296 (599293), страница 2

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

Эти два постулата определяют формулы перехода от одной инерциальной системы отсчета к другой – это преобразования Лоренца (преобразования описывают связь между координатами и временем конкретного события в двух различных инерциальных системах отсчета):

,

где с-параметр преобразования, имеющий смысл предельной скорости движения и, соответственно, равный скорости света в вакууме.

Характерно, что при таких переходах изменяются не только пространственные координаты, но и моменты времени (относительность времени). Из преобразований Лоренца получаются основные эффекты специальной теории относительности:

• существование предельной скорости передачи любых взаимодействий – максимальной скорости, до которой можно ускорить тело, совпадающей со скоростью света в вакууме;

• относительность одновременности (события, одновременные в одной инерциальной системе отсчета, в общем случае не одновременны в другой);

• замедление течения времени в быстро движущемся теле и сокращение продольных – в направлении движения – размеров тел («Время в системе координат, движущейся со скоростями, близкими к скорости света, относительно наблюдателя растягивается, а пространственная протяженность (длина) объектов вдоль оси направления движения – напротив, сжимается»).

• Все эти закономерности теории относительности надежно подтверждены на опыте.

Нестационарная Вселенная Фридмана

Первые принципиально новые революционные космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888–1925). Основными уравнениями общей теории относительности являются «мировые уравнения» Эйнштейна, которые описывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства – времени. Решение их позволяет в принципе построить математическую модель Вселенной. Первую такую попытку предпринял сам Эйнштейн. Считая радиус кривизны пространства постоянным (т.е. исходя из предположения о стационарности Вселенной в целом, что представлялось наиболее разумным), он пришел к выводу, что Вселенная должна быть пространственно конечной и иметь форму четырехмерного цилиндра. В 1922–1924 гг. Фридман выступил с критикой выводов Эйнштейна. Он показал необоснованность его исходного постулата – о стационарности, неизменности во времени Вселенной. Проанализировав мировые уравнения, Фридман пришел к заключению, что их решение ни при каких условиях не может быть однозначным и не может дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. Исходя из противоположного постулата – о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени, Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений». В качестве примера таких решений он построил три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет, и Вселенная расширяется (в одной модели – из точки, в другой – начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически меняющимся радиусом кривизны. Встретив сначала решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого физика. Две первые модели Вселенной Фридмана уже вскоре нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик – в так называемом эффекте «красного смещения» в их спектрах. Он свидетельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик и их скоплений. Если обратить картину во времени, то это приводит к заключению о существовании «начала» обнаруженного общего расширения пространства Вселенной! Такие выводы и были сделаны уже в конце 20-х годов бельгийским астрономом аббатом Ж. Леметром (о расширении Вселенной из точки, из «атома-отца») и А. Эддингтоном (предположившим, что расширение началось от состояния плотного сгустка конечных размеров). Все это ломало привычные, тысячелетиями складывавшиеся представления, прежде всего о «вечности» Вселенной, поскольку она отождествлялась со «всей существующей материей».

В ходе споров, с одной стороны, постепенно уточнялись и усложнялись сами фундаментальные понятия, фигурирующие в космологии: конечность и ограниченность, бесконечность и безграничность, наконец, неоднозначность таких понятий, как «вся Вселенная», «Вселенная в целом», неправомерность отождествления таких понятий, как «Вселенная» и «Метагалактика». С другой стороны, наблюдения подтвердили факт расширения всей наблюдаемой области Вселенной. Большинство современных космологов понимают это расширение, как расширение действительно всей мыслимой и существующей Вселенной… К сожалению, ранняя смерть не позволила гениальному теоретику Вселенной А.А. Фридману, идеи которого более полувека направляют мысль космологов, самому принять участие в дальнейшем революционном развитии процесса обновления космологической картины мира. Опыт истории развития знаний о мире подсказывает, однако, что и современная релятивистская космологическая картина мира, будучи результатом экстраполяции на все мыслимое «целое» знаний об ограниченной части Вселенной, неизбежно неточна. Поэтому можно думать, что она скорее отражает свойства ограниченной части Вселенной (которую и можно назвать Метагалактикой), причем, возможно, лишь один из этапов ее развития (что допускает релятивистская космология и что может проясниться с уточнением средней плотности материи в Метагалактике). В настоящее время, однако, в этом пункте картина мира остается неопределенной.

Закон Хаббла

Закон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) – эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом:

c z = D H₀,

где z – красное смещение галактики, D – расстояние до нее, H₀ – коэффициент пропорциональности, называемый постоянная Хаббла. При малом значении z

c z = V_r,

где V_r – скорость галактики вдоль луча зрения наблюдателя, и закон принимает классический вид:

.

С помощью этого закона можно рассчитать так называемый Хаббловский возраст Вселенной (в предположении, что «разбегание» галактик действительное):

;

этот возраст с точностью до множителя 2 соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана.

Закон Хаббла установлен экспериментально Э. Хабблом в 1929 для галактик с помощью 100» телескопа, который разрешает ближайшие галактики на звезды. Среди них были цефеиды, используя зависимость «период-светимость» которых, Хаббл измерил расстояние до них, а также красное смещение. Полученный Хабблом коэффициент пропорциональности составлял около 500 км/с на мегапарсек. Современное значение составляет 74,2 ± 3,6 км/с на мегапарсек. Столь существенную разницу обеспечивают два фактора: отсутствие поправки нуль-пункта зависимости «период-светимость» на поглощение (которое тогда ещё не было открыто) и существенный вклад собственных скоростей в общую скорость для местной группы галактик.

«Горячая» Вселенная Гамова

На основании первых наблюдений преобладания красных смещений в спектрах далеких галактик, еще до установления линейного закона «красного смещения» (закон Хаббла, 1929 г.) бельгийский астроном Ж. Леметр, независимо от А.А. Фридмана, выдвинул в 1927 г. свою знаменитую идею возникновения Вселенной из одного «атома-отца» и ее расширения. В такой форме гипотеза была весьма удобной для религиозного истолкования природы и встретила, поэтому резко критическое отношение со стороны философов-материалистов. В 30-е годы концепция Леметра была развита Эддингтоном (стоявшим на позициях Эйнштейна) как модель расширения Вселенной из первоначального плотного сгустка обычного вещества. Тогда же Милн, опираясь на собственную «кинематическую теорию относительности», дал свою интерпретацию разбегания галактик как результата взрыва сверхплотного сгустка некой особой «первичной» материи, из которой «на ходу» формировались затем звезды, галактики, планеты. Но формирование более конкретной физически разработанной эволюционной космолого-космогонической модели расширяющейся Вселенной, получившей название теории «Big Bang» (Большого Взрыва), связано в первую очередь с именем одного из крупнейших ученых современности, американского физика русского происхождения Джорджа (Георгия Антоновича) Гамова (1904–1968). Он был специалистом по атомной и ядерной физике, но внес фундаментальный вклад и в астрофизику и, кроме того, в генетику. Одним из первых он использовал успехи ядерной физики, включая свои собственные результаты, для решения проблемы источников внутризвездной энергии и для развития теории эволюции звезд. Дж. Гамов построил первую ядерную теорию эволюции звезд. В 1939 г. он предложил нейтринную теорию сверхновых звезд. Совместно с М. Шенбергом в 1940–1941 гг. он раскрыл существенные стороны ядерного механизма взрывов сверхновых, указав на большую роль в этом процессе нейтрино. В 1942 г. Гамов построил детальную теорию эволюции наиболее крупных звезд – красных гигантов. Но для формирования современной астрономической картины мира наиболее значительным его вкладом стала выдвинутая им в 1946 г. и развитая впоследствии вместе со своими учениками теория Большого Взрыва. Согласно этой теории, конкретизировавшей на материале ядерной физики идеи расширяющейся Вселенной Фридмана – Леметра, вся современная наблюдаемая нами Вселенная представляет собою результат катастрофического взрыва материи, находившейся до того в чудовищно сжатом сверх-сверхплотном состоянии, недоступном пока для понимания и описания в рамках современной физики. Начавшееся при этом «взрыве» расширение материн, вернее, чудовищно быстрый вначале разлет ее в форме неразделимой смеси – высокотемпературного излучения и вещества – элементарных частиц, обладавших релятивистскими скоростями, наблюдается и в наши дни в виде эффекта хаббловского линейно-изотропного «расширения Вселенной» или «красного смещения».

Совместно со своими учениками и сотрудниками – физиками Р. Альфером и Р. Германом, Дж. Гамов в 1948 г. развил теорию образования в ранней Вселенной химических элементов тяжелее водорода в результате ядерного синтеза (теория нейтронного захвата), происходившего, уже в начальный период расширения и остывания горячего «начального» вещества, за которое они принимали сначала нейтроны. Предполагалось, что их распад (на протоны и электроны) и дальнейшие комбинации получавшихся частиц обеспечили формирование современного химического состава Вселенной, в котором главное место занимает водород (70–80%), но дальнейшие наблюдения заставили астрофизиков допустить, что часть гелия образовалась уже на ранней, дозвездной стадии расширения Вселенной, а доступное пониманию начальное вещество Вселенной состояло из равного числа нейтронов и протонов. Огромное обилие водорода в наблюдаемой Вселенной заставляет предположить, что в начальной фазе ее расширения она была заполнена главным образом высокотемпературным излучением (фотонами), хотя уже содержала и некоторое число частиц и античастиц. После их взаимной аннигиляции остался некий избыток (имевшийся изначально) частиц – тяжелых (барионов: нейтронов и протонов) и легких (лептонов: электронов и нейтрино). Это исходное соотношение между числом фотонов, нейтрино, барпонов и электронов сохраняется и в современной Вселенной. По наблюдаемому обилию легких элементов (Н и Не) оно было оценено Альфером и Германом как 109:10:1:1. Из наблюдаемой плотности в Космосе ядерных, тяжелых частиц Гамов, Альфер и Герман предсказали в 1948 г., что в современной Вселенной это остывшее первичное излучение должно наблюдаться как тепловое, соответствующее температуре около 5 К, т.е. с максимумом в сантиметровом диапазоне радиоволн. В 50-е годы ряд обстоятельств помешал группе Гамова продолжить эти исследования, а главное – осуществить проверку теории наблюдением – поисками остаточного излучения. Развитию теории препятствовали и недостаток наблюдательных сведений о распространенности различных химических элементов во Вселенной, и – главное – общее скептическое отношение «серьезных» астрофизиков и многих физиков тех лет к возможности самой постановки, а тем более решения столь фантастической проблемы, как начало истории всей Вселенной в целом! Проверить же предсказание о сохранившемся первичном тепловом радиоизлучении с современной температурой около 5К специалистам радиофизикам представлялось невозможным: все были уверены, что такой слабый сигнал нельзя выделить, по крайней мере, с имевшейся аппаратурой, из общего радиошума – радиоизлучения звезд, галактик, межзвездной среды. Полтора десятка лет концепция Большого Взрыва оставалась курьезом, игрой ума немногих физиков и космологов. Проблема холодного или горячего начального состояния современной Вселенной вызывала уже острые дискуссии, и сама становилась «горячим», дискуссионным элементом в астрономической картине мира. В результате американский радиофизик Дикке даже начал подготовку к наблюдательной проверке концепции Большого Взрыва… Поэтому, когда в 1964 г. американские радиоинженеры, не слыхавшие о теории Гамова, А. Пензиас и Р. Уилсон при испытании рупорной антенны для наблюдения американского спутника «Эхо» открыли случайно существование микроволнового (на волне 7,35 см) космического радиошума, не зависящего от направления антенны, это открытие сразу же попало в центр внимания американских астрофизиков – космологов Дикке, Пиблса и др. Последние сразу поняли, что речь идет о предсказанном группой Гамова первичном остаточном радиоизлучении и что теория горячей Вселенной получила важнейшее наблюдательное подтверждение. Это величайшее в астрономии XX в. открытие, по существу, коллективное и в значительной степени ставшее результатом созревшей для его восприятия научной атмосферы, или картины мира, сделало достоверным фактом, по меньшей мере, то, что у нашей Вселенной (Метагалактики) имелась ее ранняя история, т.е. что она действительно эволюционирует.

Этапы эволюции горячей Вселенной, неоднозначность сценария. Антропный принцип

Космология – раздел астрофизики, изучающий строение и эволюцию Вселенной в целом. Современная космология возникла в начале XX века. Данные астрофизических наблюдений показывают, что крупнейшими структурными единицами Вселенной являются большие скопления и сверхскопления галактик. Их размеры достигают десятков миллионов парсек. В еще больших масштабах (сотни мегапарсек) вещество во Вселенной распределено однородно.

Эйнштейн построил на основе своей теории космологическую модель статичной Вселенной. Исходной гипотезой было предположение о том, что Вселенная однородна и изотропна.

В 1922 г. А.А. Фридман доказал, что статичный мир Эйнштейна всего лишь частный случай решения уравнений ОТО. В общем же случае эти уравнения приводят не к статичным моделям, а к моделям, зависящим от времени. Однородная и изотропная Вселенная должна эволюционировать, т.е. непрерывно изменяться со временем.

В конце 20-х гг. Э. Хаббл установил, что галактики удаляются друг от друга. Это означает, что Вселенная расширяется.

Будет ли расширение Вселенной неограниченно продолжаться в будущем? Расширение тормозится силами тяготения. Тяготение определяется средней плотностью вещества во Вселенной. Критическое значение плотности, при котором расширение в будущем сменится сжатием, равно . Средняя плотность по данным наблюдений ниже критической раз в десять. Следовательно, Вселенная должна расширяться все время.

Характеристики

Список файлов курсовой работы