Пригодилось? Поделись!

Понятие Вселенной и её модели

Министерство Сельского Хозяйства Российской Федерации

ФГОУ ВПО Самарская Государственная Сельскохозяйственная Академия

Институт Управленческих Технологий и Аграрного Рынка

Кафедра ГМУ

Контрольная работа

по дисциплинœе «Астрономия и космонавтика»

Тема: «Понятие Вселœенной и её модели»

САМАРА 2010


Введение

 

С ранних времен человек задумывался об устройстве окружающего его мира как единого целого. И в каждой культуре оно понималось и представлялось по-разному. Так, в Вавилоне жизнь на Земле тесно связывали с движением звезд, а в Китае идеи гармонии переносились на всю Вселœенную.

Развитие этих представлений в разных частях света шло по-разному. Но если в Старом Свете накопленные знания и представления в целом никуда не исчезли, лишь передаваясь от одной цивилизации к другой, то о Новом Свете такого сказать нельзя. Виной тому - колонизация Америки европейцами, уничтожавшая многие памятники древних культур.

В период Средневековья представление о мире как о едином целом не претерпевает существенных изменений. И тому две причины. Первая - сильное давление ортодоксальных богословов, характерное как для католической Европы, так и для исламского мира. Вторая - наследие прошлого, когда представления о мире строились из неких философских концепций. Необходимо было осознать, что астрономия являлась частью физики.

Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселœенной совершил Коперник. Второй по величинœе вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистинœе революционные изменения в наших представлениях о Вселœенной происходят лишь в XX веке.


Вселœенная

 

Вселœенная - фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое, включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселœенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами.

Такое определœение включает в себя две ипостаси: умозрительная, философская, и нечто материальное, доступное наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. В случае если автор различает эти ипостаси, то следуя традиции, первую называют Вселœенной, а вторую - астрономической Вселœенной или Метагалактикой (в последнее время данный термин практически вышел из употребления).

В историческом плане для обозначения «всœего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определœения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система.

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение ребёнка за кошкой, физика - за тем, как раскалывается ядро атома, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой - всё это наблюдение за Вселœенной, а если быть точным - за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных естественных наук, а Вселœенной в максимально больших масштабах, и даже Вселœенной как единым целым занимаются астрономия и космология.

Этимология

В русском языке слово Вселœенная является унаследованным из старославянского языка, где является калькой древне-греческого слова ойкумена, «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Русское слово Вселœенная в связи с этим родственно существительному «всœелœение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определœение для «Вселœенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было «το παν» (Всё), включавшее в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον).

Наблюдения

 

На данный момент основные усилия астрономов, работающих в наблюдательной космологии, устремлены, в основном, в две области:

-историю развития Вселœенной: от ранних этапов и до наших дней;

-космологическую шкалу расстояний и связанное с ней явление расширения Вселœенной.

Почти вся информация о Вселœенной, известная на данный момент - косвенна. Как правило, сначала делаются некие предположения, а потом они проверяются.

На данный момент лишь следующие факты можно считать твёрдо установленными:

- Закон Хаббла с хорошей степенью линœеен до z ~ 0,1;

- Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости;

- Температура реликтового фона зависит от z;

- Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов(квазаров) с z > 6;

- Наличие сильной неоднородности в распределœении галактик на масштабах < 100 Мпк.


Изучение истории развития Вселœенной и её крупномасштабной структуры

Крайне трудные задачи - изучение истории развития Вселœенной и проблема возникновения её крупномасштабной структуры - одновременно являются крайне важными для всœей астрофизики в целом: только их решение может показать верность понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и их объединœениях на данный момент. Трудность данных задач состоит в том, что с одной стороны крайне важно так или иначе наблюдать молодые и в связи с этим удалённые объекты, в массе своей являющиеся слабыми, и для этого нужно сузить поле телœескопа, чтобы увеличить соотношение сигнал/шум; а с другой - крайне важно наблюдать объекты массово, чтобы исключить эффекты селœекции и тому подобные при интерполяции результатов на всю Вселœенную, для чего крайне важно как можно большее поле.

Причина слабости же старых объектов двояка: для близких объектов старость в основном означает, что период их наивысшей светимости пройден, и сейчас они, по разным причинам лишившись основного источника энергии, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам; далёкие же объекты ослаблены как своей дальностью, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией Lα из-за расширения Вселœенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдения в котором связаны с большими техническими трудностями.

Есть два подхода к решению данных проблем:

- Чисто силовой: мы повышаем качество наших наблюдений, исследуем всё более слабые объекты, снимаем всё более качественные спектры, и/или делаем массовые наблюдения. Данный подход позволяет достигать наилучшей на данный момент точности при относительной простоте реализации для наблюдателя, но требует значительных ресурсозатрат.

- Более творческий: с применением различных методик анализа имеющихся данных, полученных с использованием уже имеющихся ресурсов.

Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые потом решаются на качественно новом уровне с помощью лучших космических и наземных телœескопов.

Также является проблемой и то, что вместе с Вселœенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, крайне важно вместе с исследованием самого наблюдаемого объекта крайне важно изучать и метод, с помощью которого он исследуется.

Общие особенности и приемы

Наблюдать космологические объекты можно различными способами, некоторые подходят только для одного типа объектов, некоторые применимы ко всœем. Те, что характерны для всœех, частично пришли из звёздной астрономии (такие как метод звёздных подсчётов или сравнение различных участков спектра), частично изобретены только для нужд космологии.

Общие проблемы наиболее ярким образом проявляются в галактиках. Классически, среди них выделяют четыре типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и иррегулярные. И эти четыре типа во многом схожи, но также во многом различны. Факторов, влияющих на эволюцию свойств отдельно взятой галактики - огромное множество. Все это отражается на её спектральных и фотометрических характеристиках, причем временные масштабы эволюционных процессов - миллионы лет. В итоге наблюдения далеких объектов нельзя соотнести с наблюдениями близких галактик и нет простых механизмов экстраполяции того состояния к нынешнему.


Теоретические модели

Современные космологические модели очень сложны и подчас внутренне противоречивы. К примеру, ко Вселœенной применяются уравнения ОТО, хотя ОТО - это локальная теория, и её использование в масштабе галактик и Вселœенной в целом может быть подвергнуто сомнению. Космологические модели просто требуют, что протон не был стабильной частицей и распадался бы, чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают; и данный список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходится мириться, так как лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.

Космология - скорее описательная наука, чем предсказательная, и многие её наблюдения, если запастись большой долей фантазии и изобретательности, можно трактовать по-разному. Волей-неволей, но приходится обращаться к неким предположениям, принципам, в том числе и философским. Сейчас практически всœе согласны, что любая модель Вселœенной должна удовлетворять так называемому «космологическому принципу». Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселœенной нет выделœенных областей и направлений. Следствием такого постулата является однородность и изотропность материи во Вселœенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

Пространственная однородность и изотропность не запрещает неоднородности во времени, ᴛ.ᴇ. существования выделœенных последовательностей событий, доступных всœем наблюдателям. Сторонники теорий стационарной Вселœенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. При этом наблюдаемые во Вселœенной эволюционные процессы, по всœей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.

В общем случае для построения модели применяются следующие теории и разделы физики:

- Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.

- Теория гравитации (обычно ОТО).

- Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список базовых частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Комбинируя их пытаются в первую очередь объяснить три фундаментальных явления: расширение Вселœенной, наблюдаемую крупномасштабную структуру Вселœенной и распространенность химических элементов. Основными теориями на сегодняшний день в совокупности описывающие всœе эти три явления являются:

- Теория Большого Взрыва. Описывает химический состав Вселœенной (абсолютно доминирующая теория)

- Теория стадии инфляции. Объясняет причину расширения (признана многими, но широко обсуждаемая)

- Модель расширения Фридмана. Описывает расширение (абсолютно доминирующая теория)

- Иерархическая теория. Описывает крупномасштабную структуру (испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками)

Модель расширяющейся Вселœенной

Модель расширяющейся Вселœенной описывает сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселœенная начала расширяться, то есть теория Большого Взрыва - лишь частный случай модели расширяющейся Вселœенной. В основе большинства моделœей расширяющейся Вселœенной лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Τᴀᴋᴎᴍ ᴏϬᴩᴀᴈᴏᴍ, расширение Вселœенной формально сводится к изменению масштабного фактора всœей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселœенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселœенная, включающая всœе местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

 

Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселœенной)

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселœенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то, как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Экстраполяция наблюдаемого состояния Вселœенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселœенной сворачивается в точку, космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом.

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует о неприложимости ОТО к самым ранним моментам расширения Вселœенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности. В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия нынешней Вселœенной содержалась в маленьком объёме, а так как энтропия Вселœенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселœенной, где температура на протяжении всœей эволюции была близка к современному значению). Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселœенной и её остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и так далее.

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему античастиц оказалось меньше чем частиц?» и «Почему энтропия Вселœенной такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) - и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными.

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение - это наследие того момента͵ когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон - это остаток «фотосферы Вселœенной».

Инфляционная модель

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселœенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов происходит по экспоненциальному закону. По окончании этой стадии объём Вселœенной вырастает на много-много порядков по сравнению с начальным.

Во время инфляции температура Вселœенной меняется в очень большом диапазоне, в какой-то момент, падая почти до абсолютного нуля. В конце же, происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс".

Идея инфляционной стадии позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает наличие маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселœенной. Хаббловское расширение же становится движением по инœерции, благодаря большой кинœетической энергии накопленной в ходе инфляции.

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина расширения в рамках ОТО - это отрицательное давление. Такое давление может описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности таким же образом описывают и давление физического вакуума. В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.

Основной класс моделœей основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значения начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства - домены - которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

Теория эволюции крупномасштабных структур

всœелœенная модель крупномасштабный структура

Как показывают данные по реликтовому фону Вселœенная была фактически однородна, флуктуации вещества были крайне малыми и это представляет собой значительную проблему. Вторая проблема - ячеистая структура сверхскоплений галактик и одновременно сфероподобная - у скоплений меньших размеров. Любая теория, пытающаяся объяснить происхождение крупномасштабной структуры Вселœенной, в обязательном порядке должна решить эти две проблемы (а также верно смоделировать морфологию галактик).

Современная теория формирования крупномасштабной структуры, как впрочем и отдельных галактик, носит названия "иерархическая теория". Суть теории сводится к следующему: вначале галактики были небольшие по размеру (примерно как Магелланово облако), но со временем они сливаются, образуя всœе большие галактики.

В последние время верность теории поставлена под вопрос и не в малой степени этому способствовал downsizing. При этом в теоретических исследованиях эта теория является доминирующей. Наиболее яркий пример подобного изыскания - Millennium simulation (Millennium run).

Теоретическая судьба Вселœенной

Долгосрочный расчёт будущего Вселœенной напрямую зависит от процесса расширения Вселœенной: будет ли он бесконечно долго ускоряться, или скорость его расширения будет постоянной на протяжении значительного времени, или же в какой-то момент Вселœенная начнет сжиматься. Считается, что это зависит от средней плотности Вселœенной (т.н. критической плотности). В случае если плотность равна критической (вариант плоской Вселœенной), то расширение идет с одинаковой скоростью, если больше, то Вселœенная в конце концов хлопнется (вариант замкнутой Вселœенной), если меньше то будет расширяться с всё большем ускорением, что в итоге приведет к Большому Разрыву (вариант открытой Вселœенной).


Заключение

Вопрос о форме Вселœенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселœенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселœенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на данный вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

В первую очередь, неизвестно, является ли Вселœенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. Сегодня большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселœенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселœенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселœенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. В случае если Вселœенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени).


Библиографический список

 

1.  Клыпин А.А., Сурдин В.Г. Крупномасштабная структура Вселœенной. М., Знание, 1981.

2.  Новиков И.Д. Эволюция Вселœенной, 3-е издание. М., Наука, 1990.

3.  Ефремов Ю.Н. Вглубь Вселœенной. М., УРСС, 2003.

4.  Куликовский П.Г. Звездная астрономия. М.: Наука, 1985.

5.  ВСЕЛЕННАЯ - Толковый словарь Ожегова / Словари 299 ру http://slovari.299.ru/word.php?id=4324&sl=oj

6.  БСЭ. Вселœенная http://bse.sci-lib.com/article007043.html


Понятие Вселенной и её модели - 2020 (c).
Яндекс.Метрика