Нестационарная модель нашей вселенной

Нестационарная космология Фридмана.

Домашняя работа

по КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОГО ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ

«КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ВСЕЛЕННОЙ»

Вселенная Эйнштейна………………………………………. 3

Нестационарная космология Фридмана…………………………….4

Вселенная, в которой мы живем……………………………………..7

Введение.

С древних времен взоры людей были устремлены в небо. Человек в поисках ответов о вопросах мироздания, старался понять, как устроен этот мир, что такое в этом мире Солнце, звезды, планеты, как они возникли, имеет ли Вселенная свое начало, и будет ли иметь свой конец? Он пытался осознать свое место в нем.

Интересные представления о Вселенной были у древних мыслителей, однако истинно научные представления о Вселенной могли возникнуть только с созданием общей теории относительности. С момента создания ОТО ведет свой отчет современная космология — наука, изучающая свойства и эволюцию Вселенной в целом. В данной работе я попытаюсь рассмотреть, насколько стремительно открытия последних десятилетий изменили наши представления о Вселенной, насколько полна теория о Вселенной на сегодняшний день.

Вселенная Эйнштейна

До Эйнштейна никто не сомневался, что Вселенная изотропна, однородна, геометрия пространства которой евклидова. Однако в дальнейшем, анализ данной модели выявил существенные недостатки, впоследствии названные «космологическими парадоксами». Теория тяготения Ньютона подверглась пересмотру. Общая теория относительности Эйнштейна раскрыла связь между тяготением, пространством и временем. Она открыла дорогу к созданию научно обоснованных космологических моделей. Сам Эйнштейн не смог пройти мимо такой задачи, понимая всю ее значимость.

В ОТО Эйнштейн показал, что тяготение можно трактовать как проявление искривления пространства-времени под действием вещества. Поэтому наиболее естественным было отказаться от евклидовости пространства Вселенной. Эйнштейн отказался, сохранив при этом положения о стационарности и однородности Вселенной.

Итак, Эйнштейн, поставив себя выше Бога, на основе своего уравнения тяготения, где левая часть характеризует геометрию пространства-времени, а правая вещества, предпринял попытку построить статичную, вечную и неизменную во времени модель Вселенной. Но оказалось, что его уравнения несовместимы с представлением о статичной Вселенной. Такого решения уравнений просто не существует, а, следовательно, Вселенная не может быть стационарна.

Эйнштейн, придерживаясь своих взглядов относительно наиболее общих черт Вселенной, решил, основываясь на своей интуиции, ввести в левую часть своего уравнения новое слагаемое лямбда-член Λ_gij. В этом случае можно получить решение, соответствующее условиям однородности и статичности Вселенной. Параметр Λ называют космологической постоянной.

Итак, Вселенная оказалась замкнутой трехмерной сферой.

Эйнштейн построил первую истинно научную космологическую модель мира. Модель стационарной неевклидовой сферической Вселенной не противоречит традиционным взглядам, и поэтому была приемлема для того времени во всех отношениях. Может ли быть модель прекраснее модели конечной, но безграничной, существующей вечно и неизменно, с одним и тем же радиусом Вселенной?

Однако нашелся человек, не побоявшийся выйти за рамки всеобщих представлений. Им оказался математик А.Фридман, который совершил переворот в космологии, создав модель эволюционирующей Вселенной.

Нестационарная космология Фридмана.

Фридмана как математика не удовлетворило полученное решение Эйнштейна, так как он получил одно из всех возможных решений системы уравнений тяготения, заранее навязав требование статичности. Фридман же решил получить все возможные решения данных уравнений. Он принял точку зрения Эйнштейна относительно наиболее общих черт пространства Вселенной или разумности космологических принципов, но отверг взгляд Эйнштейна относительно абсолютности стационарности Вселенной. По его мнению, сами уравнения должны дать ответ на этот вопрос, достаточно лишь воспользоваться космологическим принципом.

Существуют три модели Фридмана. Далее считаем, что Λ =0.

Друг от друга они отличаются тем, что в них различным образом от времени зависят радиус кривизны Вселенной и расстояния между точками в пространстве (рисунок 1)

а) б)

Качественно эти зависимости представлены на рис. 1,а соответствует модели закрытой Вселенной, характеризуемой положительной кривизной. В силу однородности Вселенной ее кривизна является величиной постоянной, не изменяющейся при переходе от одной точки пространства к другой. Следовательно, пространство представляет собой замкнутую трехмерную сферу, подобную стационарной модели Эйнштейна. Поэтому объем пространства Вселенной конечен. Однако радиус сферы в данном случае изменяется во времени. Вселенная начинает свою жизнь в некий нулевой момент времени со сферы нулевого радиуса, т.е. с точки. Далее радиус растет до максимального значения, а затем уменьшается до превращения Вселенной вновь в точку. Точку в момент времени t=0 можно назвать «началом» Вселенной. Все выглядит так, как будто при t=0 произошло сотворение мира, или точнее, произошло рождение пространства и времени. При этом плотность вещества Вселенной в момент ее рождения была бесконечной.

Модель Фридмана, где Вселенная появляется из «точки» в некий момент времени t=0 и сразу начинает расширяться неограниченно во времени, называют открытой моделью Вселенной (рис. 1б). Пространство в данном случае обладает отрицательной кривизной, следовательно, бесконечно. Расширение в данном случае следует понимать в том смысле, что расстояние между любыми двумя точками пространства, хотя оно и бесконечно, все время возрастает. Другими словами, все точки пространства убегают друг от друга, оставаясь полностью равноправными в любой момент времени. Отсутствие выделенных точек пространства — следствие его однородности. Расширение началось сразу из всех точек пространства. Понимание этого усложняется тем, что все пространство в начале расширения следует считать бесконечным.

В третьей модели Фридмана Вселенная также расширяется неограниченно во времени, но пространство всегда остается евклидовым, т.е. плоским. Эту наипростейшую модель из всех трех Фридман, по-видимому, сам не рассматривал. Впервые ею воспользовались в 1932 году Эйнштейн и де Ситтер.

Таким образом, теория разрешает существование трех различных моделей Фридмана. Каждой из них соответствуют свое решение уравнения тяготения ОТО. В это уравнение при его применении ко всей Вселенной входит некий параметр ρ_к, называемый критической плотностью. Ее величина зависит от времени. Если соответствующая данному моменту времени реальная плотность вещества Вселенной больше ρ_к. То реализуется закрытая модель трехмерной сферы, т.е. вещества во Вселенной достаточно, чтобы замкнуть само на себя. Если ρ>ρ_к, то Вселенная открыта, а ее кривизна отрицательна, т.е. вещества во Вселенной недостаточно, чтобы замкнуть само на себя.

При условии ρ= ρ_к имеет место открытая модель Эйнштейна — де Ситтера.

Число моделей не ограничивается четырьмя, которые мы рассмотрели. На какой же модели сделала свой выбор Природа? Ответ на этот вопрос, хотя и частичный, был получен в 1929 году Эдвиным Хабблом. Он сумел доказать, что Вселенная расширяется.

Источник

Модель расширяющейся Вселенной (Вселенная Фридмана, нестационарная Вселенная)

В 1922 году 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 космологии появилась концепция расширяющейся Вселенной.

Разъясняя характер эволюции Вселенной, расширяющейся начиная с сингулярного состояния, Фридман особо выделял два случая:

а) радиус кривизны Вселенной с течением времени постоянно возрастает, начиная с нулевого значения;

б) радиус кривизны меняется периодически: Вселенная сжимается в точку (в ничто, сингулярное состояние), затем снова из точки, доводит свой радиус до некоторого значения, далее опять, уменьшая радиус своей кривизны, обращается в точку, и т.д.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения пространства замкнутой конечной Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут расстояния между пылинками на поверхности раздувающегося мыльного пузыря. Каждую из таких пылинок, как и каждую из галактик, можно с полным правом считать центром расширения. 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.

Как и любая другая научная концепция, теория Фридмана приближенна и имеет границы своей применимости. В частности, ее заведомо нельзя использовать в области очень малых пространственно-временных масштабов, где важны не учитываемые ею квантовые эффекты. Здесь космологическая модель Фридмана может приводить к парадоксальным результатам, например, к выводу о рождении Вселенной “из ничего” — из абсолютной, безразмерной точки.

Концепция «Большого взрыва»

Составной частью модели расширяющейся Вселенной является представление о Большом Взрыве, происшедшем где-то примерно 12 — 18 млрд. лет назад. Джордж Лемер был первым, кто выдвинул концепцию «Большого взрыва» из так называемого «первобытного атома» и последующего превращения его осколков в звезды и галактики. Конечно, со стороны современного астрофизического знания данная концепция представляет лишь исторический интерес, но сама идея первоначального взрывоопасного движения космической материи и ее последующего эволюционного развития неотъемлемой частью вошла в современную научную картину мира.

Читать онлайн

книги о тайнах и загадках истории, а также о необъяснимых явлениях на нашем сайте

Источник

Нестационарные космологические модели

Значение Ньютона

Типы космологических моделей

Космологические модели

Основные космогонические идеи

1. Идея творенияиз Бога (ex Deo).
2. Идея творения Богом из ничего (eh nihilo).
3. Идея формирования Вселенной из уже существующей материи божеством.
4. Идея саморазвития Вселенной.

• Выводы космологии получили название моделей происхождения и развития Вселенной или космологических моделей, т.е. возможных вариантов объяснения известных в данный момент явлений и процессов в мегамире.

Все модели можно разделить на:

— стационарные, описывающую неподвижную, не изменяющуюся в пространстве Вселенную, и

— нестационарные, которые предполагают две возможности: расширяющуюся и сжимающуюся в зависимости от величины средней плотности материи во Вселенной, величины, о которой нет убедительных данных. В настоящее время наиболее признанной является модель расширяющейся или «открытой» Вселенной.

К стационарным моделям относятся (в порядке возникновения) модели:

• Ньютона;
• «тепловой смерти» Вселенной;
• Эйнштейна (1917);
• Хойла (1948).

В конце XVII в. – теория всемирного тяготения Ньютона – Идея бесконечного пространства вселенной. Вселенная – бесконечна.

• Ньютон обосновал бесконечность Вселенной,
• Но не решил проблему начала движения планет, допускал существование перводвигателя – Бога.

«Ньютон был счастливейшим из смертных, ибо существует только одна Вселенная, и Ньютон открыл её законы» (Лагранж Ж.-Л.).

Релятивистская космология Эйнштейнамоделирует наш мир как замкнутый пространственно-временной континуум. Вселенная имеет сферическую форму с конечной массой вещества. Эйнштейн моделирует вселенную как стационарную – не меняется во времени.

Стационарная модель опирается на космологический постулат:

1. Материя вселенной однородна, то есть вещество распределено в крупном масштабе однородно.

2. Вселенная изотропна, то есть все изменения происходят одинаково во всех направлениях.

• Фридмана (1922);
• «горячей Вселенной» Гамова (1942);
• инфляционной Вселенной Линде (1981),
• теория суперструн и др.

В 1922 году Александр Фридман разработал модель расширяющейся вселенной. Он предположил, что радиус кривизны пространства изменяется с течением времени. При этом вселенная имеет два варианта будущего: а) радиус кривизны увеличивается до бесконечности, и вселенная расширяется до бесконечности. Она имеет начало во времени – точку сингулярности; б) Вселенная пульсирует, так как радиус кривизны сначала увеличивается, а потом уменьшается. Модель Фридмана получила название нестационарной вселенной.

Теоретические расчеты Фридмана получили эмпирическое подтверждение. В 1929 Хаббл Э. открыл «красное смещение» в спектрах далеких галактик. В 1965 году американские астрофизики Арно АланПензиас и Уильямс открыли разнородность фонового излучения. Уильямс открыл реликтовые частицы, возникшие в момент большого взрыва

В разработке нестационарной теории участвовали Георгий Антонович Гамов, также известен как Джордж Гамов – «Теория горячей вселенной».

1981 году американский физик Алан Гут — «Теория инфляционной вселенной».

Современная наука проблему будущего рассматривает на основе данных о плотности вещества во вселенной, которая равна 3х10-31 г/см. Однако, существует критическое значение плотности: 3х10-29 г/см. Таким образом, нестационарная космологическая модель имеет некоторые эмпирические подтверждения для объяснения будущего вселенной.

Обобщенный вариант всех моделей расширения вселенной представлен в «стандартной космологической системе строения и эволюции вселенной». Это представление, что вселенная возникла 13,7 млрд. лет назад. Большому взрыву предшествовала «точка сингулярности». Сингулярность– материя, свернутая в точку, с бесконечно высокой плотностью, давлением, температурой.

Для начала теоретического описания эволюции материи вводят промежуток времени, который называют «планковское время» = 4х10-63 сек. Через этот промежуток мир был абсолютно симметричен, не было разделения частиц на фермионы и бозоны. То есть, это было состоянием материи в термодинамическом равновесии, а большой взрыв – спонтанное нарушение его и начало эволюции материи = мира.

Источник