Содержание

 

    Введение

 

          Проблемы зарождения и существования Вселенной занимали самого древнего человека. Современные  ученые ищут ответы на следующие вопросы: Что было, когда Вселенная рождалась? Как давно это было и как происходило? Рождалась ли Вселенная вообще или она глобально стационарна?

          Для поиска ответов  на эти непростые вопросы в  астрономии появилась новая отрасль  – космология.

    Современная космология - это астрофизическая теория структуры и динамики изменения Метагалактики, включающая в себя и определенное понимание свойств всей Вселенной. Космология основывается на астрономических наблюдениях Галактики и других звездных систем, общей теории относительности, физике микропроцессов и высоких плотностей энергии, релятивистской термодинамике и ряде других новейших физических теорий.

    Данное  определение космологии берет в  качестве предмета этой науки только Метагалактику. Это связано с  тем, что все данные, которыми располагает современная наука, относятся только к конечной системе - Метагалактике, и ученые не уверены, что при простой экстраполяции свойств этой Метагалактики на всю Вселенную будут получены истинные результаты. При этом, безусловно, суждения о свойствах всей Вселенной являются необходимой составной частью космологии. Космология сегодня является фундаментальной наукой. И она больше, чем какая-либо другая фундаментальная наука, связана с различными философскими концепциями, по-разному понимающими устройство мира.

    Цель  работы: рассмотреть основные космологические  подходы к пониманию эволюции Вселенной. 

 

1. Космологические  модели Вселенной

 

    В классической науке существовала так  называемая теория стационарного состояния  Вселенной, согласно которой Вселенная  всегда была почти такой же, как сейчас. Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации, что было, конечно, очень важно. Но вопрос об эволюции Вселенной не ставился.

    Классическая  ньютоновская космология явно или неявно принимала следующие постулаты [4]

• Вселенная — это всесуществующая, «мир в целом». Космология познает мир таким, как он существует сам по себе, безотносительно к условиям познания.
• Пространство и время Вселенной абсолютны, они не зависят от материальных объектов и процессов.
• Пространство и время метрически бесконечны.
• Пространство и время однородны и изотропны.
• Вселенная стационарна, не претерпевает эволюции. Изменяться могут конкретные космические системы, но не мир в целом.

    Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой метрика пространства и времени определяется распределением гравитационных масс во Вселенной.

    Ее  свойства как целого обусловлены  средней плотностью материи и другими конкретно-физическими факторами. Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь от основного уравнения тяготения, введенного А. Эйнштейном в общей теории относительности. Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной. Первая модель была разработана самим Л. Эйнштейном в 1917 г. Он отбросил постулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности пространства и времени. В соответствии с космологической моделью Вселенной А. Эйнштейна мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием [4]

    Эта модель казалась в то время вполне удовлетворительной, поскольку она  согласовывалась со всеми известными фактами. Но новые идеи, выдвинутые А. Эйнштейном, стимулировали дальнейшее исследование, и вскоре подход к  проблеме решительно изменился.

    В том же 1917 г. голландский астроном В. де Ситтер предложил другую модель, представляющую собой также решение уравнений тяготения. Это решение имело то свойство, что оно существовало бы даже в случае «пустой» Вселенной, свободной oт материи. Если же в такой Вселенной появлялись массы, то решение переставало быть стационарным: возникало некоторого рода космическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению, по В. де Ситтеру, становилась заметной лишь на очень больших расстояниях.

    В 1922 г. российский математик и геофизик Л. А. Фридман отбросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы [7]

    Решение уравнений А. А. Фридмана, допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная неограниченно расширяется от первоначального точечного состояния.

    Если  плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и  так же неограниченно расширяется. И, наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной оказывается  римановым, расширение на некотором  этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния. По современным данным, средняя плотность материи во Вселенной меньше критической, так что более вероятной считается модель Лобачевского, т. е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная. Не исключено, что некоторые виды материи, которые имеют большое значение для величины средней плотности, пока остаются неучтенными. В связи с этим делать окончательные выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.

    Начало третьего периода развития космологии связано с работами известного американского физика Георгия А. Гамова (1904—1968), русского по происхождению. В них исследуются физические процессы, происходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной [7]

    Общим для современных моделей вселенной является представление о нестационарном изотропном и однородном характере ее моделей.

    Изотропность  указывает на то, что во Вселенной  не существует каких- либо выделенных точек и направлений, т. е. ее свойства не зависят от направления Однородность характеризует распределение в среднем вещества во Вселенной. Последние утверждения часто называют космологическим постулатом. К нему добавляют также правдоподобное требование об отсутствии во Вселенной сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположениях модели оказываются наиболее простыми. В их основе лежат уравнения общей теории относительности Эйнштейна, а также представления о кривизне пространства — времени и связи этой кривизны с плотностью массы вещества [6]

    В зависимости от кривизны пространства различают: открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна нулю; замкнутую модель с положительной кривизной.

    Расстояния  между скоплениями галактик со временем непрерывно увеличиваются, что соответствует  бесконечной Вселенной. В замкнутых моделях Вселенная оказывается конечной, но столь же неограниченной, так как, двигаясь по ней, нельзя достичь какой-либо границы. Независимо от того, рассматриваются ли открытые или замкнутые модели Вселенной, все ученые сходятся в том, что первоначально Вселенная находилась в условиях, которые трудно вообразить на Земле.

    Эти условия характеризуются наличием высокой температуры и давления в сингулярности, в которой была сосредоточена материя. Такое допущение  вполне согласуется с установлением расширения Вселенной, которое могло начаться с некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и постепенно охлаждалась по мере расширения.

    Такая модель "горячей" Вселенной впервые  была выдвинута Г. А. Гамовым и впоследствии названа стандартной.

    В 1929 г. американский астроном Э. П. Хаббл  обнаружил существование странной зависимости между расстоянием  и скоростью галактик: все галактики  движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально  расстоянию,— система галактик расширяется [6]

    Известный американский астроном Карл Саган (р. 1934) построил наглядную модель эволюции Вселенной, в которой космический год равен 15 млрд. земных лет, а 1 секунда — 500 годам; тогда в земных единицах времени эволюция представится так:

    Расширение  Вселенной считается научно установленным  фактом. Тот факт, что в настоящее время Вселенная расширяется, еще не позволяет однозначно решить вопрос в пользу той или иной модели.

 

    2. Стандартная модель  эволюции Вселенной

 

    Современные представления об эволюции Вселенной  основываются на стандартной космологической модели Большого Взрыва.

    Кратко  описанная модель позволяет выделить ряд процессов самоорганизации  и деградации: 1. Исходный вакуум; 2. Возникновение  суперструн; 3. Рождение частиц; 4. Разделение вещества и излучения; 5. Рождение Солнца, звезд, галактик; 6. Возникновение цивилизации; 7. Гибель Солнца; 8. Гибель Вселенной [5]

    Согласно  стандартной модели, исходным состоянием Вселенной было квантовое вакуумное  состояние. С философской точки  зрения – это важное основоположение  космологии, свидетельствующее о качественной неуничтожимости материи и движения.

    Тот момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют  «большим взрывом».  Стандартная космологическая модель охватывает основные этапы в эволюции Вселенной, однако она не отвечает на вопрос о причине Большого Взрыва (космического отталкивания).

    Согласно  теории А. Фридмана следует, что плотность  могла быть бесконечно  большой, хотя некоторые ученые называют некий возможный предел значения плотности вещества, примерно равный 10 ⁹⁷ кг/м ³.

          Другим важным параметром является температура. Вопрос о том, холодной» или «горячей» была материя в ту эпоху, долгое время  оставался спорным. Решающие доказательства, что Вселенная была горячей, удалось получить в середине 60-х годов. В настоящее время большинство космологов считает, что материя в начале расширения Вселенной была не только сверхплотной, но и очень горячей, а теория рассматривающая физические процессы в начале расширения Вселенной получила название «теории горячей Вселенной».

          Согласно этой теории, ранняя Вселенная представляла собой  гигантский ускоритель «элементарных» частиц. Началом работы Вселенского  ускорителя был Большой взрыв. Этот термин часто применяют современные космологи. Наблюдаемый разлет галактик и их скоплений – следствие Большого взрыва. Академик Я.Б. Зельдович назвал этот взрыв астрономическим, тем самым, подчеркнув его отличие от химического взрыва.

          В теории космологии приято эволюцию вселенной разделять на 4 эры [5]

    а) адронная эра (начальная фаза, характеризующаяся  высокой температурой и плотностью вещества, состоящего из элементарных частиц – «адронов»);

    б) лептонная эра (следующая фаза, характеризующаяся  снижением энергии частиц и температуры вещества, состоящего из элементарных частиц «лептонов». Адроны распадаются в мюоны и мюонное нейтрино – образуется «нейтринное море»;

    в) фотонная эра или эра излучения (характеризуется снижением температуры  до 10 К, аннигиляцией электронов и позитронов, давление излучения полностью отделяет вещество от антивещества);