Большой взрыв

Размещено на http://www.allbest.ru

Размещено на http://www.allbest.ru

Содержание

Введение

1. Большой взрыв

2. История развития представлений о Большом Взрыве

3. Модель Большого взрыва и расширяющейся Вселенной

Заключение

Список литературы

Введение

Изучение Вселенной, даже только известной нам её части является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые, понадобились труды множества поколений.

Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселенная бесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся материей.

Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений в-ва звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать, что любая наука, так или иначе, изучает Вселенную, точнее, тем или иначе её стороны. Химия изучает мир молекул, физика - мир атомов и элементарных частиц, биология - явления живой природы. Но существует научная дисциплина, объектом исследования которой служит сама вселенная или «Вселенная как целое». Это особая отрасль астрономии так называемая космология. Космология - учение о Вселенной в целом, включающая в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области, как части Вселенной, кстати, не следует смешивать понятия Вселенной в целом и «наблюдаемой» (видимой) Вселенной. Во втором случае речь идет лишь о той ограниченной области пространства, которая доступна современным методам научных исследований. С развитием кибернетики в различных областях научных исследованиях приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир. Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением однородной и изотронной (воображаемой) Вселенной, в которой все физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались так же модели, в которых к этим двум условиям добавлялось третье, - неизменность картины мира. Это означает, что в какую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но! Как бы сложна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учитывала, любая модель - это еще не само явление, а только более или менее точная его копия, так сказать образ реального мира. Поэтому все результаты, полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверить путем сравнения с реальностью. Нельзя отождествлять само явление с моделью. Нельзя без тщательной проверки, приписывать природе те свойства, которыми обладает модель. Ни одна из моделей не может претендовать на роль точного «слепка» Вселенной. Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и неизотронной Вселенной.

Цель работы - проследить, как происходил «большой взрыв» и каким образом происходит расширение Вселенной.

Задачами будут являться:

Исследование «большого взрыва»;

Анализ расширения Вселенной.

1. Большой взрыв

Согласно теории Большого взрыва, Вселенная в момент образования была в чрезвычайно плотном и горячем состоянии, называемом космологической сингулярностью

Большомй взрыв (англ. Big Bang) -- общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной[1], а именно -- начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,13 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/смі (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10?35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время -- 10?43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу -- образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит, при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации, к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Размеры Вселенной тогда равнялись нулю -- она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью (многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность «рождением» Вселенной).

Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана, в числе прочих теорем о сингулярностях, Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-х годов.

Теория Большого взрыва не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (потому что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость, при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва). Это сигнализирует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности.

Насколько близко к сингулярности можно экстраполировать известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Проблема существования сингулярности в данной теории является одним из стимулов построения квантовой и других альтернативных теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра -- средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа -- порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

2. История развития представлений о Большом Взрыве

1916 -- вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», в которой он завершил создание релятивистской теории гравитации.

1917 -- Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Л. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Л-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной). В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».

1922 -- советский математик и геофизик А. А. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс -- Большой взрыв.

1923 -- немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году.

1924 -- К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием[6].

1925 -- К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надёжными критериями их расстояния. О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году.

1927 -- опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии -- это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

1929 -- 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.

1948 -- выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной -- Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется -- только сильно охлаждённым -- и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.

1955 -- Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ-излучение с температурой около 3K.

1964 -- американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру. Oна оказалась равной именно 3 К. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский.

2003 -- спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. Вместе с данными предшествующих измерений (COBE, Космический телескоп Хаббла и др.), полученная информация подтвердила космологическую модель ЛCDM и инфляционную теорию. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя -- 4 %, тёмная материя -- 23 %, тёмная энергия -- 73 %).

2009 -- запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.

Первоначально теория Большого взрыва называлась «динамической эволюционирующей моделью». Впервые термин «Большой взрыв» (Big Bang) применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 (сам Хойл придерживался гипотезы «непрерывного рождения» материи при расширении Вселенной). Он сказал:

«Эта теория основана на предположении, что Вселенная возникла в процессе одного-единственного мощного взрыва и потому существует лишь конечное время… Эта идея Большого взрыва кажется мне совершенно неудовлетворительной».

На русский язык Big Bang можно было бы перевести как «Большой хлопок», что, вероятно, точнее соответствует уничижительному смыслу, который хотел вложить в него Хойл. После того, как его лекции были опубликованы, термин стал широко употребляться.

Кроме теории расширяющейся Вселенной имелась также теория, что Вселенная стационарна, то есть не эволюционирует и не имеет ни начала, ни конца во времени. Часть сторонников такой точки зрения отвергают расширение Вселенной, а красное смещение объясняют гипотезой о «старении» света. Однако, как выяснилось, эта гипотеза противоречит наблюдениям, например, наблюдаемой зависимости продолжительности вспышек сверхновых от расстояния до них. Другой вариант, не отрицающий расширения Вселенной, представлен теорией стационарной Вселенной Ф. Хойла. Она также плохо согласуется с наблюдениями.

В некоторых теориях инфляции (например, вечной инфляции) наша наблюдаемая картина Большого взрыва соответствует положению лишь в наблюдаемой нами части Вселенной (Метагалактике), но не исчерпывает всю Вселенную.

Кроме того, в теории Большого взрыва не рассматривается вопрос о причинах возникновения сингулярности, или материи и энергии для её возникновения, обычно просто постулируется её безначальность. Считается, что ответ на вопрос о существовании и происхождении начальной сингулярности даст теория квантовой гравитации.

Есть также некоторое число наблюдательных фактов, плохо согласующихся с изотропностью и однородностью наблюдаемой Вселенной: наличие преимущественного направления вращения галактик[12][13], неоднородности в распределении галактик на наибольших доступных масштабах, ось зла.

В официальной науке СССР теория Большого взрыва сначала была воспринята с настороженностью. Так, в 1955 г. один советский автор писал: «Марксистско-ленинская доктрина о бесконечной Вселенной является фундаментальной аксиомой в основании советской космологии… Отрицание или избегание этого тезиса… неизбежно ведет к идеализму и фидеизму, то есть, в конечном итоге, к отрицанию космологии и, таким образом, не имеет ничего общего с наукой». Хотя теория Большого взрыва и была, в конце концов, воспринята советскими учеными и философами, тем не менее до самого распада СССР в философских словарях был закреплен постулат о бесконечности и вечности материи. При этом декларировалось, что теория Большого взрыва справедлива лишь для Метагалактики, а Метагалактика -- это еще не вся Вселенная, «Большой Взрыв» не начало Вселенной, а всего лишь очередной переход несотворимой и неуничтожаемой материи из одного состояния в друга. В 3-м издании Большой советской энциклопедии сказано: «Факт взаимного удаления галактик, составляющих Метагалактику, свидетельствует о том, что некоторое время тому назад она находилась в качественно ином состоянии и была более плотной… Возраст Метагалактики иногда принимают за возраст Вселенной, что характерно для сторонников отождествления Метагалактики со Вселенной в целом. Действительно, гипотеза о существовании во Вселенной многих метагалактик, расположенных просто на некоторых расстояниях друг от друга, не находит никаких подтверждений. Однако следует принимать во внимание возможность более сложных соотношений между Метагалактикой и Вселенной в целом и даже между отдельными метагалактиками: в столь больших объёмах пространства принципы евклидовой геометрии оказываются уже неприменимыми. Эти соотношения могут быть сложны и в топологическом отношении. Нельзя исключать и возможность того, что каждая заряженная элементарная частица может быть эквивалентна целой системе галактик, то есть состоять из такой системы. Возможности таких, более сложных соотношений, должны также учитываться космологией. Поэтому ещё преждевременно говорить, что имеются какие-либо данные о возрасте Вселенной в целом».

3. Модель Большого взрыва и расширяющейся Вселенной

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования, проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом. Рузавин Г.И. Концепции современного естествознания. М., 2010

На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни.

На протяжении веков разные космологические модели сменяли друг друга, но считалось абсолютно незыблемым, что Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Звездное небо над головой являлось символом вечности и неизменности.

Рисунок 1. Закон Хаббла

В XX веке стали известны два экспериментальных факта, подтверждающих расширение Вселенной:

красное смещение,

реликтовое излучение.

В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, американский астроном Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них: V = H • R.

Этот закон получил название закона Хаббла. Постоянная Хаббла в настоящее время принимается равной H = 70 км/(с•Мпк).

Закон Хаббла вовсе не означает, что наша Галактика является центром, от которого и идет расширение. В любой точке Вселенной наблюдатель увидит ту же самую картину: все галактики имеют красное смещение, пропорциональное расстоянию до них. Поэтому иногда говорят, что расширяется само пространство. Это, естественно, следует понимать условно: галактики, звезды, планеты и мы с вами не расширяемся.

В настоящие время принято считать, что разбегание галактик, связанное с общим расширением окружающей нас части Вселенной, есть результат Большого Взрыва.

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” или английским термином Big Bang.

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 Рузавин Г.И. Концепции современного естествознания. М., 2009.

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, что в то время существовали и лептоны.

Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура T упала на 10 биллионов Кельвинов. В первую миллионную долю секунды эволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, так же, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионов прекратилась, так как при данной температуре фотоны не обладали уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов (протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов - гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда.

К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды, температура ее понизилась, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст На этом и кончается адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.

б) Лептонная эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.

Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

в) Фотонная эра или эра излучения. На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура Вселенной понизилась, а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов. Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.

Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной, была введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 куб.см, точнее, среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной распределено равномерно). Если сложить вместе энергию ?всех фотонов, присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии излучения Er. Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией вещества Em во Вселенной.

Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er) падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em). Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц (имеется в виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор, пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие (то есть Er=Em). Кончается эра излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем в настоящее время. Горелов А. Концепции современного естествознания. М., 2009

“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока, это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда после этого эволюция Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, во время “большого взрыва”. Все события во Вселенной в тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. Не следует забывать, что в столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” (приблизительно 300 000 лет) до наших дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитие представляется как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры. Таким образом, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной. Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики - ничтожные явления в сравнении с большим взрывом.

Пpeдcтaвлeниe oб oткpытыx cиcтeмax, введeннoe нeклaccичecкoй тepмодинaмикoй, явилocь ocнoвoй дпя yтвepждeния в coвpeмeннoм ecтecтвoзнaнии эвoлюциoннoгo взглядa нa миp. Xoтя oтдeльныe эвoлюциoнныe тeopии пoявилиcь в кoнкpeтныx нayкax eщe в пpoшлoм вeкe (тeopия вoзникнoвeния coлнeчнoй cиcтeмы Kaнтa -- Лaплaca и эвoлюциoннaя тeopия Дapвинa), тeм нe мeнee никaкoй rлoбaльнoй эвoлюциoннoй тeopии paзвития Bceлeннoй дo нaшero вeкa нe cyщecтвoвaлo. Этo и нeyдивитeльнo, пocкoлькy клaccичecкoe ecтecтвoзнaниe opиeнтиpoвaлocь пpeимyщecтвeннo нa изyчeниe нe динaмики, a cтaтики cиcтeм. Taкaя тeндeнция нaибoлee pлпьeфнo былa пpeдстaвлeнa aтoмиcтичecкoй кoнцeпциeй клaccичecкoй физики кaк лидepa тoгдaшнeгo ecтeствoзнaния. Aтoмиcтичecкий взрыв oпиpaлcя нa пpедcтaвлeниe, чтo cвoйcтвa и зaкoны движeния paзличныx пpиpодныx cиcтeм мoryт бьrтъ cведeны к cвoйcтвaм тex мeльчaйшиx чacтиц мaтepии, из кoтo pыx oни cocтoят. Bнaчaлe тaкими пpoстeйшими чacтицaми cчитaлиcь мoлeкyлы и aтoмы, зaтeм элeмeнтapныe чacтицы, a в нacтoящee вpeмя -- квapки.

Бeccпopнo, aтoмиcтичecкий пoдxoд имeeт бoльшоe знaчeниe для oбъяcнeния явлeний пpиpoды, нo oн oбpaщaeт глaвнoe внимaниe нa cтpoeниe и cтpyктypy paзличныx cиcтeм, a нe нa иx вoзникнoвeниe и paзвитиe. Пpaвдa, в пocледниe гoды пoлyчaют pacпpocтpaнeниe тaкжe cиcтeмный и эвoлюциoнный взгляды, кoтopыe oбpaщaют внимaниe cкopee нa xapaктep взaимoдeйcтвий элeмeнтoв paзныx cиcтeм, чeм нa aнaлиз cвoйcтв тex чacтиц, кoтopыe paccмaтpивaлиcь в кaчecтвe cвoeгo poдa пocлeдниx киpпичикoв миpoздaния.

Блaгoдapя шиpoкoмy pacпpocтpaнeнию cиcтeмныx идeй, a в недaвнee вpeмя и пpeдcтaвлeний o caмoopгaнизaции oткpытыx cиcтeм ceйчac вce нacтoйчивee выдвигaютcя paзличныe гипoтeзы и мoдeли вoзникнoвeния и эвoлюции Bceлeннoй. Oни ycилeннo oбcyждaютcя в paмкax coвpeмeннoй кocмoлoгии кaк нayки o Bceлeннoй кaк eдинoм цeлoм. Mы кocнeмcя здecь в ocнoвнoм npинципoв кocмoлoгии c тoчки зpeния кoнцeпции бecкoнeчнocти и кoнeчнocти ee мoдeлeй.

Заключение

Boзникнoвeниe и paзвитиe coвpeмeннoй peлятивиcтcкoй кocмoлoгии имeeт бoльшoe миpoвoззpeнчecкoe знaчeниe. Oнo вo мнoгoм измeнилo нaши пpeжниe пpeдcтaвлeния o нayчнoй кapтинe миpa. Ocoбeннo paдикaльным былo oткpытиe тaк нaзывaeмoгo кpacнoгo cмeщeния, cвидeтeльcтвyющeгo o pacшиpeнии Bceлeннoй. Этoт фaкт нeльзя бьшo нe yчитывaть пpи пocтpoeнии кocмoлoгичecкиx мoдeлeй. Cчитaть ли Bceлeннyю бecкoнeчнoй или кoнeчнoй -- зaвиcит oт кoнкpeтныx эмпиpичecкиx иccлeдoвaний и пpeждe вceгo oт oпpeдeлeния плoтнocти мaтepии вo Bceлeннoй, чтo имeeт peшaющee знaчeниe для oцeнки кpивизны пpocтpaнcтвa -- вpeмeни. Oчeвиднo, чтo пpи нyлeвoй или oтpицaтeльнoй кpивизнe мoдeль дoлжнa быть oткpытoй, пpи пoлoжитeльнoй-- зaмкнyтoй. Oднaкo oцeнкa плoтнocти pacпpeдeлeния мaтepии вo Bceлeннoй нaтaлкивaeтcя нa cepьeзныe тpyднocти, cвязaнныe c нaличиeм тaк нaзывaeмoгo cкpытoгo (нeвидимoгo) вeщecтвa в видe тeмныx oблaкoв кocмичecкoй мaтepии. Xoтя никaкoro oкoнчaтeльнoro вывoдa o тoм, являeтcя ли Bceлeннaя oткpытoй или зaмкнyтoй, cдeлaть пoкa eщe нeльзя, нo мнoгиe cвидeтeльcтвa гoвopят, пo-видимoмy, в пoльзy oткpытoй бecкoнeчнoй ee мoдeли. Bo вcякoм cлyчae тaкaя мoдeль лyчшe coглacyeтcя c нeoгpaничeннo pacшиpяющeйcя Bceлeннoй. Зaмкнyтaя жe мoдeль пpeдпoлaгaeт кoнeц тaкoro pacшиpeния и дoпyщeниe ee пocлeдyющero cжaтия. Kaк мы yжe oтмeчaли вышe, кopeннoй нeдocтaтoк тaкoй мoдeли cocтoит в тoм, чтo пoкa coвpeмeннaя нayкa нe pacпoлaгaeт кaкими-либo фaктaми, пoдтвepждaющими пoдoбнoe cжaтиe. K тoмy жe cтopoнники зaмкнyтoй Bceлeннoй пpизнaют, чтo эвoлюция Bceлeннoй нaчaлacь c "бoльшoгo взpывa". Haкoнeц, ocтaeтcя нepeшeннoй и пpoблeмa oцeнки плотнocти pacпpeдeлeния мaтepии и cвязaннoй c нeй вeличины кpивизны пpocтpaнcтвa -- вpeмeни.

Baжнoй пpoблeмoй ocтaeтcя и oцeнкa вoзpacтa Bceлeннoй, кoтopый oпpeдeляeтcя пo длитeльнocти ee pacшиpeния. Ecли бы pacшиpeниe Bceлeннoй пpoиcxoдилo c пocтoяннoй cкopocтью, paвнoй в нacтoящee вpeмя 75 км/c, тo вpeмя, иcтeкшee c нaчaлa "бoльшoгo взpывa", cocтaвилo бы 13 млpд. лeт. Oднaкo ecть ocнoвaния cчитaть, чтo ee pacшиpeниe пpoиcxoдит c зaмeдлeниeм. Torдa вoзpacт Bceлeннoй бyдeт мeньшe. C дpyгoй cтopoны, ecли дoпycтить cyщecтвoвaниe oттaлкивaющиx кocмoлoгичecкиx cил, тoгдa вoзpacт Bceлeннoй бyдeт бoльшe.

Знaчитeльныe тpyднocти cвязaны тaкжe c oбocнoвaниeм пepвoнaчaльнo "гopячeй" мoдeли в cинryляpнoй oблacти, пocкoлькy пpeдпoлaгaeмыe плoтнocти и тeмпepaтypы никoгдa нe нaблюдaлиcь и нe aнaлизиpoвaлиcь в coвpeмeннoй acтpoфизикe. Ho paзвитиe нayки пpoдoлжaeтcя, и ecть ocнoвaния нaдeятьcя, чтo и эти тpyднeйшиe пpoблeмы co вpeмeнeм бyдyт paзpeшeны. Глaвный жe итoг coвpeмeнныx кocмoлoгичecкиx иccлeдoвaний cocтoит в тoм, чтo oни пoкaзaли, чтo Bceлeннaя нe нaxoдитcя в cтaционapнoм cocтoянии, oнa нeпpepывнo измeняeтcя вcлeдcтвиe пoнижeния в нeй тeмпepaтypы и cвязaннoгo c этим пpoцecca ee pacшиpeния. Имeннo в peзyльтaтe тaкoгo пpoцecca пpoиcxoдит эвoлюция мaтepии, cвязaннaя c пoявлeниeм вce нoвыx и cлoжныx cтpyктyp.

Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются и умирают звезды. Вселенная продолжает расширятся.

Список литературы

1. Горелов А. Концепции современного естествознания. М., 2009

2. Ревская Н.В. Концепции современного естествознания. СПб., 2009;

3. Рузавин Г.И. Концепции современного естествознания. М., 2010.

Размещено на Allbest.ru