Концепция бесконечности и современная космология

Введение

Представление об открытых системах, введенное неклассической термодинамикой, явилось осно¬вой для утверждения в современном естество¬знании эволюционного взгляда на мир. Хотя отдельные эволю¬ционные тео-рии появились в конкретных науках еще в про¬шлом веке (теория возникно-вения солнечной системы Канта — Лапласа и эволюционная теория Дарви-на), тем не менее, ника¬кой глобальной эволюционной теории развития Все-ленной до нашего века не существовало. Это и неудивительно, поскольку классическое естествознание ориентировалось преимущест¬венно на изучение не динамики, а статики систем. Такая тен¬денция наиболее рельефно была представлена атомистической концепцией классической физики как лидера тогдашнего есте¬ствознания. Атомистический взгляд опирался на представ-ление, что свойства и законы движения различных природных систем могут быть сведены к свойствам тех мельчайших частиц материи, из кото¬рых они состоят. Вначале такими простейшими частицами счи¬тались молекулы и атомы, затем элементарные частицы, а в настоящее время — кварки.

Бесспорно, атомистический подход имеет большое значе¬ние для объ-яснения явлений природы, но он обращает главное внимание на строение и структуру различных систем, а не на их возникновение и развитие. Правда, в последние годы полу¬чают распространение также системный и эволюцион-ный взгляды, которые обращают внимание скорее на характер взаимодейст-вий элементов разных систем, чем на анализ свойств тех частиц, которые рассматривались в качестве сво¬его рода последних кирпичиков мироздания.

Благодаря широкому распространению системных идей, а в недавнее время и представлений о самоорганизации открытых систем сейчас все на-стойчивее выдвигаются различные гипо¬тезы и модели возникновения и эво-люции Вселенной. Они уси¬ленно обсуждаются в рамках современной космо-логии как науки о Вселенной как едином целом.

I. Космологические модели Вселенной.

Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на ос¬нове тех тео-ретических представлений, которые существуют в данное время в космоло-гии. Современная космология возникла после появления общей теории отно-сительности и поэтому ее в отличие от прежней, классической, называют ре-лятивистской. Эмпирической базой для нее послужили открытия внегалак-тической астрономии, важнейшим из ко¬торых, несомненно, было обнаруже-ние 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 на-звание красного смещения, согласно принципу Допплера свидетельствовало об удалении ("разбегании") галактик от наблюдателя.

Поскольку релятивистская космология сформировалась на основе идей и принципов общей теории относительно¬сти, то на первом этапе она уделяла главное внимание гео¬метрии Вселенной и, в частности, кривизне че-тырехмерного пространства — времени.

Новый этап ее развития был связан с исследованиями русского учено-го Александра Александровича Фридмана (1888—1925), которому удалось впервые теоретически доказать, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, а должна периодически рас¬ширяться или сжиматься. Этот принципиально новый ре¬зультат нашел свое подтверждение после обнаружения Хабблом красного смещения, которое было истолковано как явление "разбегания" галактик. В связи с этим на пер-вый план выдвигаются проблемы исследования расширения Вселенной и оп-ределения ее возраста по продолжительно¬сти этого расширения.

Наконец, начало третьего периода развития космологии связано с ра-ботами известного американского физика Ге¬оргия А. Гамова (1904—1968), русского по происхождению. В них исследуются физические процессы, про-исходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной.

Все эти особенности развития космологии нашли отра¬жение в раз-личных моделях Вселенной. Общим для них яв¬ляется представление о не-стационарном изотропном и одно¬родном характере ее моделей.

Нестационарность означает, что Вселенная не может на¬ходиться в статическом, неизменном состоянии, а должна либо расширяться, либо сжи-маться. "Разбегание" галактик, по-видимому, свидетельствует о ее расшире-нии, хотя суще¬ствуют модели, в которых наблюдаемое в настоящее время расширение рассматривается как одна из фаз так называе¬мой пульсирующей Вселенной, когда вслед за расширением происходит ее сжатие.

Изотропность указывает на то, что во Вселенной не су¬ществует ка-ких-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 постула-том. К нему добавляют также правдоподобное тре¬бование об отсутствии во Вселенной сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположени-ях модели оказы¬ваются наиболее простыми. В их основе лежат уравнения общей теории относительности Эйнштейна, а также пред¬ставления о кривиз-не пространства — времени и связи этой кривизны с плотностью массы ве-щества.

В зависимости от кривизны пространства различают:

• открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна ну-лю;

• замкнутую модель с положительной кривизной.

Расстояния между скоплениями галактик со временем непрерывно увеличиваются, что соответствует бесконечной Вселенной. В замкнутых мо-делях Вселенная оказывается ко¬нечной, 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, кото¬рые 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, ко-торое могло начаться с некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и постепен¬но охлаждалась по мере расширения.

Такая модель "горячей" Вселенной впервые была вы¬двинута Г. А. Га-мовым и впоследствии названа стандартной.

Известный американский астроном Карл Саган (р. 1934) построил на-глядную модель эволюции Вселенной, в кото¬рой космический год равен 15 млрд. земных лет, а 1 секунда — 500 годам; тогда в земных единицах време-ни эволюция представится так:

Большой взрыв

Образование галактик

Образование Солнечной системы

Образование Земли

Возникновение жизни на Земле

Океанский планктон

Первые рыбы

Первые динозавры

Первые млекопитающие

Первые птицы

Первые приматы

Первые гоминиды

Первые люди

1 января 0 ч 0 мин

10 января

9 сентября

14 сентября

25 сентября

18 декабря

19 декабря

24 декабря

26 декабря

27 декабря

29 декабря

30 декабря

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 про-цесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фото-нов 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 фото-нов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в пер-вые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раска-ленной 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 соотношени-ем:

Зависимость температуры Т от времени t дает нам возмож-ность определить, что, например, в момент, когда возраст вселен-ной исчислялся всего одной десятитысячной секунды, её темпера-тура представляла один биллион Кельвинов.

Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со временем понижалась, что и отражается в со-отношении. Это значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению hkT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если умень-шится их частота Понижение энергии фотонов во времени име-ло для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные последствия. Для того чтобы фотон превратил-ся(материализовался) в частицу и античастицу с массой mo и энергией покоя moc ему необходимо обладать энергией 2mocили большей. Эта зависимость выражается так: