Вселенная и пути ее эволюции. Что будет дальше со Вселенной
 Скачать 205.79 Kb.
|
|
Модели будущего вселенной Каково же будущее Вселенной? Многие выдающиеся ученые ХХ века неоднократно задавались этим вопросом. В 1917г. А. Эйнштейн выступил с гипотезой о конечной, но безграничной Вселенной. Суть данной гипотезы была в следующем: предположим, что вещество, составляющее планеты, звезды и звездные системы, равномерно рассеяно по всему мировому пространству. Тем самым мы допускаем, что Вселенная всюду однородна и к тому же изотропна, то есть во всех направлениях имеет одинаковые свойства. Будем считать, что средняя плотность вещества во Вселенной выше так называемой критической плотности. Если все эти требования соблюдены, мировое пространство, как это доказал Эйнштейн, замкнуто и представляет собой четырехмерную сферу. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В принципе возможно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в одном и том же направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная по Эйнштейну, содержит хотя и большое, но все-таки конечное число звезд и звездных систем, а поэтому к ней фотометрический и гравитационный парадоксы просто неприменимы. В то же время призрак тепловой смерти тяготеет и над Вселенной Эйнштейна - такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща. Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик Александр Фридман на основании строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна никак не может быть стационарной, неизменной, как это считал Эйнштейн. Вселенная непременно должна расширяться, причем речь идет о расширении самого пространства, то есть об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются. Идея Фридмана поначалу показалась Эйнштейну слишком смелой и необоснованной. Он даже заподозрил ошибку в вычислениях. Но, ознакомившись с ними, он публично признал, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Из расчетов Фридмана вытекали три возможных следствия: Вселенная и ее пространство расширяются с течением времени; Вселенная сжимается; во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и расширения. Доказательства в пользу модели расширяющейся Вселенной были получены в 1926 г., когда американский астроном Э. Хаббл открыл при исследовании спектров далеких галактик (существование которых было доказано в 1923 г. тем же Хабблом) красное смещение спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра), что было истолковано как следствие эффекта Доплера (изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника излучения и наблюдателя по отношению друг к другу) - удаление этих галактик друг от друга со скоростью, которая возрастает с расстоянием. По последним измерениям, это увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек. После этого открытия вывод Фридмана о нестационарности Вселенной получил подтверждение и в космологии утвердилась модель расширяющейся Вселенной. Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения всего пространства замкнутой конечной Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут расстояния между пылинками на поверхности раздувающегося мыльного пузыря. Каждую из таких пылинок, как и каждую из галактик, можно с полным правом считать центром расширения. Дальнейшее развитие модель расширяющейся Вселенной получила в послевоенные годы и особенно в последние десятилетия благодаря исследованиям известных отечественных космологов Зельдовича и Новикова. Уточнены величины, характеризующие скорость расширения Вселенной, рассмотрены различные варианты моделей Вселенной в зависимости от средней плотности вещества в мировом пространстве, достаточно подробно намечен ход эволюции Вселенной от момента начала ее расширения. Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Мы уже упоминали, что расчеты Фридмана допускали три варианта развития событий. По какому из них идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества. Это отношение можно свести к отношению плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества, которую мы уже упоминали. Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик и расширение Вселенной носит необратимый характер. Это выражается условием р/рк< 1, (где р - плотность вещества во Вселенной, рк - критическая плотность вещества). Этот вариант динамичной модели Вселенной называют “открытой Вселенной”. Если же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие р/рк > 1 , то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью), затем произойдет новый взрыв. Для наблюдателя сигналом перехода от расширения к сжатию станет смена красного смещения линий химических элементов в спектрах удаленных галактик на фиолетовое смещение. Такой вариант модели назван “закрытой Вселенной”. В случае, когда силы гравитации точно равны кинетическим силам, то есть когда р/ рк = 1, расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Теоретически возможна и пульсация Вселенной. Возникает естественный вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей Вселенной? Ответ на него остается за наблюдательной астрономией, которая должна оценить современную среднюю плотность вещества во Вселенной и уточнить значение постоянной Хаббла (скорость расширения галактик). Пока надежные оценки этих величин отсутствуют. На основании современных данных создается впечатление, что средняя плотность вещества во Вселенной близка к критическому значению, она либо немного больше, либо немного меньше. Но от этого “немного” зависит будущее Вселенной, правда, весьма отдаленное. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не меньше 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд. лет. Из всех вышеперечисленных и тех доказательств, которые не вошли в мой реферат из-за своей громоздкости и математическо-физической сложности можно с уверенностью сделать вывод: Вселенная эволюционирует, бурные процессы происходили в прошлом, происходят сейчас и будут происходить в будущем. Если ВЫ желаете, можете прислать свою рецензию или отзыв об этой работе: Victor_Kenig@e-mail.ru Список использованной литературы: Вайнберг С. Первые три минуты. М., 1981. Воронцов-ВельяминовБ.А. Очерки о Вселенной. М., 1980. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. М., 1984, Зигель Ф.Ю. Неисчерпаемость бесконечности. М., 1984. Новиков И.Д Куда течет река времени? М., 1990. Новиков И.Д. Черные дыры и Вселенная. М,, 1985. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной, 1990. Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. М., 1996, Грушевицкая Т. Г. Концепции современного естествознания. Высш. Школа, 1998, Гнатюк В. И. Концепции современного естествознания. Самостоятельное изучение курса. КВИ ФПС РФ, 1999, Энциклопедический словарь юного физика.М “Педагогика”, 1984, Альфа и омега. Краткий справочник. Таллин “Принтест ”, 1991. 1 Флуктуация - небольшое, нерегулярное хаотическое изменение какой-либо физической величины. 2 Плазма – ионизированный газ, в котором электростатическое взаимодействие между частицами столь велико, что самопроизвольное разделение зарядов может происходить лишь в областях пространства, очень малых по сравнению с размерами самого облака. 3 Лептоны – группа частиц не участвующих в сильном взаимодействии (например электроны, протоны). 4 Кварк – составная элементарных частиц.Частица со спином ½ и дробным электрическим зарядом, являющаяся составным элементом андронов.Все известные андроны состоят либо из пары кварк-антикварк (мезоны), либо из трех кварков (барионы). |