Главное меню



Теория горячей Вселенной


Первые принципиально новые революционные космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888—1925). Основными уравнениями общей теории относительности являются «мировые уравнения» Эйнштейна, которые описывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства — времени. Решение их позволяет в принципе построить математическую модель Вселенной. Первую такую попытку предпринял сам Эйнштейн. Считая радиус кривизны пространства постоянным (т. е. исходя из предположения о стационарности Вселенной в целом, что представлялось наиболее разумным), он пришел к выводу, что Вселенная должна быть пространственно конечной и иметь форму четырехмерного цилиндра. В 1922—1924 гг. Фридман выступил с критикой выводов Эйнштейна. Он показал необоснованность его исходного постулата — о стационарности, неизменности во времени Вселенной. Проанализировав мировые уравнения, Фридман пришел к заключению, что их решение ни при каких условиях не может быть однозначным и не может дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. Исходя из противоположного постулата — о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени, Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений». В качестве примера таких решений он построил три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет, и Вселенная расширяется (в одной модели — из точки, в другой — начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически меняющимся радиусом кривизны. Встретив сначала решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого физика. Две первые модели Вселенной Фридмана уже вскоре нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик — в так называемом эффекте «красного смещения» в их спектрах. Он свидетельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик и их скоплений. Если обратить картину во времени, то это приводит к заключению о существовании «начала» обнаруженного общего расширения пространства Вселенной! Такие выводы и были сделаны уже в конце 20-х годов бельгийским астрономом аббатом Ж. Леметром (о расширении Вселенной из точки, из «атома-отца») и А. Эддингтоном (предположившим, что расширение началось от состояния плотного сгустка конечных размеров). Все это ломало привычные, тысячелетиями складывавшиеся представления, прежде всего о «вечности» Вселенной, поскольку она отождествлялась со «всей существующей материей». Между тем эта новая релятивистская космологическая картина мира распространялась (как и всякая картина мира по определению) на «всю мыслимую Вселенную». Поэтому она вызвала резко критическое отношение со стороны философов-материалистов, поскольку в новой концепции сначала все увидели лишь подтверждение акта творения материи и Вселенной. В ходе этих споров, с одной стороны, постепенно уточнялись и усложнялись сами фундаментальные понятия, фигурирующие в космологии: конечность и ограниченность, бесконечность и безграничность, наконец, неоднозначность таких понятий, как «вся Вселенная», «Вселенная в целом», неправомерность отождествления таких понятий, как «Вселенная» и «Метагалактика». С другой стороны, наблюдения подтвердили факт расширения всей наблюдаемой области Вселенной. Большинство современных космологов понимают это расширение, как расширение действительно всей мыслимой и существующей Вселенной... К сожалению, ранняя смерть не позволила гениальному теоретику Вселенной А. А. Фридману, идеи которого более полувека направляют мысль космологов, самому принять участие в дальнейшем революционном развитии процесса обновления космологической картины мира. Опыт истории развития знаний о мире подсказывает, однако, что и современная релятивистская космологическая картина мира, будучи результатом экстраполяции на все мыслимое «целое» знаний об ограниченной части Вселенной, неизбежно неточна. Поэтому можно думать, что она скорее отражает свойства ограниченной части Вселенной (которую и можно назвать Метагалактикой), причем, возможно, лишь один из этапов ее развития (что допускает релятивистская космология и что может проясниться с уточнением средней плотности материи в Метагалактике). В настоящее время, однако, в этом пункте картина мира остается неопределенной.

История астрономии. Теория горячей Вселенной


На основании первых наблюдений преобладания красных смещений в спектрах далеких галактик (В. Слайфер, Э. Хаббл, X. Шепли), еще до установления линейного закона «красного смещения» (закон Хаббла, 1929 г.) бельгийский астроном Ж. Леметр (1894—1966), независимо от А. А. Фридмана, выдвинул в 1927 г. свою знаменитую идею возникновения Вселенной из одного «атома-отца» и ее расширения. В такой форме гипотеза была весьма удобной для религиозного истолкования природы и встретила поэтому резко критическое отношение со стороны философов-материалистов. Вместе с тем она соответствовала непосредственным наблюдениям и гармонировала с новой релятивистской физической картиной мира и поэтому привлекла внимание крупных физиков и астрономов, развивавших астрономические следствия релятивизма — А. С. Эддингтона и Э. А. Милна, хотя и по-разному понимавших сам релятивизм. В 30-е годы концепция Леметра была развита Эддингтоном (стоявшим на позициях Эйнштейна) как модель расширения Вселенной из первоначального плотного сгустка обычного вещества. Тогда же Милн, опираясь на собственную «кинематическую теорию относительности», дал свою интерпретацию разбегания галактик как результата взрыва сверхплотного сгустка некой особой «первичной» материи, из которой «на ходу» формировались затем звезды, галактики, планеты. Но формирование более конкретной физически разработанной эволюционной космолого-космогонической модели расширяющейся Вселенной, получившей название теории «Big Bang» (Большого Взрыва), связано в первую очередь с именем одного из крупнейших ученых современности, американского физика русского происхождения Джорджа (Георгия Антоновича) Гамова (1904 — 1968). Он был специалистом по атомной и ядерной физике, но внес фундаментальный вклад и в астрофизику и, кроме того, в генетику. Одним из первых он использовал успехи ядерной физики, включая свои собственные результаты, для решения проблемы источников внутризвездной энергии и для развития теории эволюции звезд. В значительной степени под его влиянием немецкий физик Г. Бете создал теорию азотно-углеродного цикла ядерных превращений (водорода в гелий) в недрах звезд как источника их энергии.


В свою очередь, Дж. Гамов построил на этой основе первую ядерную теорию эволюции звезд (1937—1940). В 1939 г. он предложил нейтринную теорию сверхновых звезд. Совместно с М. Шенбергом в 1940—1941 гг. он раскрыл существенные стороны ядерного механизма взрывов сверхновых, указав на большую роль в этом процессе нейтрино. В 1942 г. Гамов построил детальную теорию эволюции наиболее крупных звезд — красных гигантов. Но для формирования современной астрономической картины мира наиболее значительным его вкладом стала выдвинутая им в 1946 г. и развитая впоследствии вместе со своими учениками теория Большого Взрыва. Согласно этой теории, конкретизировавшей на материале ядерной физики идеи расширяющейся Вселенной Фридмана — Леметра, вся современная наблюдаемая нами Вселенная представляет собою результат катастрофического взрыва материи, находившейся до того в чудовищно сжатом сверх-сверхплотном состоянии, недоступном пока для понимания и описания в рамках современной физики. Начавшееся при этом «взрыве» расширение материн, вернее, чудовищно быстрый вначале разлет ее в форме неразделимой смеси — высокотемпературного излучения и вещества — элементарных частиц, обладавших релятивистскими скоростями, наблюдается и в наши дни в виде эффекта хаббловского линейно-изотропного «расширения Вселенной» или «красного смещения». Совместно со своими учениками и сотрудниками — физиками Р. Альфером и Р. Германом Дж. Гамов в 1948 г. развил теорию образования в ранней Вселенной химических элементов тяжелее водорода в результате ядерного синтеза (теория нейтронного захвата), происходившего, якобы, уже в начальный период расширения и остывания горячего «начального» вещества, за которое они принимали сначала нейтроны. Предполагалось, что их распад (на протоны и электроны) и дальнейшие комбинации получавшихся частиц обеспечили формирование современного химического состава Вселенной, в котором главное место занимает водород (70—80%). Позднее, с 50-х годов стало формироваться иное представление, согласно которому все элементы тяжелее водорода создаются при ядерных реакциях в плотных недрах звезд. Но дальнейшие наблюдения заставили астрофизиков допустить, что часть гелия образовалась уже на ранней, дозвездной стадии расширения Вселенной (только так можно объяснить большое обилие его в современной Вселенной: 20—30%), а доступное пониманию начальное вещество Вселенной состояло из равного числа нейтронов и протонов. (В этом направлении совершенствовали свою теорию Большого Взрыва в 50-е годы и сотрудники Гамова.)


Огромное обилие водорода в наблюдаемой Вселенной заставляет предположить, что в начальной фазе ее расширения она была заполнена главным образом высокотемпературным излучением (фотонами), хотя уже содержала и некоторое число частиц и античастиц. После их взаимной аннигиляции остался некий избыток (имевшийся изначально) частиц — тяжелых (барионов: нейтронов и протонов) и легких (лептонов: электронов и нейтрино). Это исходное соотношение между числом фотонов, нейтрино, барпонов и электронов сохраняется и в современной Вселенной. По наблюдаемому обилию легких элементов (Н и Не) оно было оценено Альфером и Германом как 109 : 10" : 1 : 1. Из наблюдаемой плотности в Космосе ядерных, тяжелых частиц Гамов, Альфер и Герман предсказали в 1948 г., что в современной Вселенной это остывшее первичное излучение должно наблюдаться как тепловое, соответствующее температуре около 5 К (5 градусов в абсолютной шкале температур Кельвина), т. е. с максимумом в сантиметровом диапазоне радиоволн. В 50-е годы ряд обстоятельств помешал группе Гамова продолжить эти исследования, а главное — осуществить проверку теории наблюдением — поисками остаточного излучения. Развитию теории препятствовали и недостаток наблюдательных сведений о распространенности различных химических элементов во Вселенной, и — главное — общее скептическое отношение «серьезных» астрофизиков и многих физиков тех лет к возможности самой постановки, а тем более решения столь фантастической проблемы, как начало истории всей Вселенной в целом! Проверить же предсказание о сохранившемся первичном тепловом радиоизлучении с современной температурой около 5 К специалистам радиофизикам представлялось невозможным: все были уверены, что такой слабый сигнал нельзя выделить, по крайней мере с имевшейся аппаратурой, из общего радиошума — радиоизлучения звезд, галактик, межзвездной среды. Полтора десятка лет концепция Большого Взрыва оставалась курьезом, игрой ума немногих физиков и космологов. И только позднее стало ясно, что более раннему решению проблемы помешал в немалой степени тот разрыв в научных контактах, который существует между современными наблюдателями и теоретиками. Сыграла существенную негативную роль и дифференцированность современной науки, из-за чего специалисты, работающие даже в близких областях, порой мало знают о проблемах соседей. В наблюдениях еще 1941 г. американский астрофизик Мак Келлар столкнулся с таинственным, так и не разгаданным тогда фактом: возбужденным состоянием молекул межзвездного циана, температура возбуждения которых составляет 2,3 К. Но авторы теории Большого Взрыва, видимо, об этом и не знали. В 1956 г. молодой пулковский радиоастроном Т. А. Шмаонов, видимо, знавший о предсказании 5-градусного радиоизлучения, впервые зарегистрировал подобное излучение космического фона с помощью рупорной антенны, хотя и с небольшой еще точностью: 3,7 ± 3,7 К (в зените) и 3,9 ± 4,2 К (в полярной области) и установил его изотропность, указав, что температура его не менялась существенно со временем. Но это открытие, важность которого тогда отметил руководитель пулковских радиоастрономов известный советский физик С. Э. Хайкин, прошло мимо внимания астрофизиков и космологов. Аналогично, опубликованный в 1964 г. молодыми советскими астрофизиками А. Г. Дорошкевичем и И. Д. Новиковым исключительно важный расчет, впервые показавший, что на сантиметровых волнах предсказанное первичное радиоизлучение должно забивать все известные источники и потому вполне обнаружимо, в свою очередь, остался неизвестным наблюдателям — радиоастрономам. Между тем общий интерес к проблеме в 60-е годы начал вновь расти в связи с попытками рассмотреть вопрос о формировании химических элементов (нуклеосинтезе) во Вселенной на ранних стадиях ее расширения. (Этим занялись Ф. Хойл и Р. Тайлер в Англии, П. Пиблс в США, Я. Б. Зельдович в СССР.)


Проблема холодного или горячего начального состояния современной Вселенной вызывала уже острые дискуссии и сама становилась «горячим», дискуссионным элементом в астрономической картине мира. В результате американский радиофизик Дикке даже начал подготовку к наблюдательной проверке концепции Большого Взрыва... Поэтому, когда в 1964 г. американские радиоинженеры, не слыхавшие G теории Гамова, А. Пензиас и Р. Уилсон при испытании рупорной антенны для наблюдения американского спутника «Эхо» открыли случайно существование микроволнового (на волне 7,35 см) космического радиошума, не зависящего от направления антенны, это открытие сразу же попало в центр внимания американских астрофизиков — космологов Дикке, Пиблса и др. Последние сразу поняли, что речь идет о предсказанном группой Гамова первичном остаточном радиоизлучении (реликтовом, как назвал его И. С. Шкловский) и что теория горячей Вселенной получила важнейшее наблюдательное подтверждение. Это величайшее в астрономии XX в. открытие, по существу, коллективное и в значительной степени ставшее результатом созревшей для его восприятия научной атмосферы, или картины мира, сделало достоверным фактом, по меньшей мере, то, что у нашей Вселенной (Метагалактики) имелась ее ранняя история, т. е. что она действительно эволюционирует.

 

Бальмонт К. Д

Родился в поместье близ деревни Гумнищи Владимирской губернии. Считал себя потомком (по линии матери) татарского князя, чье имя переводилось как "Белый Лебедь Золотой Орды", и в то же время. Вырос в небогатой дворянской семье. Отец — земский деятель, более всего увлекающийся природой и охотой, влияния на сына не имел. Мать выступала в местной печати, устраивала литературные ...

At the customs In the airport

Booking airline ticket = Заказ билета авиалинии. To fly economy = Летать экономично(дёшево). Prefer = предпочитать. Airport = аэропорт. Flight = полёт. Travel = путешествовать. Your flight takes off at seven thirty and flies direct = Ваш рейс вылетает в семь тридцать и летит прямым рейсом. Passport = паспорт. Suitcase = чемодан. Scale = масштаб. Weigh = весить. To pay excess baggage charge = Заплатить за избыточный вес багажа. Overweight = Лишний ...

Составление формулы бинарного соединения

Задание: Составить формулу бинарного соединения, состоящего из двух элементов: фосфора и кислорода. № п/п Последовательность действий Выполнение действий 1. При написании химической формулы существует определенный порядок расстановки химических элементов в формуле. Обычно на первом месте записывается знак ...

Тонга

Королевство Тонга расположено на семисоткилометровой  цепочке небольших островов в юго-западной части Тихого океана , к северу от Новой Зеландии .Это очень небольшое государство даже по масштабам Океании. Площадь его составляет всего 699 кв.км. Западная окраина Тихого Океана - самая активная в геологическом отношении  область земного шара. Узкой  полосой от Камчатки на севере  ...