Formulované vo forme modelov vzniku a vývoja Vesmíru. Je to spôsobené tým, že v kozmológii nie je možné vykonávať reprodukovateľné experimenty a odvodzovať z nich akékoľvek zákony, ako sa to robí v iných prírodných vedách. Okrem toho je každý kozmický jav jedinečný. Preto kozmológia pracuje s modelmi. Ako sa hromadia nové poznatky o okolitom svete, zdokonaľujú a rozvíjajú sa nové kozmologické modely.

Klasický kozmologický model

Pokroky v kozmológii a kozmogónii v 18.-19. storočí. vyvrcholilo vytvorením klasického polycentrického obrazu sveta, ktorý sa stal počiatočným štádiom vývoja vedeckej kozmológie.

Tento model je pomerne jednoduchý a zrozumiteľný.

1. Vesmír je považovaný za nekonečný v priestore a čase, inými slovami, večný.

2. Základným zákonom upravujúcim pohyb a vývoj nebeských telies je zákon univerzálnej gravitácie.

3. Priestor nie je nijako spojený s telami v ňom umiestnenými, pričom zohráva pasívnu úlohu schránky pre tieto telá.

4. Čas tiež nezávisí od hmoty, pretože je univerzálnym trvaním všetkých prírodných javov a telies.

5. Ak by všetky telesá náhle zmizli, priestor a čas by zostali nezmenené. Počet hviezd, planét a hviezdnych systémov vo vesmíre je nekonečne veľký. Každé nebeské teleso prechádza dlhou životnou cestou. Mŕtve, či skôr vyhasnuté hviezdy sú nahradené novými, mladými svietidlami.

Hoci detaily vzniku a smrti nebeských telies zostali nejasné, v podstate tento model pôsobil harmonicky a logicky konzistentne. V tejto podobe klasický polycentrický model existoval vo vede až do začiatku 20. storočia.

Tento model vesmíru mal však viacero nedostatkov.

Zákon univerzálnej gravitácie vysvetľoval dostredivé zrýchlenie planét, ale nepovedal, odkiaľ sa vzala túžba planét, ako aj akýchkoľvek hmotných telies pohybovať sa rovnomerne a priamočiaro. Na vysvetlenie zotrvačného pohybu bolo potrebné predpokladať existenciu božského „prvého zatlačenia“, ktorý uviedol do pohybu všetky hmotné telesá. Okrem toho bol Boží zásah povolený aj na korekciu obežných dráh kozmických telies.

Vzhľad v rámci klasického modelu takzvaných kozmologických paradoxov - fotometrických, gravitačných, termodynamických. Túžba vyriešiť ich tiež podnietila vedcov k hľadaniu nových konzistentných modelov.

Klasický polycentrický model vesmíru mal teda len čiastočne vedecký charakter, nemohol poskytnúť vedecké vysvetlenie pôvodu vesmíru, a preto bol nahradený inými modelmi.

Relativistický model vesmíru

Nový model vesmíru vytvoril v roku 1917 A. Einstein. Vychádzala z relativistickej teórie gravitácie – všeobecnej teórie relativity. Einstein opustil postuláty absolútnosti a nekonečnosti priestoru a času, ale zachoval princíp stacionárnosti, nemennosti vesmíru v čase a jeho konečnosti v priestore. Vlastnosti Vesmíru podľa Einsteina určuje rozloženie gravitačných hmôt v ňom Vesmír je neobmedzený, no zároveň uzavretý v priestore. Podľa tohto modelu je priestor homogénny a izotropný, t.j. má vo všetkých smeroch rovnaké vlastnosti, hmota je v ňom rozložená rovnomerne, čas je nekonečný a jeho prúdenie neovplyvňuje vlastnosti Vesmíru. Na základe svojich výpočtov Einstein dospel k záveru, že svetový priestor je štvorrozmerná guľa.

Zároveň by sme si tento model vesmíru nemali predstavovať vo forme obyčajnej gule. Sférický priestor je guľa, ale štvorrozmerná guľa, ktorú nemožno vizuálne znázorniť. Analogicky môžeme dospieť k záveru, že objem takého priestoru je konečný, rovnako ako povrch akejkoľvek gule je konečný; možno ho vyjadriť v konečnom počte štvorcových centimetrov. Povrch akejkoľvek štvorrozmernej gule je tiež vyjadrený v konečnom počte metrov kubických. Takýto sférický priestor nemá hranice a v tomto zmysle je neobmedzený. Lietajúc v takom priestore jedným smerom sa nakoniec vrátime do východiskového bodu. Ale zároveň mucha plaziaca sa po povrchu lopty nikde nenájde hranice alebo bariéry, ktoré by jej zakazovali pohybovať sa akýmkoľvek zvoleným smerom. V tomto zmysle je povrch akejkoľvek gule neobmedzený, hoci konečný, t.j. neobmedzenosť a nekonečno sú rôzne pojmy.

Z Einsteinových výpočtov teda vyplynulo, že náš svet je štvorrozmerná guľa. Objem takého Vesmíru možno vyjadriť, aj keď veľmi veľký, ale predsa len konečným počtom metrov kubických. V zásade môžete lietať po celom uzavretom vesmíre a pohybovať sa stále jedným smerom. Takáto pomyselná cesta je podobná pozemským cestám okolo sveta. Ale vesmír, obmedzený na objem, je zároveň neobmedzený, rovnako ako povrch akejkoľvek gule nemá hranice. Einsteinov vesmír obsahuje síce veľký, ale stále konečný počet hviezd a hviezdnych systémov, a preto sa naň nedajú aplikovať fotometrické a gravitačné paradoxy. V tom istom čase sa nad Einsteinovým vesmírom vznáša prízrak tepelnej smrti. Takýto vesmír, obmedzený v priestore, sa v čase nevyhnutne blíži ku svojmu koncu. Večnosť tomu nie je vlastná.

Einstein sa teda napriek novosti až revolučnosti myšlienok vo svojej kozmologickej teórii riadil zvyčajným klasickým ideologickým postojom statickej povahy sveta. Viac ho lákal harmonický a stabilný svet ako svet rozporuplný a nestabilný.

Rozširujúci sa model vesmíru

Einsteinov model vesmíru sa stal prvým kozmologickým modelom založeným na záveroch všeobecnej teórie relativity. Je to spôsobené tým, že je to gravitácia, ktorá určuje interakciu hmôt na veľké vzdialenosti. Preto je teoretickým jadrom modernej kozmológie teória gravitácie – všeobecná teória relativity. Einstein vo svojom kozmologickom modeli predpokladal prítomnosť istej hypotetickej odpudivej sily, ktorá mala zabezpečiť stacionárnosť a nemennosť Vesmíru. Následný rozvoj prírodných vied však túto myšlienku výrazne upravil.

O päť rokov neskôr, v roku 1922, sovietsky fyzik a matematik A. Friedman na základe prísnych výpočtov ukázal, že Einsteinov vesmír nemôže byť nehybný a nemenný. Friedman sa zároveň opieral o ním formulovaný kozmologický princíp, ktorý je založený na dvoch predpokladoch: izotropii a homogenite Vesmíru. Izotropia Vesmíru sa chápe ako absencia rozlíšených smerov, rovnakosť Vesmíru vo všetkých smeroch. Homogenita vesmíru sa chápe ako zhodnosť všetkých bodov vesmíru: pozorovania môžeme vykonávať v ktoromkoľvek z nich a všade uvidíme izotropný vesmír.

Friedman na kozmologickom princípe dokázal, že Einsteinove rovnice majú iné, nestacionárne riešenia, podľa ktorých sa vesmír môže buď rozpínať alebo zmršťovať. Zároveň nám išlo o rozšírenie samotného priestoru, t.j. o náraste všetkých vzdialeností na svete. Friedmanov vesmír pripomínal nafúknutú mydlovú bublinu, ktorej polomer aj plocha sa neustále zväčšovali.

Pôvodne bol model rozpínajúceho sa vesmíru hypotetický a nemal empirické potvrdenie. V roku 1929 však americký astronóm E. Hubble objavil efekt „červeného posunu“ spektrálnych čiar (posun čiar smerom k červenému koncu spektra). Toto bolo interpretované ako dôsledok Dopplerovho javu - zmeny frekvencie oscilácií alebo vlnovej dĺžky v dôsledku vzájomného pohybu zdroja vlny a pozorovateľa. "Červený posun" bol vysvetlený ako dôsledok pohybu galaxií od seba rýchlosťou, ktorá sa zvyšuje so vzdialenosťou. Podľa nedávnych meraní je nárast rýchlosti expanzie približne 55 km/s na každý milión parsekov.

V dôsledku svojich pozorovaní Hubble podložil myšlienku, že vesmír je svetom galaxií, že naša Galaxia v ňom nie je jediná, že existuje veľa galaxií oddelených obrovskými vzdialenosťami. Hubble zároveň dospel k záveru, že medzigalaktické vzdialenosti nezostávajú konštantné, ale zväčšujú sa. V prírodných vedách sa tak objavil koncept rozpínajúceho sa vesmíru.

Aká budúcnosť čaká náš vesmír? Friedman navrhol tri modely vývoja vesmíru.

V prvom modeli sa vesmír pomaly rozširuje, takže v dôsledku gravitačnej príťažlivosti medzi rôznymi galaxiami sa expanzia vesmíru spomalí a nakoniec sa zastaví. Potom sa vesmír začal zmenšovať. V tomto modeli sa priestor ohýba, uzatvára sa do seba a vytvára guľu.

V druhom modeli sa Vesmír nekonečne rozpínal a priestor bol zakrivený ako povrch sedla a zároveň nekonečný.

Vo Friedmanovom treťom modeli je priestor plochý a tiež nekonečný.

Ktorá z týchto troch možností sleduje vývoj vesmíru, závisí od pomeru gravitačnej energie ku kinetickej energii rozpínajúcej sa hmoty.

Ak kinetická energia rozpínania hmoty prevládne nad gravitačnou energiou, ktorá expanzii bráni, potom gravitačné sily nezastavia rozpínanie galaxií a rozpínanie vesmíru bude nezvratné. Táto verzia dynamického modelu vesmíru sa nazýva otvorený vesmír.

Ak prevláda gravitačná interakcia, tak sa rýchlosť rozpínania časom spomalí, až sa úplne zastaví, po čom začne stláčanie hmoty, kým sa Vesmír nevráti do pôvodného stavu singularity (bodový objem s nekonečne vysokou hustotou). Táto verzia modelu sa nazýva oscilujúci alebo uzavretý vesmír.

V limitnom prípade, keď sa gravitačné sily presne rovnajú energii rozpínania hmoty, rozpínanie sa nezastaví, ale jeho rýchlosť bude mať časom tendenciu k nule. Niekoľko desiatok miliárd rokov po začiatku expanzie vesmíru nastane stav, ktorý možno nazvať kvázistacionárnym. Teoreticky je možné aj pulzovanie vesmíru.

Keď E. Hubble ukázal, že vzdialené galaxie sa od seba vzďaľujú stále väčšou rýchlosťou, došlo k jednoznačnému záveru, že náš vesmír sa rozpína. Ale rozširujúci sa vesmír je meniaci sa vesmír, svet s celou jeho históriou, ktorý má začiatok a koniec. Hubbleova konštanta nám umožňuje odhadnúť čas, počas ktorého pokračuje proces rozpínania vesmíru. Ukazuje sa, že to nie je menej ako 10 miliárd a nie viac ako 19 miliárd rokov. Za najpravdepodobnejšiu životnosť rozpínajúceho sa vesmíru sa považuje 15 miliárd rokov. Toto je približný vek nášho vesmíru.

Názor vedca

Existujú aj iné, aj tie najexotickejšie kozmologické (teoretické) modely založené na všeobecnej teórii relativity. Tu je to, čo profesor matematiky z Cambridgeskej univerzity John Barrow hovorí o kozmologických modeloch:

„Prirodzenou úlohou kozmológie je čo najlepšie pochopiť pôvod, históriu a štruktúru nášho vlastného vesmíru. Všeobecná relativita zároveň umožňuje vypočítať takmer neobmedzený počet veľmi odlišných kozmologických modelov, a to aj bez výpožičiek z iných odvetví fyziky. Ich výber sa samozrejme uskutočňuje na základe astronomických a astrofyzikálnych údajov, pomocou ktorých je možné nielen otestovať zhodu rôznych modelov s realitou, ale aj rozhodnúť, ktoré z ich komponentov je možné kombinovať pre najvhodnejšie popis nášho sveta. Takto vznikol súčasný štandardný model Vesmíru. Takže už len z tohto dôvodu bola historická rozmanitosť kozmologických modelov veľmi užitočná.

Ale nie je to len tak. Mnoho modelov bolo vytvorených, keď astronómovia ešte nezhromaždili množstvo údajov, ktoré majú dnes. Napríklad skutočný stupeň izotropie vesmíru bol stanovený vďaka vesmírnemu vybaveniu až počas posledných dvoch desaťročí. Je jasné, že v minulosti mali vesmírni modelári oveľa menej empirických obmedzení. Navyše je možné, že aj modely, ktoré sú podľa dnešných štandardov exotické, budú v budúcnosti užitočné na opis tých častí vesmíru, ktoré ešte nie sú prístupné na pozorovanie. A napokon, vynález kozmologických modelov môže jednoducho podnietiť túžbu nájsť neznáme riešenia všeobecných rovníc relativity, a to je tiež silný stimul. Vo všeobecnosti je množstvo takýchto modelov pochopiteľné a opodstatnené.

Nedávne spojenie kozmológie a časticovej fyziky je odôvodnené rovnakým spôsobom. Jej predstavitelia považujú najranejšiu etapu života vesmíru za prirodzené laboratórium, ideálne vhodné na štúdium základných symetrií nášho sveta, ktoré určujú zákonitosti základných interakcií. Toto spojenie už položilo základy celému fanúšikovi zásadne nových a veľmi hlbokých kozmologických modelov. Niet pochýb o tom, že v budúcnosti to prinesie nemenej plodné výsledky.“

V roku 1917 A. Einstein zostrojil model Vesmíru. V tomto modeli bola na prekonanie gravitačnej nestability vesmíru použitá kozmologická odpudivá sila nazývaná parameter lambda. Neskôr Einstein povedal, že toto bola jeho najväčšia chyba, v rozpore s duchom teórie relativity, ktorú vytvoril: gravitačná sila v tejto teórii sa stotožňuje so zakrivením časopriestoru. Einsteinov vesmír mal tvar hypervalca, ktorého rozsah bol určený celkovým počtom a zložením foriem prejavu energie (hmota, pole, žiarenie, vákuum) v tomto valci. Čas v tomto modeli smeruje z nekonečnej minulosti do nekonečnej budúcnosti. Množstvo energie a hmoty Vesmíru (hmota, pole, žiarenie, vákuum) tu teda úmerne súvisí s jeho priestorovou štruktúrou: obmedzený vo svojom tvare, ale s nekonečným polomerom a nekonečný v čase.

Výskumníci, ktorí začali tento model analyzovať, si všimli

k jeho extrémnej nestabilite, podobnej minci stojacej na jej okraji, ktorej jedna strana zodpovedá rozpínajúcemu sa Vesmíru, druhá uzavretému: pri zohľadnení niektorých fyzikálnych parametrov Vesmíru sa podľa Einsteinovho modelu ukazuje byť večne sa rozširujúci, pri zohľadnení iných – uzavretý. Napríklad holandský astronóm W. de Sitter, ktorý predpokladal, že čas je zakrivený rovnakým spôsobom ako priestor v Einsteinovom modeli, dostal model vesmíru, v ktorom sa čas úplne zastaví vo veľmi vzdialených objektoch.

A. Zadarmodmuž,fAhIR A matematik Petrohradskej univerzity, publikovanéV1922 G. článok« Ozakriveniepriestor."IN prezentovala výsledky štúdií všeobecnej teórie relativity, ktoré nevylučovali matematickú možnosť existencie troch modelov Vesmíru: modelu Vesmíru v euklidovskom priestore ( TO = 0); model s koeficientom rovným ( K> 0) a model v priestore Lobačevskij - Boljai ( TO< 0).

A. Friedman pri svojich výpočtoch vychádzal z pozície, že hodnota a

Polomer vesmíru je úmerný množstvu energie, hmoty a iných

formy jeho prejavu vo vesmíre ako celku. Matematické závery A. Friedmana popreli potrebu zavedenia kozmologickej odpudivej sily, keďže všeobecná teória relativity nevylučovala možnosť existencie modelu vesmíru, v ktorom proces jeho rozpínania zodpovedá procesu stláčania spojeného so zvýšením hustoty a tlaku energetickej hmoty, ktorá tvorí vesmír (hmota, pole, žiarenie, vákuum). Závery A. Friedmana vyvolali pochybnosti u mnohých vedcov i samotného A. Einsteina. Hoci už v roku 1908 matematik G. Minkowski po geometrickej interpretácii špeciálnej teórie relativity dostal model vesmíru, v ktorom je koeficient zakrivenia nula ( TO = 0), t.j. model vesmíru v euklidovskom priestore.

N. Lobačevskij, zakladateľ neeuklidovskej geometrie, zmeral uhly trojuholníka medzi hviezdami vzdialenými od Zeme a zistil, že súčet uhlov trojuholníka je 180°, t.j. priestor vo vesmíre je euklidovský. Pozorovaný euklidovský priestor vesmíru je jednou z tajomstiev modernej kozmológie. V súčasnosti sa verí, že hustota hmoty

vo vesmíre je 0,1-0,2 dielov kritickej hustoty. Kritická hustota je približne 2,10-29 g/cm3. Po dosiahnutí kritickej hustoty sa vesmír začne zmršťovať.

Model A. Friedmana s "TO > 0" je rozširujúci sa vesmír oproti originálu

jej stav, do ktorého sa musí znova vrátiť. V tomto modeli sa objavil koncept veku vesmíru: prítomnosť predchádzajúceho stavu vo vzťahu k tomu, čo bolo pozorované v určitom okamihu.

Za predpokladu, že hmotnosť celého vesmíru sa rovná 5 10 2 1 hmotnostiam Slnka, A.

Friedman vypočítal, že pozorovateľný vesmír je v stlačenom stave

podľa vzoru" K > 0" približne pred 10-12 miliardami rokov. Potom sa začala rozpínať, no táto expanzia nebude nekonečná a po určitom čase sa vesmír opäť zmrští. A. Friedman odmietol diskutovať o fyzike počiatočného, ​​stlačeného stavu vesmíru, keďže zákony mikrosveta v tom čase neboli jasné. Matematické závery A. Friedmana opakovane kontroloval a preveroval nielen A. Einstein, ale aj ďalší vedci. Po určitom čase A. Einstein v reakcii na list A. Friedmana uznal správnosť týchto rozhodnutí a označil A. Friedmana za „prvého vedca, ktorý sa vydal na cestu konštrukcie relativistických modelov vesmíru“. Žiaľ, A. Friedman zomrel predčasne. V jeho osobe veda stratila talentovaného vedca.

Ako bolo uvedené vyššie, ani A. Friedman ani A. Einstein nepoznali údaje o fakte „rozptyľovania“ galaxií, ktoré získal americký astronóm V. Slifer (1875-1969) v roku 1912. Do roku 1925 zmeral rýchlosť pohybu niekoľkých desiatok galaxií. Preto sa o kozmologických predstavách A. Friedmana hovorilo najmä v teoretickej rovine. NOuž V 1929

G.americkýastronóm E. Hubble (1889-1953) s s pomocouďalekohľad s prístrojovým spektromAčiarová analýzaodkrídlo tAvolaťeumytéuhúčinok

"červenáposunutie." Svetlo vychádzajúce z galaxií, ktoré pozoroval

posunuté do červenej časti farebného spektra viditeľného svetla. Toto znamenalo

že pozorované galaxie sa vzďaľujú a „rozptyľujú“ od pozorovateľa.

Efekt červeného posunu je špeciálnym prípadom Dopplerovho efektu. Rakúsky vedec K. Doppler (1803-1853) ho objavil v roku 1824. Keď sa zdroj vĺn vzďaľuje od zariadenia, ktoré zaznamenáva vlny, vlnová dĺžka sa zväčšuje a skracuje, keď sa priblížite k stacionárnemu prijímaču vĺn. V prípade svetelných vĺn dlhé vlny svetla zodpovedajú červenému segmentu svetelného spektra (červená - fialová), krátke - fialovému segmentu. Efekt „červeného posunu“ použil E. Hubble na meranie vzdialeností galaxií a rýchlosti ich odstránenia: ak „červený posun“ z galaxie A, Napríklad, bolesťwe V dva krát, ako od galaxie IN, potom vzdialenosť ku galaxii A dvakrát toľko ako pred galaxiou IN.

E. Hubble zistil, že všetky pozorované galaxie sa vzďaľujú vo všetkých smeroch nebeskej sféry rýchlosťou úmernou ich vzdialenosti: Vr = h, Kde r - vzdialenosť od pozorovanej galaxie, meraná v parsekoch (1 ps sa približne rovná 3,1 10 1 6 m), Vr - rýchlosť pohybu pozorovanej galaxie, Η - Hubbleova konštanta alebo koeficient úmernosti medzi rýchlosťou galaxie a jej vzdialenosťou

od pozorovateľa. Nebeská sféra je pojem, ktorý sa používa na opis objektov na hviezdnej oblohe voľným okom. Starovekí považovali za realitu nebeskú sféru, na vnútornej strane ktorej boli upevnené hviezdy. Pri výpočte hodnoty tejto veličiny, ktorá sa neskôr stala známou ako Hubbleova konštanta, E. Hubble dospel k záveru, že je to približne 500 km/(s Mpc). Inými slovami, kus priestoru o veľkosti jedného milióna parsekov sa za sekundu zväčší o 500 km.

Vzorec Vr= Hr nám umožňuje uvažovať o odstránení galaxií aj o opačnej situácii, o pohybe smerom k určitej počiatočnej polohe, o začiatku „rozhadzovania“ galaxií v čase. Recipročná hodnota Hubbleovej konštanty má rozmer času: t(čas) = r/Vr = 1/H. Keď hodnota N, čo bolo spomenuté vyššie, E. Hubble získal čas začiatku „rozhadzovania“ galaxií rovný 3 miliardám rokov, čo v ňom vyvolalo pochybnosti o relativite správnosti hodnoty, ktorú vypočítal. Pomocou efektu „červeného posunu“ E. Hubble dosiahol najvzdialenejšie galaxie známe v tom čase: čím ďalej bola galaxia, tým nižšiu jasnosť vnímame. To umožnilo E. Hubbleovi povedať, že vzorec Vr = HR vyjadruje pozorovaný fakt rozpínania vesmíru, o ktorom sa hovorilo v modeli A. Friedmana. Astronomický výskum E. Hubblea začal rad vedcov považovať za experimentálne potvrdenie správnosti modelu nestacionárneho, rozpínajúceho sa vesmíru A. Friedmana.

Už v 30. rokoch 20. storočia niektorí vedci vyjadrili pochybnosti o údajoch

E. Hubble. Napríklad P. Dirac predložil hypotézu o prirodzenom sčervenaní svetelných kvánt v dôsledku ich kvantovej povahy a interakcie s elektromagnetickými poľami vesmíru. Iní poukázali na teoretickú nekonzistentnosť Hubbleovej konštanty: prečo by mala byť hodnota Hubbleovej konštanty rovnaká v každom okamihu vývoja vesmíru? Táto stabilná stálosť Hubbleovej konštanty naznačuje, že nám známe zákony Vesmíru pôsobiace v Megagalaxii sú povinné pre celý Vesmír ako celok. Možno, ako hovoria kritici Hubbleovej konštanty, existujú ďalšie zákony, ktoré Hubbleova konštanta nebude spĺňať.

Napríklad, hovoria, že svetlo môže „sčervenať“ vplyvom medzihviezdneho (ISM) a intergalaktického (IGM) média, ktoré môže predĺžiť vlnovú dĺžku jeho pohybu k pozorovateľovi. Ďalšou otázkou, ktorá vyvolala diskusie v súvislosti s výskumom E. Hubblea, bola otázka predpokladu možnosti pohybu galaxií rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla. Ak je to možné, potom tieto galaxie môžu zmiznúť z nášho pozorovania, pretože zo všeobecnej teórie relativity nemôžu byť žiadne signály prenášané rýchlejšie ako svetlo. Napriek tomu väčšina vedcov verí, že pozorovania E. Hubblea potvrdili fakt expanzie vesmíru.

Skutočnosť expanzie galaxií neznamená expanziu v rámci samotných galaxií, keďže ich štruktúrna istota je zabezpečená pôsobením vnútorných gravitačných síl.

Pozorovania E. Hubblea prispeli k ďalšej diskusii o modeloch A. Friedmana. belgickýmníchAastronómA.Lemetr(VnieRzavýjaťpol druhej)storočízaplatenédávaj pozorAcienaslefúkanieokolnosť:galaktická recesiaznamenározšíreniepriestor,teda,Vminulosti

bolznížiťobjemAPlvzťahyVespoločnosti. Lemaitre nazval počiatočnú hustotu látky proto-atóm s hustotou 10 9 3 g/cm 3, z ktorého Boh stvoril svet. Z tohto modelu vyplýva, že koncept hustoty hmoty možno použiť na určenie hraníc použiteľnosti konceptov priestoru a času. Pri hustote 10 9 3 g/cm 3 pojmy času a priestoru strácajú svoj obvyklý fyzikálny význam. Tento model upriamil pozornosť na fyzický stav so super hustými a super horúcimi fyzikálnymi parametrami. Okrem toho boli navrhnuté modely pulzujúcaVesmír: Vesmír sa rozpína ​​a zmršťuje, no nikdy nedosiahne extrémne hranice. Modely pulzujúceho vesmíru kladú veľký dôraz na meranie hustoty energie a hmoty vesmíru. Keď sa dosiahne kritická hranica hustoty, vesmír sa roztiahne alebo zmrští. V dôsledku toho sa objavil termín "singuljarnoe"(lat. singularus - samostatný, jediný) stav, v ktorom hustota a teplota nadobúdajú nekonečnú hodnotu. Táto línia výskumu čelila problému „skrytej hmoty“ vesmíru. Faktom je, že pozorovaná hmotnosť vesmíru sa nezhoduje s jeho hmotnosťou vypočítanou na základe teoretických modelov.

Model„Veľkývýbuch." Náš krajan G. Gamow (1904-1968)

pracoval na Petrohradskej univerzite a poznal kozmologické myšlienky

A. Friedman. V roku 1934 bol vyslaný na služobnú cestu do USA, kde zostal až do konca života. Pod vplyvom kozmologických predstáv A. Friedmana sa G. Gamow začal zaujímať o dva problémy:

1) relatívny počet chemických prvkov vo vesmíre a 2) ich pôvod. Do konca prvej polovice dvadsiateho storočia. O týchto problémoch sa viedla živá diskusia: kde môžu vznikať ťažké chemické prvky, ak sú vodík (1 1 H) a hélium (4 H) najrozšírenejšími chemickými prvkami vo vesmíre. G. Gamow navrhol, že chemické prvky vystopovali svoju históriu až k samému začiatku expanzie vesmíru.

ModelG.GamovanAvolalModel„Veľkývýbuch",nOonaMá

AinéNázov:"A-B-D-teória". Tento názov označuje začiatočné písmená autorov článku (Alpher, Bethe, Gamow), ktorý bol publikovaný v roku 1948 a obsahoval model „horúceho vesmíru“, ale hlavná myšlienka tohto článku patrila G. Gamowovi .

Stručne o podstate tohto modelu:

1. „Pôvodný začiatok“ Vesmíru podľa Friedmanovho modelu predstavoval superhustý a superhorúci stav.

2. Tento stav vznikol v dôsledku predchádzajúceho stlačenia celej hmotnej a energetickej zložky Vesmíru.

3. Tento stav zodpovedal extrémne malému objemu.

4. Energia-hmota po dosiahnutí určitej hranice hustoty a teploty v tomto stave explodovala, nastal Veľký tresk, ktorý Gamow nazval

"Kozmologický veľký tresk".

5. Hovoríme o nezvyčajnom výbuchu.

6. Veľký tresk dal určitú rýchlosť pohybu všetkým fragmentom pôvodného fyzického stavu pred Veľkým treskom.

7. Keďže počiatočný stav bol superhorúci, expanzia by mala zachovať zvyšky tejto teploty vo všetkých smeroch rozpínajúceho sa vesmíru.

8. Hodnota tejto zvyškovej teploty by mala byť vo všetkých bodoch Vesmíru približne rovnaká.

Tento jav sa nazýval reliktné (staroveké), žiarenie pozadia.

1953 G. Gamow vypočítal vlnovú teplotu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Jemu

ukázalo sa, že je to 10 K. Žiarenie CMB je mikrovlnné elektromagnetické žiarenie.

V roku 1964 americkí špecialisti A. Penzias a R. Wilson náhodou objavili reliktné žiarenie. Po nainštalovaní antén nového rádioteleskopu sa nedokázali zbaviť rušenia v rozsahu 7,8 cm.Toto rušenie a šum prichádzali z vesmíru, rovnakej veľkosti a vo všetkých smeroch. Merania tohto žiarenia pozadia poskytli teplotu nižšiu ako 10 K.

Potvrdila sa tak hypotéza G. Gamowa o reliktnom žiarení pozadia. G. Gamow vo svojich prácach o teplote žiarenia pozadia použil vzorec A. Friedmana, ktorý vyjadruje závislosť zmien hustoty žiarenia v čase. V parabole ( K> 0) modely vesmíru. Friedman uvažoval o stave, v ktorom žiarenie dominuje hmote nekonečne sa rozpínajúceho vesmíru.

Podľa Gamowovho modelu existovali vo vývoji Vesmíru dve éry: a) prevaha žiarenia (fyzikálneho poľa) nad hmotou;

b) prevaha hmoty nad žiarením. V počiatočnom období prevládalo žiarenie nad hmotou, potom nastal čas, keď sa ich pomer rovnal, a obdobie, keď hmota začala prevládať nad žiarením. Gamow určil hranicu medzi týmito obdobiami – 78 miliónov rokov.

Na konci dvadsiateho storočia. meranie mikroskopických zmien žiarenia pozadia, ktoré bolo tzv posiatybYu, viedli mnohých výskumníkov k tvrdeniu, že tieto vlnky predstavujú zmenu hustoty látokAenergieGaiV v dôsledku pôsobenia gravitačných síl na rané štádiá vývoja Vesmír.

Model "VflyatsiOhnusnevesmír".

Pojem „inflácia“ (lat. "inflácia") sa interpretuje ako opuch. Dvaja výskumníci A. Guth a P. Seinhardt navrhli tento model. V tomto modeli je vývoj vesmíru sprevádzaný obrovským nafúknutím kvantového vákua: za 10 - 30 s sa veľkosť vesmíru zväčší 10 50-krát. Inflácia je adiabatický proces. Je spojená s ochladzovaním a vznikom rozdielov medzi slabými, elektromagnetickými a silnými interakciami. Obdobou inflácie vesmíru môže byť, zhruba povedané, náhla kryštalizácia podchladenej kvapaliny. Spočiatku bola inflačná fáza považovaná za „znovuzrodenie“ vesmíru po Veľkom tresku. V súčasnosti tento koncept využívajú modely inflácie AnflatonnOthpoliach. Ide o hypotetické pole (od slova „inflácia“), v ktorom sa vďaka náhodným výkyvom vytvorila homogénna konfigurácia tohto poľa s veľkosťou viac ako 10 -33 cm. Vesmír, v ktorom žijeme.

Popis udalostí vo vesmíre založený na modeli „Inflačný vesmír“ sa úplne zhoduje s popisom založeným na modeli veľkého tresku, počnúc 10 - 30 od expanzie. Fáza inflácie znamená, že pozorovateľný vesmír je len časťou vesmíru. V učebnici T. Ya. Dubnischeva „Koncepty modernej prírodnej vedy“ je navrhnutý nasledujúci priebeh udalostí podľa modelu „inflačného vesmíru“:

1) t - 10 - 4 5 s. V tomto bode, po začatí expanzie vesmíru, bol jeho polomer približne 10 - 50 cm.Táto udalosť je z hľadiska modernej fyziky nezvyčajná. Predpokladá sa, že mu predchádzajú udalosti generované kvantovými efektmi inflatónového poľa. Tento čas je kratší ako čas „Planckovej éry“ - 10 - 4 3 s. To však nezamieňa priaznivcov tohto modelu, ktorí vykonávajú výpočty s časom 10 - 50 s;

2) t - približne od 10 - 43 do 10 - 35 s - éra „Veľkého zjednotenia“ alebo zjednotenia všetkých síl fyzickej interakcie;

3) t - približne od 10 - 3 5 do 10 - 5 - rýchla časť inflačnej fázy,

keď sa priemer vesmíru zväčšil 10 5 0 krát. Hovoríme o vzniku a vzniku elektrón-kvarkového prostredia;

4) t- približne od 10 -5 do 10 5 s dochádza najskôr k udržaniu kvarkov v hadrónoch a potom k vytvoreniu jadier budúcich atómov, z ktorých následne vzniká hmota.

Z tohto modelu vyplýva, že po jednej sekunde od začiatku rozpínania Vesmíru nastáva proces vzniku hmoty, jej oddeľovania od fotónov elektromagnetickej interakcie a vzniku protosuperklastrov a protogalaxií. K zahrievaniu dochádza v dôsledku vzniku častíc a antičastíc, ktoré navzájom interagujú. Tento proces sa nazýva anihilácia (lat. nihil - nič alebo premena na nič). Autori modelu sa domnievajú, že anihilácia je asymetrická voči vzniku obyčajných častíc, ktoré tvoria náš vesmír. Hlavnou myšlienkou modelu „Inflačný vesmír“ je teda vylúčiť koncept

„Veľký tresk“ ako zvláštny, nezvyčajný, výnimočný stav vo vývoji vesmíru. V tomto modeli sa však objavuje rovnako nezvyčajný stav. Toto je štát spolnfigurácie anflatónové pole. Vek vesmíru v týchto modeloch sa odhaduje na 10-15 miliárd rokov.

„Inflačný model“ a model „Veľkého tresku“ poskytujú vysvetlenie pozorovanej heterogenity vesmíru (hustota kondenzácie hmoty). Predovšetkým sa verí, že počas inflácie Vesmíru vznikli kozmické nehomogenity-textúry ako zárodky agregátov hmoty, ktoré neskôr prerástli do galaxií a ich zhlukov. Svedčí o tom aj záznam z roku 1992. odchýlka teploty kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia od jeho priemernej hodnoty 2,7 ​​K je približne 0,00003 K. Oba modely hovoria o horúcom expandujúcom vesmíre, v priemere homogénnom a izotropnom vzhľadom na kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. V druhom prípade máme na mysli skutočnosť, že žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia je takmer identické vo všetkých častiach pozorovateľného vesmíru vo všetkých smeroch od pozorovateľa.

Existujú alternatívy k modelu Veľkého tresku a inflačnému modelu.

Vesmír": modely "Stacionárneho vesmíru", "Studeného vesmíru" a

„Sebakonzistentná kozmológia“.

Model„StacionárneVesmír." Tento model bol vyvinutý v roku 1948. Bol založený na princípe „kozmologickej stálosti“ Vesmíru: vo vesmíre by nemalo byť len jedno pridelené miesto, ale nemal by byť pridelený ani jeden časový okamih. Autormi tohto modelu sú G. Bondi, T. Gold a F. Hoyle, posledne menovaný známy autor populárnych kníh o kozmológii. V jednom zo svojich diel napísal:

"Každý oblak, galaxia, každá hviezda, každý atóm mal začiatok, ale nie celý vesmír, vesmír je niečo viac než len jeho časti, hoci sa tento záver môže zdať neočakávaný." Tento model predpokladá prítomnosť vnútorného zdroja vo vesmíre, zásobníka energie, ktorý udržuje hustotu svojej energetickej hmoty na „konštantnej úrovni, ktorá zabraňuje stlačeniu vesmíru“. Napríklad F. Hoyle tvrdil, že ak by sa jeden atóm objavil v jednom vedre vesmíru každých 10 miliónov rokov, potom by hustota energie, hmoty a žiarenia vo vesmíre ako celku bola konštantná. Tento model nevysvetľuje, ako vznikli atómy chemických prvkov, hmoty atď.

d) Objav reliktného žiarenia, žiarenia pozadia, značne podkopal teoretické základy tohto modelu.

Model« ChladnýVesmírth». Model bol navrhnutý v šesťdesiatych rokoch

rokov minulého storočia od sovietskeho astrofyzika Ya.Zeldoviča. Porovnanie

teoretické hodnoty hustoty žiarenia a teploty podľa modelu

„Veľký tresk“ s údajmi z rádioastronómie umožnil Ya.Zeldovichovi predložiť hypotézu, podľa ktorej bol počiatočný fyzikálny stav vesmíru studený protón-elektrónový plyn s prímesou neutrín: na každý protón pripadá jeden elektrón a jeden neutrína. Objav kozmického mikrovlnného žiarenia na pozadí, ktorý potvrdil hypotézu o počiatočnom horúcom stave vo vývoji vesmíru, viedol Zeldovicha k opusteniu vlastného modelu „studeného vesmíru“. Myšlienka výpočtu vzťahu medzi počtom rôznych typov častíc a množstvom chemických prvkov vo vesmíre sa však ukázala ako plodná. Konkrétne sa zistilo, že hustota energie a hmoty vo vesmíre sa zhoduje s hustotou kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia.

Model"VesmírVatóm." Tento model hovorí, že v skutočnosti neexistuje jeden, ale mnoho vesmírov. Model „Universe in an Atom“ vychádza z koncepcie uzavretého sveta podľa A. Friedmana. Uzavretý svet je oblasť vesmíru, v ktorej sa príťažlivé sily medzi jeho zložkami rovnajú energii ich celkovej hmotnosti. V tomto prípade môžu byť vonkajšie rozmery takého Vesmíru mikroskopické. Z pohľadu vonkajšieho pozorovateľa to bude mikroskopický objekt, no z pohľadu pozorovateľa vo vnútri tohto Vesmíru vyzerá všetko inak: jeho galaxie, hviezdy atď.. Tieto objekty sú tzv. fReadmonov. Akademik A. A. Markov vyslovil hypotézu, že Friedmonov môže byť neobmedzený počet a môžu byť úplne otvorení, teda majú vstup do svojho sveta a východ (spojenie) s inými svetmi. Ukazuje sa, že existuje veľa vesmírov, alebo, ako to nazval člen korešpondenta Akadémie vied ZSSR I. S. Shklovsky v jednom zo svojich diel, - Metaverse.

Myšlienku mnohosti vesmírov vyjadril A. Guth, jeden z autorov inflačného modelu vesmíru. V nafukovacom vesmíre je možný vznik „aneuryziem“ (lekársky termín, ktorý znamená vyčnievanie stien krvných ciev) z materského vesmíru. Podľa tohto autora je stvorenie Vesmíru celkom možné. Aby ste to dosiahli, musíte stlačiť 10 kg látky

na veľkosť menšiu ako jedna kvadriliontina elementárnej častice.

AUTOTESTOVACIE OTÁZKY

1. Model „veľkého tresku“.

2. Astronomické výskumy E. Hubbla a ich úloha vo vývoji

moderná kozmológia.

3. Relikt, žiarenie pozadia.

4. Model „Inflačný vesmír“.

Hypotéza viaclistového modelu vesmíru

Predslov autora stránky: Do pozornosti čitateľov stránky „Vedomosť je sila“ ponúkame fragmenty z 29. kapitoly knihy Andreja Dmitrieviča Sacharova „Memoáre“. Akademik Sacharov hovorí o práci v oblasti kozmológie, ktorú vykonal po tom, čo sa začal aktívne zapájať do aktivít v oblasti ľudských práv - najmä v Gorkého exile. Tento materiál je nepochybne zaujímavý na tému „Vesmír“, o ktorej sa hovorí v tejto kapitole našej stránky. Zoznámime sa s hypotézou viaclistového modelu Vesmíru a ďalšími problémami kozmológie a fyziky. ...A, samozrejme, spomeňme si na našu nedávnu tragickú minulosť.

Akademik Andrej Dmitrievič SACHAROV (1921-1989).

V Moskve v 70. rokoch av Gorkom som pokračoval v pokusoch o štúdium fyziky a kozmológie. Počas týchto rokov som nedokázal presadiť výrazne nové myšlienky a pokračoval som v rozvíjaní tých smerov, ktoré už boli prezentované v mojich prácach zo 60. rokov (a opísané v prvej časti tejto knihy). To je asi údel väčšiny vedcov, keď pre nich dosiahnu určitú vekovú hranicu. Nestrácam však nádej, že mi možno „zasvieti“ aj niečo iné. Zároveň musím povedať, že jednoduché pozorovanie vedeckého procesu, ktorého sa vy sami nezúčastňujete, ale viete, čo je čo, prináša hlbokú vnútornú radosť. V tomto zmysle nie som „nenásytný“.

V roku 1974 som to urobil a v roku 1975 som publikoval článok, v ktorom som rozvinul myšlienku nulového Lagrangianu gravitačného poľa, ako aj metódy výpočtu, ktoré som použil v predchádzajúcich prácach. Zároveň sa ukázalo, že som prišiel k metóde, ktorú pred mnohými rokmi navrhol Vladimír Aleksandrovič Fok a potom Julian Schwinger. Avšak môj záver a samotná cesta stavby, metódy boli úplne iné. Bohužiaľ som nemohol poslať svoju prácu Fokovi - práve vtedy zomrel.

Následne som v mojom článku objavil niekoľko chýb. Ponechala nevyjasnenú otázku, či „indukovaná gravitácia“ (moderný termín používaný namiesto termínu „nulový Lagrangian“) dáva správne znamenie gravitačnej konštanty v ktorejkoľvek z možností, ktoré som zvažoval.<...>

Tri práce – jedna publikovaná pred mojím vyhnaním a dve po mojom vyhnaní – sa venujú kozmologickým problémom. V prvom článku diskutujem o mechanizmoch baryónovej asymetrie. Možno sú zaujímavé všeobecné úvahy o kinetike reakcií vedúcich k baryónovej asymetrii vesmíru. Konkrétne v tejto práci však uvažujem v rámci môjho starého predpokladu o existencii „kombinovaného“ zákona zachovania (súčet počtov kvarkov a leptónov je zachovaný). Ako som k tejto myšlienke prišiel a prečo ju teraz považujem za nesprávnu, som už písal v prvej časti svojich spomienok. Celkovo mi táto časť práce pripadá nevydarená. Oveľa viac sa mi páči tá časť práce, o ktorej píšem viaclistový model vesmíru . Toto je predpoklad, že kozmologická expanzia vesmíru je nahradená kompresiou, potom novou expanziou takým spôsobom, že cykly kompresia - expanzia sa opakujú nekonečne veľa krát. Takéto kozmologické modely už dlho priťahujú pozornosť. Nazvali ich rôzni autori "pulzujúci" alebo "oscilujúci" modely Vesmíru. Viac sa mi páči výraz "viaclistový model" . Pôsobí expresívnejšie, viac v súlade s emocionálnym a filozofickým významom grandiózneho obrazu opakovaného opakovania cyklov existencie.

Pokiaľ sa predpokladalo zachovanie, viaclistový model narážal na neprekonateľné ťažkosti vyplývajúce z jedného zo základných prírodných zákonov – druhého termodynamického zákona.

Ustúpiť. V termodynamike sa zavádza určitá charakteristika stavu telies, tzv. Môj otec si raz spomenul na starú populárnu vedeckú knihu s názvom „Kráľovná sveta a jej tieň“. (Bohužiaľ som zabudla, kto je autorom tejto knihy.) Kráľovnou je samozrejme energia a tieňom je entropia. Na rozdiel od energie, pre ktorú existuje zákon zachovania, pre entropiu druhý termodynamický zákon stanovuje zákon zvyšovania (presnejšie neklesania). Procesy, pri ktorých sa celková entropia telies nemení, sa nazývajú (považujú sa za vratné). Príkladom reverzibilného procesu je mechanický pohyb bez trenia. Reverzibilné procesy sú abstrakciou, limitujúcim prípadom nevratných procesov sprevádzaných nárastom celkovej entropie telies (pri trení, prenose tepla a pod.). Matematicky je entropia definovaná ako veličina, ktorej prírastok sa rovná prílevu tepla vydelenému absolútnou teplotou (dodatočne sa predpokladá - presnejšie, vyplýva zo všeobecných zásad - že entropia pri teplote absolútnej nuly a entropia vákua sú rovnaké na nulu).

Číselný príklad pre názornosť. Určité telo s teplotou 200 stupňov prenesie 400 kalórií počas výmeny tepla do druhého tela s teplotou 100 stupňov. Entropia prvého telesa sa znížila o 400/200, t.j. o 2 jednotky a entropia druhého tela sa zvýšila o 4 jednotky; Celková entropia sa zvýšila o 2 jednotky v súlade s požiadavkou druhého zákona. Všimnite si, že tento výsledok je dôsledkom skutočnosti, že teplo sa prenáša z teplejšieho telesa na chladnejšie.

Zvýšenie celkovej entropie počas nerovnovážnych procesov vedie v konečnom dôsledku k zahrievaniu látky. Vráťme sa ku kozmológii, k viaclistovým modelom. Ak predpokladáme, že počet baryónov je pevný, potom sa entropia na baryón bude zvyšovať donekonečna. Látka sa bude každým cyklom ohrievať neobmedzene, t.j. podmienky vo vesmíre sa nebudú opakovať!

Problém odpadá, ak opustíme predpoklad zachovania baryónového náboja a uvážime, v súlade s mojou predstavou z roku 1966 a jeho následným vývojom mnohých iných autorov, že baryónový náboj vzniká z „entropie“ (t.j. neutrálnej horúcej hmoty) v raných štádiách kozmologickej expanzie vesmíru. V tomto prípade je počet vytvorených baryónov úmerný entropii pri každom expanzno-kompresnom cykle, t.j. podmienky pre vývoj hmoty a tvorbu štruktúrnych foriem môžu byť v každom cykle približne rovnaké.

Prvýkrát som v novinách z roku 1969 vytvoril termín „viaclistový model“. V mojich nedávnych článkoch používam ten istý výraz v trochu inom zmysle; Spomínam to tu, aby nedošlo k nedorozumeniam.

Prvý z posledných troch článkov (1979) skúmal model, v ktorom sa predpokladá, že priestor je v priemere plochý. Tiež sa predpokladá, že Einsteinova kozmologická konštanta nie je nula a je záporná (hoci v absolútnej hodnote je veľmi malá). V tomto prípade, ako ukazujú rovnice Einsteinovej teórie gravitácie, kozmologická expanzia nevyhnutne ustupuje kompresii. Okrem toho každý cyklus úplne opakuje predchádzajúci z hľadiska jeho priemerných charakteristík. Je dôležité, aby bol model priestorovo plochý. Popri plochej geometrii (euklidovská geometria) sú nasledujúce dve práce venované aj úvahám o Lobačevského geometrii a geometrii hypersféry (trojrozmernej analógie dvojrozmernej gule). V týchto prípadoch však nastáva ďalší problém. Zvýšenie entropie vedie k zvýšeniu polomeru vesmíru v zodpovedajúcich okamihoch každého cyklu. Extrapoláciou do minulosti zistíme, že každému danému cyklu mohol predchádzať len konečný počet cyklov.

V „štandardnej“ (jednolistovej) kozmológii je problém: čo bolo pred momentom maximálnej hustoty? Vo viaclistových kozmológiách (okrem prípadu priestorovo plochého modelu) sa tomuto problému vyhnúť nedá – otázka sa prenáša do momentu začiatku expanzie prvého cyklu. Možno zastávať názor, že začiatok expanzie prvého cyklu alebo v prípade štandardného modelu jediného cyklu je okamihom stvorenia sveta, a preto otázka, čo sa stalo predtým, leží za rozsah vedeckého výskumu. Avšak možno rovnako – alebo podľa mňa viac – opodstatnený a plodný je prístup, ktorý umožňuje neobmedzený vedecký výskum hmotného sveta a časopriestoru. Zároveň tu zrejme nie je miesto pre Akt stvorenia, ale základný náboženský koncept božského významu Bytia nie je ovplyvnený vedou a leží za jej hranicami.

Som si vedomý dvoch alternatívnych hypotéz súvisiacich s diskutovaným problémom. Zdá sa mi, že jeden z nich som prvýkrát vyjadril v roku 1966 a v nasledujúcich prácach bol predmetom mnohých objasnení. Toto je hypotéza „otočenia šípky času“. Úzko súvisí s takzvaným problémom reverzibility.

Ako som už písal, v prírode neexistujú úplne reverzibilné procesy. Trenie, prenos tepla, emisia svetla, chemické reakcie, životné procesy sa vyznačujú nezvratnosťou, markantným rozdielom medzi minulosťou a budúcnosťou. Ak natočíme nejaký nezvratný proces a potom pustíme film v opačnom smere, uvidíme na obrazovke niečo, čo sa v skutočnosti nemôže stať (napríklad zotrvačník rotujúci zotrvačnosťou zvyšuje rýchlosť otáčania a ložiská chladnú). Kvantitatívne je ireverzibilita vyjadrená v monotónnom zvýšení entropie. Zároveň atómy, elektróny, atómové jadrá atď., ktoré sú súčasťou všetkých telies. pohybovať sa podľa zákonov mechaniky (kvantových, ale to tu nie je dôležité), ktoré sú úplne reverzibilné v čase (v kvantovej teórii poľa - so súčasným odrazom CP, pozri v prvej časti). Asymetria dvoch smerov času (prítomnosť „šípky času“, ako sa hovorí) so symetriou pohybových rovníc už dlho priťahuje pozornosť tvorcov štatistickej mechaniky. Diskusia o tejto problematike sa začala v posledných desaťročiach minulého storočia a niekedy bola poriadne vzrušená. Riešením, ktoré viac-menej uspokojilo všetkých, bola hypotéza, že asymetria bola spôsobená počiatočnými podmienkami pohybu a polohou všetkých atómov a polí „v nekonečne vzdialenej minulosti“. Tieto počiatočné podmienky musia byť „náhodné“ v určitom dobre definovanom zmysle.

Ako som navrhol (v roku 1966 a presnejšie v roku 1980), v kozmologických teóriách, ktoré majú určený bod v čase, by sa tieto náhodné počiatočné podmienky nemali pripisovať nekonečne vzdialenej minulosti (t -> - ∞), ale tomuto vybranému bodu (t = 0).

Potom automaticky v tomto bode má entropia minimálnu hodnotu a pri pohybe dopredu alebo dozadu od nej v čase sa entropia zvyšuje. Toto som nazval „otočenie šípu času“. Keďže pri otáčaní šípky času sa všetky procesy vrátane informačných procesov (vrátane životných procesov) obracajú, nevznikajú žiadne paradoxy. Vyššie uvedené myšlienky o prevrátení šípky času, pokiaľ viem, sa vo vedeckom svete nedočkali uznania. Ale zdajú sa mi zaujímavé.

Rotácia šípky času obnovuje symetriu dvoch smerov času, ktorá je vlastná pohybovým rovniciam v kozmologickom obraze sveta!

V rokoch 1966-1967 Predpokladal som, že v bode obratu šípky času dochádza k odrazu CPT. Tento predpoklad bol jedným z východiskových bodov mojej práce o baryónovej asymetrii. Tu uvediem ďalšiu hypotézu (Kirzhnitz, Linde, Guth, Turner a ďalší mali ruku; tu mám len poznámku, že ide o otočenie šípu času).

Moderné teórie predpokladajú, že vákuum môže existovať v rôznych stavoch: stabilné, s hustotou energie rovnej nule s veľkou presnosťou; a nestabilné, majúce obrovskú hustotu pozitívnej energie (efektívna kozmologická konštanta). Tento posledný stav sa niekedy nazýva „falošné vákuum“.

Jedno z riešení rovníc všeobecnej relativity pre takéto teórie je nasledovné. Vesmír je uzavretý, t.j. v každom okamihu predstavuje „hypersféru“ konečného objemu (hypersféra je trojrozmerný analóg dvojrozmerného povrchu gule; hypersféru si možno predstaviť „vnorenú“ v štvorrozmernom euklidovskom priestore, rovnako ako dvojrozmerný dimenzionálna guľa je „vnorená“ do trojrozmerného priestoru). Polomer hypersféry má v určitom časovom bode minimálnu konečnú hodnotu (označme ho t = 0) a zväčšuje sa so vzdialenosťou od tohto bodu, a to dopredu aj dozadu. Entropia je nulová pre falošné vákuum (ako pre každé vákuum vo všeobecnosti) a keď sa vzďaľuje od bodu t = 0 dopredu alebo dozadu v čase, zvyšuje sa v dôsledku rozpadu falošného vákua a mení sa na stabilný stav skutočného vákua . V bode t = 0 sa teda šípka času otáča (ale neexistuje kozmologická CPT symetria, ktorá si vyžaduje nekonečnú kompresiu v bode odrazu). Rovnako ako v prípade symetrie CPT, aj tu sú všetky zachované náboje rovné nule (z triviálneho dôvodu - v t = 0 je stav vákua). Preto je aj v tomto prípade potrebné predpokladať dynamický výskyt pozorovanej baryónovej asymetrie, spôsobený porušením invariantnosti CP.

Alternatívnou hypotézou o prehistórii vesmíru je, že v skutočnosti neexistuje jeden alebo dva vesmíry (ako - v určitom zmysle slova - v hypotéze otáčania šípky času), ale mnohé radikálne odlišné od seba navzájom. a vznikajúce z nejakého „primárneho“ priestoru (alebo jeho základných častíc; toto môže byť len iný spôsob vyjadrenia). Iné vesmíry a primárny priestor, ak má zmysel o tom hovoriť, môžu mať najmä v porovnaní s „naším“ vesmírom iný počet „makroskopických“ priestorových a časových rozmerov – súradníc (v našom vesmíre tri priestorové a jeden časový rozmer; v iných vesmíroch môže byť všetko inak!) Žiadam vás, aby ste nevenovali zvláštnu pozornosť prídavnému menu „makroskopický“ uzavretému v úvodzovkách. Je spojená s hypotézou „zhutnenia“, podľa ktorej je väčšina rozmerov zhutnená, t.j. uzavretý do seba vo veľmi malom meradle.

Štruktúra "Mega-vesmíru"

Predpokladá sa, že medzi rôznymi vesmírmi neexistuje príčinná súvislosť. To je presne to, čo ospravedlňuje ich interpretáciu ako samostatných vesmírov. Túto grandióznu štruktúru nazývam „Mega vesmír“. Viacerí autori diskutovali o variantoch takýchto hypotéz. Najmä hypotézu viacnásobného zrodu uzavretých (približne hypersférických) Vesmírov obhajuje v jednej zo svojich prác Ya.B. Zeldovič.

Myšlienky Mega Universe sú mimoriadne zaujímavé. Možno je pravda práve v tomto smere. Pre mňa je však v niektorých z týchto stavieb jedna nejasnosť trochu technického charakteru. Je celkom prijateľné predpokladať, že podmienky v rôznych oblastiach vesmíru sú úplne odlišné. Ale zákony prírody musia byť nevyhnutne rovnaké všade a vždy. Príroda nemôže byť ako kráľovná v Carrollovej Alici v krajine zázrakov, ktorá svojvoľne zmenila pravidlá hry kroket. Existencia nie je hra. Moje pochybnosti sa týkajú tých hypotéz, ktoré umožňujú prerušenie kontinuity časopriestoru. Sú takéto procesy prijateľné? Nie sú porušením zákonov prírody v bodoch zlomu, a nie „podmienok bytia“? Opakujem, nie som si istý, či sú to oprávnené obavy; Možno opäť, ako v otázke zachovania počtu fermiónov, vychádzam z príliš úzkeho uhla pohľadu. Okrem toho sú celkom predstaviteľné hypotézy, kde dochádza k zrodeniu vesmírov bez narušenia kontinuity.

Predpoklad, že spontánne zrodenie mnohých a možno nekonečného počtu vesmírov, ktoré sa líšia svojimi parametrami, a že vesmír, ktorý nás obklopuje, sa medzi mnohými svetmi odlišuje práve podmienkou pre vznik života a inteligencie, sa nazýva „antropický princíp“. “ (AP). Zeldovich píše, že prvá úvaha o AP, ktorú pozná v kontexte rozpínajúceho sa vesmíru, patrí Idlisovi (1958). V koncepte mnoholistového Vesmíru môže hrať rolu aj antropický princíp, ale pre voľbu medzi po sebe idúcimi cyklami alebo ich regiónmi. Túto možnosť rozoberám v mojej práci „Multiple Models of the Universe“. Jednou z ťažkostí viaclistových modelov je, že tvorba „čiernych dier“ a ich spájanie narúša symetriu v štádiu kompresie natoľko, že je úplne nejasné, či sú podmienky nasledujúceho cyklu vhodné na vytvorenie vysoko organizovanej štruktúry. Na druhej strane v dostatočne dlhých cykloch prebiehajú procesy rozpadu baryónu a vyparovania čiernych dier, čo vedie k vyhladeniu všetkých hustotných nehomogenít. Predpokladám, že kombinované pôsobenie týchto dvoch mechanizmov – vznik čiernych dier a zosúladenie nehomogenít – vedie k postupnej zmene „hladších“ a „narušenejších“ cyklov. Nášmu cyklu mal predchádzať „hladký“ cyklus, počas ktorého nevznikli žiadne čierne diery. Aby sme boli konkrétni, môžeme uvažovať o uzavretom vesmíre s „falošným“ vákuom v bode obratu šípky času. Kozmologickú konštantu v tomto modeli možno považovať za rovnú nule, zmena z expanzie na kompresiu nastáva jednoducho vďaka vzájomnej príťažlivosti bežnej hmoty. Trvanie cyklov sa zvyšuje v dôsledku nárastu entropie s každým cyklom a presahuje ľubovoľný daný počet (sklon k nekonečnu), takže sú splnené podmienky pre rozpad protónov a vyparovanie „čiernych dier“.

Viaclistové modely poskytujú odpoveď na takzvaný paradox veľkého počtu (ďalším možným vysvetlením je hypotéza Gutha et al., ktorá zahŕňa dlhé štádium „inflácie“, pozri kapitolu 18).

Planéta na okraji vzdialenej guľovej hviezdokopy. Umelec © Don Dixon

Prečo je celkový počet protónov a fotónov vo vesmíre s konečným objemom taký enormne veľký, hoci konečný? A ďalšia forma tejto otázky, ktorá sa týka „otvorenej“ verzie, je, prečo je počet častíc taký veľký v tej oblasti Lobačevského nekonečného sveta, ktorého objem je rádovo A3 (A je polomer zakrivenia )?

Odpoveď, ktorú dáva viaclistový model, je veľmi jednoduchá. Predpokladá sa, že od t = 0 už prešlo veľa cyklov; počas každého cyklu sa entropia (t. j. počet fotónov) zvyšovala, a preto sa v každom cykle generoval rastúci baryónový prebytok. Pomer počtu baryónov k počtu fotónov v každom cykle je konštantný, pretože je určený dynamikou počiatočných štádií expanzie vesmíru v danom cykle. Celkový počet cyklov od t = 0 je práve taký, aby sa získal pozorovaný počet fotónov a baryónov. Keďže ich počet rastie exponenciálne, pre potrebný počet cyklov sa k takej veľkej hodnote ani nedostaneme.

Vedľajším produktom mojej práce z roku 1982 je vzorec pravdepodobnosti gravitačnej koalescencie čiernych dier (použitý bol odhad v knihe Zeldovicha a Novikova).

Ďalšia zaujímavá možnosť, či skôr sen, sa spája s viaclistovými modelmi. Možno vysoko organizovaná myseľ, vyvíjajúca sa miliardy miliárd rokov počas cyklu, nájde spôsob, ako v zakódovanej forme preniesť niektoré z najcennejších informácií, ktoré má, svojim dedičom v nasledujúcich cykloch, oddelených od tohto cyklu v čase. obdobie superhustého stavu?.. Analógia - prenos genetickej informácie živými bytosťami z generácie na generáciu, „stlačenej“ a zakódovanej v chromozómoch jadra oplodnenej bunky. Táto možnosť je, samozrejme, úplne fantastická a neodvážil som sa o nej písať vo vedeckých článkoch, ale na stránkach tejto knihy som si dal voľný priebeh. Ale bez ohľadu na tento sen sa mi zdá hypotéza o mnoholistovom modeli vesmíru dôležitá vo filozofickom svetonázore.

Vážení návštevníci!

Vaša práca je zakázaná JavaScript. Povoľte skripty vo svojom prehliadači a otvorí sa vám plná funkčnosť stránky!

8.2. Rozvoj predstáv o vesmíre. Modely vesmíru

Historicky sa predstavy o vesmíre vždy vyvíjali v rámci mentálnych modelov vesmíru, počnúc starovekými mýtmi. V mytológii takmer každého národa zaujímajú významné miesto mýty o Vesmíre - jeho vzniku, podstate, štruktúre, vzťahoch a možných príčinách konca.

Vo väčšine starovekých mýtov svet (Vesmír) nie je večný, vytvorili ho vyššie sily z nejakého základného princípu (látky), zvyčajne z vody alebo z chaosu. Čas v dávnych kozmogonických predstavách je najčastejšie cyklický, t.j. Udalosti zrodenia, existencie a smrti Vesmíru nasledujú po sebe v kruhu, ako všetky objekty v prírode. Vesmír je jednotný celok, všetky jeho prvky sú prepojené, hĺbka týchto spojení kolíše až po možné vzájomné premeny, udalosti na seba nadväzujú, nahrádzajú sa (zima a leto, deň a noc). Tento svetový poriadok je proti chaosu. Priestor sveta je obmedzený. Vyššie sily (niekedy bohovia) pôsobia buď ako tvorcovia vesmíru alebo ako strážcovia svetového poriadku. Štruktúra Vesmíru v mýtoch predpokladá mnohovrstevnatosť: spolu s odhaleným (stredným) svetom existujú horný a dolný svet, os Vesmíru (často vo forme svetového stromu alebo hory), stred svet – miesto obdarené zvláštnymi posvätnými vlastnosťami, medzi jednotlivými vrstvami sveta existuje prepojenie. Existencia sveta je koncipovaná regresívnym spôsobom – od „zlatého veku“ po úpadok a smrť. Človek v dávnych mýtoch môže byť obdobou celého Kozmu (celý svet je vytvorený z gigantického tvora podobného obrovskému človeku), čo posilňuje spojenie medzi človekom a Vesmírom. V starodávnych modeloch človek nikdy nie je stredobodom záujmu.

V storočiach VI-V. BC. Vznikajú prvé prírodné filozofické modely vesmíru, najviac rozvinuté v starovekom Grécku. Koncept týchto modelov je Cosmos ako jeden celok, krásny a v súlade so zákonom. Otázku, ako vznikol svet, dopĺňa otázka, z čoho sa svet skladá a ako sa mení. Odpovede už nie sú formulované obrazným, ale abstraktným, filozofickým jazykom. Čas v modeloch má najčastejšie stále cyklický charakter, ale priestor je konečný. Látka pôsobí ako jednotlivé elementy (voda, vzduch, oheň – v mílézskej škole a u Herakleita), zmes elementov, a jediný, nedeliteľný, nehybný Kozmos (u Eleatov), ​​ontologizované číslo (u pytagorejcov), nedeliteľné. štruktúrne jednotky – atómy, ktoré zabezpečujú jednotu sveta – u Demokrita. Je to Demokritov model vesmíru, ktorý je v priestore nekonečný. Prírodní filozofi určovali stav kozmických objektov - hviezd a planét, rozdiely medzi nimi, ich úlohu a relatívnu polohu vo vesmíre. Vo väčšine modelov hrá významnú úlohu pohyb. Kozmos je vybudovaný podľa jediného zákona - Logos a človek tiež podlieha rovnakému zákonu - mikrokozmu, zmenšenej kópii Kozmu.

Vývoj pytagorovských názorov, ktoré geometrizovali kozmos a po prvý raz ho jasne prezentovali vo forme gule otáčajúcej sa okolo centrálneho ohňa a ním obklopenej, bol stelesnený v neskorších Platónových dialógoch. Po mnoho storočí bol Aristotelov model, matematicky spracovaný Ptolemaiom, považovaný za logický vrchol starovekých názorov na kozmos. V trochu zjednodušenej forme tento model podporovaný autoritou cirkvi vydržal asi 2 tisíc rokov. Podľa Aristotela Vesmír: o je komplexný celok, pozostávajúci z celku všetkých vnímaných tiel; o jediný svojho druhu;

o priestorovo konečný, obmedzený na extrémnu nebeskú sféru,

za tým „nie je ani prázdnota, ani priestor“; o večný, bez začiatku a nekonečný v čase. Zároveň je Zem nehybná a nachádza sa v strede Vesmíru, pozemské a nebeské (supralunárne) sú vo svojom fyzikálnom a chemickom zložení a povahe pohybu úplne opačné.

V 18. – 19. storočí, počas renesancie, sa znovu objavili prírodné filozofické modely vesmíru. Vyznačujú sa na jednej strane návratom k šírke a filozofickým názorom staroveku a na druhej strane prísnou logikou a matematikou zdedenou zo stredoveku. Nikolaj Kuzansky, N. Kopernik, G. Bruno ako výsledok teoretického výskumu navrhujú modely vesmíru s nekonečným priestorom, nezvratným lineárnym časom, heliocentrickou slnečnou sústavou a mnohými podobnými svetmi. G. Galileo, pokračujúc v tejto tradícii, skúmal zákony pohybu – vlastnosť zotrvačnosti a ako prvý vedome používal mentálne modely (konštrukty, ktoré sa neskôr stali základom teoretickej fyziky), matematický jazyk, ktorý považoval za univerzálny jazyk Vesmír, kombinácia empirických metód a teoretickej hypotézy, ktorú by skúsenosť mala potvrdiť alebo vyvrátiť, a napokon astronomické pozorovania pomocou ďalekohľadu, ktoré výrazne rozšírili možnosti vedy.

G. Galileo, R. Descartes, I. Kepler položili základy moderných fyzikálnych a kozmogonických predstáv o svete ako na ich základe, tak aj na základe zákonov mechaniky objavených Newtonom na konci 17. storočia. Bol vytvorený prvý vedecký kozmologický model vesmíru, nazývaný klasický newtonovský model. Podľa tohto modelu je Vesmír: O statický (stacionárny), t.j. v priemere konštantná v priebehu času; O je homogénne - všetky jeho body sú rovnaké; O je izotropné - všetky smery sú rovnaké; o je večné a priestorovo nekonečné a priestor a čas sú absolútne – nezávisia od seba a od pohybujúcich sa hmôt; O má nenulovú hustotu hmoty; O má štruktúru, ktorá je úplne zrozumiteľná v jazyku existujúceho systému fyzikálneho poznania, čo znamená nekonečnú extrapolovateľnosť zákonov mechaniky, zákona univerzálnej gravitácie, čo sú základné zákony pre pohyb všetkých kozmických telies.

Vo Vesmíre je navyše aplikovateľný princíp pôsobenia na veľké vzdialenosti, t.j. okamžité šírenie signálu; Jednotu Vesmíru zabezpečuje jediná štruktúra – atómová štruktúra hmoty.

Empirickým základom tohto modelu boli všetky údaje získané z astronomických pozorovaní, na ich spracovanie bol použitý moderný matematický aparát. Táto konštrukcia bola založená na determinizme a materializme racionalistickej filozofie New Age. Napriek vzniknutým rozporom (fotometrické a gravitačné paradoxy – dôsledky extrapolácie modelu do nekonečna), ideologická príťažlivosť a logická konzistentnosť, ako aj heuristický potenciál urobili z Newtonovho modelu jediný prijateľný pre kozmológov až do 20. storočia.

Potrebu revidovať názory na vesmír podnietili mnohé objavy uskutočnené v 19. a 20. storočí: prítomnosť svetelného tlaku, deliteľnosť atómu, hmotnostný defekt, model štruktúry atómu, nerovinný geometrie Riemanna a Lobačevského, ale až s príchodom teórie relativity sa nová kvantová relativistická teória stala možným modelom vesmíru.

Z rovníc špeciálnej (STR, 1905) a všeobecnej (GR, 1916) teórie relativity A. Einsteina vyplýva, že priestor a čas sú vzájomne prepojené do jedinej metriky a závisia od pohybujúcej sa hmoty: pri rýchlostiach blízkych rýchlosti svetla, priestor je stlačený, čas natiahnutý a blízko kompaktných mocných hmôt priestoročas je zakrivený, čím sa model vesmíru geometrizuje. Boli dokonca pokusy predstaviť si celý vesmír ako zakrivený časopriestor, ktorého uzly a defekty boli interpretované ako hmoty.

Einstein, ktorý riešil rovnice pre vesmír, získal model, ktorý bol obmedzený v priestore a stacionárny. Aby však udržal stacionárnosť, potreboval do riešenia zaviesť dodatočný lambda člen, ktorý nebol empiricky ničím podložený a vo svojom pôsobení bol ekvivalentný poľu proti gravitácii v kozmologických vzdialenostiach. Avšak v rokoch 1922-1924. A.A. Friedman navrhol iné riešenie týchto rovníc, z ktorých bolo možné získať tri rôzne modely vesmíru v závislosti od hustoty hmoty, ale všetky tri modely boli nestacionárne (vyvíjajúce sa) - model s expanziou a následnou kompresiou, oscilačný model a model s nekonečnou expanziou. V tom čase bolo odmietnutie stacionárnosti vesmíru skutočne revolučným krokom a vedci ho prijali s veľkými ťažkosťami, pretože sa zdalo, že odporuje všetkým zavedeným vedeckým a filozofickým názorom na prírodu, čo nevyhnutne vedie ku kreacionizmu.

Prvé experimentálne potvrdenie nestacionárnosti vesmíru bolo získané v roku 1929 - Hubble objavil červený posun v spektrách vzdialených galaxií, ktorý podľa Dopplerovho javu naznačoval expanziu vesmíru (nie všetci kozmológovia zdieľali túto interpretáciu). čas). V rokoch 1932-1933 Belgický teoretik J. Lemaigre navrhol model vesmíru s „horúcim začiatkom“, takzvaným „veľkým treskom“. Ale späť v 40. a 50. rokoch minulého storočia. Boli navrhnuté alternatívne modely (so zrodom častíc z c-poľa, z vákua), ktoré zachovávajú stacionárny charakter vesmíru.

V roku 1964 americkí vedci - astrofyzik A. Penzias a rádioastronóm K. Wilson objavili homogénne izotropné reliktné žiarenie, jasne naznačujúce „horúci začiatok“ vesmíru. Tento model sa stal dominantným a bol akceptovaný väčšinou kozmológov. Avšak práve tento bod „začiatku“, bod singularity, viedol k mnohým problémom a sporom o mechanizme „veľkého tresku“ a preto, že správanie systému (Vesmíru) v jeho blízkosti nebolo možné opísať v rámci rámec známych vedeckých teórií (nekonečne vysoká teplota a hustota museli byť kombinované s nekonečne malými veľkosťami). V 20. storočí Bolo predložených mnoho modelov vesmíru – od tých, ktoré odmietli teóriu relativity ako základ, až po tie, ktoré zmenili nejaký faktor v základnom modeli, napríklad „bunkovú štruktúru vesmíru“ alebo teóriu strún. Aby sme odstránili rozpory spojené s jedinečnosťou, v rokoch 1980-1982. Americký astronóm P. Steinhart a sovietsky astrofyzik A. Linde navrhli modifikáciu modelu rozpínajúceho sa vesmíru - model s inflačnou fázou (model „nafukujúceho sa vesmíru“), v ktorom prvé momenty po „veľkom tresku“ dostali tzv. nový výklad. Tento model sa neskôr zdokonaľoval a odstránil množstvo významných problémov a rozporov v kozmológii. Výskum sa dnes nekončí: hypotéza o pôvode primárnych magnetických polí, ktorú predložila skupina japonských vedcov, je v dobrej zhode s modelom opísaným vyššie a umožňuje nám dúfať, že získame nové poznatky o raných štádiách existencie magnetických polí. Vesmír.

Vesmír ako predmet štúdia je príliš zložitý na to, aby sa dal študovať deduktívne, metódy extrapolácie a modelovania poskytujú príležitosť posunúť sa v jeho poznaní vpred. Tieto metódy však vyžadujú prísne dodržiavanie všetkých postupov (od formulácie problému, výberu parametrov, miery podobnosti medzi modelom a originálom až po interpretáciu získaných výsledkov), a aj keď sú všetky požiadavky ideálne splnené, výsledky výskumu budú mať zásadne pravdepodobnostný charakter.

Matematizácia vedomostí, ktorá výrazne zvyšuje heuristické možnosti mnohých metód, je všeobecným trendom vo vede 20. storočia. Kozmológia nebola výnimkou: vznikol typ mentálneho modelovania - matematické modelovanie, metóda matematických hypotéz. Jej podstatou je, že najskôr sa riešia rovnice a potom sa hľadá fyzikálna interpretácia výsledných riešení. Tento postup, ktorý nie je typický pre vedu minulosti, má obrovský heuristický potenciál. Práve táto metóda viedla Friedmana k vytvoreniu modelu rozpínajúceho sa vesmíru, práve týmto spôsobom bol objavený pozitrón a na konci 20. storočia bolo urobených mnoho ďalších dôležitých objavov vo vede.

Počítačové modely, vrátane modelov používaných na modelovanie vesmíru, sa rodia z vývoja výpočtovej techniky. Na ich základe boli vylepšené modely Vesmíru s inflačnou fázou; na začiatku 21. storočia. bolo spracované veľké množstvo informácií získaných z vesmírnej sondy a bol vytvorený model vývoja vesmíru, ktorý zohľadnil „tmavú hmotu“ a „tmavú energiu“.

Postupom času sa výklad mnohých základných pojmov zmenil.

Fyzikálne vákuum už nie je chápané ako prázdnota, nie ako éter, ale ako komplexný stav s potenciálnym (virtuálnym) obsahom hmoty a energie. Zároveň sa zistilo, že kozmické telesá a polia, ktoré sú známe modernej vede, tvoria zanedbateľné percento hmoty vesmíru a väčšina hmoty je obsiahnutá v „temnej hmote“ a „temnej energii“, ktoré sa nepriamo odhaľujú. . Výskum v posledných rokoch ukázal, že značná časť tejto energie pôsobí na rozpínanie, naťahovanie a trhanie vesmíru, čo môže viesť k zistiteľnému zrýchleniu rozpínania. V tomto smere si scenár možnej budúcnosti Vesmíru vyžaduje revíziu Kategória času je jednou z najdiskutovanejších kategórií v kozmológii. Väčšina bádateľov pripisuje času objektívny charakter, no podľa tradície pochádzajúcej od Augustína a I. Kanta sú čas a priestor formami našej kontemplácie, t.j. vykladajú sa subjektívne. Čas sa považuje buď za parameter nezávislý od akýchkoľvek faktorov (podstatný koncept pochádzajúci od Demokrita a je základom klasického newtonovského modelu vesmíru), alebo ako parameter spojený s pohybom hmoty (relačný koncept pochádzajúci od Aristotela a stáva sa základom kvantovo-relativistického modelu vesmíru). Najbežnejší je dynamický pojem, ktorý predstavuje čas ako pohyb (hovoria o plynutí času), no presadil sa aj opačný pojem – statický. Čas sa v rôznych modeloch javí buď cyklický, alebo konečný, alebo nekonečný a lineárny. Podstata času sa najčastejšie spája s kauzalitou. Rozoberajú sa problémy ako zdôvodnenie identifikácie prítomného okamihu času, jeho smer, anizotropia, ireverzibilita, univerzálnosť času, t.j. Existuje čas vo všetkých stavoch vesmíru a je vždy jednorozmerný alebo môže mať iný rozmer a za určitých podmienok dokonca neexistuje (napríklad v bode singularity). Najmenej rozvinutá otázka je o zvláštnostiach času v zložitých systémoch: biologických, mentálnych, sociálnych.

Pri tvorbe modelov Vesmíru zohrávajú významnú úlohu niektoré konštanty – gravitačná konštanta, Planckova konštanta, rýchlosť svetla, priemerná hustota hmoty, počet dimenzií časopriestoru. Štúdiom týchto konštánt niektorí kozmológovia dospeli k záveru, že pri iných hodnotách týchto konštánt by vo vesmíre neexistovali zložité formy hmoty, nehovoriac o živote a najmä inteligencii.

BIBLIOGRAFICKÝ ZOZNAM

Evsyukov V.V. Mýty o vesmíre. Novosibirsk, 1988.

Latypov N.N., Beilin V.A., Vereshkov G.M. Vákuum, elementárne častice a vesmír. M., 2001.

Linde A.D. Časticová fyzika a inflačná kozmológia. M., 1990.

Nadtochaev A.S. Filozofia a veda v staroveku. M., 1990.

Novikov I.D. Evolúcia vesmíru. M., 1990.

Pavlenko A.N. Európska kozmológia: základy epistemologického obratu. M., 1997.

Hawking S. Od veľkého tresku po čierne diery. M., 1990.

Úvod. Štruktúra vesmíru v staroveku

3Heliocentrický model vesmíru. Kozmologické modely vesmíru

1 Kozmológia

2Stacionárny model vesmíru

3Nestacionárny model vesmíru

4Moderné štúdie kozmologických modelov vesmíru. Nobelova cena za objav zrýchleného rozpínania vesmíru

5 Temná hmota

6Temná energia

Záver

Literatúra

Úvod

Vesmír ako celok je predmetom špeciálnej astronomickej vedy - kozmológie, ktorá má starodávnu históriu. Jeho počiatky siahajú až do staroveku. Kozmológia bola dlho výrazne ovplyvnená náboženským svetonázorom, keďže nie je ani tak predmetom poznania, ako skôr vierouky.

Od 19. storočia. Kozmologické problémy nie sú vecou viery, ale predmetom vedeckého poznania. Riešia sa pomocou vedeckých konceptov, myšlienok, teórií, ako aj nástrojov a nástrojov, ktoré nám umožňujú pochopiť, aká je štruktúra vesmíru a ako vznikol. V 20. storočí Významný pokrok sa dosiahol vo vedeckom chápaní povahy a vývoja vesmíru ako celku. Pochopiteľne, pochopenie týchto problémov ešte zďaleka nie je úplné a budúcnosť nepochybne povedie k novým veľkým revolúciám v v súčasnosti akceptovaných názoroch na obraz vesmíru. Je však dôležité poznamenať, že tu máme do činenia špecificky s vedou, s racionálnym poznaním, a nie s presvedčením a náboženským presvedčením.

Relevantnosť tejto práce je spôsobená na jednej strane veľkým záujmom o štruktúru Vesmíru v modernej vede, na druhej strane jeho nedostatočným rozvojom, ako aj pozornosťou venovanou Vesmíru v modernom svete.

Predmet štúdia: Vesmír.

Predmet výskumu: modely štruktúry Vesmíru.

Účel práce: zvážiť moderné kozmologické modely vesmíru.

Na dosiahnutie tohto cieľa je potrebné vyriešiť nasledujúce úlohy:

)Analyzovať literatúru o kurze všeobecnej fyziky a astronómie v súvislosti s výberom študijného odboru.

)Sledujte históriu kozmologického výskumu.

)Zvážte moderné kozmologické modely.

)Vyberte ilustračný materiál.

Práca sa skladá z úvodu, troch kapitol, záveru a bibliografie. 1. kapitola je venovaná histórii štruktúry vesmíru, 2. kapitola skúma kozmologické modely vesmíru, 3. kapitola otvára moderné štúdie kozmologických modelov a na záver sumarizuje vykonanú prácu.

Kapitola 1. Štruktúra vesmíru v staroveku

.1 Pyrocentrický model vesmíru

Cesta k pochopeniu postavenia našej planéty a ľudstva na nej žijúceho vo Vesmíre bola veľmi náročná a miestami aj veľmi dramatická. V staroveku bolo prirodzené veriť, že Zem je nehybná, plochá a v strede sveta. Zdalo sa, že celý svet bol stvorený pre človeka. Takéto predstavy sa nazývajú antropocentrizmus (z gréckeho anthropos – človek). Mnoho myšlienok a myšlienok, ktoré sa neskôr premietli do moderných vedeckých predstáv o prírode, najmä v astronómii, vzniklo v starovekom Grécku, niekoľko storočí pred naším letopočtom. Je ťažké vymenovať mená všetkých mysliteľov a ich brilantné odhady. Vynikajúci matematik Pytagoras (6. storočie pred Kristom) bol presvedčený, že „číslo vládne svetu“. Predpokladá sa, že to bol Pytagoras, ktorý prvýkrát vyjadril myšlienku, že Zem, rovnako ako všetky ostatné nebeské telesá, má guľový tvar a nachádza sa vo vesmíre bez akejkoľvek podpory. Pythagorejci navrhli pyrocentrický model vesmíru, v ktorom sa hviezdy, Slnko, Mesiac a šesť planét otáčajú okolo centrálneho ohňa (Hestia). Aby sa dosiahol posvätný počet sfér – desať – bola šiesta planéta vyhlásená za Protizem (Antichthon). Slnko aj Mesiac podľa tejto teórie svietili odrazeným svetlom Hestie. Toto bol prvý matematický systém na svete - zvyšok starovekých kozmogonistov pracoval viac s predstavivosťou ako s logikou. Vzdialenosti medzi sférami svietidiel medzi Pytagorejcami zodpovedali hudobným intervalom v stupnici; keď sa otáčajú, znie pre nás nepočuteľná „hudba sfér“. Pythagorejci verili, že Zem je guľatá a otáča sa, a preto dochádza k zmene dňa a noci. Pythagorejci prvýkrát vytvorili koncept éteru. Toto je najvrchnejšia, čistá a priehľadná vrstva vzduchu, miesto pobytu bohov.

1.2 Geocentrický model vesmíru

Ďalší nemenej slávny vedec staroveku Democritus - zakladateľ konceptu atómov, ktorý žil 400 rokov pred naším letopočtom - veril, že Slnko je mnohonásobne väčšie ako Zem, že Mesiac sám nežiari, ale iba odráža slnečné svetlo. Mliečna dráha pozostáva z obrovského množstva hviezd. Zhrňte všetky poznatky, ktoré sa nahromadili do 4. storočia. BC e., bol schopný vynikajúceho filozofa starovekého sveta Aristotela (384-322 pred Kristom).

Ryža. 1. Geocentrický systém sveta Aristotela-Ptolemaia.

Jeho činnosť zahŕňala všetky prírodné vedy - informácie o oblohe a Zemi, o zákonitostiach pohybu telies, o zvieratách a rastlinách atď. Hlavnou zásluhou Aristotela ako encyklopedistického vedca bolo vytvorenie jednotného systému vedeckého poznania. Takmer dvetisíc rokov nebol jeho názor na mnohé otázky spochybňovaný. Podľa Aristotela všetko ťažké smeruje do stredu Vesmíru, kde sa hromadí a vytvára guľovú hmotu – Zem. Planéty sú umiestnené na špeciálnych guľách, ktoré sa točia okolo Zeme. Takýto systém sveta sa nazýval geocentrický (z gréckeho názvu pre Zem - Gaia). Nebolo náhodou, že Aristoteles navrhol považovať Zem za nehybný stred sveta. Ak by sa Zem pohybovala, potom by podľa Aristotelovho spravodlivého názoru bola zrejmá pravidelná zmena relatívnych pozícií hviezd na nebeskej sfére. Ale nikto z astronómov nič také nepozoroval. Až začiatkom 19. stor. Posun hviezd (paralaxa) vyplývajúci z pohybu Zeme okolo Slnka bol nakoniec objavený a zmeraný. Mnohé Aristotelove zovšeobecnenia boli založené na záveroch, ktoré nebolo možné v tej dobe overiť skúsenosťami. Tvrdil teda, že pohyb telesa nemôže nastať, pokiaľ naň nepôsobí sila. Ako viete zo svojho kurzu fyziky, tieto myšlienky boli vyvrátené až v 17. storočí. za čias Galilea a Newtona.

1.3 Heliocentrický model vesmíru

Medzi starovekými vedcami Aristarchos zo Samosu, ktorý žil v 3. storočí, vyniká odvážnosťou svojich odhadov. BC e. Ako prvý určil vzdialenosť k Mesiacu a vypočítal veľkosť Slnka, ktoré sa podľa jeho údajov ukázalo ako objemovo viac ako 300-krát väčšie ako Zem. Pravdepodobne sa tieto údaje stali jedným z dôvodov pre záver, že Zem sa spolu s inými planétami pohybuje okolo tohto najväčšieho telesa. V súčasnosti sa Aristarchos zo Samosu nazýva „Koperník starovekého sveta“. Tento vedec zaviedol niečo nové do štúdia hviezd. Veril, že sú od Zeme nesmierne ďalej ako Slnko. Pre tú éru bol tento objav veľmi dôležitý: z útulného malého domova sa vesmír menil na obrovský obrovský svet. V tomto svete sa Zem so svojimi horami a rovinami, s lesmi a poliami, s morami a oceánmi stala maličkým zrnkom prachu, strateným v grandióznom prázdnom priestore. Bohužiaľ, diela tohto pozoruhodného vedca sa k nám prakticky nedostali a viac ako jeden a pol tisíc rokov si ľudstvo bolo isté, že Zem je nehybným stredom sveta. Do značnej miery to uľahčil matematický popis viditeľného pohybu svietidiel, ktorý pre geocentrický systém sveta vypracoval jeden z vynikajúcich matematikov staroveku – Claudius Ptolemaios v 2. storočí. AD Najťažšou úlohou bolo vysvetliť slučkový pohyb planét.

Ptolemaios vo svojom slávnom diele „Matematické pojednanie o astronómii“ (známejšie ako „Almagest“) tvrdil, že každá planéta sa pohybuje rovnomerne pozdĺž epicyklu - malého kruhu, ktorého stred sa pohybuje okolo Zeme pozdĺž odloženého - veľkého kruhu. Dokázal tak vysvetliť zvláštny charakter pohybu planét, ktorý ich odlišoval od Slnka a Mesiaca. Ptolemaiovský systém podával čisto kinematický popis pohybu planét – nič iné vtedajšia veda nevedela ponúknuť. Už ste videli, že použitie modelu nebeskej sféry na opis pohybu Slnka, Mesiaca a hviezd vám umožňuje vykonávať mnohé výpočty užitočné na praktické účely, hoci v skutočnosti takáto sféra neexistuje. To isté platí pre epicykly a deferenty, na základe ktorých možno s určitou presnosťou vypočítať polohy planét.

Ryža. 2. Pohyb Zeme a Marsu.

Postupom času sa však požiadavky na presnosť týchto výpočtov neustále zvyšovali a pre každú planétu museli pribúdať nové a nové epicykly. To všetko skomplikovalo ptolemaiovský systém, čím sa stal zbytočne ťažkopádnym a nepohodlným pre praktické výpočty. Napriek tomu zostal geocentrický systém približne 1000 rokov neotrasiteľný. Veď po rozkvete antickej kultúry v Európe sa začalo dlhé obdobie, počas ktorého sa v astronómii a mnohých iných vedách neuskutočnil jediný významný objav. Až v období renesancie sa začal vzostup rozvoja vied, v ktorých sa astronómia stala jedným z lídrov. V roku 1543 vyšla kniha vynikajúceho poľského vedca Mikuláša Koperníka (1473-1543), v ktorej zdôvodnil nové - heliocentrický - systém sveta. Kopernik ukázal, že denný pohyb všetkých hviezd možno vysvetliť rotáciou Zeme okolo svojej osi a slučkový pohyb planét tým, že všetky, vrátane Zeme, sa točia okolo Slnka.

Na obrázku je znázornený pohyb Zeme a Marsu v období, keď, ako sa nám zdá, planéta opisuje slučku na oblohe. Vytvorenie heliocentrického systému znamenalo novú etapu vo vývoji nielen astronómie, ale aj celej prírodnej vedy. Mimoriadne dôležitú úlohu zohrala Kopernikova myšlienka, že za viditeľným obrazom prebiehajúcich javov, ktorý sa nám zdá pravdivý, musíme hľadať a nachádzať podstatu týchto javov, neprístupných priamemu pozorovaniu. Heliocentrický systém sveta, podložený, ale nedokázaný Kopernikom, bol potvrdený a rozvinutý v prácach takých vynikajúcich vedcov ako Galileo Galilei a Johannes Kepler.

Galileo (1564-1642), jeden z prvých, ktorý namieril ďalekohľad na oblohu, interpretoval objavy ako dôkaz v prospech Kopernikovej teórie. Po objavení zmeny fáz Venuše dospel k záveru, že takúto sekvenciu možno pozorovať iba vtedy, ak sa točí okolo Slnka.

Ryža. 3. Heliocentrický systém sveta.

Štyri satelity planéty Jupiter, ktoré objavil, tiež vyvrátili myšlienku, že Zem je jediným stredom na svete, okolo ktorého sa môžu otáčať iné telesá. Galileo nielenže videl hory na Mesiaci, ale dokonca meral ich výšku. Spolu s niekoľkými ďalšími vedcami pozoroval aj slnečné škvrny a všimol si ich pohyb po slnečnom disku. Na základe toho dospel k záveru, že Slnko sa otáča, a preto má taký pohyb, aký Kopernik pripisoval našej planéte. Dospelo sa teda k záveru, že Slnko a Mesiac majú určitú podobnosť so Zemou. Nakoniec, pozorovaním mnohých slabých hviezd v Mliečnej dráhe a mimo nej, neprístupných voľným okom, Galileo dospel k záveru, že vzdialenosti hviezd sú rôzne a že neexistuje žiadna „guľa stálych hviezd“. Všetky tieto objavy sa stali novou etapou v chápaní polohy Zeme vo vesmíre.

Kapitola 2. Kozmologické modely vesmíru

.1 Kozmológia

V preklade z gréčtiny znamená kozmológia „opis svetového poriadku“. Toto je vedná disciplína navrhnutá tak, aby našla najvšeobecnejšie zákony pohybu hmoty a vybudovala pochopenie vesmíru ako harmonického celku. V ideálnom prípade by v ňom (v kozmologickej teórii) nemalo byť miesto pre náhodnosť, ale všetky javy pozorované v Kozme by sa mali javiť ako prejavy všeobecných zákonov pohybu hmoty. Kozmológia je teda kľúčom k pochopeniu všetkého, čo sa deje v makrokozme aj v mikrokozme.

Kozmológia je oblasť astronómie a astrofyziky, ktorá študuje pôvod, rozsiahlu štruktúru a vývoj vesmíru. Údaje pre kozmológiu sa získavajú najmä z astronomických pozorovaní. Na ich interpretáciu sa v súčasnosti používa všeobecná teória relativity A. Einsteina (1915). Vytvorenie tejto teórie a uskutočnenie zodpovedajúcich pozorovaní umožnilo začiatkom 20. rokov zaradiť kozmológiu medzi exaktné vedy, kým predtým to bola skôr oblasť filozofie. Teraz sa objavili dve kozmologické školy: empiristi sa obmedzujú na interpretáciu pozorovacích údajov bez extrapolácie svojich modelov do neprebádaných oblastí; teoretici sa snažia vysvetliť pozorovateľný vesmír pomocou niektorých hypotéz vybraných pre jednoduchosť a eleganciu. Dnes je všeobecne známy kozmologický model Veľkého tresku, podľa ktorého sa rozpínanie vesmíru začalo pred časom z veľmi hustého a horúceho stavu; Diskutuje sa aj o stacionárnom modeli vesmíru, v ktorom existuje večne a nemá začiatok ani koniec.

2.2 Stacionárny model vesmíru

Začiatok novej teórie vzniku vesmíru bol položený publikáciou práce Alberta Einsteina „Základy všeobecnej teórie relativity“ v roku 1916.

Táto práca je základom relativistickej teórie gravitácie, ktorá je zasa základom modernej kozmológie. Všeobecná teória relativity platí pre všetky referenčné systémy (a nielen pre tie, ktoré sa voči sebe pohybujú konštantnou rýchlosťou) a vyzerá matematicky oveľa komplikovanejšie ako špeciálna (čo vysvetľuje jedenásťročný rozdiel medzi ich zverejnením). Zahŕňa ako špeciálny prípad špeciálnu teóriu relativity (a teda Newtonove zákony). Všeobecná teória relativity zároveň ide oveľa ďalej ako všetky jej predchodkyne. Predovšetkým poskytuje nový výklad gravitácie. Všeobecná teória relativity robí svet štvorrozmerným: k trom priestorovým dimenziám sa pridáva čas. Všetky štyri dimenzie sú neoddeliteľné, takže už nehovoríme o priestorovej vzdialenosti medzi dvoma objektmi, ako je to v trojrozmernom svete, ale o časopriestorových intervaloch medzi udalosťami, ktoré spájajú svoju vzájomnú vzdialenosť - obe v čase a priestore. To znamená, že priestor a čas sú považované za štvorrozmerné časopriestorové kontinuum alebo jednoducho časopriestor. Už v roku 1917 sám Einstein navrhol model priestoru, odvodený z jeho rovníc poľa, dnes známy ako Einsteinov model vesmíru. Vo svojom jadre to bol stacionárny model. Aby Einstein nekolidoval so statickosťou, upravil svoju teóriu tak, že do rovníc zaviedol takzvanú kozmologickú konštantu. Zaviedol novú „antigravitačnú“ silu, ktorá na rozdiel od iných síl nebola generovaná žiadnym zdrojom, ale bola zakomponovaná do samotnej štruktúry časopriestoru. Einstein tvrdil, že samotný časopriestor sa vždy rozpína ​​a táto expanzia presne vyvažuje príťažlivosť všetkej ostatnej hmoty vo vesmíre, takže v dôsledku toho sa vesmír ukáže ako statický.

Ak vezmeme do úvahy kozmologickú konštantu, Einsteinove rovnice majú tvar:

Kde ? - kozmologická konštanta, g ab - metrický tenzor, R ab - Ricciho tenzor, R - skalárne zakrivenie, T ab - tenzor energie-hybnosti, c - rýchlosť svetla, G - Newtonova gravitačná konštanta.

„Vesmír, ako ho zobrazuje Einsteinova teória relativity, je ako nafúknutá mydlová bublina. Ona nie je jeho vnútrom, ale filmom. Povrch bubliny je dvojrozmerný, ale bublina Vesmíru má štyri rozmery: tri priestorové a jednu časovú,“ napísal kedysi významný anglický fyzik James Jeans. Zdá sa, že tento moderný vedec (zomrel v roku 1946) oživil starú myšlienku nasledovníkov Platóna a Pytagora, že všetko okolo je čistá matematika a boh, ktorý vytvoril tento matematický vesmír, bol sám veľkým matematikom.

Ale Einstein bol aj skvelý matematik. Jeho vzorce nám umožňujú vypočítať polomer tohto vesmíru. Keďže jeho zakrivenie závisí od hmotnosti telies, ktoré ho tvoria, je potrebné poznať priemernú hustotu hmoty. Astronómovia strávili roky štúdiom tých istých malých kúskov oblohy a starostlivým počítaním množstva hmoty v nich. Ukázalo sa, že hustota je približne 10-30 g/cm3. Ak dosadíme toto číslo do Einsteinových vzorcov, potom získame kladnú hodnotu zakrivenia, to znamená, že náš vesmír je uzavretý! - a po druhé, jeho polomer je 35 miliárd svetelných rokov. To znamená, že hoci je vesmír konečný, je obrovský - lúč svetla, ktorý sa rúti pozdĺž Veľkého kozmického kruhu, sa po 200 miliardách pozemských rokov vráti do rovnakého bodu!

Toto nie je jediný paradox Einsteinovho vesmíru. Nie je len konečný, ale neobmedzený, je tiež nestály. Albert Einstein sformuloval svoju teóriu vo forme desiatich veľmi zložitých, takzvaných nelineárnych diferenciálnych rovníc. Nie všetci vedci s nimi však zaobchádzali ako s desiatimi prikázaniami, ktoré umožňovali iba jeden výklad. To nie je prekvapujúce - koniec koncov, moderná matematika nedokáže presne vyriešiť takéto rovnice a môže existovať veľa približných riešení.

2.3 Nestacionárny model vesmíru

Prvé zásadne nové revolučné kozmologické dôsledky všeobecnej teórie relativity odhalil vynikajúci sovietsky matematik a teoretický fyzik Alexander Alexandrovič Friedman (1888-1925).

Základné rovnice všeobecnej teórie relativity sú Einsteinove „svetové rovnice“, ktoré opisujú geometrické vlastnosti alebo metriku štvorrozmerného zakriveného časopriestoru.

Ich riešenie nám v princípe umožňuje zostaviť matematický model vesmíru. Prvý takýto pokus urobil sám Einstein. Vzhľadom na to, že polomer zakrivenia priestoru je konštantný (teda na základe predpokladu, že vesmír ako celok je stacionárny, čo sa zdalo najrozumnejšie), dospel k záveru, že vesmír by mal byť priestorovo konečný a mať tvar štvorrozmerný valec. V rokoch 1922-1924. Friedman kritizoval Einsteinove závery. Ukázal neopodstatnenosť svojho počiatočného postulátu - o stacionárnosti, nemennosti v čase vesmíru. Po analýze svetových rovníc Friedman dospel k záveru, že ich riešenie za žiadnych okolností nemôže byť jednoznačné a nemôže odpovedať na otázku o tvare vesmíru, jeho konečnosti či nekonečnosti.

Na základe opačného postulátu - o možnej zmene polomeru zakrivenia svetového priestoru v čase, Friedman našiel nestacionárne riešenia „svetových rovníc“. Ako príklad takýchto riešení skonštruoval tri možné modely vesmíru. V dvoch z nich sa polomer zakrivenia priestoru monotónne zvyšuje a vesmír sa rozširuje (v jednom modeli - z bodu, v druhom - od určitého konečného objemu). Tretí model namaľoval obraz pulzujúceho vesmíru s periodicky sa meniacim polomerom zakrivenia.

Friedmanov model je založený na myšlienke izotropného, ​​homogénneho a nestacionárneho stavu vesmíru:

Ø Izotropia naznačuje, že vo vesmíre neexistujú žiadne zreteľné smerové body, to znamená, že jeho vlastnosti nezávisia od smeru.

Ø Homogénnosť vesmíru charakterizuje rozloženie hmoty v ňom. Toto rovnomerné rozloženie hmoty možno odôvodniť spočítaním počtu galaxií až do danej zdanlivej veľkosti. Podľa pozorovaní je hustota hmoty v časti priestoru, ktorú vidíme, v priemere rovnaká.

Ø Nestacionárnosť znamená, že vesmír nemôže byť v statickom, nemennom stave, ale musí sa buď rozpínať alebo zmršťovať.

V modernej kozmológii sa tieto tri tvrdenia nazývajú kozmologické postuláty. Kombinácia týchto postulátov je základným kozmologickým princípom. Kozmologický princíp priamo vyplýva z postulátov všeobecnej teórie relativity. A. Friedman na základe postulátov, ktoré predložil, vytvoril model štruktúry vesmíru, v ktorom sa všetky galaxie od seba vzďaľujú. Tento model je podobný rovnomerne nafúknutej gumenej lopte, ktorej všetky body sa od seba pohybujú. Vzdialenosť medzi akýmikoľvek dvoma bodmi sa zväčšuje, ale ani jeden z nich nemožno nazvať stredom expanzie. Navyše, čím väčšia je vzdialenosť medzi bodmi, tým rýchlejšie sa od seba vzďaľujú. Sám Friedman považoval iba jeden model štruktúry vesmíru, v ktorom sa priestor mení podľa parabolického zákona. To znamená, že najskôr sa bude pomaly rozťahovať a potom vplyvom gravitačných síl expanziu nahradí kompresia do pôvodnej veľkosti. Jeho nasledovníci ukázali, že existujú minimálne tri modely, pre ktoré sú splnené všetky tri kozmologické postuláty. Parabolický model A. Friedmana je jednou z možných možností. Trochu iné riešenie problému našiel holandský astronóm W. de Sitter. Priestor vesmíru v jeho modeli je hyperbolický, to znamená, že expanzia vesmíru nastáva so zvyšujúcim sa zrýchlením. Rýchlosť expanzie je taká vysoká, že gravitačný vplyv nemôže zasahovať do tohto procesu. V skutočnosti predpovedal expanziu vesmíru. Tretiu možnosť správania sa Vesmíru vypočítal belgický kňaz J. Lemaitre. V jeho modeli sa vesmír bude rozširovať do nekonečna, ale rýchlosť expanzie bude neustále klesať - táto závislosť je logaritmická. V tomto prípade je rýchlosť expanzie dostatočná na to, aby sa zabránilo kontrakcii na nulu. V prvom modeli je priestor zakrivený a uzavretý sám do seba. Je to guľa, takže jej rozmery sú konečné. V druhom modeli je priestor inak zakrivený, v podobe hyperbolického paraboloidu (alebo sedla) je priestor nekonečný. V treťom modeli s kritickou mierou expanzie je priestor plochý, a teda aj nekonečný.

Spočiatku boli tieto hypotézy vnímané ako incident, vrátane A. Einsteina. Avšak už v roku 1926 došlo v kozmológii k epochálnej udalosti, ktorá potvrdila správnosť výpočtov Friedmann - De Sitter - Lemaitre. Takáto udalosť, ktorá ovplyvnila konštrukciu všetkých existujúcich modelov vesmíru, bola dielom amerického astronóma Edwina P. Hubbla. V roku 1929, keď vykonával pozorovania v tom čase najväčším ďalekohľadom, zistil, že svetlo prichádzajúce na Zem zo vzdialených galaxií je posunuté smerom k dlhovlnnej časti spektra. Tento jav, nazývaný „Efekt červeného posunu“, je založený na princípe, ktorý objavil známy fyzik K. Doppler. Dopplerov jav hovorí, že v spektre zdroja žiarenia približujúceho sa k pozorovateľovi sú spektrálne čiary posunuté na krátkovlnnú (fialovú) stranu, zatiaľ čo v spektre zdroja, ktorý sa vzďaľuje od pozorovateľa, sú spektrálne čiary posunuté na červená (dlhovlnná) strana.

Efekt červeného posunu naznačuje, že galaxie sa vzďaľujú od pozorovateľa. S výnimkou slávnej hmloviny Andromeda a niekoľkých hviezdnych sústav, ktoré sú nám najbližšie, sa všetky ostatné galaxie od nás vzďaľujú. Navyše sa ukázalo, že rýchlosť expanzie galaxií nie je v rôznych častiach vesmíru rovnaká. Čím ďalej sa nachádzajú, tým rýchlejšie sa od nás vzďaľujú. Inými slovami, hodnota červeného posunu sa ukázala byť úmerná vzdialenosti od zdroja žiarenia – to je prísna formulácia otvoreného Hubbleovho zákona. Prirodzený vzťah medzi rýchlosťou odstraňovania galaxií a vzdialenosťou k nim je opísaný pomocou Hubbleovej konštanty (N, km/s na 1 megaparsek vzdialenosti).

V = Hr ,

kde V je rýchlosť odstraňovania galaxií, H je Hubbleova konštanta, r je vzdialenosť medzi nimi.

Hodnota tejto konštanty ešte nie je definitívne stanovená. Rôzni vedci ju definujú v rozsahu 80 ± 17 km/s na každý megaparsek vzdialenosti. Fenomén červeného posunu bol vysvetlený vo fenoméne „galaktickej recesie“. V tomto smere vystupujú do popredia problémy štúdia rozpínania Vesmíru a určovania jeho veku na základe trvania tohto rozpínania.

Väčšina moderných kozmológov chápe túto expanziu ako expanziu celého mysliteľného a existujúceho Vesmíru... Žiaľ, jeho skorá smrť neumožnila brilantnému teoretikovi Vesmíru A. A. Friedmanovi, ktorého myšlienky riadili myšlienky kozmológov už viac ako pol storočia. , podieľať sa na ďalšom revolučnom vývoji procesu, ktorý sám aktualizuje kozmologický obraz sveta. Skúsenosti z histórie vývoja vedomostí o svete však naznačujú, že moderný relativistický kozmologický obraz sveta, ktorý je výsledkom extrapolácie poznatkov o obmedzenej časti vesmíru na celý mysliteľný „celok“, je nevyhnutne nepresné. Možno si teda myslieť, že odráža skôr vlastnosti obmedzenej časti vesmíru (ktorú možno nazvať Metagalaxia) a možno len jedného z etáp jeho vývoja (ktorý relativistická kozmológia umožňuje a ktorý sa môže stať jasnejším objasnenie priemernej hustoty hmoty v Metagalaxii). V súčasnosti je však obraz sveta v tomto bode neistý.

Kapitola 3. Moderný výskum kozmologických modelov vesmíru

.1 Nobelova cena za objav zrýchleného rozpínania vesmíru

Moderná kozmológia je komplexný, integrovaný a rýchlo sa rozvíjajúci systém prírodovedných (astronómia, fyzika, chémia atď.) a filozofických poznatkov o vesmíre ako celku, založený na pozorovacích údajoch a teoretických záveroch týkajúcich sa časti vesmíru, ktorú pokrýva. astronomickými pozorovaniami.

Pomerne nedávno bol v oblasti modernej kozmológie urobený objav, ktorý by v budúcnosti mohol zmeniť naše predstavy o vzniku a vývoji nášho vesmíru. Vedci, ktorí výrazne prispeli k rozvoju tohto objavu, boli za svoju prácu ocenení Nobelovou cenou.

Nobelovu cenu získali Američan Saul Perlmutter, Austrálčan Brian Schmidt a Američan Adam Rees za objav zrýchleného rozpínania vesmíru.

V roku 1998 vedci zistili, že vesmír sa zrýchľuje. Objav sa uskutočnil prostredníctvom štúdia supernov typu Ia. Supernovy sú hviezdy, ktoré z času na čas jasne zablikajú na oblohe a potom pomerne rýchlo stmavnú. Kvôli svojim jedinečným vlastnostiam sa tieto hviezdy používajú ako markery na určenie toho, ako sa kozmologické vzdialenosti menia v priebehu času. Supernova je okamihom v živote masívnej hviezdy, keď zažije katastrofický výbuch. Supernovy prichádzajú v rôznych typoch v závislosti od konkrétnych okolností predchádzajúcich kataklizme. Počas pozorovaní je typ vzplanutia určený spektrom a tvarom svetelnej krivky. Supernovy označené Ia sa vyskytujú pri termonukleárnej explózii bieleho trpaslíka, ktorého hmotnosť prekročila prah ~1,4 hmotnosti Slnka, ktorý sa nazýva Chandrasekharov limit. Pokiaľ je hmotnosť bieleho trpaslíka pod prahovou hodnotou, gravitačná sila hviezdy je vyvážená tlakom degenerovaného elektrónového plynu. Ale ak v blízkej binárnej sústave na ňu prúdi hmota zo susednej hviezdy, potom sa v určitom momente ukáže, že tlak elektrónov je nedostatočný a hviezda exploduje a astronómovia zaznamenajú ďalší výbuch supernovy typu Ia. Keďže prahová hmotnosť a dôvod, prečo biely trpaslík exploduje, sú vždy rovnaké, takéto supernovy pri maximálnej jasnosti by mali mať rovnakú a veľmi vysokú svietivosť a môžu slúžiť ako „štandardná sviečka“ na určovanie medzigalaktických vzdialeností. Ak zozbierame údaje o mnohých takýchto supernovách a porovnáme ich vzdialenosti s červenými posunmi galaxií, v ktorých k výbuchom došlo, môžeme určiť, ako sa zmenila rýchlosť expanzie vesmíru v minulosti a vybrať vhodný kozmologický model.

Štúdiom vzdialených supernov vedci zistili, že sú aspoň o štvrtinu slabšie, ako predpovedá teória – čo znamená, že hviezdy sú príliš ďaleko. Po vypočítaní parametrov expanzie vesmíru vedci zistili, že tento proces sa zrýchľuje.

3.2 Temná hmota

Temná hmota je podobná bežnej hmote v tom zmysle, že sa môže zhlukovať (veľkosť povedzme ako galaxia alebo kopa galaxií) a podieľa sa na gravitačných interakciách rovnakým spôsobom ako obyčajná hmota. S najväčšou pravdepodobnosťou pozostáva z nových častíc, ktoré v pozemských podmienkach ešte neboli objavené.

Okrem kozmologických údajov existenciu tmavej hmoty podporujú aj merania gravitačného poľa v kopách galaxií a v galaxiách. Existuje niekoľko spôsobov, ako merať gravitačné pole v kopách galaxií, jedným z nich je gravitačná šošovka, znázornená na obr. 4.

Ryža. 4. Gravitačné šošovky.

Gravitačné pole kopy ohýba lúče svetla vyžarované galaxiou umiestnenou za kopou, t.j. gravitačné pole pôsobí ako šošovka. V tomto prípade sa niekedy objaví niekoľko obrázkov tejto vzdialenej galaxie; v ľavej polovici obr. 7 sú modré. Ohyb svetla závisí od rozloženia hmoty v zhluku bez ohľadu na to, ktoré častice túto hmotu vytvárajú. Takto obnovené rozloženie hmoty je znázornené v pravej polovici obr. 7 v modrej farbe; je jasné, že sa veľmi líši od rozloženia svietivej látky. Takto namerané hmotnosti zhlukov galaxií sú v súlade so skutočnosťou, že temná hmota sa podieľa asi 25 % na celkovej hustote energie vo vesmíre. Pripomeňme, že toto isté číslo sa získa porovnaním teórie vzniku štruktúr (galaxií, zhlukov) s pozorovaniami.

Tmavá hmota existuje aj v galaxiách. Vyplýva to opäť z meraní gravitačného poľa, teraz v galaxiách a ich okolí. Čím silnejšie je gravitačné pole, tým rýchlejšie sa hviezdy a oblaky plynu otáčajú okolo galaxie, takže meranie rýchlosti rotácie v závislosti od vzdialenosti od stredu galaxie nám umožňuje rekonštruovať rozloženie hmoty v nej.

Čo sú častice tmavej hmoty? Je jasné, že tieto častice by sa nemali rozpadať na iné, ľahšie častice, inak by sa počas existencie Vesmíru rozpadli. Už tento fakt naznačuje, že v prírode funguje nový, zatiaľ neobjavený zákon ochrany, ktorý zakazuje rozpad týchto častíc. Analógia je tu so zákonom zachovania elektrického náboja: elektrón je najľahšia častica s elektrickým nábojom, a preto sa nerozpadá na ľahšie častice (napríklad neutrína a fotóny). Ďalej, častice temnej hmoty interagujú s našou hmotou extrémne slabo, inak by už boli objavené pri pozemských experimentoch. Potom začína oblasť hypotéz. Najpravdepodobnejšou (ale zďaleka nie jedinou!) hypotézou sa zdá byť, že častice temnej hmoty sú 100-1000-krát ťažšie ako protón a že ich interakcia s bežnou hmotou je intenzitou porovnateľná s interakciou neutrín. V rámci tejto hypotézy nachádza moderná hustota temnej hmoty jednoduché vysvetlenie: častice temnej hmoty sa intenzívne zrodili a anihilovali vo veľmi ranom vesmíre pri ultra vysokých teplotách (asi 1015 stupňov) a niektoré z nich prežili. do dnešného dňa. S uvedenými parametrami týchto častíc sa ich aktuálny počet vo vesmíre ukazuje presne taký, aký je potrebný.

Môžeme v blízkej budúcnosti očakávať objavenie častíc temnej hmoty v pozemských podmienkach? Keďže dnes nepoznáme povahu týchto častíc, nie je možné na túto otázku odpovedať úplne jednoznačne. Výhľad sa však zdá byť veľmi optimistický.

Existuje niekoľko spôsobov, ako hľadať častice temnej hmoty. Jeden z nich je spojený s experimentmi na budúcich vysokoenergetických urýchľovačoch – urýchľovačoch. Ak sú častice tmavej hmoty naozaj 100-1000 krát ťažšie ako protón, potom sa zrodia pri zrážkach obyčajných častíc zrýchlených na zrážačoch na vysoké energie (energie dosiahnuté na existujúcich zrážačoch na to nestačia). Bezprostredné vyhliadky sú tu spojené s Veľkým hadrónovým urýchľovačom (LHC), ktorý sa buduje v medzinárodnom centre CERN pri Ženeve a ktorý bude produkovať zrážkové zväzky protónov s energiou 7x7 teraelektronvoltov. Treba povedať, že podľa dnes populárnych hypotéz sú častice tmavej hmoty len jedným zástupcom novej rodiny elementárnych častíc, takže spolu s objavom častíc tmavej hmoty možno dúfať v objavenie celej triedy nových častice a nové interakcie na urýchľovačoch. Kozmológia naznačuje, že svet elementárnych častíc nie je ani zďaleka vyčerpaný „stavebnými kameňmi“, ktoré sú dnes známe!

Ďalším spôsobom je detekovať častice temnej hmoty, ktoré lietajú okolo nás. Nie je ich v žiadnom prípade malý počet: s hmotnosťou rovnajúcou sa 1000-násobku hmotnosti protónu by tu a teraz malo byť 1000 týchto častíc na meter kubický. Problém je v tom, že s bežnými časticami interagujú extrémne slabo, látka je pre nich priehľadná. Častice tmavej hmoty sa však príležitostne zrážajú s atómovými jadrami a tieto kolízie sa snáď dajú odhaliť. Pátranie v tomto smere sa uskutočňuje pomocou množstva vysoko citlivých detektorov umiestnených hlboko pod zemou, kde je pozadie z kozmického žiarenia výrazne znížené.

Napokon, ďalší spôsob je spojený so zaznamenávaním produktov anihilácie častíc temnej hmoty medzi sebou. Tieto častice by sa mali hromadiť v strede Zeme a v strede Slnka (hmota je pre nich takmer priehľadná a sú schopné padať do Zeme alebo Slnka). Tam sa navzájom anihilujú a pri tom vznikajú ďalšie častice vrátane neutrín. Tieto neutrína voľne prechádzajú hrúbkou Zeme alebo Slnka a môžu byť zaznamenané špeciálnymi inštaláciami – neutrínovými teleskopy. Jeden z týchto neutrínových teleskopov sa nachádza v hlbinách jazera Bajkal, druhý (AMANDA) sa nachádza hlboko v ľade na južnom póle. Existujú aj iné prístupy k hľadaniu častíc temnej hmoty, napríklad hľadanie produktov ich zničenia v centrálnej oblasti našej Galaxie. Čas ukáže, ktorá zo všetkých týchto ciest povedie k úspechu ako prvá, no v každom prípade bude objav týchto nových častíc a štúdium ich vlastností najdôležitejším vedeckým úspechom. Tieto častice nám povedia o vlastnostiach vesmíru 10-9 s (jedna miliardtina sekundy!) po Veľkom tresku, keď teplota vesmíru bola 1015 stupňov a častice temnej hmoty intenzívne interagovali s kozmickou plazmou.

3.3 Temná energia

Temná energia je oveľa zvláštnejšia látka ako temná hmota. Na začiatok sa nezhromažďuje v zhlukoch, ale je rovnomerne „rozprestretý“ po celom vesmíre. V galaxiách a kopách galaxií je ho toľko ako mimo nich. Najneobvyklejšie je, že temná energia v určitom zmysle prežíva antigravitáciu. Už sme povedali, že moderné astronomické metódy dokážu nielen merať aktuálnu rýchlosť rozpínania vesmíru, ale aj určiť, ako sa menila v priebehu času. Astronomické pozorovania teda naznačujú, že dnes (a v nedávnej minulosti) sa vesmír rozširuje čoraz rýchlejšie: rýchlosť expanzie sa zvyšuje s časom. V tomto zmysle môžeme hovoriť o antigravitácii: obyčajná gravitačná príťažlivosť by spomalila ústup galaxií, no v našom Vesmíre sa ukazuje, že opak je pravdou.

heliocentrický vesmír kozmologický gravitačný

Ryža. 5. Ilustrácia temnej energie.

Tento obraz vo všeobecnosti nie je v rozpore so všeobecnou teóriou relativity, ale na to musí mať tmavá energia špeciálnu vlastnosť - negatívny tlak. To ho výrazne odlišuje od bežných foriem hmoty. Bez preháňania možno povedať, že povaha temnej energie je hlavnou záhadou základnej fyziky 21. storočia.

Jedným z kandidátov na rolu temnej energie je vákuum. Hustota energie vákua sa pri rozširovaní vesmíru nemení, čo znamená negatívny tlak vákua. Ďalším kandidátom je nové superslabé pole, ktoré preniká celým Vesmírom; používa sa pre ňu výraz „kvintesencia“. Sú aj iní kandidáti, no v každom prípade je temná energia niečo úplne nezvyčajné.

Ďalším spôsobom, ako vysvetliť zrýchlenú expanziu vesmíru, je predpokladať, že samotné zákony gravitácie sa menia v priebehu kozmologických vzdialeností a kozmologických časov. Táto hypotéza nie je ani zďaleka neškodná: pokusy o zovšeobecnenie všeobecnej teórie relativity v tomto smere narážajú na vážne ťažkosti. Zrejme, ak je takéto zovšeobecnenie vôbec možné, bude to spojené s myšlienkou existencie ďalších rozmerov priestoru, okrem troch rozmerov, ktoré vnímame v každodennej skúsenosti.

Bohužiaľ, v súčasnosti neexistujú žiadne viditeľné spôsoby, ako priamo experimentálne študovať temnú energiu v pozemských podmienkach. To, samozrejme, neznamená, že by sa v budúcnosti nemohli objaviť nové skvelé nápady v tomto smere, ale dnes sú spojené výlučne nádeje na objasnenie podstaty temnej energie (alebo v širšom zmysle dôvodov zrýchleného rozpínania vesmíru). s astronomickými pozorovaniami a so získavaním nových, presnejších kozmologických údajov. Musíme sa podrobne naučiť, ako presne sa vesmír rozšíril v relatívne neskorom štádiu svojho vývoja, a to nám, dúfajme, umožní vybrať si medzi rôznymi hypotézami.

Záver

V tejto práci som skúmal kozmologické modely vesmíru. Po analýze literatúry o kurze všeobecnej fyziky a astronómie som sledoval históriu kozmologického výskumu, skúmal moderné kozmologické modely vesmíru a vybral ilustračný materiál pre výskumnú tému. Po preukázaní relevantnosti zvolenej témy som zhrnul vykonanú prácu.

Literatúra

1.Berry A. Stručná história astronómie. Preklad S. Zaimovský. - M., L.: GITL, 1946.

.Veselovský I.N. Aristarchos zo Samosu - Koperník z antického sveta. Historický a astronomický výskum. - M.: Nauka, 1961. Číslo 7, s. 44.

.Efremov Yu.N., Pavlovskaya E.D. Určenie epochy pozorovania katalógu hviezd Almagest pomocou vlastných pohybov hviezd. -- Historický a astronomický výskum. M.: Nauka, 1989, číslo 18.

.I. G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. G. Rodriguez. Astronómovia. 2. vydanie, Kyjev, 1986.

.Karpenkov S.Kh. Koncepcia moderných prírodných vied: Učebnica pre vysoké školy / M.: Academic prospect, 2001.

.Klimishin I.A. Objav vesmíru. - M.: Nauka, 1987.

.Matvievskaya G.P. As-Sufi. - Historický a astronomický výskum. M.: Nauka, 1983, číslo 16, s. 93--138.

.Pannekoek A. História astronómie. - M.: Nauka, 1966.

.S. Shapiro, S. Tyukalski. Čierne diery, bieli trpaslíci a neutrónové hviezdy. Moskva, Mir, 1985

.Samygina S.I. „Koncepty modernej prírodnej vedy“/Rostov n/D: „Phoenix“, 1997.

.Fyzika vesmíru: Malá encyklopédia. M.: Sov. encyklopédia, 1986.

.Hawking S. Stručná história času: Od veľkého tresku po čierne diery. M.: Mir, 1990.

.E.V.Kononovič, V.I.Moroz. Kurz všeobecnej astronómie. Moskva, 2002.

.Einstein A. Evolution of Physics / M.: Sustainable World, 2001.

Doučovanie

Potrebujete pomôcť so štúdiom témy?

Naši špecialisti vám poradia alebo poskytnú doučovacie služby na témy, ktoré vás zaujímajú.
Odošlite žiadosť s uvedením témy práve teraz, aby ste sa dozvedeli o možnosti konzultácie.