KSE3 (1153099), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Суть его - если Вселенная бесконечна и в ней существует бесконечное количество небесных тел, то сила тяготения будетбесконечно большой, и Вселенная должна сколлапсировать, а не существовать вечно.Второй парадокс называется фотометрическим: если существует бесконечноеколичество небесных тел, то должна иметь место бесконечная светимость неба, что ненаблюдается.Эти парадоксы, не разрешимые в рамках ньютоновской космологии, разрешаетсовременная космология с учетом представлений об эволюционирующей Вселенной.Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь отосновного уравнения тяготения, введенного А.
Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО).Основное уравнение ОТО связывает геометрию пространства (точнее, метрическийтензор) с плотностью и распределением материи в пространстве. Впервые в наукеВселенная предстала как физический объект. В теории фигурируют ее параметры: масса,плотность, размер, температура.Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем иобусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной.Первая модель Вселенной была разработана А. Эйнштейном в 1917 г. Он отбросилпостулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности пространства. Всоответствии с космологической моделью Вселенной А.
Эйнштейна мировоепространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно,гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическимотталкиванием. Модель А. Эйнштейна носит стационарный характер, поскольку метрикапространства рассматривается независимой от времени. Время существования Вселеннойбесконечно, т.е. не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна стационарна, бесконечна вовремени и безгранична в пространстве.Эта модель казалась в то время вполне удовлетворительной, поскольку онасогласовывалась со всеми известными фактами.
Но новые идеи, выдвинутые А.Эйнштейном, стимулировали дальнейшие исследования, и вскоре подход к проблемерешительно изменился.В том же 1917 г. голландский астроном В. де Ситтер (1872–1934) предложил другуюмодель, представляющую собой также решение уравнений тяготения. Это решение имелото свойство, что оно существовало бы даже при наличии «пустой» Вселенной, свободнойот материи. Если же в такой Вселенной появлялись массы, то решение переставало бытьстационарным: возникало некоторого рода космическое отталкивание между массами,стремящееся удалить их друг от друга. Тенденция к расширению, по В.
де Ситтеру,становилась заметной лишь на очень больших расстояниях.В 1922 г. российский математик и геофизик А. А. Фридман (1888–1925) отбросилпостулат классической космологии о стационарности Вселенной и получил решениеуравнений А. Эйнштейна, описывающее Вселенную с «расширяющимся» пространством.Решение уравнений А. А. Фридмана допускает три возможности:• если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторойкритической величине, то мировое пространство оказывается евклидовым и Вселеннаянеограниченно расширяется от первоначального точечного состояния;• если плотность вещества и излучения меньше критической, то пространствообладает геометрией Лобачевского и также неограниченно расширяется;• если плотность больше критической, то пространство Вселенной оказываетсяримановым, расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжаетсявплоть до первоначального точечного состояния.Поскольку средняя плотность вещества во Вселенной неизвестна, то сегодня мы незнаем, в каком из этих пространств Вселенной мы живем.В 1927 г.
бельгийский аббат и астроном Ж. Леметр (1894–1966) связал «расширение»пространства с данными астрономических наблюдений. Леметр ввел понятие началаВселенной как сингулярности, т.е. сверхплотного состояния, и рождения Вселенной врезультате Большого взрыва.В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл (1889–1953) обнаружил, что в спектрахизлучения далеких галактик спектральные линии смещены к красному концу. Если этосмещение понимать как результат эффекта Допплера, то это означает, что галактики«удаляются» от нас со скоростью, линейно зависящей от расстояния между ними. Наосновании красного смещения спектра излучения дальних галактик ученые пришли квыводу о расширении Вселенной. Этот грандиозный космический эффект получаетобъяснение в рамках теории А.
А. Фридмана, фактически предсказавшей его. РасширениеВселенной долгое время считалось научно установленным фактом, однако однозначнорешить вопрос в пользу той или иной модели не представлялось возможным.Последние исследования в этой области показали, что Вселенная не просторасширяется, но расширяется с ускорением.Американские ученые С. Перлмуттер и А. Райес, а также австралийский ученый Б.Шмидт, открывшие противоречащий фундаментальному закону Хаббла феномен ускоряющегося расширения Вселенной, а также роль темной энергии в нем стали лауреатамиНобелевской премии по физике 2011 г.То, как происходило расширение Вселенной миллиарды лет назад, было определено вконце XX в. в рамках двух наблюдательных проектов.
Один проект, «Сверхновые длякосмологии» (Supernova Cosmology Project, SCP), возглавил С. Перлмуттер. Другойпроект, под названием «Поиск сверхновых на больших красных смещениях» (high-zSupernova Search Team), возглавили А. Райес и Б. Шмидт. По наблюдениям блескасверхновых звезд можно немедленно определить расстояние до галактики, в которойвспыхнула сверхновая.Используя разные методы анализа и разные наблюдения, обе группы ученых показалиналичие ускорения расширения Вселенной. В своей работе нобелиаты 2011 использовалиданные, полученные космическим телескопом «Хаббл»; эта информация считается однимиз наиболее важных результатов работы телескопа, запущенного на орбиту весной 1990 г.Группа Перлмуттера объявила об открытии первой, но группа Райеса – Шмидтаопередила ее в публикации.Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширениеВселенной замедляется.
Они исходили из предположения, что основную часть массыВселенной составляет материя – как видимая, так и невидимая «темная материя». Наосновании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, былопостулировано существование неизвестного вида энергии, которую назвали «темнойэнергией».Ученые констатируют, что наблюдения процесса расширения Вселенной изменилинаше понимание всей Вселенной, поскольку этот эффект связан с существованием воВселенной загадочной субстанции космического пространства, физику которой никто незнает, и которая до 95% состоит из объектов, о которых мы ничего не знаем, это такназываемые темная материя и темная энергия. И только 5% – это то, что мы видим.
Этооткрытие стало вызовом для современной космологии.Благодаря работам Перлмуттера, Райсса и Шмидта можно предвидеть будущееВселенной: ее расширение никогда не прекратится, а будет происходить все быстрее ибыстрее.3.4.2. Эволюция ВселеннойНаша Вселенная эволюционирует, развивается.. Согласно теоретическим расчетам Ж.Леметра, радиус Вселенной в первоначальном состоянии был равен 10-12 см, что близко поразмерам к радиусу электрона, а ее плотность составляла 1096 г/см3. В сингулярномсостоянии Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых размеров.От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению врезультате Большого взрыва. Начиная с конца 1940-х гг. все большее внимание в космологии привлекает физика процессов на разных этапах космологического расширения.Ученик А. А.
Фридмана, американский физик Г. А. Гамов (1904–1968) разработал модельгорячей Вселенной, рассмотрев ядерные реакции, протекавшие в самом началерасширения Вселенной, и назвал ее «космологией Большого взрыва».Ретроспективные расчеты определяют возраст Вселенной в 13–15 млрд лет. Г. А. Гамовпредположил, что температура вещества была велика и падала по мере расширенияВселенной. Его расчеты показали, что Вселенная в своей эволюции проходитопределенные этапы, в ходе которых происходит образование химических элементов иструктур.В современной космологии для наглядности начальную стадию эволюции Вселеннойделят на эрыэра адронов – тяжелых частиц, вступающих в сильные взаимодействия:продолжительность – 0,0001 с, температура – 1012 К, плотность – 1014 г/см3.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
