Сучасна космологія (303)

Посмотреть архив целиком











«Сучасна космологія і проблема прихованої маси у Всесвіті»


Введення


Прагнення представити структуру всього навколишнього світу завжди було однією з насущних потреб людства, що розвивається. «який влаштований світ? Чому існує? Звідки узявся?» — це приклади вічних питань. Їх задавали собі люди і тоді, коли справжньої науки ще не було, і потім, коли знання, що зароджується і набирає силу, почало свій нескінченний рух у відшуканні істини. Під час роботи над цією темою була зроблена спроба невеликого аналізу історії космології і проблеми прихованої маси у Всесвіті.

На кожному історичному етапі у людей були різні пануючі уявлення про Всесвіт. Ці уявлення відображали той рівень знань і досвід вивчення природи, який досягався на відповідному етапі розвитку суспільства. У міру того як розширилися просторові (і тимчасові) масштаби пізнаної людиною частини Вселеною, мінялися і космологічні уявлення. Першою космологічною моделлю, що має Математичне обгрунтовування, можна рахувати геоцентричну систему миру К. Птолемея (II вік н. э.). В системі Птолемея в центрі Всесвіту була нерухома куляста Земля, а навкруги неї звертався Місяць, Сонце, планети, рухомі складною системою кіл — «эпіциклів» і «диферентів», і, нарешті, все це було укладено в сферу нерухомих зірок. Тобто система претендувала на опис всього матеріального світу, тобто була саме космологічною системою. Як би наївно з нашої сьогоднішньої точки зору не виглядав цей «весь світ», необхідно відзначити, що в ній було раціональне зерно — дещо ця система описувала в основному правильно. Звичайно, правильний опис торкався не всього світу, всього Всесвіту, а тільки маленької його частини. Що ж в цій системі було правильним? Правильним було уявлення про нашу планету як про кулясте тіло, вільно що висить в просторі; правильним було те, що Місяць звертається навкруги Землі. Все інше, як з'ясувалося, не відповідало дійсності. Наука тоді була ще в такому стані, що, за винятком окремих геніальних припущень, не могла вийти за рамки системи Земля — Місяць. Система миру Птолемея панувала в науці близько 1,5 тисяч років. Потім її змінила геліоцентрична система миру Н. Коперника (XVI вік і. э.).

Революція, вироблена в науці навчанням Коперника, зв'язана в першу чергу з тим, що наша Земля була визнана рядовою планетою. Зникло всяке зіставлення «земного» і «небесного». Система Коперника також вважалася системою «всього світу». В центрі миру було Сонце, навкруги якого зверталися планети. Все це охоплювала сфера нерухомих зірок.

Як ми знаємо тепер, насправді система Коперника була зовсім не «системою миру», а схемою будови Сонячної системи, і в цьому значенні була правильною.

Надалі незвичайне розширення масштабів дослідженого миру завдяки винаходу і вдосконаленню телескопів привело до уявлення про зоряний Всесвіт. Нарешті, на початку XX століття виникло уявлення про Всесвіт як про світ галактик (метагалактики). При розгляді цього історичного ланцюжка змін космологічних уявлень ясно простежується наступний факт. Кожна «система миру» по суті була моделлю найбільшої достатньо добре вивченої на той час системи небесних тел. Так, модель Птолемея правильно відображала будову системи Земля — Місяць, система Коперника була моделлю Сонячної системи, ідеї моделі зоряного миру В. Гершеля і ін. відображали деякі риси будови нашої зоряної системи — Галактики. Але кожна з цих моделей претендувала свого часу на опис будови «всього Всесвіту». Ця ж тенденція на новому рівні простежується, як ми побачимо, і в розвитку сучасної космології в XX столітті.


Трохи історії


Розглянемо дуже стисло, які етапи пройшов розвиток науки про Всесвіт вже у наш час. Сучасна космологія виникла на початку XX століття після створення А. Эйнштейном релятивістської теорії тяжіння (загальної теорії відносності).

Перша релятивістська космологічна модель, заснована на новій теорії тяжіння і претендуюча на опис всього Всесвіту, була побудована А. Эйнштейном в 1917 р. Проте вона описувала статичний Всесвіт і, як показали астрофізичні нагляди, виявилася невірною.

В 1922—1924 рр. радянським математиком А.А. Фридманом були одержані загальні рішення рівнянь Ейнштейна, застосованих до опису всього Всесвіту. Виявилося, що в загальному вигляді ці рішення описують Вселену, змінну з часом. Зоряні системи, що заповнюють простір, не можуть знаходитися в середньому на незмінних відстанях один від одного. Вони повинні або віддалятися, або зближуватися. Ми побачимо далі, що це є неминучим слідством наявності сил тяжіння, які очолюють в космічних масштабах. Висновок Фрідмана означав, що Всесвіт повинен або розширятися, або стискатися. Висновок цей означав корінну перебудову наших найзагальніших уявлень про Всесвіт і далеко не відразу зрозумів і прийнятий навіть самим передовим розумом людства. В 1929 р. американський астроном Э. Хаббл за допомогою астрофізичних наглядів відкрив розширення навколишнього нас світу галактик, відкрив розширення Всесвіту, підтверджуюче правильність висновків А.А. Фрідмана. Моделі Фрідмана є основою всього подальшого розвитку космології. Як ми побачимо далі, ці моделі описували механічну картину руху величезних мас Всесвіту і її глобальну структуру. Якщо колишні Космологічні побудови були покликані описувати головним чином саме спостережувану тепер структуру Всесвіту з незмінним в середньому рухом світів в ній, то моделі Фрідмана за своєю суттю були еволюційними, зв'язували сьогоднішній стан Всесвіту з її попередньою історією. Зокрема, з цієї теорії виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсім схожа на спостережувану нами сьогодні. Тоді не було ні окремих небесних тіл, ні їх систем, вся речовина була майже однорідною, дуже щільною і швидко розширялося. Тільки значно пізніше з цієї речовини виникли галактики і їх скупчення. Починаючи з кінцем 40-х років нашого століття вся більша увага в космології привертає фізика процесів на різний етапах космологічного розширення.

В цей час Г. Гамовым була висунута так звана теорія гарячого Всесвіту. В цій теорії розглядалися ядерні реакції, що протікали на самому початку розширення Всесвіту в дуже щільній речовині. При цьому передбачалося, що температура речовини була велика (звідси і назва теорії) і падала з розширенням. Хоча в перших варіантах теорії і були ще істотні недоліки (згодом вони були усунені), вона зробила два важливі прогнози, які могли бути перевірені наглядами. Теорія передбачала, що речовина, з якої формувалися перші зірки і галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) і гелію (біля 25%), домішка інших хімічних елементів незначна. Інше виведення теорії полягало в тому, що в сьогоднішньому Всесвіті повинне існувати слабке електромагнітне випромінювання, що залишилося від епохи великої густини і температури речовини. Це випромінювання, що остигнуло в ході розширення Всесвіту, було названо радянським астрофізиком І.С. Шкловским реліктовим випромінюванням. Обидва прогнози теорії блискуче підтвердилися.

До цього ж часу (кінець 40-х років) відноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космології. Виникла радіоастрономія, а потім після початку космічної ери розвинулася рентгенівська, гамма-астрономія і ін. Нові можливості з'явилися і у оптичної астрономії. Зараз різними методами Всесвіт досліджується аж до відстаней в декілька мільярдів парсеків (парсек — одиниця відстані, що використовується астрономами і рівна зразково трьом світловим рокам або 3 • 1018 см.).

В 1965 р. американські фізики А. Пензиас і Р. Вилсон відкрили реліктове випромінювання, за що в 1978 р. вони були удостоєні Нобелівській премії. Це відкриття довело справедливість теорії гарячого Всесвіту.

Сучасний етап в розвитку космології характеризується інтенсивним дослідженням проблеми початку космологічного розширення, коли густина матерії і енергії частинок була величезною. Керівними ідеями тут є нові теоретичні відкриття у фізиці взаємодії елементарних частинок при дуже великих енергіях. Іншою важливою проблемою космології є проблема виникнення структури Всесвіту — скупчень галактик, самих галактик і т.д. з первинно майже однорідної речовини, що розширяється.

Сучасна космологія побудована працями багатьох учених всього світу. Можна відзначити важливу роль наукових шкіл, створених в нашій країні академіками В.Л. Гинзбургом, Я.Б. Зельдовічем, Е.М. Лівшицем, М.А. Марковим, І.М. Халатниковим.

Слід підкреслити визначаючу роль астрофізичних наглядів в розвитку сучасної космології. Її висновки і висновки перевіряються прямими або непрямими наглядами. Сьогодні ми можемо судити про будову і еволюцію спостережуваного нами Всесвіту з тим же ступенем надійності, з якою ми судимо про будову і еволюцію зірок, про природу інших небесних тел.

На даному етапі вважається, що зоряні системи — галактики — складаються з сотень мільярдів зірок. Їх розміри часто досягають десятків тисяч парсеків. Галактики у свою чергу зібрані в групи і скупчення. Розміри крупних скупчень — декілька мільйонів парсеків (Мпк). Є і ще більші по масштабах згущування і розрідження в розподілі галактик. Проте, починаючи з масштабами в декілька сотень мільйонів парсеків в більше розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним.



Модель Всесвіту


Що значить, побудувати модель Всесвіту? Найзагальніша відповідь на це питання така: необхідно знайти рівняння, яким підкоряються параметри, що характеризують властивості Всесвіту, і потім вирішити ці рівняння. Але якомога писати якісь рівняння для всього Всесвіту? В цьому і наступних розділах ми покажемо, як це робиться. Зрозуміло під словом «модель» мається на увазі виділення якісь основних властивостей, що цікавлять дослідників в першу чергу. Наперед очевидно, що кожне явище нескінченно багатоманітне і всі його риси не може описати ніяка система рівнянь. Сказане тим більше справедливе для Всесвіту. Тому звичайний метод моделювання якого-небудь явища — це виділення в ньому головного, типового.


Случайные файлы

Файл
101928.rtf
4984.rtf
180725.rtf
90268.rtf
29554.rtf




Чтобы не видеть здесь видео-рекламу достаточно стать зарегистрированным пользователем.
Чтобы не видеть никакую рекламу на сайте, нужно стать VIP-пользователем.
Это можно сделать совершенно бесплатно. Читайте подробности тут.