Как рассматривает вселенную современная космология как стационарную

Современные космологические модели Вселенной

КСЕ. СЕМИНАР № 5

Тема: «МЕГАМИР: СОВРЕМЕННЫЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ И КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ КОНЦЕПЦИИ»

ВОПРОСЫ ДЛЯ ОБСУЖДЕНИЯ НА СЕМИНАРЕ:

Вопрос 1. Понятие мегамир (космос) в современной науке. Соотношение понятий «Вселенная» и «Мегамир».

Вопрос 2. Современные космологические модели вселенной.

Ответ на вопрос предполагает раскрытие следующих моментов:

— В чем суть теории стационарного состояния вселенной? Когда она сложилась? Каковы ее основные постулаты? Каковы ее парадоксы?

— В чем суть модели эволюционирующей вселенной?

— Какова вселенная в космологической модели Эйнштейна?

— Какова вселенная в модели В. Де Ситтера?

— В чем вклад в развитие представлений о вселенной Фридмана?

— В чем вклад в развитие представлений о вселенной Ж. Леметра?

— В чем вклад в развитие представлений о вселенной Хаббла?

Вопрос 3. Проблема происхождения и эволюции вселенной.

Ответ на вопрос предполагает раскрытие следующих моментов:

— В чем суть гипотезы Большого Взрыва? Какие основные этапы проходит вселенная согласно этой концепции?

— Как описывается эволюция вселенной в инфляционной модели? Каковы основные этапы проходит вселенная согласно этой концепции?

— В чем разница этих двух моделей?

Вопрос 4. Структура Вселенной.

Ответ на вопрос предполагает раскрытие следующих моментов:

— Понятие метагалактики. Характеристика Метагалактики.

— Понятие галактики. Типы галактик.

— Понятие звезды. Возраст звезд. Рождение звезд.

— Понятие солнечной системы. Структура солнечной системы. Гипотезы возникновения солнечной системы. Современные представления о возникновении солнечной системы.

ПИСЬМЕННОЕ ДОМАШНЕЕ ЗАДАНИЕ:

Задание 1.

Дайте письменный ответ на следующие вопросы:

A. В чем суть гипотезы Большого Взрыва? Какие основные этапы проходит вселенная согласно этой концепции?

B. Как описывается эволюция вселенной в инфляционной модели? Каковы основные этапы проходит вселенная согласно этой концепции?

C. В чем разница и сходство этих двух моделей?

Задание 2.

Приведите в соответствие правую и левую колонки таблицы:

МАТЕРИАЛ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ

(материал составлен на основе учебника «Концепции современного естествознания» под редакцией В.Н. Лавриненко)

Тема: МЕГАМИР: СОВРЕМЕННЫЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ И КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ КОНЦЕПЦИИ

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 и звездных систем — галактик.

Все существующие галактики входят в систему самого высокого порядка — Метагалактику. Размеры Метагалактики очень велики: радиус космологического горизонта составляет 15—20 млрд световых лет.

Понятия «Вселенная» и «Метагалактика» — очень близкие понятия: они характеризуют один и тот же объект, но в разных аспектах. Понятие «Вселенная» обозначает весь существующий материальный мир; понятие «Метагалактика» — тот же мир, но с точки зрения его структуры — как упорядоченную систему галактик.

Строение и эволюция Вселенной изучаются космологией. Космология как раздел естествознания находится на своеобразном стыке науки, религии и философии. В основе космологических моделей Вселенной лежат определенные мировоззренческие предпосылки, а сами эти модели имеют большое мировоззренческое значение.

Современные космологические модели Вселенной

В классической науке существовала так называемая теория стационарного состояния Вселенной,согласно которой Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас. Наука XIX в. рассматривала атомы как вечные простейшие элементы материи. Источник энергии звезд был неизвес-тен, поэтому нельзя было судить об их времени жизни. Когда они погаснут, Вселенная станет темной, но по-прежнему будет стационарной. Холодные звезды продолжали бы хаотическое и вечное блуждание в пространстве, а планеты порождали бы свой неизменный бег по рискованным орбитам. 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 все существующее, «мир в целом». Космология познает мир таким, каким 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.

В ньютоновской космологии возникали два парадокса, связанные с постулатом бесконечности Вселенной.

Первый парадокс получил название, гравитационного. Суть его заключается в том, что если Вселенная бесконечна и в ней существует бесконечное количество небесных тел, то сила тяготения будет бесконечно большая, и Вселенная должна сколлапсировать, а не существовать вечно.

Второй парадокс называется фотометрическим: если существует бесконечное количество небесных тел, то должна быть бесконечная светимость неба, что не наблюдается.

Эти парадоксы, не разрешимые в рамках ньютоновской космологии, разрешает современная космология, в границах которой было введено представление об эволюционирующей Вселенной.

Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь от основного уравнения тяготения, введенного А. Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО).

Основное уравнение ОТО связывает геометрию пространства (точнее, метрический тензор) с плотностью и распределением материи в пространстве.

Впервые в науке Вселенная предстала как физический объект. В теории фигурируют ее параметры: масса, плотность, размер, температура.

Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной. Первая модель была разработана А. Эйнштейном в 1917 г. Он отбросил постулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности пространства. В соответствии с космологической моделью Вселенной А. Эйнштейна мировое пространство однородно и изотроцно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Модель А. Эйнштейна носит стационарный характер, поскольку метрика пространства рассматривается как независимая от времени. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.

Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична в пространстве.

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 от 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. Тенденция к расширению, по В. де Ситтеру, становилась заметной лишь на очень больших расстояниях.

В 1922 г. русский математик и геофизик А.А. Фридман отбросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и получил решение уравнений Эйнштейна, описывающее Вселенную с «расширяющимся» пространством.

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 Лоба-чевского и также 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.

Поскольку средняя плотность вещества во Вселенной неизвестна, то сегодня мы не знаем, в каком из этих пространств Вселенной мы живем.

В 1927 г. бельгийский аббат и ученый Ж. Лвметр связал «расширение» пространства с данными астрономических наблюдений. Леметр ввел понятие «начало Вселенной» как сингулярности (т.е. сверхплотного состояния) и рождения Вселенной как Большого взрыва.

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.

Расширение Вселенной долгое время считалось научно установленным фактом, однако однозначно решить вопрос в пользу той или иной модели в настоящее время не представляется возможным.

Источник

Современные космологические модели Вселенной

В классической науке существовала теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой, как сейчас. Астрономия была статичной: изучалось движение планет и комет, описывались звезды, создавалась их классификация. Вопрос об эволюции Вселенной не ставился.

Классическая ньютоновская космология основывалась на следующих постулатах:

— пространство и время Вселенной абсолютны, они не зависят от материальных объектов 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 свойства пространства и времени определяются распределением гравитационных масс во Вселенной.

Современная космология строит модели Вселенной, базируясь на основном уравнении тяготения, выведенном 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 А.Эйнштейном в 1917 г. В соответствии с этой моделью Вселенной мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Модель Эйнштейна носит стационарный характер, свойства пространства рассматриваются независимо от времени. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. она не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.

Вселенная в модели Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична в пространстве, но имеет конечные размеры. Эта модель в то время согласовывалась со всеми известными фактами. Вселенная Эйнштейна пространственно конечна: она имеет конечные размеры, но не имеет границ. В этой модели пространственный объем Вселенной конечен, но границ у него нет. Пространство Вселенной не распространено бесконечно во все стороны, а замыкается само на себя. Как и на поверхности сферы в нем можно совершать «кругосветные» путешествия: послав в каком-либо направлении сигнал, через некоторое время можно обнаружить, что он вернулся с противоположной стороны.

Сочетание безграничности, и в тоже время конечности, можно проиллюстрировать на примере шара. Для двумерного существа, могущего перемещаться только по поверхности шара, у него нет границ, в тоже время размер поверхности шара конечен. Размеры шара могут увеличиваться, уменьшаться, пульсировать, оставаясь при этом конечными.

В настоящее время считается достоверным наблюдательным фактом изотропность и однородность Вселенной. При этом отвлекаются от мелкомасштабной (по сравнению со всей наблюдаемой Вселенной) неоднородностью, которая проявляется в существовании галактик и их скоплений. Однородность и изотропность Вселенной следует понимать в больших масштабах. Хаббл обнаружил, что число галактик увеличивается пропорционально расстоянию до них, то есть, несмотря на локальные неоднородности в самой галактике, межгалактическое пространство со всеми звездными скоплениями и галактиками образует близкую к однородному состоянию структуру Вселенной.

Ни в одном направлении не обнаружено явных отклонений от однородности в больших масштабах. Эта высокая однородность не исключает структурированности в виде скоплений галактик. Другими словами, Вселенная однородна в больших масштабах и неоднородна в малых. Решающим аргументом в пользу однородности и изотропности Вселенной является изотропия реликтового излучения горячей Вселенной, наблюдаемого на Земле в настоящее время. Изотропия излучения свидетельствует об одинаковости условий в различных направлениях от нас.

В 1917 г. голландский астроном де Ситтер предложил другую модель, являюшуюся решением уравнения тяготения. Решение перестало быть стационарным, возникло некоторого рода космологическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению становилась заметной лишь на больших расстояниях.

Современная космология представляет собой обширную, быстро развивающуюся область знания. Теоретической основой ее явились космологические модели советского математика А.Фридмана, а наблюдательной основой

– открытие американским астрономом Хабблом красного смещения в спектрах галактик.

В 1922 г. математик и геофизик А.А.Фридман отбросил постулат о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы. Фридман доказал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, а должна периодически расширяться или сжиматься.

Существуют несколько решений уравнения тяготения Эйнштейна, для которых характерна эволюция Вселенной. Общим для этих решений является представление об изотропности и однородности Вселенной с течением времени. Это утверждение называют космологическим постулатом.

Решение уравнений А.Фридмана допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине (10 -29 г/см 3 ), то мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная в этом случае неограниченно расширяется из первоначального точечного состояния. (Геометрия Евклида – это геометрия на плоскости. Кривизна пространства в ней равна нулю. Сумма углов в треугольнике равна 180 градусам. Через точку можно провести только одну прямую, параллельную данной прямой). Такая модель Вселенной получила название модели Эйнштейна – де Ситтера. Вселенная в этой модели является открытой и бесконечной.

Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и Вселенная так же неограниченно расширяется. (Геометрия Лобачевского — геометрия на псевдосфере. Кривизна пространства в ней отрицательна. Сумма углов в треугольнике меньше 180 градусов. Через точку можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной). Эту модель Вселенной иногда называют моделью Фридмана – Леметера. Вселенная в этой модели открытая и бесконечная.

Если плотность больше критической, то пространство обладает геометрией Римана. (Геометрия Римана – это геометрия на сфере. Кривизна пространства в ней положительна. Сумма углов в треугольнике больше 180 градусов. Через точку нельзя провести ни одной прямой, параллельной данной). Вселенная в этой модели была когда-то сверхплотной и занимала малый объем. Затем она стала расширяться, расширение на некотором этапе сменится сжатием, которое будет продолжаться вплоть до первоначального точечного состояния. Такая Вселенная называется пульсирующей, ее объем ограничен. Вселенная в этой модели является закрытой и конечной.

Леметером предложено решение, в котором пространство обладает геометрией Римана. Вселенная в этой модели расширяется вечно, но имеется квазистатическая фаза. Вселенная в модели Леметера является конечной и закрытой.

Таким образом, в зависимости от кривизны пространства различают:

— открытые модели Вселенной, в которых кривизна пространства отрицательна или равна нулю;

— закрытые модели с положительной кривизной.

До недавнего времени считалось, что средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, так что более вероятной представлялась модель Фридмана – Леметера с геометрией Лобачевского, т.е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная с отрицательной кривизной. Недавно получены данные, что пространство обладает геометрией Евклида. Но и в этом случае модель Вселенной получается открытой, в ней Вселенная расширяется вечно.

Расширение Вселенной считается научно установленным фактом. При изучении далеких галактик был обнаружен эффект красного смещения спектральных линий, являющийся следствием эффекта Допплера, вызванного тем, что галактики удаляются от нас. В 1929г. американский астроном Э.Хаббл обнаружил, что все галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них: U=Hr, где Н=4х10 17 с -1 – постоянная Хаббла, r – расстояние до галактики.

Таким образом, в настоящее время наблюдается расширение Вселенной. Дальнейшая эволюция Вселенной зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если средняя плотность окажется больше критической, то через 30 млрд. лет расширение Вселенной прекратится и сменится сжатием. В общей теории относительности критическая плотность определяется величиной 10 -29 г/см 3 , а средняя плотность вещества во Вселенной по современным представлениям оценивается в 3х10 -31 г/cм 3 , т.е. в 30 с лишним раз меньше. Этот вывод противоречит установленному факту евклидовости геометрии нашей Вселенной. Но определение плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Вселенной могут присутствовать еще необнаруженные виды материи (темная материя, темная энергия).

По мнению ученых, наблюдениям доступно лишь 7% имеющегося во Вселенной вещества. Около 16% вещества — это виды материи, существование которых достоверно доказано, но они пока не исследованы. Возможно, это масса нейтрино или неизвестных науке частиц или галактик. Остальное – это «темная» материя и «темная» энергия, еще неизвестные науке. По некоторым данным «темная» энергия может составлять до 70% всей материи.

Плотность, геометрическая структура и будущее Вселенной связаны между собой. Поэтому делать выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.

Источник