газа — газово-пылевых туманностей. Значительную долю материи во
Вселенной, наряду с диффузными образованиями, занимает материя в виде излучения. Следовательно, космическое межзвездное пространство никоим образом не пусто.

Современные космологические модели Вселенной.

Как указывалось в предыдущей главе, в классической науке существовала так называемая теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой
Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас. Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации, что было, конечно, очень важно. Но вопрос об эволюции Вселенной не ставился.

Классическая ньютоновская космология явно или неявно принимала следующие постулаты:

— Вселенная — это всесуществующая, «мир в целом». Космология познает мир таким, как он существует сам по себе, безотносительно к условиям познания.

— Пространство и время Вселенной абсолютны, они не зависят от материальных объектов и процессов.

— Пространство и время метрически бесконечны.

— Пространство и время однородны и изотропны.

— Вселенная стационарна, не претерпевает эволюции. Изменяться могут конкретные космические системы, но не мир в целом.

Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой метрика пространства и времени определяется распределением гравитационных масс во Вселенной. Ее свойства как целого обусловлены средней плотностью материи и другими конкретно-физическими факторами. Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь от основного уравнения тяготения, введенного А. Эйнштейном в общей теории относительности.
Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной. Первая модель была разработана самим Л. Эйнштейном в 1917 г. Он отбросил постулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности пространства и времени. В соответствии с космологической моде лью Вселенной
А. Эйнштейна мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием.

Эта модель казалась в то время вполне удовлетворительной,поскольку она согласовывалась со всеми известными фактами. Но новые идеи, выдвинутые А.Эйнштейном, стимулировали дальнейшее исследование, и вскоре подход к проблеме решительно изменился.

В том же 1917 г. голландский астроном В. де Ситтер предложил другую модель, представляющую собой также решение уравнений тяготения. Это решение имело то свойство, что оно существовало бы даже в случае «пустой»
Вселенной, свободной oт материи. Если же в такой Вселенной появлялись массы, то решение переставало быть стационарным: возникало некоторого рода космическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению, по В. де Ситтеру, становилась заметной лишь на очень больших расстояниях.

В 1922 г. российский математик и геофизик Л.А. Фридман о (бросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы.

Решение уравнений А.А. Фридмана, допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, мировое пространство оказывается евклидовым и
Вселенная неограниченно расширяется от первоначального точечного состояния.
Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией
Лобачевского и так же неограниченно расширяется. И, наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной оказывается римановым, расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния. По современным данным, средняя плотность материи во Вселенной меньше критической, так что более вероятной считается модель Лобачевского, т.е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная. Не исключено, что некоторые виды материи, которые имеют большое значение для величины средней плотности, пока остаются неучтенными. В связи с этим делать окончательные выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.

Расширение Вселенной считается научно установленным фактом. Первым к поискам данных о движении спиральных галактик обратился В. де Ситтер.
Обнаружение эффекта Доплера, свидетельствовавшего об удалении галактик, дало толчок дальнейшим теоретическим исследованиям и новым улучшенным измерениям расстояний и скоростей спиральных туманностей.

В 1929 г. американский астроном Э.П. Хаббл обнаружил существование странной зависимости между расстоянием и скоростью галактик: все галактики движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию,— система галактик расширяется.

Но то, что в настоящее время Вселенная расширяется, еще не позволяет однозначно решить вопрос в пользу той или иной модели.

Этапы космической эволюции.

Как бы ни решался вопрос о многообразии космологических моделей, очевидно, что наша Вселенная расширяется, эволюционирует. Время ее эволюции от первоначального состояния оценивается приблизительно в 20 млрд лет.

Возможно, более подходящей является аналогия не с элементарной частицей, а со сверхгеном, обладающим огромным набором потенциальных возможностей, реализующихся в процессе эволюции. В современной науке выдвинут гак называемый антропный принцип в космологии. Суть его заключается в том, что жизнь во Вселенной возможна только при тех значениях универсальных постоянных, физических констант, которые в действительности имеют место. Если значение физических констант имело бы хоть ничтожное отклонение от существующих, то возникновение жизни было бы в принципе невозможно. Это значит, что уже в начальных физических условиях существования Вселенной заложена возможность возникновения жизни.

От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва, заполнившего все пространство. В итоге каждая частица материи устремилась прочь от любой другой.

Всего лишь через одну сотую секунды после взрыва Вселенная имела температуру порядка 100 000 млн град, по Кельвину. При такой температуре
(выше температуры центра самой горячей звезды) молекулы, атомы и даже ядра атомов существовать не могут. Вещество Вселенной пребывало в виде элементарных частиц, среди которых преобладали электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, а также в относительно малом количестве протоны и нейтроны Плотность вещества Вселенной спустя 0,01 с после взрыва была огромной — в 4 000 млн paз больше, чем у воды

В конце первых тpеx минут после взрыва температура вещества Вселенной, непрерывно снижаясь, достигла 1 млрд град. При этой все еще очень высокой температуре начали образовываться ядра атомов, в частности, ядра тяжелого водорода и гелия. Однако вещество Вселенной в конце первых трех минут состояло в основном из фотонов, нейтрино и антинейтрино.

Планеты.

Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были известны в древности. Уран открыт в 1781 г.

В. Гершелем.
В 1846 году открыта восьмая планета – Нептун. В 1930 г. американский астроном К. Томбо нашел на негативах медленно движущийся звездообразный объект, который оказался новой, девятой планетой. Ее назвали Плутоном. Поиски и открытие спутников планет Солнечной системы продолжаются до настоящего времени.
Планеты Меркурий, Венера, Земля и Марс объединены в одну группу планет земного типа. По своим характеристикам они значительно отличаются от Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна, которые образуют группу планет-гигантов.

На дисках Марса, Юпитера и Сатурна заметно множество интересных деталей. Одни из них принадлежат поверхности планет, другие – их атмосфере (облачные образования)

При наблюдении за Марсом в период противостояния можно увидеть полярные шапки, меняющиеся по временам года, светлые материки, темные области (моря) и периодическую облачность.
Видимая поверхность Юпитера представляет собой облачный покров. Наиболее заметны темные красноватые полосы, вытянутые параллельно экватору.
Кольца Сатурна – один из самых красивых объектов, которые можно наблюдать в телескоп. Внешнее кольцо отделено от среднего темным промежутком, называемым щелью Кассини. Среднее кольцо является самым ярким. От внутреннего кольца оно тоже отделено темным промежутком. Внутреннее темное и полупрозрачное кольцо называется креповым. Край его размыт, кольцо постепенно сходит на нет.
Опытные наблюдатели отмечают на диске Венеры наличие туманных пятен, вид которых меняется от дня ко дню. Эти пятна могут быть только деталями облачной структуры. Облака на Венере образуют мощный сплошной слой, полностью скрывающий от нас поверхность планеты.
Уран нельзя наблюдать невооруженным глазом. Он виден только в телескоп и выглядит маленьким зеленоватым диском.
Плутон, наиболее далекая среди известных нам планет Солнечной системы, в телескопе выглядит как звезда.

Блеск его испытывает периодические изменения, видимо, связанные с вращением (период 6,4 суток).

Строение и эволюцию Вселенной изучает наука космология. Современная космология возникла в начале ХХ века с созданием Эйнштейном общей теории относительности, в уравнениях которой были описаны фундаментальные свойства материи, пространства и времени. Однако эта первая релятивистская модель Вселенной описывала тогда статистическую Вселенную. В 1922—1924 гг. советский математик Александр Фридман (1888—1925), основываясь на законах Эйнштейна, высказал гениальную идею о том, что Вселенная не может быть стационарной: из-за наличия сил тяготения, которые главенствуют в космических масштабах, звездные системы не могут находиться на неизменном расстоянии друг от друга, они должны либо удаляться, либо сближаться. Он предложил общие уравнения для описания Вселенной, меняющейся с течением времени.

Теоретические рассуждения Фридтчтана ученые не связывали с реальным миром, пока в 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл (1889—1953) с помощью астрономических наблюдений не подтвердил расширение видимой части Вселенной. Он использовал эффект Доплера, смысл которого заключается в том, что линии в спектре движущегося источника смещаются на величину, пропорциональную скорости его удаления или приближения, по этому скорость Галактик можно вычислить по изменению положения ее спектральных линий. Несколько раньше американский астроном Весто Слайфер определил, что у большинства Галактик, которые он исследовал, спектральные линии смещены в красную сторону. Это означало, что они удаляются от нашей Галактики.

Хаббл по красному смещению спектральных линий определил рас стояние (т) до некоторых Галактик и установил, что Галактики удаляются друг от друга, и чем дальше находятся Галактики, тем с большей скоростью они удаляются (Закон Хаббла). Своими работами Хаббл не только подтвердил вывод Фридмана о нестационарной Вселенной, но и доказал, что происходит расширение Вселенной. Следовательно, Вселенная нестационарная и расширяется.

Модели Фридмана послужили основой всего последующего раз вития космологии, поскольку по своей сути они описывают механическую картину движения огромных масс Вселенной с неизменным в среднем движением в ней миров, то есть отражают эволюционный характер развития Вселенной, утверждая то, что в далеком прошлом Вселенная была не такой, как сегодня. Расстояние между нашей и другими Галактиками непрерывно увеличивается. Однако Галактики не разлетаются в разные стороны от нашей Галактики, она не является центром расширения, а происходит взаимное удаление всех Галактик. Это удаление часто сравнивают с удалением друг от друга нарисованных картинок на надуваемом шарике.

Согласно общей теории относительности, наиболее общепринятой в космологии является модель однородной, изотропной, нестационарной, горячей, расширяющейся Вселенной. Эта модель говорит о том, что свойства Вселенной одинаковы во всех ее точках: однородность характеризует распределение в среднем вещества во Вселенной, а изотропность указывает на то, что во Вселенной не существует каких-либо выделенных точек и направлений. Это означает, что у нашей Вселенной нет пространственного центра, то есть все ее свойства эквивалентны. Кривизна пространства- времени Вселенной связана с плотностью масс, и гравитационное поле описывается уравнением Эйнштейна. Это релятивистская космологическая модель Вселенной.

В зависимости от кривизны пространства различают открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна нулю, и замкнутую модель с положительной кривизной. В замкнутых моделях Вселенная оказывается конечной, но столь же неограниченной, так как, двигаясь по ней, нельзя достичь какой-либо границы.

Итак, в современном понимании Вселенная — это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Часть Вселенной, охваченная астрономическими наблюдениями, называется Метагалактикой, или нашей Вселенной. В состав Метагалактики входят каша Галактика, которую мы видим в виде Млечного Пути, и другие Галактики, например ближайшие к нам Туманность Андромеды и Магеллановы Облака, т. е. Метагалактика — это более высокая структурная организация, чем Галактика. Раз меры Метагалактики очень велики: радиус космологического горизонта составляет 15—20 млрд. световых лет.

Стандартная космологическая модель

Современная теория сотворения мира возникла примерно через пятнадцать лет после создания Эйнштейном общей теории относительности.

Хотя сам Эйнштейн отказался посмотреть правде в глаза и признать, что из его теории следует невозможность существования вечной и статической Вселенной, за него это сделал Александр Фридман. Как обсуждалось в главе 3, Фридман нашел так называемое решение Большого взрыва для уравнений Эйнштейна, т. е. решение, в котором Вселенная развивается из начального состояния бесконечного сжатия и в настоящий момент находится в стадии расширения после этого исходного взрыва. Эйнштейн был так уверен в невозможности подобных меняющихся во времени решений его уравнений, что даже опубликовал короткую статью о якобы найденной им грубой ошибке в работе Фридмана. Однако примерно через восемь месяцев Фридману все же удалось убедить Эйнштейна в том, что в действительности никакой ошибки не было; Эйнштейн публично, но кратко, снял свои возражения. Очевидно, однако, что Эйнштейн не считал результаты Фридмана имеющими какое-либо отношение к нашей Вселенной. Однако пять лет спустя кропотливые наблюдения Хаббла за несколькими десятками галактик, проводившиеся с помощью стодюймового телескопа в обсерватории Маунт Вильсон, показали, что Вселенная действительно расширяется. Работа Фридмана, переписанная в более систематическом и удобном виде Говардом Робертсоном и Артуром Уокером, до сих пор является основой современной космологии.

Подробнее современная теория космической эволюции выглядит так. Около 15 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва, разметавшего в стороны все пространство и материю. (Можно не искать точку, в которой произошел Большой взрыв: она там, где вы находитесь сейчас, и где находятся все остальные — изначально все различаемые нами отдельные точки пространства находились в одном месте.) Вычисления температуры, которая была у Вселенной лишь спустя 10-43 с после Большого взрыва (так называемое планковское время), приводят к значению порядка 1032 К, что примерно в 1025 раз выше температуры в недрах Солнца. С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась, и в ходе этого процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления. Через 10-5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась (примерно до 1013 К, что в миллион раз больше температуры внутри Солнца) для того, чтобы из групп трех кварков стало возможно образование протонов и нейтронов. Примерно через сотую долю секунды условия стали такими, что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых легких элементов периодической таблицы. В течение следующих трех минут, пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 109 К, основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия («тяжелого» водорода) и лития. Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза.

Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий, кроме дальнейшего расширения и охлаждения. Но в конце этого этапа, когда температура упала до нескольких тысяч градусов, летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скорости, позволяющей атомным ядрам (в основном, ядрам водорода и гелия) захватывать их, образуя электрически нейтральные атомы. Это явилось поворотным моментом: начиная с него Вселенная, в общем и целом, становится прозрачной. До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц, одни из которых (например, ядра) несли положительный заряд, а другие (например, электроны) — отрицательный. Фотоны, взаимодействующие лишь с заряженными частицами, испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко, не будучи отклоненными или поглощенными этими частицами. Из-за таких препятствий свободному движению фотонов, Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной, подобной густому утреннему туману или снежной буре. Но когда отрицательно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряженных ядер и образовались электрически нейтральные атомы, препятствия исчезли и густой туман рассеялся. С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешествовать по Вселенной, и постепенно она полностью стала доступной взору.

Примерно миллиард лет спустя, когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала, из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали формироваться галактики, звезды, а затем и планеты. Сегодня, через 15 миллиардов лет после Большого взрыва, мы можем восхищаться как величием космоса, так и нашей способностью построить разумную и экспериментально проверяемую теорию происхождения космоса.

Но до какой степени можно действительно доверять теории Большого взрыва?

Ньютоновская и эйнштейновская космологические модели Вселенной

С появлением науки в ее современном понимании на смену мифологическим и религиозным воззрениям приходят научные представления о происхождении Вселенной. Вселенная – от толкования как места вселения человека, благодаря ее доступности эмпирическому наблюдению и размышлению о ней в настоящее время изучается наукой, называемой космологией или наукой о космосе. Космология нацелена на открытие упорядоченности нашего мира, т.е. законов его функционирования как единого упорядоченного целого.

Выводы космологии называются моделями происхождения и развития Вселенной. Если наука (естествознание имеет дело только с тем, что эмпирически проверяемо современными научными методами) формулирует универсальные законы на основе экспериментальных данных, то Вселенная в этом смысле уникальна, так как к ней методологические правила науки остаются неприемлемыми. Все заключения о происхождении и развитии Вселенной не являются законами, а лишь космологическими моделями, т.е. возможными вариантами объяснения.

Первым ученым, который обнаружил силы космической значимости, был И. Ньютон, первооткрыватель закона всемирного тяготения. По Ньютону, если предположить, что космическое вещество первоначально было равномерно распределено по всему бесконечному космическому пространству, то различные его части сгущались бы, образуя Солнце и, как он считал, неподвижные звезды, а также планеты; светимость же звезд он объяснял ссылкой на Творца .

Воззрения Ньютона относятся к 1692 г. Позднее они неоднократно воспроизводились философом И. Кантом и математиком П. Лапласом, но все ограничивалось пронаучными, сугубо гипотетическими рассуждениями.

В классической ньютоновской космологической модели Вселенной вопрос об ее эволюции не ставился. Вселенная представлялась всесуществующей и бесконечной в абсолютном пространстве и времени. В такой Вселенной изменяться могут только конкретные космические системы, но не «мир в целом». Вплоть до начала ХХ в. сохранялись убеждения о неизменности мира, и именно эти убеждения, имеющие столь почтенную историю, сыграли решающую роль,

Когда в 1916 году А. Эйнштейн попытался применить созданную им общую теорию относительности к описанию Метагалактики, точнее, к объяснению ее неизменности (он сам не сразу понял, что это приговор бесконечной Вселенной). Все современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой пространство и время определяются распределением гравитационных масс во Вселенной из этого следует так называемая «кривизна пространства» и связь кривизны с плотностью массы (энергии). Свойства Вселенной как целого (ее прошлое, настоящее, будущее) ставятся наукой в зависимость от средней плотности материи в ней. Математическая теория тяготения Эйнштейна предлагает несколько решений «устройства» Вселенной, т.е. обуславливает наличие многих космологических моделей Вселенной.

Первая из них была разработана самим А. Эйнштейном в 1917 г.

Он разделял убеждение Ньютона, что звезды по отношению друг к другу находятся в стационарном положении. Но объяснить такое положение звезд одними силами тяготения затруднительно. Поскольку непосредственно из уравнений Эйнштейна неизменности Meтагалактики не следовало, он добавил к своим уравнениям так называемый А ­ член, в математической форме отражающий существование гипотетических сил, препятствующих силам тяготения, и в 1917г. построил стационарную модель метагалактики. Прием, использованный Эйнштейном, в науке называется ad hoc (ад хок), что в переводе с латинского означает «для данного случая». Эйнштейн использовал данный прием за неимением лучшего.

В такой модели Вселенной локальные искривления пространства-времени гравитирующими массами приводят к глобальному искривлению, делающему Вселенную замкнутой по пространственным координатам. В этой цилиндрической модели Эйнштейна временная координата не искривляется (время равномерно течет от прошлого к будущему). Впоследствии цилиндрическая модель была усовершенствована голландским астрофизиком Виллем де Ситтером, предположившим на основании наблюдаемого красного смещения, что время в удаленных частях Вселенной течет замедленно (искривление по временной координате) — модель замкнутой гиперсферы. Обе эти стационарные модели Вселенной имеют два недостатка: необходимость предположить существование дополнительных взаимодействий, препятствующих сжатию Вселенной под действием гравитирующих масс, и проблема “утилизации” света, испущенного звездами в предшествующие моменты времени в замкнутое пространство.

В эйнштейновской модели Вселенной материя распределена в среднем равномерно, а гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно. Вселенная в целом стационарна, бесконечна во времени и безгранична в пространстве.

Однако с давних пор как в философии, так и в естествознании известно утверждение о том, что нецелесообразно умножение сущностей сверх необходимо, и вскоре А ­член, введенный Эйнштейном без каких-либо физических предпосылок, кроме более чем тысячилетнеro убеждения мирового сообщества о неизменности Метагалактики, стал рассматриваться как такая «лишняя сущность». Поэтому ему пришлось отказаться от него.

Дата добавления: 2017-06-02; просмотров: 179;

Космологические модели Вселенной

Вселенная – весь материальный мир в целом.

Астрономическая вселенная (космос) – Метагалактика (доступная наблюдениям часть Вселенной).

Космология – физическое учение о Вселенной как целом.

Космогония – раздел астрономии о происхождении и развитии объектов космоса.

В древности, по-видимому, преобладали именно космологические представления о мире, т.к. какие-либо теории его происхождения были либо чисто философскими, либо мифологическими. Например, космогония древних греков была, по существу, иллюстрацией истории их богов и героев. Гесиод (VIII-VII вв. до н.э.) в поэме «Теогония» рассказывает о том, что мир произошел из четырех первоначал: Хаоса, Геи, Эрота и Тартара. Эти мифические первоначала возникли сами по себе.

Хаос – первичное бесформенное состояние мира, от которого происходят Эреб (Мрак) и Ночь.

Гея (Земля) породила Урана (Небо), затем от них рождаются титаны, и, наконец, главный бог Олимпа – Зевс.

Эрот (Любовь) – представляет собой мировую силу, действующую как на богов, так и на людей.

Тартар – своего рода подземное царство для богов, туманное и ужасное.

Известная в то время часть Вселенной ограничивалась телами Солнечной системы, причем, в космологических теориях присутствовали все основные концепции последующих веков.

Например, Аристарх Самосский (IV-III вв. до н.э.) был сторонником гелиоцентризма, а Демокрит (V-IV вв. до н.э.) высказывал идею множественности миров во Вселенной.

В I-II вв. н.э. утвердилась геоцентрическая система Птолемея. В последующие века она неоднократно подправлялась и усложнялась, пока не сменилась гелиоцентрической системой Коперника (XVI в.).

Коперник сохранил античные идеи кругового движения планет и сферы неподвижных звезд как границы Вселенной, но использовал результаты астрономических измерений относительных расстояний планет от Солнца и расширил радиус сферы звезд.

В дальнейшем в систему Коперника проникли идеи множественности звездных систем и бесконечности Вселенной, высказанные Бруно, Диггсом и др. Наблюдения ближайших планет обнаружили их сходство с Землей и подтвердили статус Земли как рядовой планеты.

Наконец, механика Ньютона (XVII в.) дала математическое описание классической модели Вселенной. Основные черты этой модели:

1) Вселенная бесконечна в пространстве и времени, понимаемых в абсолютном смысле (по Ньютону).

2) Движение и развитие небесных тел подчиняются закону всемирного тяготения.

3) Количество тел во Вселенной бесконечно.

4) Одни из них исчезают, другие возникают, сохраняя в целом неизменность Вселенной.

Космология XVIII-XIX вв. пыталась получить фактические подтверждения классической модели и предсказать будущее Вселенной. Необъяснимыми казались только некоторые теоретические выводы, названные космологическими парадоксами.

Фотометрический парадокс (Шезó-Óльберс):

если число звезд во Вселенной бесконечно, то они должны давать огромную яркость звездного неба.

Действительно, если звезды распределены в пространстве равномерно, то небо должно иметь везде одинаковую яркость, превосходящую яркость Солнца; а если они сосредоточены на отдельных направлениях, то должны быть видны яркие пятна на небе в этих направлениях.

Гравитационный парадокс (Зéелигер):

если число небесных тел бесконечно, то сила притяжения к ним любого данного тела должна быть бесконечно большой.

Термодинамический парадокс вытекал из вывода Клаузиуса о «тепловой смерти» Вселенной:

если Вселенная существует вечно, то в ней давно должны прекратиться все процессы и наступить состояние термодинамического равновесия.

Космологические модели XX века основаны на решении уравнений общей теории относительности (ОТО), созданной Эйнштейном в 1916 году. Согласно ОТО, свойства пространства определяются распределением в нем гравитационных масс.

Модель Эйнштейна (1917 г.) предполагает, что:

1) Вселенная существует вечно,

2) а пространство ее конечно по объему, но не имеет границ (подобно тому, как не имеет границ поверхность шара, хотя он и имеет конечный объем),

3) такое пространство должно быть четырехмерным и описываться специальной геометрией.

Развивая идеи Эйнштейна, Фридман в 1922 году показал, что Вселенная в его модели не может быть неизменной, а должна либо сжиматься, либо расширяться с течением времени. В настоящее время считается, что Вселенная расширяется.

Модель расширяющейся Вселенной подтверждается в основном наблюдениями спектров излучения далеких галактик.

Еще Хаббл в 1929 году открыл, что:

1) галактики распределены в пространстве равномерно, образуя ячеистую структуру, что согласуется с исходным предположением Фридмана;

2) существует закон , где u – скорость удаления галактики, r – расстояние до нее, Н – постоянная Хаббла.

Модель расширяющейся Вселенной разрешает фотометрический и гравитационный парадоксы. Число объектов в видимой части Вселенной конечно, и мы воспринимаем лишь их, по существу, испытываем лишь их влияние, объектов ближайшего к нам космоса; точно так же, как на поверхности Земли мы ограничены линией горизонта и воспринимаем непосредственно лишь ближайшие к нам объекты.

В этой модели эволюция Вселенной зависит от значения средней плотности вещества в ней, а также от скорости удаления галактик. Обе эти величины пока не имеют надежно измеренных значений, и поэтому теоретически возможно как расширение Вселенной, так и ее сжатие, а также чередование этих процессов.

Закон Хаббла установлен в предположении о том, что смещение спектральных линий излучения галактик в область низких частот обусловлено их удалением. Вполне возможно, однако, что этот эффект красного смещения вызван гравитационным воздействием массивных объектов (ядер галактик или квазаров) на электромагнитные волны в процессе их распространения от своих источников к Земле.

Наконец, неясен и механизм расширения Вселенной.

Несмотря на перечисленные трудности и слабые места, модель расширяющейся Вселенной является общепризнанной современной космологической моделью.

Эволюция Вселенной

Телескопические наблюдения Галилея в начале XVII века подтвердили идею Демокрита о том, что Млечный Путь представляет собой множество звезд. Большинство из них выглядели светящимися точками, но некоторые оказались светящимися туманными пятнами. К 1700 году было известно около 10 таких туманностей, а в каталоге Мессье-Мешена их уже 103.

Галилей посчитал туманности следствием нерезкости изображения. Наблюдения XVIII-XIX вв. показали, что одни туманности являются звездными скоплениями, а другие не имеют видимой звездной структуры. Поэтому появились идеи о том, что эти последние значительно удалены от нас по сравнению с видимыми звездами и, вероятно, являются самостоятельными звездными системами. Позднее их стали называть Галактиками.

Райт представлял Вселенную в виде совокупности Млечных путей сферической или круговой формы, подобных нашему.

Кант выдвинул гипотезу о спиральном характере Млечного Пути, подобном туманности Андромеды.

Гершель как астроном, располагавший крупнейшими телескопами, имел в распоряжении данные наблюдений двух тысяч туманностей. Он также считал, что мы находимся в отдельной звездной системе, за пределами которой существуют и другие. Разнообразие туманностей привело его к выводу, что одни звездные системы разрушаются, а другие возникают, поддерживая постоянство Вселенной.

Причины этих превращений Гершель видел только в действии гравитационных сил между частицами вещества. Природа туманностей оставалась неизвестной.

Таким образом, космогония Нового времени XVII-XIX вв. в конечном итоге сводилась к классической эволюции небес Ньютона. Ньютон теоретически распространил закон всемирного тяготения на всю Вселенную. Поскольку Вселенная в классической модели считалась бесконечной, то вещество должно было сгущаться в бесконечное количество массивных объектов, образуя звездные системы.

В ХХ веке эта идея получила дальнейшее развитие в теории гравитационной неустойчивости Вселенной Джинса.

Если принять современные представления о расширении Вселенной, то неизбежен вывод о том, что в прошлом она была собрана в точку. Это начальное состояние, называемое сингулярностью, характеризуется бесконечно большой плотностью и близким к нулю размером Вселенной.

Очевидно, что понятия пространства и времени при этом теряют смысл, и применимость ОТО для таких малых масштабов тоже становится сомнительной. С другой стороны, согласно принципу неопределенности Гейзенберга, вещество невозможно стянуть в точку и плотность сингулярности, оцениваемая по современной массе Вселенной, равна ~1094 кг/м3 при радиусе 10-14 м. Наконец, существует трактовка сингулярности как особого состояния вакуума. Вакуум – это пространство, в котором нет частиц вещества, а есть только колебания полей с определенной энергией, способные в дальнейшем породить частицы.

По-видимому, существующие физические теории к состоянию сингулярности неприменимы, и правильнее всего назвать его состоянием хаоса, в смысле отсутствия привычного нам порядка вещей. Вполне естественно, что для Фридмана это начальное состояние Вселенной было всего лишь понятием, логическим пределом.

Леметр (1927) выдвинул идею Большого взрыва как скачкообразного перехода к расширению Вселенной. Эта же идея содержалась в концепции горячей Вселенной Гамова. Гамов предположил, что на раннем этапе эволюции Вселенная должна была иметь высокую температуру, при которой возможны ядерные превращения легких элементов в более тяжелые.

В современном варианте теория Большого взрыва выглядит так.

1) Справедливы следующие зависимости:

, где Т – температура (К), t – время с начала расширения после Большого взрыва (с);

, где ρ – плотность (кг/м3).

2) Общее время эволюции Вселенной 15-20 млрд. лет.

3) Так как элементарные частицы экспериментально изучены до энергий частиц
10-8 Дж и температур 1015 К, то физические представления возможны лишь начиная с момента времени 10-10 c после Большого взрыва. На этом этапе существовали лишь лептоны и антилептоны, фотоны, кварки и антикварки.

4) По прошествии 10-6 с после Большого взрыва температура снизилась до 1013 К и началось образование адронов и антиадронов из кварков и антикварков.

5) Примерно через 1 с после Большого взрыва произошла аннигиляция частиц и античастиц с испусканием фотонов. Так как число частиц было больше числа античастиц, то античастиц практически не осталось. Поэтому современная Вселенная состоит преимущественно из вещества, а не из антивещества.

6) Когда после Большого взрыва прошло уже 100 с, температура упала до 109 К и стал возможен синтез ядер Н+, Не+, Li+ из адронов.

7) По истечении 105-106 лет после Большого взрыва температура составляла тысячи градусов. На этом этапе шло образование нейтральных атомов Н, Не из атомных ядер и лептонов.

8) Наконец, примерно через миллиард лет после Большого взрыва началось формирование структур мегамира – галактик и звезд – вследствие сгущения неоднородностей вещества под действием гравитационных сил.

Теория Большого взрыва в настоящее время является общепризнанной, так как ее подтверждают следующие экспериментальные факты:

1) пространственная однородность Вселенной (ячеистая структура);

2) удаление (взаимное) Галактик;

3) преобладание во Вселенной легких химических элементов (Н, Не, Li);

4) реликтовое электромагнитное излучение (его температура 3 К, а длина волны 10-3-10-2 м), состоящее из фотонов, предположительно образовавшихся в результате аннигиляции частиц и античастиц.

Добавить комментарий

Закрыть меню