Модель большого взрыва и расширяющейся вселенной

Тема: Модель Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной

Содержание
Введение
История
Модель Большого Взрыва
Расширяющаяся Вселенная
Заключение
Список используемой литературы

Модель большого взрыва и расширяющейся вселенной

История
Еще в 340 г. до н. э. греческий философ Аристотель в своей книге «О небе» привел два веских довода в пользу того, что Земля имеет форму не плоского диска, а подобна шару [2]. Аристотель догадался, что лунные затмения происходят тогда, когда Земля оказывается между Луной и Солнцем. Земля всегда отбрасывает на Луну круглую тень, а это может быть лишь в том случае, если Земля имеет форму шара. Если бы Земля была плоским диском, ее тень имела бы форму эллипса, если только затмение не происходит всегда именно в тот момент, когда Солнце находится точно на оси диска. С другой стороны, по опыту своих путешествий греки знали, что в южных районах Полярная звезда на небе располагается ниже, чем в северных. Но воззрения древних греков отличались геоцентризмом: они считали, что Земля неподвижна, а остальные небесные тела вращаются вокруг нее по круговым орбитам. Птолемей во II веке н. э. создал на основе идеи Аристотеля космологическую модель, включавшую Солнце, Луну и планеты, двигающиеся по различным сферам с неподвижной Землей в их общем центре. На последней (восьмой по концепции Птолемея) располагаются неподвижные относительно Земли и друг друга звезды. В 1514 г. польский священник Николай Коперник предложил еще более простую, теперь уже гелиоцентрическую, модель, не обладавшую недостатками модели Птолемея. Модель Коперника с неподвижным Солнцем и движущимися вокруг него по круговым орбитам планетами помогла избавиться от Птолемеевых небесных сфер, а заодно и от представления о том, что Вселенная имеет какую-то естественную границу. Ньютон же пришел к выводу, согласно которому всякое тело во Вселенной притягивается к любому другому телу с тем большей силой, чем больше массы этих тел и чем меньше расстояние между ними. Ньютон понимал, что согласно его теории тяготения звезды, объекты, подобные нашему Солнцу, должны притягиваться друг к другу и поэтому, казалось бы, не могут оставаться совсем неподвижными [3].
В наше время известно, что невозможна бесконечная статическая модель Вселенной, в которой гравитационные силы всегда остаются силами взаимного притяжения. До начала XX в. считалось, что Вселенная либо существовала всегда в неизменном состоянии, либо была сотворена в какой-то момент времени в прошлом примерно такой, какова она сейчас. Ученые, которые осознали, что ньютоновская теория тяготения делает невозможной статическую Вселенную, пытались модифицировать данную теорию, предположив отталкивание вследствие гравитационной силы на очень больших расстояниях. Это позволяло бесконечному распределению звезд быть равновесным из-за компенсации притяжения близких звезд отталкиванием далеких. Однако, в действительности, если в какой-то области звезды чуть-чуть сблизятся, то силы притяжения между ними возрастут и станут больше сил отталкивания, так что звезды будут и дальше сближаться. Аналогично будет и в противоположном случае: при увеличении расстояния между звездами силы отталкивания перевесят, и расстояние будет нарастать, то есть, такая Вселенная не будет устойчива.
С давних времен проблема возникновения Вселенной занимала умы людей. Одним из оснований возникновения веры вообще была потребность найти первопричину существования Вселенной. Любое событие объясняется причиной, другим событием, произошедшим раньше. Подобное объяснение существования самой Вселенной возможно лишь в том случае, если у нее было начало. По мнению Аврелия Августина (Блаженного), философа III века н. э., цивилизация и Вселенная не могут существовать достаточно долго, поскольку человечество помнит о деяниях и открытиях прошлого. Древнегреческие философы же считали, что люди и окружающий их мир существовали и будут существовать вечно. Рассматривая доводы относительно прогресса, ученые древности полагали, что в мире периодически происходили катаклизмы, которые все время возвращали человечество к исходной точке цивилизации [4].
Из философов более позднего периода наиболее активно вопросом возникновения Вселенной интересовался немецкий философ Иммануил Кант. Он считал, что в равной мере нельзя ни доказать, ни опровергнуть ни тезис о необходимости начала Вселенной, ни антитезис о ее вечном существовании. Тезис Кант аргументировал тем, что если бы у Вселенной не было начала, то всякому событию предшествовал бы бесконечный период времени, а это Кант считал абсурдом. В поддержку антитезиса Кант говорил, что если бы Вселенная имела начало, то ему предшествовал бы бесконечный период времени, а тогда почему Вселенная возникла в тот, а не иной момент времени? На самом деле аргументы Канта фактически одинаковы и для тезиса, и для антитезиса. Он исходит из предположения, что время бесконечно в прошлом независимо от существования вечной Вселенной. Но по современным естественнонаучным воззрениям понятие времени до возникновения Вселенной не имеет смысла [5].
В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл сделал эпохальное открытие: оказалось, что за какой бы частью неба ни вести наблюдения, все далекие галактики быстро удаляются от нас. Иными словами, Вселенная расширяется. Следовательно, в более ранние времена все объекты были ближе друг к другу, чем сейчас. Поэтому существовал момент времени, когда вся материя была локализована в одной точке с бесконечной плотностью. По современным представлениям, наблюдаемая сейчас Вселенная возникла 13,7 миллиардов лет назад. Открытие Хаббла перевело вопрос о возникновении Вселенной в область компетенции науки. Наблюдения Хаббла говорили о том, что было время, когда Вселенная была бесконечно малой и бесконечно плотной. При таких условиях все законы науки теряют смысл и не позволяют предсказывать будущее. Если в еще более ранние времена и происходили какие-либо события, они никак не смогли бы повлиять на происходящее сейчас, поэтому ими можно просто пренебречь [6]. Момент времени, называемый Большим взрывом, можно считать началом отсчета времени в том смысле, что более ранние времена были бы просто не определены. Такое начало отсчета времени существенно отличается от того, что предлагалось до Хаббла. Начало времени в неизменяющейся Вселенной есть нечто, что должно определяться чем-то, существующим вне Вселенной. Если же Вселенная расширяется, то могут существовать физические причины для того, чтобы она имела начало. Таким образом, в XX веке был осуществлен научный прорыв, перевернувший представления человечества о Вселенной и приблизивший его к пониманию истории Вселенной.
Модель Большого Взрыва
Выводы космологии основываются на законах физики и на данных наблюдательной астрономии. В основании современной космологии лежит предположение о том, что законы природы, установленные на основе изучения ограниченной части Вселенной, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счете – на всю Вселенную.
Теория Большого Взрыва является сейчас общепринятой теорией возникновения Вселенной, так как она объясняет два наиболее значительных факта космологии: расширение Вселенной и существование космического фонового излучения. Вселенная возникла 13.7 миллиардов лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с гигантскими температурой и плотностью и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, схожие с конденсацией жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам. Приблизительно через 10−35 секунд после Большого Взрыва (так называемая Планковская эпоха, наиболее раннее время, о котором существуют какие-либо теоретические предположения) произошло отделение гравитационного взаимодействия от остальных фундаментальных взаимодействий. Оно сопровождалось экспоненциальным расширением Вселенной, которое было названо Космической инфляцией. После окончания этого периода материя во Вселенной представляла собой кварк-глюонную плазму. Между 10-12 и 10-6 с после Большого Взрыва электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействия сформировались в их современном состоянии. Температуры и энергии были все еще слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны. К концу первой секунды температура упала до значений, при которых стал возможен фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом, одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.
При дальнейшем падении температуры наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовывали ядра дейтерия, гелия-4 и других лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным объединение (рекомбинация) электронов и ядер в атомы.
В течение первого миллиона лет материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения. Плотность вещества теперь стала выше плотности излучения, хотя раньше ситуация была обратной, что и определяло скорость расширения Вселенной. Фоновое микроволновое излучение – все, что осталось от сильно охлажденного излучения ранней Вселенной. Описанная картина горячей Вселенной на ранней стадии развития была предложена ученым Георгием Гамовым в 1948 г. Им было сделано предсказание о том, что излучение (в виде фотонов), испущенное на ранних стадиях развития Вселенной, должно до сих пор существовать вокруг нас, но за это время его температура упала до нескольких градусов выше абсолютного нуля. Это излучение было обнаружено при помощи радиометра в 1965 г. американскими астрофизиками Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном [Error: Reference source not found,7].
Через один или два миллиарда лет из первичных облаков водорода и гелия начали формироваться первые галактики. За счет гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям. По всей видимости, первыми плотными объектами в темной Вселенной были квазары. Затем, начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звезды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия («металлов» по астрофизической терминологии). 11 июля 2007 года Ричард Эллис из Калифорнийского технологического института на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звездных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда вселенной было только 500 миллионов лет. 8-9 миллиардов лет спустя после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце является достаточно молодой звездой; возможно, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звезд [8].
Расширяющаяся Вселенная
Видимые с Земли звезды рассыпаны по всему небу, но особенно густо в той полосе, которая называется Млечным Путем. Еще в XVIII в. астрономы предположили, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную структуру - пример того, что сейчас называется спиральной галактикой. Но представление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века.
Современная картина Вселенной возникла в 1924 г., когда Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная, а кроме нее существует много других галактик, разделенных огромными расстояниями. Видимые положения этих галактик не меняются, в отличие от видимых положений звезд. Для определения расстояний до галактик Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от светимости звезды и расстояния до нее. Зная яркость близких звезд и расстояние до них, можно вычислить и их светимость. И наоборот, из светимости и видимой яркости звезд в других галактиках можно было бы вычислить расстояние до них. Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной [Error: Reference source not found].
Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно, что наша Галактика – одна из нескольких сотен тысяч миллионов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит тысячи миллионов звезд. Наша Галактика имеет около ста тысяч световых лет в поперечнике. Звезды в спиральных рукавах Галактики вследствие ее вращения каждые несколько сотен миллионов лет делают примерно один оборот вокруг ее центра. Солнце представляет собой обычную желтую звезду средней величины, расположенную на внутренней стороне одного из спиральных рукавов. Для изучения звезд на большом расстоянии можно использовать такое свойство, как свет, идущий от них. Свет при помощи призмы можно разложить на спектр цветовых компонент – набор волн, излучаемых раскаленными частицами в составе звезд. Зная спектры излучения и поглощения различных химических элементов, астрономы могут сделать вывод о присутствии тех или иных элементов в составе звезды. В 20-х годах прошлого века при исследовании спектров звезд других галактик обнаружился эффект, названный красным смещением: наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения. Оно соответствует увеличению длин волн, излучаемых дальними источниками, по сравнению с ближними к Земле звездами, к красному краю спектра, почему эффект и получил такое название. Это имеет более общее название эффекта Доплера, существование которого имеет место для любых колебаний. Данный эффект заключается в изменении частоты ощущаемых колебаний при движении источника этих колебаний относительно приемника. Если рассмотреть звуковые колебания, то при сближении источника звука и приемника (ушей человека, например), человек будет слышать более высокий звук, а при удалении – более низкий, чем в случае, если бы они были неподвижны. Электромагнитные волны ведут себя аналогичным образом. Доказав существование других галактик, Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этих галактик и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых считали, что движение галактик происходит случайным образом, и поэтому спектров, смещенных в красную сторону, должно наблюдаться столько же, сколько и смещенных в фиолетовую. Но наблюдения показали почти у всех галактик красное смещение спектров, т. е. оказалось, что почти все галактики удаляются от нашей. В 1929 г. Хаббл обнаружил, что величина красного смещения не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию от нас до излучающей галактики. То есть, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. Следовательно, Вселенная на самом деле непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут [Error: Reference source not found].
Открытие расширяющейся Вселенной было одним из великих интеллектуальных переворотов двадцатого века. Но расширение Вселенной могло быть предсказано на основе ньютоновской теории тяготения даже в конце XVII века: если бы не расширение, все космические объекты давно бы уже притянулись друг к другу. Однако вера в статическую Вселенную продолжалась до начала прошлого века. Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. общую теорию относительности, был уверен в статичности Вселенной. Чтобы не вступать в противоречие со статичностью, Эйнштейн модифицировал свою теорию, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную. Он ввел новую "антигравитационную" силу, заложенную в саму структуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространство-время само по себе всегда расширяется, и этим расширением точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается статической.
Приблизительно в то же время русский математик Александр Фридман предложил нестационарную модель Вселенной на основе двух простых предположений: Вселенная выглядит одинаково, во- первых, в любом направлении наблюдений, и во-вторых, независимо от точки наблюдения. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., за несколько лет до открытия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат. Вселенная действительно "примерно" одинакова во всех направлениях – при наблюдении в масштабе, большом по сравнению с расстоянием между галактиками, когда отбрасываются мелкомасштабные различия [9].