Введение
Представление об открытых системах, введенное неклассической
термодинамикой, явилось основой для утверждения в современном
естествознании эволюционного взгляда на мир. Хотя отдельные эволюционные
теории появились в конкретных науках еще в прошлом веке (теория
возникновения солнечной системы Канта — Лапласа и эволюционная теория
Дарвина), тем не менее, никакой глобальной эволюционной теории развития
Вселенной до нашего века не существовало. Это и неудивительно, поскольку
классическое естествознание ориентировалось преимущественно на изучение не
динамики, а статики систем. Такая тенденция наиболее рельефно была
представлена атомистической концепцией классической физики как лидера
тогдашнего естествознания. Атомистический взгляд опирался на представление,
что свойства и законы движения различных природных систем могут быть
сведены к свойствам тех мельчайших частиц материи, из которых они состоят.
Вначале такими простейшими частицами считались молекулы и атомы, затем
элементарные частицы, а в настоящее время — кварки.
Бесспорно, атомистический подход имеет большое значение для
объяснения явлений природы, но он обращает главное внимание на строение и
структуру различных систем, а не на их возникновение и развитие. Правда, в
последние годы получают распространение также системный и эволюционный
взгляды, которые обращают внимание скорее на характер взаимодействий
элементов разных систем, чем на анализ свойств тех частиц, которые
рассматривались в качестве своего рода последних кирпичиков мироздания.
Благодаря широкому распространению системных идей, а в недавнее время
и представлений о самоорганизации открытых систем сейчас все настойчивее
выдвигаются различные гипотезы и модели возникновения и эволюции Вселенной.
Они усиленно обсуждаются в рамках современной космологии как науки о
Вселенной как едином целом.
I. Космологические модели Вселенной.
Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на основе тех
теоретических представлений, которые существуют в данное время в
космологии. Современная космология возникла после появления общей теории
относительности и поэтому ее в отличие от прежней, классической, называют
релятивистской. Эмпирической базой для нее послужили открытия
внегалактической астрономии, важнейшим из которых, несомненно, было
обнаружение явления "разбегания" галактик. В 1929 г. американский астроном
Эдвин П. Хаббл (1889—1953) установил, что свет, идущий от далеких галактик,
смещается в сторону красного конца спектра. Это явление, получившее
название красного смещения, согласно принципу Допплера свидетельствовало об
удалении ("разбегании") галактик от наблюдателя.
Поскольку релятивистская космология сформировалась на основе идей и
принципов общей теории относительности, то на первом этапе она уделяла
главное внимание геометрии Вселенной и, в частности, кривизне
четырехмерного пространства — времени.
Новый этап ее развития был связан с исследованиями русского ученого
Александра Александровича Фридмана (1888—1925), которому удалось впервые
теоретически доказать, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не
может быть стационарной, а должна периодически расширяться или сжиматься.
Этот принципиально новый результат нашел свое подтверждение после
обнаружения Хабблом красного смещения, которое было истолковано как явление
"разбегания" галактик. В связи с этим на первый план выдвигаются проблемы
исследования расширения Вселенной и определения ее возраста по
продолжительности этого расширения.
Наконец, начало третьего периода развития космологии связано с
работами известного американского физика Георгия А. Гамова (1904—1968),
русского по происхождению. В них исследуются физические процессы,
происходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной.
Все эти особенности развития космологии нашли отражение в различных
моделях Вселенной. Общим для них является представление о нестационарном
изотропном и однородном характере ее моделей.
Нестационарность означает, что Вселенная не может находиться в
статическом, неизменном состоянии, а должна либо расширяться, либо
сжиматься. "Разбегание" галактик, по-видимому, свидетельствует о ее
расширении, хотя существуют модели, в которых наблюдаемое в настоящее время
расширение рассматривается как одна из фаз так называемой пульсирующей
Вселенной, когда вслед за расширением происходит ее сжатие.
Изотропность указывает на то, что во Вселенной не существует каких-
либо выделенных точек и направлений, т. е. ее свойства не зависят от
направления
Однородность характеризует распределение в среднем вещества во
Вселенной.
Последние утверждения часто называют космологическим постулатом. К
нему добавляют также правдоподобное требование об отсутствии во Вселенной
сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположениях модели
оказываются наиболее простыми. В их основе лежат уравнения общей теории
относительности Эйнштейна, а также представления о кривизне пространства —
времени и связи этой кривизны с плотностью массы вещества.
В зависимости от кривизны пространства различают:
. открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна нулю;
. замкнутую модель с положительной кривизной.
Расстояния между скоплениями галактик со временем непрерывно
увеличиваются, что соответствует бесконечной Вселенной. В замкнутых моделях
Вселенная оказывается конечной, но столь же неограниченной, так как,
двигаясь по ней, нельзя достичь какой-либо границы.
Независимо от того, рассматриваются ли открытые или замкнутые модели
Вселенной, все ученые сходятся в том, что первоначально Вселенная
находилась в условиях, которые трудно вообразить на Земле.
Эти условия характеризуются наличием высокой температуры и давления в
сингулярности, в которой была сосредоточена материя. Такое допущение вполне
согласуется с установлением расширения Вселенной, которое могло начаться с
некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и
постепенно охлаждалась по мере расширения.
Такая модель "горячей" Вселенной впервые была выдвинута Г. А. Гамовым
и впоследствии названа стандартной.
Известный американский астроном Карл Саган (р. 1934) построил
наглядную модель эволюции Вселенной, в которой космический год равен 15
млрд. земных лет, а 1 секунда — 500 годам; тогда в земных единицах времени
эволюция представится так:
|Большой взрыв |1 января 0 ч 0 мин |
|Образование галактик |10 января |
|Образование Солнечной системы |9 сентября |
|Образование Земли |14 сентября |
|Возникновение жизни на Земле |25 сентября |
|Океанский планктон |18 декабря |
|Первые рыбы |19 декабря |
|Первые динозавры |24 декабря |
|Первые млекопитающие |26 декабря |
|Первые птицы |27 декабря |
|Первые приматы |29 декабря |
|Первые гоминиды |30 декабря |
|Первые люди |31 декабря примерно в 22 часа 30 |
| |минут |
II. Стандартная модель эволюции Вселенной
Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселенная
начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и
полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.
Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же
самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно
возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения
постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной
была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой
древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была
очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько
высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе
говоря, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы
общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в
первые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и
густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы
при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но
возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и
античастицы.
Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась
во времени в соответствии с простым соотношением:
[pic]
Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность
определить, что, например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся
всего одной десятитысячной секунды, её температура представляла один
биллион Кельвинов.
Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе
Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это
значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно
соотношению h?’kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том
случае, если уменьшится их частота ?. Понижение энергии фотонов во времени
имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные
последствия. Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу
и античастицу с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать
энергией 2moc2 или большей. Эта зависимость выражается так:
h? ( 2moc2
Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала
ниже произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не
способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo.
Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв,
не способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия
Страницы: 1, 2
