Материал:

Слова "в целом" означает, что мы должны исследовать область Вселенной диаметром порядка в несколько миллионов световых лет. Все имеющиеся данные наблюдений согласуются с такой рабочей гипотезой. Космологический принцип необходим также и менее благородных причин без него было бы невозможно решить сложные уравнения теории поля Эйнштейна, описывающие эволюцию Вселенной.

Вселенная Эйнштейна

Приступая к построению космологии, основанной на только что созданной им общей теории относительности, Эйнштейн придерживался определенных общих взглядов на Вселенную: он считал, что Вселенная в целом должен быть однородным. Однородность означает равноправие всех его "мест", или, как говорят математики, всех точек его пространства. Эйнштейн предполагал также изотропию Вселенной, то есть равноправие всех его направлений.

Эти заключения не следовали произвольно ни с одного принципа физики, ни в теории относительности. Не было тогда и никаких конкретных астрономических сведений о крупномасштабных свойства Вселенной. Это были традиционные интуитивные представления об общих свойствах Вселенной, достигали корнями идей Коперника и Бруно. Дальнейшее развитие наблюдательной астрономии вполне их подтвердил: Вселенная как целостность действительно оказался однородным и изотропным.

Однородность и изотропность - это пространственные свойства Вселенной, который мы наблюдаем. А какие его временные свойства?

Следует отметить, что в отношении временных свойств Вселенной тоже существовала традиция, которой придерживался Эйнштейн. Он считал, что Вселенной целом находится в неизменном состоянии и совершенно не зависит от течения времени. Конечно, тут и там в мирах могут рождаться и умирать звезды или даже галактики. Но, собственно, сама Вселенная как таковой не изменится. Если погасли какие звезды или даже галактики, то вместо них возникают другие, но картина мира в общем масштабе остается одинаковой Так не меняется и остается самим собой лес, хоть поколения деревьев в нем меняются.

Эйнштейн представлял Вселенная статическим, то есть неподвижным, вечным и неизменным во времени. В любой момент Вселенная одинаков. Из таких одинаковых неразличимых мгновений состоит общее время Вселенной. В начале XX века такие представления о Вселенной и его время казались естественными и даже очевидными.

Вселенная Фридмана

В 1922 году советский физик и математик Александр Фридман, опираясь на уравнение Эйнштейна, показал, что вещество во Вселенной не может находиться в покое, то есть Вселенная не может быть стационарной, неизменным. Он должен или сжиматься, либо расширяться как целое. Причем речь идет о расширении самого пространства, то есть об увеличении всех расстояний мира. "Вселенная Фридмана" напоминал мыльный пузырь что раздувается, в которой и радиус, и площадь поверхности постоянно увеличиваются.

Идея Фридмана о Вселенной, расширяющейся сначала показалась Эйнштейну слишком смелой и необоснованной. Он даже подозревал, что Фридман ошибся в своих вычислениях. Однако, ознакомившись с ними более внимательно, Эйнштейн публично признал, что Фридман прав, и мы, очевидно, действительно живем в Мире, что расширяется.

Закон Хаббла и исследования Слайфера

В том же 1917 году, когда Эйнштейн предложил миру свою модель конечного стационарной Вселенной, американский астроном В. Слайфер завершил работы по исследованию спектров 41 туманности. В 36 туманностей линии их спектров оказались смещенными к красной части спектра, что, естественно, можно было объяснить эффектом Допплера - удалением этих туманностей, точнее, галактик, от нас.

Когда пять лет спустя идеи Фридмана получили распространение, открытие Слайфера расценили как доказательство реальности Мира, который расширяется.

Цепь открытий увенчался чрезвычайно важным событием в 1929 году, когда Хаббл установил, что в космосе "все разбегается". Измерив скорости рас-бега 36 галактик, Хаббл обнаружил, что эти скорости тем больше, чем дальше от нас находятся звездные системы. В этом - суть знаменитого закона Хаббла:

где V - постоянная Хаббла (в наше время принято, что она равна 50 км / с;),

r - расстояние до галактики.

Не следует считать, однако, что Земля - это какое-то особенно неприятное место мироздания, от которого почти все галактики стремятся улететь как можно дальше. Удаление галактик, которое мы наблюдаем, является следствием расширения всего пространства Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут расстояния между точками на поверхности мыльного пузыря, что раздувается.

Кроме общего раздувание, обусловленного расширением пространства, галактикам присущи и сравнительно незначительные собственные движения в самом пространстве. Такие собственные движения направлены в разные стороны, и скорости ближайших из галактик превышают скорости их разбегания. Вот почему некоторые из ближайших галактик имеют фиолетовое смещение, то есть приближаются к Земле (туманность Андромеды). Для удаленных же звездных систем скорость разбегания значительно превышает их собственную скорость и никакого фиолетового смещения в их спектрах не наблюдается.

Если радиус Вселенной постоянно увеличивается, то есть все основания полагать, что в прошлом он был меньше, чем сегодня, и прежде, очень давно, он был близок к нулю. Возраст Вселенной, оцененный по постоянной Хаббла, составляет 15-18 миллиардов лет.

Во Вселенной Фридмана начало - это момент, когда плотность космического вещества должна бесконечно большое значение, а ее радиус равен нулю. Исходное состояние бесконечной плотности называется космологической сингулярностью ("сингулярность" означает "особенность").

Но бесконечность - понятие математическое, а не физическое. И если в математических формулах, описывающих физическое явление, возникает бесконечность, то для физики это сигнал тревоги. Бесконечность означает, что возникает нечто необычное, и данная теория не может верно описать новый факт. Космологическая сингулярность указывает пределы применимости модели Фридмана. Скорее всего, в зоне сингулярности становится непригодной и самая общая теория относительности, ей на смену должна прийти квантовая теория гравитации.

Модели Вселенной

Для изучения общих закономерностей развития Вселенной создаются космологические модели. Основанием для их создания является уравнения общей теории относительности (ОТО), которую обосновал Эйнштейн в 1916 году. Впрочем, было установлено, что основные характеристики космологических моделей можно получить также, исходя из классических уравнений, выражающих (в дифференциальной форме) законы сохранения массы, импульса и энергии. Всего создано более двух десятков моделей, которые делятся на две большие группы - стационарные и нестационарные модели. Рассмотрим основные из них.

Стационарные модели. В этих теориях, кроме первого космологического принципа, используется так называемый второй космологический принцип, согласно которому Вселенная остается неизменным независимо от того, когда мы его наблюдаем. Независимость состояния Вселенной от времени и стала причиной появления прилагательного "стационарный" в названии моделей.

1. Модель Эйнштейна. Уравнения ОТО дают возможность обосновать модели Вселенной однородные и изотропные, но не стационарные. Для того, чтобы компенсировать гравитационную силу притяжения, действующая между любыми телами во Вселенной, Эйнштейн предложил новую силу - силу "космического отталкивания". Эйнштейн доказал, что такой Вселенная может быть стационарным, если он конечен, но в то же время и безграничен.

Может объект быть конечным и не иметь границ? Может. Например, сфера: площадь ее конечное, но границ у нее нет. Еще проще - круг: длина его тоже конечна, но ни начала, ни конца у него нет. А то, что мы пытаемся себе представить, математики называют трехмерной границей (гиперсферу) четырехмерного гиперкули.

У этого пространства нет предела. Точно так же, как двигаясь по поверхности обычной сферы вдоль любого круга, мы в конце концов попадем в исходную точку, так и во Вселенной Эйнштейна, двигаясь по прямой, мы вернемся в исходное положение.

Уравнения Эйнштейна позволяют определить размеры Вселенной: при плотности вещества г / см3 радиус гипереферы R = 3,3 • см.

2. Модель де Ситтера. Буквально через два месяца после опубликования модели Эйнштейна появилась статья нидерландского астронома Виллема де Ситтера, в которой утверждалось, что существует еще одно решение, которое соответствует стационарном замкнутом Вселенной. В этой модели внимание привлекали три момента. Первое: скорость фотона здесь зависит от расстояния фотона до точки, в которой находится наблюдатель, и поэтому наблюдатель никогда не сможет узнать о том, что происходит дальше, за пределами какой расстояния. Второе: модель предполагает эффект красного смещения. И, наконец, третье: материальные частицы "разбегаться" друг от друга.

3. Модель Хойла. В этой модели Вселенная представляет собой гиперплоскость, которая расширяется. Плотность остается постоянной за счет "рождения вещества" из особого энергетического поля.

Теории стационарной Вселенной можно проверить, поскольку из них следует утверждение о неизменности всех статических параметров, например, неизменность числа галактик в единице объема в далеких и близких частях Вселенной, неизменность средней продолжительности жизни галактик и др.

Отдаленные части Вселенной современные наблюдатели видят такими, какими они были в далеком прошлом. Дальние участки выглядят "младшими", чем наши ближайшие соседи по космосу, так как свет от них идет значительно дольше. Если бы удалось обнаружить, что цвет галактик или их яркость изменяются в зависимости от расстояния, то такое открытие опровергало бы теории стационарной Вселенной.

Нестационарные модели. Нестационарные модели имеют общее название "моделей Фридмана". Важнейшие из них:

1. Пульсирующая модель. Стадия расширения Вселенной сменяется стадией сжатия, и наоборот. После того, как Вселенная расширится до определенного объема, начинается сжатие. Оно продолжается до тех пор, пока плотность материи не достигнет некоторого предельного значения, после чего снова начинается новое расширение, и так до бесконечности. Расширение Вселенной началось 15-18 млрд лет назад в результате так называемого "Большого Взрыва".

2. Гиперболическая модель. В этой модели стадия расширения продолжается сколь угодно долго. Обе модели принципиально не отличаются друг от друга, и при их рассмотрении напрашивается аналогия с движением тела падает на поверхность Земли.

Если единственной силой в этих космологических моделях есть гравитация, под действием которой объект сжимается, а не расширяется, то как же удалось Фридману создать модели Вселенной, который расширяется? Для того, чтобы получить ответ на этот вопрос, понаблюдаем за ребенком, подбрасывает мячик вверх. Хотя сила земного притяжения тянет мячик вниз, он некоторое время летит вверх. Происходит это потому, что мальчик Алеша предоставил мячику начальной скорости, направленной вверх. И подниматься вверх мячик будет до тех пор, пока его кинетическая энергия не иссякнет. Аналогично, несмотря на наличие гравитации, Вселенная расширяется том, что на начальном этапе - при Большого Взрыва - он приобрел колоссальный кинетической энергии.

Если бы не было гравитации, скорости разбегания галактик оставались неизменно большими. Однако, гравитация во Вселенной существует, и она вызывает замедление разбегания - аналогично тому, как за счет земного притяжения замедляется полет мяча вверх.

Источник: https://studbooks.net/7244/estestvoznanie/kontseptsii_sovremennogo_estestvoznaniya

Смотрите также:








ЦЕНОВАЯ ПОЛИТИКА ПРЕДПРИЯТИЯ НА ПРИМЕРЕ ООО «ДНС РИТЕЙЛ»
_archivetempпротивовоспалительные
_Роджерс Карл, Брак и его альтернативы