Модель эволюционной вселенной обосновал

Космологические модели эволюции Вселенной

Космология — раздел современной астрономии, изучающий происхожде­ние, свойства и эволюцию Вселенной как единого целого. Физическая кос­мология занимается наблюдениями, которые дают информацию о Вселенной в целом, а теоретическая космология — разработкой моделей, которые долж­ны описывать наблюдаемые свойства Вселенной в математических терминах. Космология в самом широком смысле охватывает физику, астрономию, фи­лософию и теологию. Действительно, она стремится представить картину мира, объясняющую, почему Вселенная имеет именно те свойства, которые она имеет. Уже греческая космология стремилась построить математическую модель движения планет. Современная космология целиком базируется на законах физики и математических конструкциях.

Только в XX веке было выработано понимание Вселенной как единого целого. Первый важный шаг был сделан в 1920-х годах, когда ученые при­шли к выводу, что наша Галактика — одна из многих галактик, а Солнце — од­на из миллионов звезд Млечного Пути. Последующее изучение галактик по­казало, что они удаляются от Млечного Пути, причем чем дальше они нахо­дятся, тем больше скорость их удаления. Ученые осознали, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Разбегание галактик происходит в соответствии с законом Хаббла, согласно которому красное смещение галактики пропор­ционально расстоянию до нее. Постоянная пропорциональности, называемая постоянной Хаббла, имеет значение в пределах 60-80 км/с на один Мегапар-сек (1 пк — 3,26 световых года) с погрешностью 20%. Согласно закону Хабб­ла, скорости разбегания удаленных галактик прямо пропорциональны их рас­стояниям от нас — наблюдателей. Темнота ночного неба обусловлена расши­рением Вселенной. Объяснение этого факта является очень важным космоло­гическим наблюдением. Появление в 1950-х годах радиоастрономии позво­лило установить, что большинство радиоисточников (например, квазары и радиогалактики) являются удаленными объектами. Поскольку вычисленные по красному смещению расстояния составляют значительную долю размеров Вселенной, радиоволнам и свету требуется сравнимый с возрастом Вселен­ной промежуток времени, чтобы достичь Земли. В силу этого, наблюдая сла­бые радиоисточники, исследователь видит ранние стадии эволюции Вселен­ной.

Все космологические теории (модели) включают постулат, согласно ко­торому во Вселенной нет выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны для любого наблюдателя. Обычно, также предпо­лагается, что законы физики и фундаментальные постоянные, в частности постоянная гравитации G, не меняются со временем. Пока нет фактов, указы­вающих на обратное. Общая теория относительности Эйнштейна — отправная точка для большинства космологических моделей. Космологические модели отличаются выбором двух значений — космологической постоянной Эйштейна и плотности, зависящей от количества вещества во Вселенной и от постоянной Хаббла.

В модели стационарной Вселенной, созданной английскими астронома­ми Ф. Хойлом и Г. Бонди и американским астрономом Т. Голдом, утвержда­ется, что Вселенная одинакова повсюду и в любое время для всех наблюда­телей. Для того чтобы привести эту модель в соответствие с наблюдаемым расширением Вселенной, Ф. Хойл постулировал непрерывное порождение нового вещества С-полем («творящим полем»), которое заполняет пустоты, остающиеся после разбегания уже существующих галактик. Однако модель Хойла-Бонди-Голда не согласовывалась с другими эмпирическими данны­ми, например с реликтовым излучением. Тем не менее эта модель дала суще­ственный толчок развитию теории ядерного синтеза в звездах, поскольку, ес­ли бы не было Большого Взрыва, тяжелые элементы могли образовываться только во взрывающихся звездах. Это положение теории, не связанное с вы­бором космологической модели, полностью осталось в силе.

Вселенная Фридмана — модель, в которой плотность и радиус Вселенной могут изменяться со временем, т. е. Вселенная находится в состоянии непре­рывного расширения или сжатия. Вселенная Фридмана может быть замкну­той, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привел к поиску так называемой недостающей массы, т. е. «темной» материи, заполняющей неизлучающие области Метагалактики. Еще в 1922-1924 годах российский математик А. А. Фридман на основе тео­рии относительности Эйнштейна доказал, что из-за действия сил тяготения материя во Вселенной не может находиться в покое — она нестационарна. Наиболее важным аргументом в пользу этой теории является открытие в 1965 году американскими физиками А. Пензиасом и Р. Уилсоном микровол­нового фонового излучения, эквивалентного излучению абсолютно черного тела с температурой 2,7 К (по Кельвину).

модель Вселенной, в которой она периоди­чески проходит циклы расширения и сжатия до так называемого Большого Хлопка (сдавливания). Каждый цикл сжатия сменяется следующим за ним очередным Большим Взрывом, открывающим новой цикл расширения, и так далее до бесконечности. Если такое происходит, то Вселенная является замк­нутой.

Перемешивающаяся Вселенная — хаотическая модель ранней Вселенной, в которой в результате гигантских конвульсий и колебаний свет «плавает» вокруг нее и способствует превращению неоднородной Вселенной в одно­родную. Установлено, что эта модель нежизнеспособна.

Открытая Вселенная — космологическая модель, в которой Вселенная представляется бесконечной в пространстве. Чтобы эта модель была спра­ведлива, расширение Вселенной должно продолжаться или замедляться, но не сменяться сжатием, как в моделях пульсирующей Вселенной. Для этого она должна содержать меньше вещества, чем необходимо для создания дос-таточно сильного гравитационного поля, способного прекратить ее расшире­ние. В настоящее время средняя плотность материи во Вселенной точно не определена, поэтому делать вывод в пользу той или иной модели рано.

Модель расширяющейся Вселенной — модель эволюции Вселенной, со­гласно которой она возникла в бесконечно плотном горячем состоянии и с тех пор расширяется. Это событие произошло от 13 до 20 млрд. лет назад и известно как Большой Взрыв. Теория Большого Взрыва теперь общепринята, так как она объясняет оба наиболее значительных факта космологии: расширяющуюся Вселенную и существование космического фонового излу­чения. Это реликтовое излучение первичного расширяющегося раскаленного шара было предсказано американским физиком русского происхождения Дж. Гамовым в 1948 году. Фоновое излучение было изучено на всех длинах волн от радио- до гамма-диапазона. В последние десятилетия большое вни­мание уделялось изотропии реликтового излучения, дающей информацию о самых ранних стадиях эволюции.

Можно воспользоваться известными законами физики и просчитать в обратном направлении все состояния, в которых находилась Вселенная, на­чиная с 10″ 43 с (квант времени) после Большого Взрыва. В течение первого миллиона лет вещество и энергия во Вселенной сформировали непрозрачную плазму, иногда называемую первичным огненным шаром. К концу этого пе­риода расширение Вселенной заставило температуру опуститься ниже 3000 К: наступила эпоха рекомбинации, т. е. вещество отделилось от излучения, так что протоны и электроны смогли объединяться, образуя атомы водорода. На этой стадии Вселенная стала прозрачной для излучения. Плотность веще­ства достигла значения выше, чем значение плотности излучения, хотя рань­ше ситуация была обратной, что и определяло скорость расширения Вселен­ной. Фоновое микроволновое излучение — все, что осталось от сильно охлаж­денного излучения ранней Вселенной. Первые галактики начали формиро­ваться из первичных облаков водорода и гелия только через один или два миллиарда лет. Термин «Большой Взрыв» может применяться к любой моде­ли расширяющейся Вселенной, которая в прошлом была горячей и плотной.

Особый класс моделей Большого Взрыва составляют инфляционные мо­дели, или модели раздувающейся Вселенной. В этих моделях на ранней ста­дии эволюции Вселенной присутствует конечный период ускоренного рас­ширения. При таких условиях высвободилось бы огромное количество энер­гии, содержащейся до этого в исходном физическом вакууме пространства-времени. В течение некоторого времени горизонт Вселенной расширялся бы со скоростью, намного превышающей скорость света. Эта теория способна удовлетворительно объяснить существующее расширение Вселенной и ее однородность, однако большинство физиков и космологов высказывают со­мнения в возможности осуществления движения со скоростью, превышаю­щей скорость света.

Исходя из представлений о единой природе четырех фундаментальных физических взаимодействий (гравитационного, электромагнитного, сильного и слабого ядерных), определяющей их взаимоотношения на всех стадиях эволюции Вселенной, начиная с ! 970-х годов космологи и физики пытаются построить теорию великого объединения. Создание «Теории Всего», как ина­че называет этот грандиозный проект современной науки С. Хокинг 1 , в зна­чительной степени расширило бы наше понимание Вселенной и ее эволюции.

В настоящее время космология бурно развивается благодаря открытиям физики элементарных частиц и астрономическим наблюдениям различных объектов во Вселенной.

Источник

Эволюция космологических моделей

Результаты познания, получаемые в космологии, оформляются в виде моделей происхождения и развития Вселенной. Это связано с тем, что в космологии невозможно поставить воспроизводимые эксперименты и вывести из них какие-то законы, как это делается в других естественных науках. Кроме того, каждое космическое явление уникально. Поэтому космология оперирует моделями. По мере накопления новых знаний об окружающем мире, уточняются, и разрабатываются новые, космологические модели.

Классическая космологическая модель

Успехи космологии и космогонии в XVIII—XIX вв. завершились созданием классической полицентрической картины мира, ставшей начальным этапом развития научной космологии.

Данная модель достаточно проста и понятна.

1. Вселенная считается бесконечной в пространстве и во времени, иными словами, вечной.

2. Основным законом, управляющим движением и развитием небесных тел, является закон всемирного тяготения.

3. Пространство никак не связано с находящимися в нем телами, играя пассивную роль вместилища для этих тел.

4. Время также не зависит от материи, являясь универсальной длительностью всех природных явлений и тел.

5. Исчезни вдруг все тела, пространство и время сохранились бы неизменными. Количество звезд, планет и звездных систем во Вселенной бесконечно велико. Каждое небесное тело проходит длительный жизненный путь. На смену погибшим, точнее, погасшим, звездам приходят новые, молодые светила.

Хотя детали возникновения и гибели небесных тел оставались неясными, в основном эта модель казалась стройной и логически непротиворечивой. В таком виде классическая полицентрическая модель просуществовала в науке вплоть до начала XX века.

Однако в данной модели Вселенной было несколько недостатков.

Закон всемирного тяготения объяснял центростремительное ускорение планет, но не говорил, откуда взялось стремление планет, а также любых материальных тел двигаться равномерно и прямолинейно. Для объяснения инерциального движения пришлось допустить существование в ней божественного «первотолчка», приведшего в движение все материальные тела. Кроме того, для коррекции орбит космических тел также допускалось вмешательство Бога.

Появление в рамках классической модели так называемых космологических парадоксов — фотометрического, гравитационного, термодинамического. Стремление к их разрешению также побуждало ученых к поискам новых непротиворечивых моделей.

Таким образом, классическая полицентрическая модель Вселенной лишь частично носила научный характер, она не смогла дать научного объяснения происхождения Вселенной и поэтому была заменена другими моделями.

Релятивистская модель Вселенной

Новая модель Вселенной была создана в 1917 г. А. Эйнштейном. Ее основу составила релятивистская теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн отказался от постулатов абсолютности и бесконечности пространства и времени, однако сохранил принцип стационарности, неизменности Вселенной во времени и ее конечности в пространстве. Свойства Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяются распределением в ней гравитационных масс, Вселенная безгранична, но при этом замкнута в пространстве. Согласно этой модели, пространство однородно и изотропно, т.е. во всех направлениях имеет одинаковые свойства, материя распределена в нем равномерно, время бесконечно, а его течение не влияет на свойства Вселенной. На основании проведенных расчетов Эйнштейн сделал вывод, что мировое пространство представляет собой четырехмерную сферу.

При этом не следует представлять себе данную модель Вселенной в виде обычной сферы. Сферическое пространство есть сфера, но сфера четырехмерная, не поддающаяся наглядному представлению. По аналогии можно сделать вывод, что объем такого пространства конечен, как конечна поверхность любого шара, ее можно выразить конечным числом квадратных сантиметров. Поверхность всякой четырехмерной сферы также выражается конечным числом кубометров. Такое сферическое пространство не имеет границ, и в этом смысле оно безгранично. Летя в таком пространстве в одном направлении, мы в конце концов вернемся в исходную точку. Но в то же время муха, ползущая по поверхности шара, нигде не найдет границ и преград, запрещающих ей двигаться в любом избранном направлении. В этом смысле поверхность любого шара безгранична, хотя и конечна, т.е. безграничность и бесконечность — это разные понятия.

Итак, из расчетов Эйнштейна следовало, что наш мир является четырехмерной сферой. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В принципе можно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в одном направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная Эйнштейна содержит хотя и большое, но все же конечное число звезд и звездных систем, а поэтому к ней неприменимы фотометрический и гравитационный парадоксы. В то же время призрак тепловой смерти тяготеет и над Вселенной Эйнштейна. Такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.

Таким образом, несмотря на новизну и даже революционность идей, Эйнштейн в своей космологической теории ориентировался на привычную классическую мировоззренческую установку статичности мира. Его более привлекал гармоничный и устойчивый мир, нежели мир противоречивый и неустойчивый.

Модель расширяющейся Вселенной

Модель Вселенной Эйнштейна стала первой космологической моделью, базирующейся на выводах общей теории относительности. Это связано с тем, что именно тяготение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях. Поэтому теоретическим ядром современной космологии выступает теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн допускал в своей космологической модели наличие некой гипотетической отталкивающей силы, которая должна была обеспечить стационарность, неизменность Вселенной. Однако последующее развитие естествознания внесло существенные коррективы в это представление.

Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик и математик А. Фридман на основе строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна не может быть стационарной, неизменной. При этом Фридман опирался на сформулированный им космологический принцип, который строится на двух предположениях: об изотропности и однородности Вселенной. Изотропность Вселенной понимается как отсутствие выделенных направлений, одинаковость Вселенной по всем направлениям. Однородность Вселенной понимается как одинаковость всех точек Вселенной: мы можем проводить наблюдения в любой из них и везде увидим изотропную Вселенную.

Фридман на основе космологического принципа доказал, что уравнения Эйнштейна имеют и другие, нестационарные решения, согласно которым Вселенная может либо расширяться, либо сжиматься. При этом речь шла о расширении самого пространства, т.е. об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.

Первоначально модель расширяющейся Вселенной носила гипотетический характер и не имела эмпирического подтверждения. Однако в 1929 г. американский астроном Э. Хаббл обнаружил эффект «красного смещения» спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра). Это было истолковано как следствие эффекта Допплера — изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника волн и наблюдателя по отношению друг к другу. «Красное смещение» было объяснено как следствие удаления галактик друг от друга со скоростью, возрастающей с расстоянием. Согласно последним измерениям увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек.

В результате своих наблюдений Хаббл обосновал представление, что Вселенная — это мир галактик, что наша Галактика — не единственная в ней, что существует множество галактик, разделенных между собой огромными расстояниями. Вместе с тем Хаббл пришел к выводу, что межгалактические расстояния не остаются постоянными, а увеличиваются. Таким образом, в естествознании появилась концепция расширяющейся Вселенной.

Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Фридман предложил три модели развития Вселенной.

В первой модели Вселенная расширяется медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого Вселенная начинала сжиматься. В этой модели пространство искривляется, замыкаясь на себя, образуя сферу.

Во второй модели Вселенная расширялась бесконечно, а пространство искривлено как поверхность седла и при этом бесконечно.

В третьей модели Фридмана пространство плоское и тоже бесконечное.

По какому из этих трех вариантов идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества.

Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик, и расширение Вселенной будет носить необратимый характер. Этот вариант динамичной модели Вселенной называют открытой Вселенной.

Если же преобладает гравитационное взаимодействие, то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью). Такой вариант модели назван осциллирующей, или закрытой, Вселенной.

В граничном случае, когда силы гравитации точно равны энергии разлета вещества, расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Теоретически возможна и пульсация Вселенной.

Когда Э. Хаббл показал, что далекие галактики разбегаются друг от друга со все возрастающей скоростью, был сделан однозначный вывод о том, что наша Вселенная расширяется. Но расширяющаяся Вселенная — это изменяющаяся Вселенная, мир со всей своей историей, имеющий начало и конец. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не менее 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд. лет. Таков приблизительный возраст нашей Вселенной.

Мнение ученого

Существуют и другие, вплоть до самых экзотических, космологические (теоретические) модели, базирующиеся на общей теории относительности. Вот что говорит по поводу космологических моделей профессор математики Кембриджского университета Джон Барроу:

«Естественная задача космологии заключается в том, чтобы как можно лучше понять возникновение, историю и устройство нашей собственной Вселенной. В то же время ОТО даже без заимствований из других разделов физики позволяет рассчитать почти неограниченное количество самых разных космологических моделей. Конечно, выбор их производится на основе астрономических и астрофизических данных, с помощью которых можно не только протестировать различные модели на соответствие реальности, но и решить, какие из их компонентов можно объединить для наиболее адекватного описания нашего мира. Именно так возникла нынешняя стандартная модель Вселенной. Так что даже только по этой причине исторически сложившееся разнообразие космологических моделей оказалось очень полезным.

Но дело не только в этом. Многие модели были созданы, когда астрономы еще не накопили того богатства данных, которым располагают сегодня. Например, подлинная степень изотропии Вселенной была установлена благодаря космической аппаратуре лишь в течение последних двух десятилетий. Понятно, что в прошлом у модельеров космоса было много меньше эмпирических ограничений. Кроме того, не исключено, что даже экзотические по нынешним меркам модели в будущем пригодятся для описания тех частей Вселенной, которые пока еще недоступны для наблюдения. И наконец, изобретение космологических моделей может просто подтолкнуть стремление отыскать неизвестные решения уравнений ОТО, а это тоже мощный стимул. В общем, изобилие таких моделей вполне объяснимо и оправдано.

Точно так же оправдан и недавно состоявшийся союз космологии и физики элементарных частиц. Его представители рассматривают самую раннюю стадию жизни Вселенной как естественную лабораторию, идеально пригодную для изучения основных симметрий нашего мира, определяющих законы фундаментальных взаимодействий. Этот союз уже положил начало целому вееру принципиально новых и очень глубоких космологических моделей. Нет сомнения, что и в будущем он принесет не менее плодотворные результаты».

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

В заключение – моё резюме

Несмотря на существование различных научных космологических моделей, мне представляется, что на самом деле человеческий разум ещё весьма далек от ясного и исчерпывающего понимания того, как на самом деле возникла, устроена и эволюционирует Вселенная.

1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>

Источник