Концепция бесконечности и современная космология

Введение

Представление об открытых системах, введенное неклассической

термодинамикой, явилось основой для утверждения в современном

естествознании эволюционного взгляда на мир. Хотя отдельные эволюционные

теории появились в конкретных науках еще в прошлом веке (теория

возникновения солнечной системы Канта — Лапласа и эволюционная теория

Дарвина), тем не менее, никакой глобальной эволюционной теории развития

Вселенной до нашего века не существовало. Это и неудивительно, поскольку

классическое естествознание ориентировалось преимущественно на изучение не

динамики, а статики систем. Такая тенденция наиболее рельефно была

представлена атомистической концепцией классической физики как лидера

тогдашнего естествознания. Атомистический взгляд опирался на представление,

что свойства и законы движения различных природных систем могут быть

сведены к свойствам тех мельчайших частиц материи, из которых они состоят.

Вначале такими простейшими частицами считались молекулы и атомы, затем

элементарные частицы, а в настоящее время — кварки.

Бесспорно, атомистический подход имеет большое значение для

объяснения явлений природы, но он обращает главное внимание на строение и

структуру различных систем, а не на их возникновение и развитие. Правда, в

последние годы получают распространение также системный и эволюционный

взгляды, которые обращают внимание скорее на характер взаимодействий

элементов разных систем, чем на анализ свойств тех частиц, которые

рассматривались в качестве своего рода последних кирпичиков мироздания.

Благодаря широкому распространению системных идей, а в недавнее время

и представлений о самоорганизации открытых систем сейчас все настойчивее

выдвигаются различные гипотезы и модели возникновения и эволюции Вселенной.

Они усиленно обсуждаются в рамках современной космологии как науки о

Вселенной как едином целом.

I. Космологические модели Вселенной.

Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на основе тех

теоретических представлений, которые существуют в данное время в

космологии. Современная космология возникла после появления общей теории

относительности и поэтому ее в отличие от прежней, классической, называют

релятивистской. Эмпирической базой для нее послужили открытия

внегалактической астрономии, важнейшим из которых, несомненно, было

обнаружение явления "разбегания" галактик. В 1929 г. американский астроном

Эдвин П. Хаббл (1889—1953) установил, что свет, идущий от далеких галактик,

смещается в сторону красного конца спектра. Это явление, получившее

название красного смещения, согласно принципу Допплера свидетельствовало об

удалении ("разбегании") галактик от наблюдателя.

Поскольку релятивистская космология сформировалась на основе идей и

принципов общей теории относительности, то на первом этапе она уделяла

главное внимание геометрии Вселенной и, в частности, кривизне

четырехмерного пространства — времени.

Новый этап ее развития был связан с исследованиями русского ученого

Александра Александровича Фридмана (1888—1925), которому удалось впервые

теоретически доказать, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не

может быть стационарной, а должна периодически расширяться или сжиматься.

Этот принципиально новый результат нашел свое подтверждение после

обнаружения Хабблом красного смещения, которое было истолковано как явление

"разбегания" галактик. В связи с этим на первый план выдвигаются проблемы

исследования расширения Вселенной и определения ее возраста по

продолжительности этого расширения.

Наконец, начало третьего периода развития космологии связано с

работами известного американского физика Георгия А. Гамова (1904—1968),

русского по происхождению. В них исследуются физические процессы,

происходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной.

Все эти особенности развития космологии нашли отражение в различных

моделях Вселенной. Общим для них является представление о нестационарном

изотропном и однородном характере ее моделей.

Нестационарность означает, что Вселенная не может находиться в

статическом, неизменном состоянии, а должна либо расширяться, либо

сжиматься. "Разбегание" галактик, по-видимому, свидетельствует о ее

расширении, хотя существуют модели, в которых наблюдаемое в настоящее время

расширение рассматривается как одна из фаз так называемой пульсирующей

Вселенной, когда вслед за расширением происходит ее сжатие.

Изотропность указывает на то, что во Вселенной не существует каких-

либо выделенных точек и направлений, т. е. ее свойства не зависят от

направления

Однородность характеризует распределение в среднем вещества во

Вселенной.

Последние утверждения часто называют космологическим постулатом. К

нему добавляют также правдоподобное требование об отсутствии во Вселенной

сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположениях модели

оказываются наиболее простыми. В их основе лежат уравнения общей теории

относительности Эйнштейна, а также представления о кривизне пространства —

времени и связи этой кривизны с плотностью массы вещества.

В зависимости от кривизны пространства различают:

. открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна нулю;

. замкнутую модель с положительной кривизной.

Расстояния между скоплениями галактик со временем непрерывно

увеличиваются, что соответствует бесконечной Вселенной. В замкнутых моделях

Вселенная оказывается конечной, но столь же неограниченной, так как,

двигаясь по ней, нельзя достичь какой-либо границы.

Независимо от того, рассматриваются ли открытые или замкнутые модели

Вселенной, все ученые сходятся в том, что первоначально Вселенная

находилась в условиях, которые трудно вообразить на Земле.

Эти условия характеризуются наличием высокой температуры и давления в

сингулярности, в которой была сосредоточена материя. Такое допущение вполне

согласуется с установлением расширения Вселенной, которое могло начаться с

некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и

постепенно охлаждалась по мере расширения.

Такая модель "горячей" Вселенной впервые была выдвинута Г. А. Гамовым

и впоследствии названа стандартной.

Известный американский астроном Карл Саган (р. 1934) построил

наглядную модель эволюции Вселенной, в которой космический год равен 15

млрд. земных лет, а 1 секунда — 500 годам; тогда в земных единицах времени

эволюция представится так:

|Большой взрыв |1 января 0 ч 0 мин |

|Образование галактик |10 января |

|Образование Солнечной системы |9 сентября |

|Образование Земли |14 сентября |

|Возникновение жизни на Земле |25 сентября |

|Океанский планктон |18 декабря |

|Первые рыбы |19 декабря |

|Первые динозавры |24 декабря |

|Первые млекопитающие |26 декабря |

|Первые птицы |27 декабря |

|Первые приматы |29 декабря |

|Первые гоминиды |30 декабря |

|Первые люди |31 декабря примерно в 22 часа 30 |

| |минут |

II. Стандартная модель эволюции Вселенной

Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселенная

начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и

полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.

Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же

самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно

возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения

постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной

была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой

древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была

очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько

высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе

говоря, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы

общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в

первые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и

густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы

при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но

возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и

античастицы.

Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась

во времени в соответствии с простым соотношением:

[pic]

Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность

определить, что, например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся

всего одной десятитысячной секунды, её температура представляла один

биллион Кельвинов.

Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе

Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это

значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно

соотношению h?’kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том

случае, если уменьшится их частота ?. Понижение энергии фотонов во времени

имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные

последствия. Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу

и античастицу с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать

энергией 2moc2 или большей. Эта зависимость выражается так:

h? ( 2moc2

Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала

ниже произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не

способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo.

Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв,

не способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия

покоя протона равна 938 Мэв.

В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов h?

кинетической энергией частиц kT ,

kT ( 2 moc2

то есть

T ( 2 moc2 .

k

Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им

античастицы возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор,

пока температура вещества T не упала ниже значения.

2 moc2

k

На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались

частицы и античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к

вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при

любой температуре, постоянно осуществляется процесс частица + античастица

? 2 гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом.

Процесс материализации гамма-фотон ? частица + античастица мог протекать

лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация

в результате понижающейся температуры раскаленного вещества

приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры:

адронную, лептонную, фотонную и звездную.

а) Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом

начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц.

Вещество на самом раннем этапе состояло, прежде всего, из адронов, и

поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то,

Страницы: 1, 2