Помощничек
Главная | Обратная связь


Археология
Архитектура
Астрономия
Аудит
Биология
Ботаника
Бухгалтерский учёт
Войное дело
Генетика
География
Геология
Дизайн
Искусство
История
Кино
Кулинария
Культура
Литература
Математика
Медицина
Металлургия
Мифология
Музыка
Психология
Религия
Спорт
Строительство
Техника
Транспорт
Туризм
Усадьба
Физика
Фотография
Химия
Экология
Электричество
Электроника
Энергетика

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.




©2015 studopedya.ru Все права принадлежат авторам размещенных материалов.