Conceptele „Univers” și „Metagalaxy” sunt concepte foarte apropiate: caracterizează același obiect, dar în aspecte diferite. Conceptul „Univers” se referă la întreaga lume materială existentă; conceptul de „Metagalaxie” este aceeași lume, dar din punctul de vedere al structurii sale - ca sistem ordonat de galaxii.

În știința clasică, a existat așa-numita teorie a stării staționare a Universului, conform căreia Universul a fost întotdeauna aproape la fel ca acum. Astronomia a fost statică: mișcările planetelor și cometelor au fost studiate, au fost descrise stelele, au fost create clasificările lor, ceea ce a fost, desigur, foarte important. Dar problema evoluției Universului nu a fost pusă.

In acest munca de testare principalul modele cosmologice Universul.

1.1 Modele cosmologice moderne ale Universului: modelul lui A. Einstein, A.A. Friedman

Modelele cosmologice moderne ale Universului se bazează pe teoria generală a relativității a lui A. Einstein, conform căreia metrica spațiului și timpului este determinată de distribuția maselor gravitaționale în Univers. Proprietățile sale în ansamblu sunt determinate de densitatea medie a materiei și de alți factori fizici specifici.

Ecuația gravitației lui Einstein nu are una, ci multe soluții, ceea ce explică prezența multor modele cosmologice ale Universului. Primul model a fost dezvoltat de însuși A. Einstein în 1917. El a respins postulatele cosmologiei newtoniene despre absolutitatea și infinititatea spațiului și timpului. În conformitate cu modelul cosmologic al Universului de A. Einstein, spațiul mondial este omogen și izotrop, materia este, în medie, distribuită uniform în el, atracția gravitațională a maselor este compensată de repulsia cosmologică universală.

Timpul de existență al Universului este infinit, adică nu are nici început, nici sfârșit, iar spațiul este infinit, dar bineînțeles.

Universul din modelul cosmologic al lui A. Einstein este staționar, infinit în timp și nelimitat în spațiu.

În 1922 matematicianul și geofizicianul rus A. A Fridman a respins postulatul cosmologiei clasice despre staționaritatea Universului și a obținut o soluție la ecuația Einstein care descrie Universul cu spațiul „în expansiune”.

Se notează raportul dintre densitatea medie a universului și cea critică

Există trei modele cosmologice, în funcție de, după creatorul lor numit Friedman. Aceste modele nu țin cont de energia vidului (constanta cosmologică).

I model Friedman ,. Expansiunea universului va fi eternă, iar viteza galaxiilor nu va tinde niciodată spre zero. Spațiul într-un astfel de model este infinit, are curbură negativă și este descris de geometria lui Lobachevsky. Prin fiecare punct al unui astfel de spațiu, puteți trasa un set infinit de drepte paralele cu unul dat, suma unghiurilor triunghiului este mai mică de 180 °, raportul circumferinței cu raza este mai mare de 2π.

II model Friedman ,. Expansiunea universului va fi eternă, dar la infinit viteza lui va tinde spre zero. Spațiul într-un astfel de model este infinit, plat, descris de geometria lui Euclid.

III Friedman model,. Expansiunea universului va fi înlocuită de contracție, colaps și se va încheia cu micșorarea universului într-un punct singular (Big Crunch). Spațiul dintr-un astfel de model este finit, are o curbură pozitivă, are o formă de hipersferă tridimensională și este descris de geometria sferică a lui Riemann. Într-un astfel de spațiu nu există linii drepte paralele, suma unghiurilor triunghiului este mai mare de 180 °, raportul dintre circumferință și rază este mai mic de 2π. Masa totală totală a unui astfel de univers este zero.

Conform datelor moderne .

1.2 Modele cosmologice alternative ale Universului

cu exceptia model standard Big Bang-ul, în principiu, există modele cosmologice alternative:

1. Modelul, simetric față de materie și antimaterie, presupune prezența egală a acestor două tipuri de materie în Univers. Deși este evident că galaxia noastră nu conține practic antimaterie, sistemele stelare învecinate ar putea fi formate în întregime din ea; în acest caz, radiația lor ar fi exact aceeași cu cea a galaxiilor normale. Cu toate acestea, în epocile anterioare de expansiune, când materia și antimateria erau în contact mai strâns, anihilarea lor ar fi trebuit să producă raze gamma puternice. Observațiile nu îl detectează, ceea ce face improbabil un model simetric.

2. Modelul Cold Big Bang presupune că expansiunea a început la zero absolut. Adevărat, în acest caz, trebuie să aibă loc și fuziunea nucleară și să încălzească substanța, dar radiația de fond cu microunde nu mai poate fi asociată direct cu Big Bang, ci trebuie explicată într-un alt mod. Această teorie este atractivă deoarece materia din ea este supusă fragmentării, ceea ce este necesar pentru a explica neomogenitatea pe scară largă a Universului.

3. Modelul cosmologic staționar presupune crearea continuă a materiei. Premisa de bază a acestei teorii, cunoscută sub numele de Principiul Cosmologic Ideal, afirmă că universul a fost întotdeauna și va rămâne așa cum este astăzi. Observațiile infirmă acest lucru.

4. Sunt luate în considerare versiunile modificate ale teoriei gravitației lui Einstein. De exemplu, teoria lui K. Bruns și a lui R. Dicke de la Princeton este în general de acord cu observațiile din interior Sistem solar... Modelul Brans - Dicke, precum și modelul Hoyle mai radical, în care unele constante fundamentale se modifică în timp, au aproape aceiași parametri cosmologici în era noastră ca și modelul Big Bang.

5. În 1927, starețul și omul de știință belgian J. Lemaitre a legat „expansiunea” spațiului cu datele observațiilor astronomice. Lemaitre a introdus conceptul de început al Universului ca o singularitate (adică, o stare superdensă) și nașterea Universului ca un Big Bang. Pe baza teoriei modificate Einstein, J. Lemaitre a construit în 1925 un model cosmologic care combină Big Bang cu o fază de repaus prelungită în timpul căreia s-ar putea forma galaxii. Einstein a devenit interesat de această oportunitate de a fundamenta modelul său cosmologic favorit al unui univers static, dar când a fost descoperită expansiunea universului, a abandonat-o public.

ΛCDM (a se citi „Lambda-CDiM”) - prescurtare pentru Lambda-Cold Dark Matter, modelul cosmologic standard modern în care Universul plan spațial este umplut, pe lângă materia barionică obișnuită, cu energie întunecată (descrisă de constanta cosmologică Λ în ecuațiile lui Einstein) și materie întunecată rece (în engleză Cold Dark Matter). Conform acestui model, vârsta universului este miliarde de ani.

Deoarece densitatea medie a materiei din Univers este necunoscută, astăzi nu știm în care dintre aceste spații ale Universului trăim.

În 1929, astronomul american E.P. Hubble a descoperit existența unei relații ciudate între distanță și viteza galaxiilor: toate galaxiile se îndepărtează de noi și cu o viteză care crește proporțional cu distanța - sistemul de galaxii se extinde.

Expansiunea universului este considerată un fapt stabilit științific. Conform calculelor teoretice ale lui J. Lemaitre, raza Universului în starea sa inițială a fost de 10-12 cm, care este apropiată ca mărime de raza unui electron, iar densitatea sa a fost de 1096 g/cm3. Într-o stare singulară, Universul era un micro-obiect de dimensiuni neglijabile. Din starea singulară originală, universul a continuat să se extindă ca urmare a Big Bang-ului.

Calculele retrospective determină vârsta Universului la 13-20 de miliarde de ani. GA Gamov a sugerat că temperatura materiei a fost ridicată și a scăzut odată cu expansiunea Universului. Calculele sale au arătat că Universul în evoluția sa trece prin anumite etape, în timpul cărora are loc formarea elementelor și structurilor chimice. În cosmologia modernă, pentru claritate, stadiul inițial al evoluției Universului este împărțit în „ere”

Atunci când evaluăm imensitatea scarii Universului, se pune întotdeauna întrebarea filozofică clasică: este Universul finit sau infinit? Conceptul de infinit este folosit în principal de matematicieni și filosofi. Fizicienii experimentali care sunt pricepuți în metodele experimentale și tehnicile de măsurare obțin întotdeauna valorile finale ale cantităților măsurate. Importanţa enormă a ştiinţei şi mai ales fizicii moderne constă în faptul că până acum au fost deja obținute multe caracteristici cantitative ale obiectelor nu numai ale macro- și microcosmosului, ci și ale megomondei.

Scalele spațiale ale Universului nostru și dimensiunile principalelor formațiuni materiale, inclusiv micro-obiectele, pot fi reprezentate din următorul tabel, unde dimensiunile sunt date în metri (pentru simplitate, sunt date doar ordine de numere, adică aproximative numere într-un ordin de mărime):

Raza orizontului cosmologic

sau Universul pe care îl vedem 10 26

Diametrul galaxiei noastre este de 10 21

Distanța de la Pământ la Soare 10 11

Diametrul Soarelui 10 9

Dimensiunea persoanei 10 0

Lungimea de undă a luminii vizibile 10 -6 - 10 -8

Dimensiunea virusului 10 -6 -10 -8

Diametrul atomului de hidrogen 10 -10

Diametrul nucleului atomic 10 -15

distanta minima,

disponibil azi la dimensiunile noastre 10 -18

Din aceste date, se poate observa că raportul dintre cea mai mare și cea mai mică dimensiune disponibilă pentru experimentul de astăzi este de 44 de ordine de mărime. Odată cu dezvoltarea științei, această atitudine a crescut constant și va continua să crească pe măsură ce se acumulează noi cunoștințe despre lumea din jurul nostru. La urma urmei, „lumea noastră este doar o școală în care învățăm să învățăm”, spunea filozoful umanist francez Michel Montaigne (1533-1592).

Structuralitatea este inerentă universului la diferite niveluri, de la particule elementare în mod convențional la supergrupuri gigantice de galaxii. Structura modernă a Universului este rezultatul evoluției cosmice, în timpul căreia galaxiile s-au format din protogalaxii, stele din protostele și planete dintr-un nor protoplanetar.

1.3 Modelul de explozie la cald

Conform modelului cosmologic Friedmann-Lemaitre, Universul a apărut în momentul Big Bang-ului – cu aproximativ 20 de miliarde de ani în urmă, iar expansiunea sa continuă până în zilele noastre, încetinind treptat. În prima clipă a exploziei, materia Universului a avut densitate și temperatură infinite; această stare se numește singularitate. Conform relativității generale, gravitația nu este o forță reală, ci o curbură a spațiului-timp: cu cât densitatea materiei este mai mare, cu atât curbura este mai puternică. În momentul singularității inițiale, curbura era și ea infinită. Puteți exprima curbura infinită a spațiului-timp cu alte cuvinte, spunând că în momentul inițial, materia și spațiul au explodat simultan peste tot în Univers. Pe măsură ce volumul spațiului Universului în expansiune crește, densitatea materiei din acesta scade.

S. Hawking și R. Penrose au demonstrat că în trecut a existat cu siguranță o stare singulară, dacă teoria generală a relativității este aplicabilă pentru a descrie procesele fizice din Universul foarte timpuriu. Pentru a evita o singularitate catastrofală în trecut, este necesară schimbarea semnificativă a fizicii, de exemplu, presupunând posibilitatea unei creații spontane continue a materiei, ca în teoria unui univers staționar. Dar observațiile astronomice nu oferă nicio bază pentru aceasta. Cu cât luăm în considerare evenimentele anterioare, cu atât scara lor spațială era mai mică; pe măsură ce ne apropiem de începutul expansiunii, orizontul observatorului se contractă (fig. 1).

Orez. 1. Ilustrație a modelelor Big Bang

În primele momente, scara este atât de mică încât nu mai avem dreptul să aplicăm relativitatea generală: mecanica cuantică este necesară pentru a descrie fenomene la o scară atât de mică. Dar teoria cuantică a gravitației nu există încă, așa că nimeni nu știe cum s-au dezvoltat evenimentele până în momentul 10-43 s, numit timp Planck (în cinstea părintelui teoriei cuantice). În acel moment, densitatea materiei a atins o valoare incredibilă de 1090 kg/cm3, care nu poate fi comparată nu numai cu densitatea corpurilor din jurul nostru (mai puțin de 10 g/cm3), ci chiar și cu densitatea corpului. nucleu atomic (aproximativ 1012 kg / cm 3) - cea mai mare densitate disponibilă în laborator. Prin urmare, pentru fizica modernă, începutul expansiunii Universului este timpul Planck.

Există trei tipuri majore de modele Big Bang: modelul standard deschis, modelul standard închis și modelul Lemaitre. Timpul este reprezentat pe orizontală, în timp ce verticala este distanța dintre oricare două galaxii care sunt suficient de îndepărtate una de cealaltă (pentru a exclude interacțiunea lor). Cercul marchează epoca noastră. Dacă Universul s-ar extinde mereu cu ritmul actual, exprimat prin constanta Hubble H, atunci ar începe cu aproximativ 20 de miliarde de ani în urmă și ar continua așa cum arată linia punctată diagonală. Dacă expansiunea încetinește, ca într-un model deschis al unei lumi spațial nelimitate sau într-un model închis al unei lumi limitate, atunci vârsta Universului este mai mică de 1 / H. Modelul închis are cea mai mică vârstă, a cărui expansiune încetinește rapid și dă loc compresiei. Modelul lui Lemaitre descrie un Univers care este semnificativ mai vechi de 1/H, deoarece există o perioadă lungă în istoria sa când aproape nu a existat o expansiune. Modelul Lemaitre și modelul deschis descriu un univers care se va extinde mereu.

În astfel de condiții de temperatură și densitate de neconceput a avut loc nașterea Universului. Mai mult, ar putea fi o naștere în sens literal: unii cosmologi (să zicem, Ya B Zeldovich în URSS și L. Parker în SUA) credeau că particulele și fotonii gamma s-au născut în acea eră de câmpul gravitațional. Din punct de vedere al fizicii, acest proces ar putea avea loc dacă singularitatea ar fi anizotropă, adică. câmpul gravitațional era neomogen. În acest caz, forțele gravitaționale ale mareelor ​​ar putea „trage” particule reale din vid, creând astfel substanța Universului. Studiind procesele care au avut loc imediat după Big Bang, înțelegem că teoriile noastre fizice sunt încă foarte imperfecte. Evoluția termică a Universului timpuriu depinde de producția de particule elementare masive - hadroni, despre care fizica nucleară știe încă puține. Multe dintre aceste particule sunt instabile și de scurtă durată.

Fizicianul elvețian R. Hagedorn crede că pot exista o mulțime de hadroni cu mase crescătoare, care s-ar putea forma din abundență la o temperatură de ordinul a 10 12 K, când densitatea gigantică a radiațiilor a dus la producerea de perechi de hadroni formate din o particulă și o antiparticulă. Acest proces ar trebui să limiteze creșterea temperaturii în trecut. Dintr-un alt punct de vedere, numărul de tipuri de particule elementare masive este limitat, astfel încât temperatura și densitatea în timpul erei hadronului au trebuit să atingă valori infinite. În principiu, acest lucru ar putea fi verificat: dacă hadronii constituenți - quarcii - erau particule stabile, atunci un anumit număr de quarci și antiquarci ar fi trebuit să supraviețuiască din acea eră fierbinte. Dar căutarea quarcilor a fost în zadar; sunt cel mai probabil instabili.

După prima milisecundă de expansiune a Universului, interacțiunea puternică (nucleară) a încetat să mai joace un rol decisiv în ea: temperatura a scăzut atât de mult încât nucleele atomice au încetat să fie distruse. Procesele fizice ulterioare au fost determinate de interacțiunea slabă responsabilă pentru producerea de particule luminoase - leptoni (adică electroni, pozitroni, mezoni și neutrini) sub acțiune. radiații termice... Când, în cursul expansiunii, temperatura radiației a scăzut la aproximativ 10 10 K, perechile de leptoni au încetat să mai fie produse, aproape toți pozitronii și electronii anihilând; au existat doar neutrini și antineutrini, fotoni și câțiva protoni și neutroni păstrați din epoca precedentă. Astfel s-a încheiat epoca leptonilor. Următoarea fază de expansiune - era fotonului - este caracterizată de predominanța absolută a radiației termice. Pentru fiecare proton sau electron care rămâne, există un miliard de fotoni. La început, acestea au fost cuantele gamma, dar pe măsură ce Universul s-a extins, au pierdut energie și au devenit raze X, ultraviolete, optice, infraroșii și, în cele din urmă, acum au devenit cuante radio, pe care le luăm ca emisie radio de fundal pentru corpul negru (relicvă) .

1.4 Probleme nerezolvate ale cosmologiei Big Bang

Există 4 probleme cu care se confruntă acum modelul cosmologic al Big Bang-ului.

1. Problema singularității: mulți pun la îndoială aplicabilitatea relativității generale, care dă o singularitate în trecut. Sunt propuse teorii cosmologice alternative lipsite de singularități.

2. Strâns legată de singularitate este problema izotropiei Universului. Pare ciudat că expansiunea, care a început cu o stare singulară, s-a dovedit a fi atât de izotropă. Nu este exclus, însă, ca expansiunea inițial anizotropă să devină treptat izotropă sub acțiunea forțelor disipative.

3. Omogen la scara cea mai mare, la scara mai mica, Universul este foarte eterogen (galaxii, clustere de galaxii). Este dificil de înțeles cum gravitația ar fi putut produce o astfel de structură. Prin urmare, cosmologii studiază posibilitățile modelelor Big Bang neomogene.

4. În cele din urmă, cineva se poate întreba, care este viitorul universului? Pentru a răspunde, trebuie să cunoașteți densitatea medie a materiei din Univers. Dacă depășește o anumită valoare critică, atunci geometria spațiului-timp este închisă, iar în viitor Universul se va micșora cu siguranță. Universul închis nu are granițe, dar volumul său este finit. Dacă densitatea este sub cea critică, atunci Universul este deschis și se va extinde pentru totdeauna. Universul deschis este infinit și are o singură singularitate la început. Până acum, observațiile sunt în acord mai bine cu modelul universului deschis. Originea structurii la scară largă. Cosmologii au două puncte de vedere opuse asupra acestei probleme. Cel mai radical este că la început a fost haos. Expansiunea Universului timpuriu a fost extrem de anizotropă și neomogenă, dar apoi procesele disipative au netezit anizotropia și au adus expansiunea mai aproape de modelul Friedmann-Lemaitre. Soarta neomogenităților este foarte curioasă: dacă amplitudinea lor era mare, atunci inevitabil au trebuit să se prăbușească în găuri negre cu o masă determinată de orizontul actual. Formarea lor ar putea începe chiar din timpul Planck, astfel încât Universul ar putea avea multe găuri negre mici cu mase de până la 10-5 g. Cu toate acestea, S. Hawking a arătat că „mini-găurile” ar trebui, prin emitere, să-și piardă masa, și înainte de epocă, doar găurile negre cu mase mai mari de 10 16 g puteau supraviețui, ceea ce corespunde cu masa unui mic munte.

Haosul primar poate conține perturbări de orice scară și amplitudine; cea mai mare dintre ele sub formă de unde sonore ar fi putut supraviețui din epoca Universului timpuriu până în epoca radiațiilor, când materia era încă suficient de fierbinte pentru a emite, absorbi și împrăștia radiații. Dar odată cu sfârșitul acestei ere, plasma răcită sa recombinat și a încetat să interacționeze cu radiația. Presiunea și viteza sunetului în gaz au scăzut, făcând ca undele sonore să se transforme în unde de șoc, comprimând gazul și făcându-l să se prăbușească în galaxii și grupuri. În funcție de tipul undelor inițiale, calculele prevăd o imagine foarte diferită, care nu corespunde întotdeauna cu cea observată. Pentru a alege între opțiuni posibile modele cosmologice, este importantă o idee filosofică, cunoscută sub numele de principiu antropic: de la bun început, Universul ar fi trebuit să aibă astfel de proprietăți care să permită galaxiilor, stelelor, planetelor și vieții inteligente să se formeze în el. Altfel, nu ar fi nimeni care să se ocupe de cosmologie. Un punct de vedere alternativ este că nu se poate afla nimic mai mult despre structura originală a universului decât ceea ce oferă observațiile. Conform acestei abordări conservatoare, universul tânăr nu poate fi considerat haotic, deoarece acum este foarte izotrop și omogen. Acele abateri de la uniformitate pe care le observăm sub formă de galaxii ar putea crește sub influența gravitației din neregularități mici ale densității inițiale. Cu toate acestea, studiile privind distribuția la scară largă a galaxiilor (în principal de J. Peebles la Princeton) nu par să susțină această idee. O altă posibilitate interesantă este că grupurile de găuri negre născute în era hadronică ar fi putut fi fluctuațiile inițiale pentru formarea galaxiilor. Universul este deschis sau închis? Cele mai apropiate galaxii se îndepărtează de noi cu o viteză, proporțional cu distanța; dar cei mai îndepărtați nu se supun acestei dependențe: mișcarea lor indică faptul că expansiunea Universului încetinește cu timpul. Într-un model închis al Universului sub acțiunea gravitației, expansiunea la un anumit moment se oprește și este înlocuită de contracție (Fig. 2), dar observațiile arată că decelerația galaxiilor nu este încă atât de rapidă încât să aibă loc vreodată o oprire completă.

Liniile orizontale marchează momentele caracteristice ale evoluției, iar triunghiurile tăiate de ele arată regiunea Universului accesibilă observatorului în acel moment. Cu cât a trecut mai mult timp de la începutul expansiunii, cu atât zona devine mai mare disponibilă pentru observare. În prezent, lumina ne vine din stele, quasari și grupuri de galaxii la miliarde de ani lumină distanță, dar în epocile timpurii, un observator putea vedea o regiune mult mai mică a universului. În diferite epoci, au dominat diferite forme de materie: deși domină materia nucleelor ​​atomice (nucleoni), înainte de aceasta, când Universul era fierbinte, dominau radiațiile (fotonii) și chiar mai devreme - particulele elementare ușoare (leptoni) și grele (hadronii). ).

Figura 2 - Modelul big bang standard: timpul este reprezentat vertical, iar distanțele sunt reprezentate orizontal.

Pentru ca Universul să fie închis, densitatea medie a materiei din el trebuie să depășească o anumită valoare critică. Estimările densității pentru materia vizibilă și invizibilă sunt foarte apropiate de această valoare. Distribuția galaxiilor în spațiu este foarte eterogenă. Grupul nostru local de galaxii, care include Calea Lactee, Nebuloasa Andromeda și câteva galaxii mai mici, se află la periferia unui vast sistem de galaxii cunoscut sub numele de Superclusterul Fecioarei, al cărui centru coincide cu grupul de galaxii Fecioare. Dacă densitatea medie a lumii este mare și Universul este închis, atunci ar trebui observată o abatere puternică de la expansiunea izotropă, cauzată de atracția galaxiilor noastre și a celor vecine către centrul Superclusterului. Într-un univers deschis, această abatere este nesemnificativă. Observațiile sunt mai degrabă în concordanță cu modelul deschis. De mare interes pentru cosmologi este conținutul în materia cosmică al izotopului greu de hidrogen - deuteriu, care s-a format în timpul reactii nucleareîn primele clipe după Big Bang. Conținutul de deuteriu s-a dovedit a fi extrem de sensibil la densitatea materiei în acea epocă și, prin urmare, în a noastră. Cu toate acestea, „testul deuteriului” nu este ușor de efectuat, deoarece este necesar să se investigheze materia primară, care nu se află în interioarele stelelor din momentul sintezei cosmologice, unde deuteriul arde cu ușurință. Studiul galaxiilor extrem de îndepărtate a arătat că conținutul de deuteriu corespunde densității scăzute a materiei și, prin urmare, modelului deschis al Universului.

Concluzie

Modelele cosmologice conduc la concluzia că soarta Universului în expansiune depinde doar de densitatea medie a substanței care îl umple și de valoarea constantei Hubble. Dacă densitatea medie este egală sau sub o anumită densitate critică, expansiunea universului va continua pentru totdeauna. Dacă densitatea se dovedește a fi mai mare decât cea critică, atunci mai devreme sau mai târziu expansiunea se va opri și va fi înlocuită de compresie.

În acest caz, Universul se va micșora la dimensiunea pe care trebuia să o aibă la început, dând loc unui fenomen numit Marea Compresiune.

Să enumeram modelele de bază ale Universului: Modelul lui De Sitter: modelul Universului în expansiune, propus în 1917, în care nu există materie sau radiație. Această ipoteză nerealistă a fost totuși semnificativă din punct de vedere istoric, deoarece a fost prima care a propus ideea unui univers în expansiune, mai degrabă decât un static; Model Lemaitre: Un model al universului care începe cu un Big Bang urmat de o fază statică urmată de expansiune infinită. Modelul poartă numele lui J. Lemaitre (1894-1966),

Un model al unui univers în expansiune fără relativitate generală, propus în 1948 de Edward Milne. Este un univers în expansiune, izotrop și omogen. care nu conțin substanță. Are curbură negativă și nu este închisă.

Modelul lui Friedman: Un model al universului care se poate prăbuși în interior. În 1922, matematicianul sovietic A.A.Friedman (Alexander Friedmann, 1888-1925), analizând ecuațiile teoriei generale a relativității

Universul lui Friedmann poate fi închis dacă densitatea materiei din el este suficient de mare pentru a opri expansiunea. Acest fapt a dus la căutarea așa-numitei mase dispărute. Ulterior, concluziile lui Friedman au fost confirmate în observațiile astronomice, care au descoperit în spectrele galaxiilor așa-numita deplasare spre roșu a liniilor spectrale, care corespunde distanței reciproce a acestor sisteme stelare.

Modelul Einstein-de Sitter: Cel mai simplu dintre modelele cosmologice moderne, în care Universul are presiune zero, curbură zero (adică geometrie plată) și extindere infinită, iar expansiunea sa nu este limitată în spațiu și timp. Propus în 1932, acest model este un caz special (la curbură zero) al universului mai general Friedman.

2. Care este esența proceselor de autoorganizare în natura animată și neînsuflețită?

Toate obiectele de natură animată și neînsuflețită pot fi reprezentate sub forma anumitor sisteme cu trăsături și proprietăți specifice care le caracterizează nivelul de organizare. Ținând cont de nivelul de organizare, se poate lua în considerare ierarhia structurilor de organizare a obiectelor materiale de natură animată și neînsuflețită. O astfel de ierarhie a structurilor începe cu particule elementare, care reprezintă nivelul inițial de organizare a materiei și se încheie cu organizații și comunități vii - cele mai înalte niveluri de organizare.

În prezent, în domeniul fizicii teoretice fundamentale se dezvoltă concepte, conform cărora lumea existentă în mod obiectiv nu se limitează la lumea materială percepută de simțurile sau dispozitivele noastre fizice. Autorii acestor concepte au ajuns la următoarea concluzie: alături de lumea materială, există o realitate de ordin superior, care are o natură fundamental diferită în comparație cu realitatea. Lumea materială.

Studiul materiei și al nivelurilor sale structurale este o condiție necesară pentru formarea unei viziuni asupra lumii, indiferent dacă aceasta se dovedește în cele din urmă a fi materialistă sau idealistă.

Este destul de evident că rolul definirii conceptului de materie, înțelegându-l pe acesta din urmă ca fiind inepuizabil pentru construirea tablou științific a lumii, rezolvând problema realității și a cognoscibilității obiectelor și fenomenelor din micro, macro și mega lumi.

Prin organizarea sistemului înțelegem schimbarea structurii sistemului, care asigură un comportament consecvent, sau funcționarea sistemului, care este determinată de condiții externe.

Dacă prin schimbare de organizare înțelegem o schimbare a metodei de conectare (sau conectare) a subsistemelor care formează un sistem, atunci fenomenul de autoorganizare poate fi definit ca o astfel de schimbare inevitabilă a sistemului și a funcțiilor acestuia, care are loc în afara oricăror influenţe suplimentare, datorită interacţiunii sistemului cu condiţiile de existenţă şi se apropie de o stare relativ stabilă.

Prin autoorganizare înțelegem o schimbare a structurii care asigură consistența comportamentului datorită prezenței unor conexiuni interne și conexiuni cu Mediul extern.

Autoorganizarea este o expresie natural-științifică a procesului de auto-mișcare a materiei. Capacitatea de a se autoorganiza este deținută de sisteme de natură animată și neînsuflețită, precum și de sisteme artificiale. Configurația specifică a structurii există doar în condiții strict definite și la un anumit moment al „mișcării” unui sistem complex. Dinamica dezvoltării sistemelor duce la o schimbare consistentă a structurilor acestora.

Modificarea naturală a structurii sistemului în concordanță cu schimbările istorice în relația cu mediul extern se numește evoluție.
Schimbarea structurii unui sistem complex în procesul de interacțiune cu mediu inconjurator- aceasta este o manifestare a proprietatii deschiderii ca o crestere a posibilitatilor de iesire la nou. Pe de altă parte, o schimbare a structurii unui sistem complex asigură o extindere a condițiilor de viață asociate cu o organizare mai complexă și o creștere a activității vitale, i.e. achizitionarea de dispozitive cu un sens mai general, care sa permita stabilirea de legaturi cu noi aspecte ale mediului extern.

Autoorganizarea se caracterizează prin apariția unei funcționări coordonate intern datorită conexiunilor interne și conexiunilor cu mediul extern. Mai mult, conceptele de funcție și structură ale sistemului sunt strâns legate între ele; sistemul este organizat, i.e. modifică structura de dragul îndeplinirii funcției.

Structuralitatea și organizarea sistemică a materiei sunt printre atributele sale cele mai importante, exprimă ordinea existenței materiei și acele forme specifice în care se manifestă.

Structura materiei este de obicei înțeleasă ca structura sa în macrocosmos, adică. existența sub formă de molecule, atomi, particule elementare etc. Acest lucru se datorează faptului că o persoană este o ființă macroscopică și scalele macroscopice îi sunt familiare, prin urmare conceptul de structură este de obicei asociat cu diverse micro-obiecte.

Dar dacă luăm în considerare materia ca un întreg, atunci conceptul de structură a materiei va acoperi, de asemenea, corpurile macroscopice, toate sistemele cosmice ale megalumilor și în orice scară spațio-temporală arbitrar mare. Din acest punct de vedere, conceptul de „structură” se manifestă prin faptul că el există sub forma unei varietăți infinite de sisteme integrale, strâns interconectate între ele, precum și în ordinea structurii fiecărui sistem. O astfel de structură este infinită în termeni cantitativi și calitativi.

Manifestările infinitului structural al materiei sunt:

- inepuizabilitatea obiectelor și proceselor microlumii;

- infinitate de spatiu si timp;

- infinitate de schimbări și dezvoltare a proceselor.

Dintre toate varietățile de forme ale realității obiective, doar zona finită a lumii materiale rămâne accesibilă empiric, care se extinde acum pe o scară de la 10 -15 la 10 28 cm și în timp - până la 2 × 10 9 ani .

Structuralitatea și organizarea sistemică a materiei sunt printre cele mai importante atribute ale sale. Ele exprimă ordinea existenței materiei și a formelor sale specifice în care se manifestă.

Lumea materială este una: ne referim la toate părțile ei - de la obiecte neînsuflețite la ființe vii, de la corpuri cerești la o persoană ca membru al societății – sunt oarecum conectate.

Un sistem este acela care este într-un anumit fel conectat unul cu celălalt și este supus legilor relevante.

Sistemele sunt în mod obiectiv existente și teoretice sau conceptuale, adică existând doar în mintea unei persoane.

Un sistem este un set ordonat intern sau extern de elemente interconectate și care interacționează.

Ordinea mulțimii implică prezența unor relații regulate între elementele sistemului, care se manifestă sub forma unor legi de organizare structurală. Toate sistemele naturale care apar ca urmare a interacțiunii corpurilor și a autodezvoltării naturale a materiei au ordine interioară. Externul este caracteristic sistemelor artificiale create de om: tehnic, de producție, conceptual etc.

Nivelurile structurale ale materiei sunt formate dintr-un anumit set de obiecte din orice clasă și se caracterizează printr-un tip special de interacțiune între elementele lor constitutive.

Criteriile de diferențiere între diferite niveluri structurale sunt următoarele caracteristici:

- scale spatio-timp;

- un set al celor mai importante proprietăți;

- legi specifice de mișcare;

- gradul de complexitate relativă care apare în proces dezvoltare istorica materie într-o anumită zonă a lumii;

- alte semne.

Nivelurile structurale cunoscute în prezent ale materiei pot fi distinse pe baza criteriilor de mai sus în următoarele domenii.

1. Microcosmos. Acestea includ:

- particule elementare și nuclee atomice - o zonă de ordinul 10 - 15 cm;

- atomi și molecule 10 –8 –10 –7 cm.

Microcosmosul este molecule, atomi, particule elementare - lumea micro-obiectelor extrem de mici, neobservabile direct, a căror diversitate spațială este calculată de la 10 -8 la 10 -16 cm, iar durata de viață - de la infinit la 10 - 24 s.

2. Macrocosmos: corpuri macroscopice 10 -6 -10 7 cm.

Macrocosmosul este lumea formelor și dimensiunilor stabile proporționale cu omul, precum și a complexelor cristaline de molecule, organisme, comunități de organisme; lumea macro-obiectelor, a căror dimensiune este comparabilă cu scara experienței umane: cantitățile spațiale sunt exprimate în milimetri, centimetri și kilometri, iar timpul - în secunde, minute, ore, ani.

Megaworld include planete, complexe stelare, galaxii, metagalaxii - o lume cu scale și viteze cosmice uriașe, distanța în care se măsoară în ani lumină și durata de viață a obiectelor cosmice - în milioane și miliarde de ani.

Și deși aceste niveluri au propriile lor legi specifice, micro-, macro- și megalumile sunt strâns interconectate.

3. Megaworld: sisteme spațiale și cântare nelimitate până la 1028 cm.

Diferitele niveluri ale materiei se caracterizează prin tipuri diferite conexiuni.

Pe o scară de 10-13 cm - interacțiuni puternice, integritatea nucleului este asigurată de forțe nucleare.


Integritatea atomilor, moleculelor, macro-corpurilor este asigurata de forte electromagnetice.


1. La scară cosmică - forțe gravitaționale.
   

   Odată cu creșterea dimensiunii obiectelor, energia de interacțiune scade. Dacă luăm energia interacțiunii gravitaționale ca unitate, atunci interacțiunea electromagnetică în atom va fi de 1039 de ori mai mare, iar interacțiunea dintre nucleoni - particulele care alcătuiesc nucleul - va fi de 1041 de ori mai mare. Cu cât dimensiunea sistemelor materiale este mai mică, cu atât elementele lor sunt mai ferm interconectate.
   

   Împărțirea materiei în niveluri structurale este relativă. Pe scarile spatio-timp disponibile, structura materiei se manifesta prin organizarea sa sistemica, existenta sub forma unei multitudini de sisteme care interactioneaza ierarhic, de la particule elementare pana la Metagalaxie.
   

   Vorbind despre structuralitate - dezmembrarea internă a vieții materiale, se poate observa că, oricât de largă este gama viziunii despre lume a științei, aceasta este strâns legată de descoperirea a tot mai multe formațiuni structurale noi. De exemplu, dacă mai devreme vederea Universului a fost închisă de Galaxie, apoi extinsă la un sistem de galaxii, acum Metagalaxia este studiată ca un sistem special cu legi specifice, interacțiuni interne și externe.
   

   În știința modernă, metoda este utilizată pe scară largă analiză structurală, care ține cont de consistența obiectelor studiate. La urma urmei, structuralitatea este dezmembrarea internă a existenței materiale, modul de existență a materiei. Nivelurile structurale ale materiei sunt formate dintr-un anumit set de obiecte de orice fel si se caracterizeaza printr-un mod deosebit de interactiune intre elementele lor constitutive, in raport cu cele trei sfere principale ale realitatii obiective, aceste nivele arata astfel (tabel).
   

   Tabel - Niveluri structurale ale materiei
   

   Natura anorganică	Natura vie	Societate
   Submicroelemental	Macromolecular biologic	Individual
   Microelement	Celular	O familie
   Nuclear	Microorganice	Colectivele
   Atomic	Organe și țesuturi	Grupuri sociale mari (clase, națiuni)
   Molecular	Întregul organism	Stat (societate civilă)
   Nivel macro	Populațiile	Sisteme de state
   Mega-nivel (planete, sisteme stele-planetare, galaxii)	Biocenoza	Umanitatea ca întreg
   Mega-nivel (metagalaxii)	Biosferă	Noosfera

   Fiecare dintre sferele realității obiective include o serie de niveluri structurale interconectate. În cadrul acestor niveluri, relaţiile de coordonare sunt dominante, iar între nivele - cele subordonate.
   

   Un studiu sistematic al obiectelor materiale presupune nu numai stabilirea unor metode de descriere a relațiilor, conexiunilor și structurii unui set de elemente, ci și identificarea celor dintre ele care formează un sistem, i.e. asigura funcționarea și dezvoltarea separată a sistemului. O abordare sistematică a formațiunilor materiale presupune posibilitatea de a înțelege mai mult sistemul luat în considerare nivel inalt... Sistemul este de obicei caracterizat printr-o structură ierarhică, adică includerea secvenţială a unui sistem de nivel inferior într-un sistem de nivel superior.
   

   Astfel, structura materiei la nivelul naturii neînsuflețite (anorganice) include particule elementare, atomi, molecule (obiecte ale microlumii, macro-obiecte și obiecte ale megalumii: planete, galaxii, sisteme de metagalaxii etc.). Metagalaxia este adesea identificată cu întregul Univers, dar Universul este înțeles în cel mai larg sens al cuvântului, este identic cu întreaga lume materială și cu materia în mișcare, care poate include multe metagalaxii și alte sisteme cosmice.
   

   Fauna sălbatică este, de asemenea, structurată. Evidențiază nivelurile biologice și sociale. Nivelul biologic include subniveluri:
   

   - macromolecule ( acizi nucleici, ADN, ARN, proteine);
   

   – nivel celular;
   

   - microorganice ( organisme unicelulare);
   

   - organele și țesuturile corpului în ansamblu;
   

   - populație;
   

   - biocenotic;
   

   - biosfera.
   

   Principalele concepte ale acestui nivel la ultimele trei subnivele sunt conceptele de biotop, biocenoză, biosferă, care necesită explicație.
   

   Un biotop este o colecție (comunitate) de indivizi din aceeași specie (de exemplu, o haită de lupi) care se pot încrucișa și reproduce propriul lor fel (populații).
   

   Biocenoza este un ansamblu de populații de organisme în care deșeurile unora sunt condițiile existenței altor organisme care locuiesc într-o zonă terestră sau acvatică.
   

   Biosfera este un sistem global de viață, acea parte a mediului geografic (partea inferioară a atmosferei, partea superioară a litosferei și hidrosferei), care este habitatul organismelor vii, oferind condițiile necesare supraviețuirii acestora (temperatura , sol etc.), formată ca urmare a interacțiunii biocenozelor.
   

   Baza generală a vieții la nivel biologic - metabolismul organic (schimbul de materie, energie și informații cu mediul) - se manifestă la oricare dintre subnivelurile evidențiate:
   

   - la nivelul organismelor, metabolismul înseamnă asimilare şi disimilare prin transformări intracelulare;
   

   - la nivelul ecosistemelor (biocenoza), acesta constă dintr-un lanț de transformări ale unei substanțe asimilate inițial prin producerea organismelor prin medierea organismelor consumatoare și a organismelor distructive aparținând diferitelor specii;
   

   - la nivelul biosferei, există o circulație globală a materiei și energiei cu participarea directă a factorilor la scară cosmică.
   

   Într-un anumit stadiu al dezvoltării biosferei, apar populații speciale de ființe vii, care, datorită capacității lor de a lucra, au format un fel de nivel - unul social. Sub aspect structural, realitatea socială este împărțită pe subniveluri: indivizi, familii, diverse colective (producție), grupuri sociale etc.
   

   Nivelul structural al activității sociale se află într-o relație liniară ambiguă între ele (de exemplu, nivelul națiunilor și nivelul statelor). Împătrunderea diferitelor niveluri în cadrul societății dă naștere ideii de dominație a hazardului și a haosului în activitatea socială. Dar o analiză atentă relevă prezența structurilor fundamentale în ea - principalele sfere ale vieții sociale, care sunt sfere material-producție, sociale, politice, spirituale, care au propriile legi și structuri. Toate, într-un anumit sens, sunt subordonate ca parte a formării socio-economice, sunt profund structurate și determină unitatea genetică a dezvoltării sociale în ansamblu.
   

   Astfel, oricare dintre cele trei zone ale realității materiale este formată dintr-un număr de niveluri structurale specifice, care sunt în ordine strictă ca parte a unei anumite zone a realității.
   

   Trecerea de la o zonă la alta este asociată cu complicarea și creșterea setului de factori formați care asigură integritatea sistemelor. În cadrul fiecărui nivel structural există relații de subordonare ( nivel molecular include atomice, nu invers). Regularitățile noilor niveluri nu sunt reductibile la regularitățile nivelurilor pe baza cărora au apărut și sunt cele conducătoare pentru un anumit nivel de organizare a materiei. Organizarea structurală, de ex. consistența, este un mod de existență a materiei.
   

   Ipoteza unui model multivalent al Universului

   Cuvânt înainte de către autorul site-ului: fragmente din capitolul 29 al cărții lui Andrey Dmitrievich Saharov „Amintiri” sunt oferite cititorilor site-ului „Cunoașterea este putere”. Academicianul Saharov vorbește despre munca în domeniul cosmologiei, pe care a făcut-o după ce a început să se implice activ în munca în domeniul drepturilor omului - în special, în exil în Gorki. Acest material prezintă un interes indubitabil pe tema „Universul” discutată în acest capitol al site-ului nostru. Ne vom familiariza cu ipoteza unui model multivalent al Universului și cu alte probleme de cosmologie și fizică. ... Și, bineînțeles, să ne amintim trecutul nostru tragic recent.

   Academician Andrei Dmitrievich SAKHAROV (1921-1989).

   La Moscova în anii 1970 și la Gorki, mi-am continuat încercările de a studia fizica și cosmologia. În acești ani nu am fost capabil să propun idei substanțial noi și am continuat să dezvolt acele direcții care erau deja prezentate în lucrările mele din anii 60 (și descrise în prima parte a acestei cărți). Aceasta este probabil cea mai mare parte a oamenilor de știință după ce ating o anumită limită de vârstă pentru ei. Totuși, nu-mi pierd speranța că, poate, altceva va „fulger” pentru mine. În același timp, trebuie să spun că simpla observare a procesului științific, la care tu însuți nu participi, dar știi ce anume, dă o bucurie interioară profundă. În acest sens, nu sunt „lacom”.

   În 1974, am făcut-o, iar în 1975 am publicat o lucrare în care am dezvoltat ideea lagrangianului zero al câmpului gravitațional, precum și metodele de calcul pe care le-am folosit în lucrările anterioare. În același timp, s-a dovedit că am ajuns la metoda propusă cu mulți ani în urmă de Vladimir Alexandrovich Fock, apoi de Julian Schwinger. Cu toate acestea, concluzia mea și modul de construcție în sine, metodele au fost complet diferite. Din păcate, nu mi-am putut trimite munca lui Fock - a murit chiar atunci.

   Ulterior, am descoperit câteva erori în articolul meu. În ea, întrebarea a rămas neclară până la final dacă „gravitația indusă” (termenul modern folosit în locul termenului „zero lagrangian”) dă semnul corect al constantei gravitaționale în oricare dintre opțiunile pe care le-am luat în considerare.<...>

   Trei lucrări - una publicată înainte de expulzarea mea și două după expulzarea mea - sunt dedicate problemelor cosmologice. În prima lucrare, discut mecanismele apariției asimetriei barionice. De un anumit interes, probabil, sunt considerațiile generale despre cinetica reacțiilor care duc la asimetria barionică a Universului. Cu toate acestea, în mod specific în această lucrare, rationez în cadrul vechii mele presupuneri cu privire la prezența unei legi de conservare „combinată” (se păstrează suma numărului de quarks și leptoni). Am scris deja în prima parte a memoriilor mele cum am ajuns la această idee și de ce o consider greșită acum. În general, această parte a lucrării mi se pare nereușită. Îmi place mult mai mult partea din lucrare despre care scriu modelul cu mai multe foi al universului ... Vorbim despre presupunerea că expansiunea cosmologică a Universului este înlocuită de contracție, apoi o nouă expansiune în așa fel încât ciclurile de contracție - expansiune să se repete de un număr infinit de ori... Astfel de modele cosmologice au atras de multă vreme atenția. Diverși autori le-au numit „Pulsează” sau "Oscilant" modele ale universului. Îmi place mai mult termenul „Model cu mai multe foi” ... Pare mai expresiv, mai în concordanță cu sensul emoțional și filozofic al tabloului grandios al repetării repetate a ciclurilor vieții.

   Atâta timp cât conservarea a fost asumată, modelul multivalent s-a întâlnit, însă, cu o dificultate insurmontabilă, care rezultă dintr-una dintre legile fundamentale ale naturii - a doua lege a termodinamicii.

   Retragere. În termodinamică, se introduce o anumită caracteristică a stării corpurilor, numită. Tatăl meu și-a amintit odată de o veche carte de știință populară numită „Regina lumii și umbra ei”. (Din păcate, am uitat cine este autorul acestei cărți.) Regina este, desigur, energie, iar umbra este entropia. Spre deosebire de energie, pentru care există o lege de conservare, pentru entropie a doua lege a termodinamicii stabilește legea creșterii (mai precis, non-scăderea). Procesele în care entropia totală a corpurilor nu se modifică sunt numite (considerate) reversibile. Un exemplu de proces reversibil - mișcare mecanică fără frecare. Procesele reversibile sunt o abstractizare, un caz limitativ al proceselor ireversibile însoțite de o creștere a entropiei totale a corpurilor (în timpul frecării, schimbului de căldură etc.). Matematic, entropia este definită ca o valoare, a cărei creștere este egală cu fluxul de căldură împărțit la temperatura absolută (în plus, se ia - mai precis, rezultă din principii generale, - că entropia la temperatura zero absolut și entropia vidului sunt egale cu zero).

   Exemplu numeric pentru claritate. Un corp cu o temperatură de 200 de grade dă 400 de calorii în timpul schimbului de căldură către un al doilea corp, care are o temperatură de 100 de grade. Entropia primului corp a scăzut cu 400/200, adică. cu 2 unități, iar entropia celui de-al doilea corp a crescut cu 4 unități; Entropia totală a crescut cu 2 unități, în conformitate cu cerințele celui de-al doilea principiu. Rețineți că acest rezultat este o consecință a faptului că căldura este transferată de la un corp mai fierbinte la unul mai rece.

   O creștere a entropiei totale în timpul proceselor de neechilibru duce în cele din urmă la încălzirea substanței. Să trecem la cosmologie, la modele cu mai multe foi. Dacă în acest caz presupunem că numărul de barioni care urmează să fie fixat, atunci entropia per barion va crește la infinit. Substanța se va încălzi la nesfârșit cu fiecare ciclu, adică. condițiile din Univers nu se vor repeta!

   Dificultatea este eliminată dacă abandonăm ipoteza conservării sarcinii barionice și presupunem, în conformitate cu ideea mea din 1966 și a dezvoltării sale ulterioare de către mulți alți autori, că sarcina barionică provine din „entropie” (adică neutră) materie fierbinte) în primele etape ale expansiunii cosmologice a universului. În acest caz, numărul de barioni produși este proporțional cu entropia la fiecare ciclu de dilatare - contracție, adică. conditiile de evolutie a materiei, formarea formelor structurale pot fi aproximativ aceleasi in fiecare ciclu.

   Am inventat prima dată termenul „model cu mai multe foi” în munca din 1969. În articolele mele recente, folosesc același termen într-un sens ușor diferit; Menționez acest lucru aici pentru a evita neînțelegerile.

   În primul dintre ultimele trei articole (1979), se ia în considerare un model în care se presupune că spațiul este plat în medie. De asemenea, se presupune că constanta cosmologică a lui Einstein nu este zero și negativă (deși este foarte mică în valoare absolută). În acest caz, după cum arată ecuațiile teoriei gravitației a lui Einstein, expansiunea cosmologică este inevitabil înlocuită de contracție. Mai mult, fiecare ciclu o repetă complet pe cea anterioară din punct de vedere al caracteristicilor sale medii. Este esențial ca modelul să fie plat din punct de vedere spațial. Împreună cu geometria plană (geometria euclidiană), următoarele două lucrări sunt consacrate considerării geometriei lui Lobachevsky și geometriei hipersferei (un analog tridimensional al unei sfere bidimensionale). În aceste cazuri, însă, apare o altă problemă. O creștere a entropiei duce la o creștere a razei Universului în momentele corespunzătoare ale fiecărui ciclu. Extrapolând în trecut, constatăm că fiecare ciclu dat ar putea fi precedat doar de un număr finit de cicluri.

   În cosmologia „standard” (univalentă), există o problemă: ce s-a întâmplat înainte de momentul densității maxime? În cosmologiile cu mai multe foi (cu excepția cazului unui model spațial plat), această problemă nu poate fi evitată - întrebarea este amânată la momentul începerii expansiunii primului ciclu. Se poate considera punctul de vedere că începutul expansiunii primului ciclu sau, în cazul modelului standard, singurul ciclu, este Momentul Creației Lumii și, prin urmare, întrebarea a ceea ce s-a întâmplat înainte acest lucru depășește sfera cercetării științifice. Cu toate acestea, poate la fel de mult - sau, în opinia mea, mai mult - o abordare care permite nelimitat Cercetare științifică lumea materială și spațiu – timp. În același timp, aparent, nu există loc pentru Actul creației, dar principalul concept religios al semnificației divine a Ființei nu este afectat de știință, se află în afara acesteia.

   Sunt conștient de două ipoteze alternative legate de problema în discuție. Unul dintre ele, mi se pare, a fost exprimat pentru prima dată de mine în 1966 și a fost supus la o serie de rafinamente în lucrările ulterioare. Aceasta este ipoteza „întoarcerii săgeții timpului”. Este strâns legată de așa-numita problemă de reversibilitate.

   După cum am scris deja, nu există procese complet reversibile în natură. Frecare, transfer de căldură, emisie de lumină, reacții chimice, procesele vieții sunt caracterizate de ireversibilitate, o diferență izbitoare între trecut și viitor. Dacă împuști un fel de proces ireversibilși apoi începem filmul în direcția opusă, apoi vom vedea pe ecran ceva ce nu se poate întâmpla de fapt (de exemplu, un volant care se rotește prin inerție își mărește viteza de rotație, iar rulmenții sunt răciți). Cantitativ, ireversibilitatea este exprimată printr-o creștere monotonă a entropiei. În același timp, atomii, electronii, nucleele atomice etc., care fac parte din toate corpurile. deplasați-vă conform legilor mecanicii (cuantică, dar acest lucru este nesemnificativ aici), care au reversibilitate completă în timp (în teoria câmpului cuantic - cu reflectare simultană a CP, a se vedea prima parte). Asimetria celor două direcții ale timpului (prezența „săgeții timpului”, după cum se spune) cu simetria ecuațiilor de mișcare a atras de multă vreme atenția creatorilor mecanicii statistice. Discuția despre această problemă a început în ultimele decenii ale secolului trecut și a fost uneori destul de furtunoasă. Soluția, care a mulțumit mai mult sau mai puțin pe toată lumea, a constat în ipoteza că asimetria se datorează condițiilor inițiale de mișcare și poziției tuturor atomilor și câmpurilor „în trecutul infinit îndepărtat”. Aceste condiții inițiale trebuie să fie „aleatorie” într-un anumit sens.

   După cum am sugerat (în 1966 și mai explicit în 1980), în teoriile cosmologice care au un moment distinct în timp, aceste condiții inițiale nu la trecutul infinit îndepărtat (t -> - ∞), ci la acest punct distins (t = 0).

   Apoi, automat în acest moment, entropia are o valoare minimă, iar atunci când se îndepărtează de ea în timp înainte sau înapoi, entropia crește. Aceasta este ceea ce am numit „întoarcerea săgeții timpului”. Deoarece atunci când săgeata timpului se inversează, toate procesele, inclusiv informațiile (inclusiv procesele vieții), sunt inversate, nu apar paradoxuri. Ideile de mai sus despre inversarea săgeții timpului, din câte știu, nu au primit recunoaștere în lumea științifică. Dar mi se par interesante.

   Întoarcerea săgeții timpului restabilește simetria celor două direcții ale timpului în imaginea cosmologică a lumii, inerentă ecuațiilor mișcării!

   În 1966-1967. Am presupus că reflectarea CPT are loc în punctul pivot al săgeții timpului. Această presupunere a fost unul dintre punctele de plecare ale lucrării mele despre asimetria barionică. Aici voi prezenta o altă ipoteză (Kirzhnits, Linde, Gut, Turner și alții au avut o mână de lucru; aici dețin doar observația că săgeata timpului se întoarce).

   În teoriile moderne, se presupune că vidul poate exista în diverse stări: stabil, cu o mare precizie de densitate energetică zero; și instabil, cu o uriașă densitate de energie pozitivă (constantă cosmologică efectivă). Această din urmă stare este uneori numită „vid fals”.

   Una dintre soluțiile la ecuațiile relativității generale pentru astfel de teorii este următoarea. Universul este închis, adică. în fiecare moment reprezintă o „hipersferă” a unui volum finit (o hipersferă este un analog tridimensional al unei suprafețe bidimensionale a unei sfere; spatiu tridimensional). Raza hipersferei are o valoare finită minimă la un anumit moment în timp (o notăm t = 0) și crește odată cu distanța de la acest punct atât înainte cât și înapoi în timp. Entropia este egală cu zero pentru un vid fals (precum și pentru orice vid în general) și cu distanța de la punctul t = 0 înainte sau înapoi în timp crește datorită decăderii vidului fals, trecând într-o stare stabilă de adevăratul vid. Astfel, în punctul t = 0, săgeata timpului se rotește (dar nu există o simetrie CPT cosmologică, care necesită compresie infinită în punctul de reflexie). La fel ca și în cazul simetriei CPT, toate sarcinile conservate aici sunt, de asemenea, egale cu zero (dintr-un motiv trivial - la t = 0, starea de vid). Prin urmare, în acest caz, este, de asemenea, necesar să se asume aspectul dinamic al asimetriei barionului observat din cauza încălcării invarianței CP.

   O ipoteză alternativă despre preistoria Universului este că, de fapt, nu există un singur Univers și nu două (ca - într-un sens al cuvântului - în ipoteza rotației săgeții timpului), ci un set de radical diferit unul de celălalt și care rezultă dintr-un spațiu „primar” (sau particulele sale constitutive; acesta este poate doar un alt mod de a-l exprima). Alte Universuri și spațiul primar, dacă este logic să vorbim despre asta, pot avea, în special, în comparație cu Universul „nostru” un număr diferit de dimensiuni spațiale și temporale „macroscopice” - coordonate (în Universul nostru există trei dimensiuni spațiale și simultane; în alte Universuri pot fi diferite!) Vă rog să nu acordați o atenție specială adjectivului „macroscopic” inclus între ghilimele. Este legat de ipoteza „compactizării”, conform căreia majoritatea măsurătorilor sunt compactate; închis pe sine la o scară foarte mică.

   
   Structura „Mega-Universului”

   Se presupune că nu există o relație cauzală între diferite universuri. Aceasta justifică interpretarea lor ca universuri separate. Eu numesc această structură grandioasă „Mega Univers”. Mai mulți autori au discutat variante ale unor astfel de ipoteze. În special, ipoteza nașterii multiple a Universurilor închise (aproximativ hipersferice) este susținută de Ya.B. Zeldovich.

   Ideile Mega Universului sunt extrem de interesante. Poate că adevărul stă tocmai în această direcție. Pentru mine, însă, în unele dintre aceste construcții, există o ambiguitate de natură oarecum tehnică. Este destul de acceptabil să presupunem că condițiile din diferite zone ale spațiului sunt complet diferite. Dar legile naturii trebuie să fie neapărat aceleași peste tot și întotdeauna. Natura nu poate fi ca Regina din Alice în Țara Minunilor a lui Carroll, care a schimbat în mod arbitrar regulile jocului de croquet. A fi nu este un joc. Îndoielile mele se referă la acele ipoteze care admit o ruptură în continuitatea spațiu-timpului. Sunt permise astfel de procese? Nu sunt ele o încălcare a legilor naturii în punctele de ruptură și nu a „condițiilor de a fi”? Repet, nu sunt sigur dacă acestea sunt preocupări legitime; poate din nou, ca și în chestiunea conservării numărului de fermioni, procedez dintr-un punct de vedere prea restrâns. În plus, sunt destul de imaginabile ipotezele în care nașterea Universurilor are loc fără întrerupere a continuității.

   Presupunerea că nașterea multor, și poate a unui număr infinit de universuri diferite are loc în mod spontan și că Universul care ne înconjoară este selectat printre multe lumi tocmai prin condiția apariției vieții și a minții, a fost numită „principiul antropic”. (AP). Zeldovich scrie că primul studiu al AP în contextul unui Univers în expansiune cunoscut de el aparține lui Idlis (1958). În conceptul de univers cu mai multe foi, și principiul antropic poate juca un rol, dar pentru alegerea între ciclurile succesive sau regiunile acestora. Această posibilitate este discutată în lucrarea mea „Modele multivalente ale universului”. Una dintre dificultățile modelelor cu multe foi este aceea că formarea „găurilor negre” și fuzionarea lor întrerup simetria în stadiul de comprimare, încât nu este complet clar dacă condițiile ciclului următor sunt potrivite pentru formarea unor structuri foarte organizate. . Pe de altă parte, în cicluri suficient de lungi, au loc procesele de dezintegrare a barionilor și evaporarea găurilor negre, ducând la netezirea tuturor neomogenităților de densitate. Presupun că acțiunea combinată a acestor două mecanisme - formarea găurilor negre și nivelarea neomogenităților - duce la faptul că există o schimbare secvențială a ciclurilor mai netede și mai perturbate. Ciclul nostru se presupune că a fost precedat de un ciclu „neted” în timpul căruia nu s-au format găuri negre. Pentru certitudine, putem considera un Univers închis cu un vid „fals” la punctul de cotitură al săgeții timpului. Constanta cosmologică din acest model poate fi considerată egală cu zero, schimbarea expansiunii prin compresie are loc pur și simplu datorită atracției reciproce a materiei obișnuite. Durata ciclurilor crește datorită creșterii entropiei la fiecare ciclu și depășește orice număr dat (tinde spre infinit), astfel încât sunt îndeplinite condițiile pentru dezintegrarea protonilor și evaporarea „găurilor negre”.

   Modelele multivariate oferă un răspuns la așa-numitul paradox al numerelor mari (o altă posibilă explicație este în ipoteza lui Guth și colab., sugerând o etapă lungă de „inflație”, vezi capitolul 18).

   
   O planetă la marginea unui grup de stele globulare îndepărtat. Artist © Don Dixon

   De ce numărul total de protoni și fotoni într-un univers cu volum finit este atât de imens de mare, deși desigur? Și o altă formă a acestei întrebări, referitoare la versiunea „deschisă”, - de ce este atât de mare numărul de particule în acea regiune a lumii infinite a lui Lobachevski, al cărei volum este de ordinul lui A3 (A este raza de curbură) ?

   Răspunsul dat de modelul cu mai multe foi este foarte simplu. Se presupune că au trecut multe cicluri de la momentul t = 0, în timpul fiecărui ciclu entropia (adică numărul de fotoni) a crescut și, în consecință, a fost generat un exces barion în creștere în fiecare ciclu. Raportul dintre numărul de barioni și numărul de fotoni din fiecare ciclu este constant, deoarece este determinat de dinamica etapelor inițiale ale expansiunii Universului într-un ciclu dat. Numărul total de cicluri de la momentul t = 0 este exact astfel încât să se obțină numărul observat de fotoni și barioni. Deoarece creșterea numărului lor are loc în progresie geometrică, atunci pentru numărul necesar de cicluri nu obținem nici măcar o valoare atât de mare.

   Un rezultat secundar al muncii mele din 1982 este o formulă pentru probabilitatea lipirii gravitaționale a găurilor negre (folosind estimarea din carte de Zeldovich și Novikov).

   O altă posibilitate, sau mai degrabă un vis, care intrigă imaginația, este asociată cu modelele cu mai multe frunze. Poate că o minte extrem de organizată, care dezvoltă miliarde de miliarde de ani în timpul unui ciclu, găsește o modalitate de a transmite în formă codificată unele dintre cele mai valoroase informații pe care le are moștenitorilor săi în următoarele cicluri, separate de acest ciclu în timp printr-un perioada unei stări superdense? .. Analogie - transmiterea de către ființele vii din generație în generație informația genetică, „Comprimat” și codificat în cromozomii nucleului unei celule fertilizate. Această oportunitate, desigur, este absolut fantastică și nu am îndrăznit să scriu despre ea în articole științifice, dar pe paginile acestei cărți și-a dat frâu liber. Dar chiar și indiferent de acest vis, ipoteza unui model multivalent al Universului mi se pare importantă în perspectiva lumii și planul filosofic.

   Dragi vizitatori!

   Munca dvs. este dezactivată JavaScript... Vă rugăm să activați scripturile în browser și veți vedea funcționalitatea completă a site-ului!

   Știați că universul pe care îl observăm are limite destul de clare? Suntem obișnuiți să asociem Universul cu ceva infinit și de neînțeles. dar stiinta moderna la întrebarea „infinitului” Universului oferă un cu totul alt răspuns la o astfel de întrebare „evidentă”.

   Conform conceptelor moderne, dimensiunea universului observabil este de aproximativ 45,7 miliarde de ani lumină (sau 14,6 gigaparsecs). Dar ce înseamnă aceste numere?

   Prima întrebare care îmi vine în minte unei persoane obișnuite- cum Universul nu poate fi deloc infinit? S-ar părea incontestabil că containerul a tot ceea ce există în jurul nostru ar trebui să nu aibă limite. Dacă aceste limite există, care sunt ele?

   Să presupunem că un astronaut a zburat la granițele universului. Ce va vedea în fața lui? Un zid solid? Bariera de incendiu? Și ce este în spatele ei - golul? Alt Univers? Dar golul sau alt Univers poate însemna că ne aflăm la granița universului? La urma urmei, asta nu înseamnă că nu există „nimic”. Golul și celălalt Univers sunt, de asemenea, „ceva”. Dar Universul este ceva care conține absolut totul „ceva”.

   Ajungem la o contradicție absolută. Se pare că granița Universului ar trebui să ne ascundă ceva ce nu ar trebui să fie. Sau granița Universului ar trebui să îndepărteze „totul” de „ceva”, dar acest „ceva” ar trebui, de asemenea, să facă parte din „totul”. În general, o absurditate totală. Atunci, cum pot oamenii de știință să pretindă dimensiunea limită, masa și chiar vârsta universului nostru? Aceste valori, deși neînchipuit de mari, sunt încă finite. Știința se ceartă cu evidentul? Pentru a face față acestui lucru, să urmărim mai întâi modul în care oamenii au ajuns la o înțelegere modernă a universului.

   Extinderea granițelor

   

   Din timpuri imemoriale, omul a fost interesat de ceea ce este lumea din jurul lor. Nu este necesar să se dea exemple ale celor trei balene și alte încercări ale vechilor de a explica universul. De regulă, până la urmă totul s-a rezumat la faptul că temelia a tot ceea ce există este firmamentul pământesc. Chiar și în antichitate și Evul Mediu, când astronomii aveau cunoștințe extinse despre legile care guvernează mișcarea planetelor de-a lungul sferei cerești „staționare”, Pământul a rămas centrul Universului.

   Desigur, chiar și în Grecia Antică existau cei care credeau că Pământul se învârte în jurul Soarelui. Au fost cei care au vorbit despre numeroasele lumi și infinitul universului. Dar justificarea constructivă pentru aceste teorii a apărut abia la cotitura revoluției științifice.

   În secolul al XVI-lea, astronomul polonez Nicolaus Copernic a făcut prima descoperire majoră în cunoașterea Universului. El a demonstrat ferm că Pământul este doar una dintre planetele care orbitează Soarele. Un astfel de sistem a simplificat foarte mult explicația unei mișcări atât de complexe și complicate a planetelor din sfera cerească. În cazul unui Pământ staționar, astronomii au trebuit să inventeze tot felul de teorii ingenioase pentru a explica acest comportament al planetelor. Pe de altă parte, dacă Pământul este considerat mobil, atunci explicația pentru astfel de mișcări complicate vine de la sine. Așa s-a înrădăcinat în astronomie o nouă paradigmă numită „heliocentrism”.

   Mulți Sori

   

   Cu toate acestea, chiar și după aceea, astronomii au continuat să limiteze universul la „sfera stelelor fixe”. Până în secolul al XIX-lea, ei nu puteau estima distanța până la stele. Timp de câteva secole, astronomii au încercat în zadar să detecteze abaterile de poziție a stelelor în raport cu mișcarea orbitală a Pământului ( paralaxe anuale). Instrumentele acelor vremuri nu permiteau măsurători atât de precise.

   În cele din urmă, în 1837, astronomul ruso-german Vasily Struve a măsurat paralaxa. Acesta a marcat un nou pas în înțelegerea dimensiunii spațiului. Acum, oamenii de știință ar putea spune cu siguranță că stelele sunt asemănări îndepărtate cu Soarele. Și de acum încolo lumina noastră nu este centrul tuturor, ci un „locuitor” egal al grupului de stele fără sfârșit.

   Astronomii s-au apropiat și mai mult de a înțelege scara Universului, deoarece distanțele până la stele s-au dovedit a fi cu adevărat monstruoase. Chiar și dimensiunea orbitelor planetelor părea nesemnificativă în comparație cu aceasta. În continuare, a fost necesar să înțelegem cum sunt concentrate stelele.

   Multe Calea Lactee

   

   Celebrul filozof Immanuel Kant a anticipat bazele înțelegerii moderne a structurii pe scară largă a Universului încă din 1755. El a emis ipoteza că Calea Lactee este un imens grup de stele rotative. La rândul lor, multe dintre nebuloasele observate sunt și „căile lactee” mai îndepărtate - galaxii. În ciuda acestui fapt, până în secolul al XX-lea, astronomii au aderat la faptul că toate nebuloasele sunt surse de formare a stelelor și fac parte din Calea Lactee.

   Situația s-a schimbat atunci când astronomii au învățat să măsoare distanțele dintre galaxii folosind. Luminozitatea absolută a stelelor de acest tip depinde strict de perioada de variabilitate a acestora. Comparând luminozitatea lor absolută cu cea vizibilă, este posibil să se determine distanța până la ei cu o precizie ridicată. Această metodă a fost dezvoltată la începutul secolului al XX-lea de Einar Herzsrung și Harlow Shelpy. Datorită lui, astronomul sovietic Ernst Epik a determinat în 1922 distanța până la Andromeda, care s-a dovedit a fi cu un ordin de mărime mai mare decât dimensiunea Căii Lactee.

   Edwin Hubble a continuat efortul lui Epic. Măsurând luminozitatea Cefeidelor din alte galaxii, el a măsurat distanța până la ele și a comparat-o cu deplasarea spre roșu din spectrele lor. Așa că în 1929 și-a dezvoltat faimoasa lege. Lucrarea sa a respins definitiv noțiunea înrădăcinată că Calea Lactee este marginea universului. Acum era una dintre multele galaxii care fuseseră odată considerate parte integrantă a acesteia. Ipoteza lui Kant a fost confirmată la aproape două secole de la dezvoltarea ei.

   Mai târziu, legătura dintre distanța galaxiei față de observator și viteza de îndepărtare a acesteia de observator, descoperită de Hubble, a făcut posibilă alcătuirea unei imagini complete a structurii la scară largă a Universului. S-a dovedit că galaxiile erau doar o parte nesemnificativă a acesteia. S-au legat în clustere, clustere în superclustere. La rândul lor, superclusterele se pliază în cele mai mari structuri cunoscute din univers - filamente și pereți. Aceste structuri, adiacente supervidurilor uriașe (), alcătuiesc o structură la scară largă cunoscută în acest moment, Universul.

   Infinit aparent

   Din cele de mai sus, rezultă că în doar câteva secole, știința a sărit treptat de la geocentrism la înțelegerea modernă a Universului. Cu toate acestea, acest lucru nu oferă un răspuns cu privire la motivul pentru care limităm Universul în aceste zile. Într-adevăr, până acum, a fost vorba doar de amploarea cosmosului, și nu de însăși natura lui.

   

   Primul care a decis să fundamenteze infinitatea Universului a fost Isaac Newton. După ce a descoperit legea gravitației universale, el credea că, dacă spațiul ar fi finit, toate trupurile ei s-ar contopi mai devreme sau mai târziu într-un singur întreg. Înaintea lui, dacă cineva a exprimat ideea infinitului Universului, a fost exclusiv filozofic. Fără nicio justificare științifică. Un exemplu în acest sens este Giordano Bruno. Apropo, ca și Kant, el a fost înaintea științei cu multe secole. El a fost primul care a declarat că stelele sunt sori îndepărtați, iar planetele se învârt și ele în jurul lor.

   S-ar părea că însuși faptul infinitului este destul de justificat și evident, dar punctele de cotitură ale științei secolului XX au zguduit acest „adevăr”.

   Univers staționar

   Primul pas semnificativ spre dezvoltarea unui model modern al Universului a fost făcut de Albert Einstein. Celebrul fizician și-a prezentat modelul de univers staționar în 1917. Acest model s-a bazat pe teoria generală a relativității, pe care a dezvoltat-o ​​în același an mai devreme. Conform modelului său, universul este infinit în timp și finit în spațiu. La urma urmei, după cum sa menționat anterior, potrivit lui Newton, un univers cu o dimensiune finită ar trebui să se prăbușească. Pentru a face acest lucru, Einstein a introdus o constantă cosmologică, care a compensat atracția gravitațională a obiectelor îndepărtate.

   Oricât de paradoxal ar părea, Einstein nu a limitat chiar finețea universului. În opinia sa, Universul este o înveliș închisă a unei hipersfere. O analogie este suprafața unei sfere tridimensionale obișnuite, de exemplu, un glob sau Pământul. Indiferent cât de mult călătorește un călător în jurul Pământului, el nu va ajunge niciodată la marginea acestuia. Totuși, asta nu înseamnă deloc că Pământul este infinit. Călătorul se va întoarce pur și simplu la locul de unde și-a început călătoria.

   Pe suprafața hipersferei

   De asemenea, un rătăcitor în spațiu, care depășește Universul lui Einstein pe o navă, se poate întoarce înapoi pe Pământ. Numai că de această dată rătăcitorul se va deplasa nu de-a lungul suprafeței bidimensionale a sferei, ci de-a lungul suprafeței tridimensionale a hipersferei. Aceasta înseamnă că Universul are un volum finit și, prin urmare, un număr finit de stele și masă. Cu toate acestea, Universul nu are granițe sau niciun centru.

   

   Einstein a ajuns la astfel de concluzii legând spațiul, timpul și gravitația în celebra sa teorie. Înainte de el, aceste concepte erau considerate separate, motiv pentru care spațiul Universului era pur euclidian. Einstein a demonstrat că gravitația în sine este o curbură a spațiu-timpului. Acest lucru a schimbat radical ideile timpurii despre natura Universului, bazate pe mecanica clasică newtoniană și geometria euclidiană.

   Univers în expansiune

   Chiar și descoperitorul „noului Univers” însuși nu era străin de amăgire. Deși Einstein a limitat universul în spațiu, el a continuat să-l considere static. După modelul său, universul a fost și rămâne etern, iar dimensiunea lui rămâne mereu aceeași. În 1922, fizicianul sovietic Alexander Fridman a extins semnificativ acest model. Conform calculelor sale, universul nu este deloc static. Se poate extinde sau contracta în timp. Este de remarcat faptul că Friedman a ajuns la un astfel de model, bazat pe aceeași teorie a relativității. El a putut să aplice mai corect această teorie, ocolind constanta cosmologică.

   Albert Einstein nu a acceptat imediat acest „amendament”. Descoperirea Hubble menționată mai devreme a venit în salvarea acestui nou model. Răspândirea galaxiilor a dovedit incontestabil faptul expansiunii Universului. Așa că Einstein a trebuit să-și recunoască greșeala. Acum Universul avea o anumită vârstă, care depinde strict de constanta Hubble, care caracterizează rata expansiunii sale.

   Dezvoltarea în continuare a cosmologiei

   Pe măsură ce oamenii de știință au încercat să rezolve această problemă, au fost descoperite multe alte componente importante ale Universului și au fost dezvoltate diverse modele. Așa că în 1948 Georgy Gamow a introdus ipoteza „despre un Univers fierbinte”, care s-a transformat ulterior în teoria big bang-ului. Descoperirea din 1965 i-a confirmat presupunerile. Acum, astronomii au putut observa lumina care a coborât din momentul în care universul a devenit transparent.

   Materia întunecată, prezisă în 1932 de Fritz Zwicky, a fost confirmată în 1975. Materia întunecată explică de fapt însăși existența galaxiilor, a clusterelor galactice și a Universului însuși ca întreg. Așa că oamenii de știință au aflat că cea mai mare parte a masei Universului este complet invizibilă.

   

   În cele din urmă, în 1998, în timpul unui studiu al distanței până la, s-a descoperit că universul se extinde cu accelerație. Acest următor punct de cotitură în știință a dat naștere înțelegerii moderne a naturii universului. Coeficientul cosmologic, introdus de Einstein și infirmat de Friedman, și-a găsit din nou locul în modelul Universului. Prezența coeficientului cosmologic (constantei cosmologice) explică expansiunea accelerată a acestuia. Pentru a explica prezența unei constante cosmologice, a fost introdus conceptul - un câmp ipotetic care conține cea mai mare parte a masei Universului.

   Înțelegerea actuală a dimensiunii universului observabil

   Modelul actual al universului este numit și modelul ΛCDM. Litera „Λ” denotă prezența unei constante cosmologice care explică expansiunea accelerată a Universului. „CDM” înseamnă că universul este umplut cu materie întunecată rece. Studii recente indică faptul că constanta Hubble este de aproximativ 71 (km/s)/Mpc, ceea ce corespunde vârstei Universului de 13,75 miliarde de ani. Cunoscând vârsta Universului, se poate estima dimensiunea zonei sale observabile.

   

   Conform teoriei relativității, informațiile despre orice obiect nu pot ajunge la observator cu o viteză mai mare decât viteza luminii (299792458 m/s). Se pare că observatorul vede nu doar un obiect, ci și trecutul său. Cu cât obiectul este mai departe de el, cu atât arată mai îndepărtat trecut. De exemplu, uitându-ne la Lună, vedem ce a fost acum puțin mai mult de o secundă, Soarele acum mai bine de opt minute, cele mai apropiate stele - ani, galaxii - milioane de ani în urmă etc. În modelul staționar al lui Einstein, Universul nu are limită de vârstă, ceea ce înseamnă că și regiunea sa observabilă nu este limitată de nimic. Observatorul, înarmat cu instrumente astronomice din ce în ce mai avansate, va observa obiecte din ce în ce mai îndepărtate și străvechi.

   Avem o imagine diferită cu modelul modern al Universului. Potrivit acesteia, Universul are o vârstă, și deci o limită de observație. Adică, de la nașterea Universului, niciun foton nu ar fi avut timp să parcurgă o distanță mai mare de 13,75 miliarde de ani lumină. Se pare că putem afirma că Universul observabil este limitat de observator de o regiune sferică cu o rază de 13,75 miliarde de ani lumină. Cu toate acestea, acest lucru nu este chiar adevărat. Nu uitați de expansiunea spațiului Universului. Până când fotonul ajunge la observator, obiectul care l-a emis va fi de 45,7 miliarde sv de la noi. ani. Această dimensiune este orizontul particulelor și este granița Universului observabil.

   Peste orizont

   Deci, dimensiunea Universului observabil este împărțită în două tipuri. Dimensiune vizibilă, numită și raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină). Și dimensiunea reală, numită orizontul particulelor (45,7 miliarde de ani lumină). În mod fundamental, ambele aceste orizonturi nu caracterizează deloc dimensiunea reală a Universului. În primul rând, ele depind de poziția observatorului în spațiu. În al doilea rând, se schimbă în timp. În cazul modelului ΛCDM, orizontul de particule se extinde cu o viteză mai mare decât orizontul Hubble. Întrebarea dacă această tendință se va schimba în viitor, știința modernă nu oferă un răspuns. Dar dacă presupunem că Universul va continua să se extindă cu accelerație, atunci toate acele obiecte pe care le vedem acum, mai devreme sau mai târziu, vor dispărea din „câmpul nostru vizual”.

   În acest moment, cea mai îndepărtată lumină observată de astronomi este radiația de fond cu microunde. Privind în el, oamenii de știință văd Universul așa cum a fost la 380 de mii de ani după Big Bang. În acest moment, Universul s-a răcit atât de mult încât a putut să emită fotoni liberi, care sunt capturați astăzi cu ajutorul radiotelescoapelor. În acele zile, nu existau stele sau galaxii în Univers, ci doar un nor continuu de hidrogen, heliu și o cantitate nesemnificativă de alte elemente. Din neomogenitățile observate în acest nor, se vor forma ulterior clustere galactice. Se pare că exact acele obiecte care se formează din neomogenitățile radiației relicte sunt situate cel mai aproape de orizontul particulelor.

   Adevărate granițe

   Dacă universul are granițe adevărate, neobservabile, este încă subiectul unor conjecturi pseudoștiințifice. Într-un fel sau altul, toată lumea converge către infinitul Universului, dar interpretează acest infinit în moduri complet diferite. Unii consideră Universul ca fiind multidimensional, unde Universul nostru tridimensional „local” este doar unul dintre straturile sale. Alții spun că universul este fractal - ceea ce înseamnă că universul nostru local se poate dovedi a fi o particulă a altuia. Nu uitați de diferitele modele ale Multiversului cu Universurile sale închise, deschise, paralele, găurile de vierme. Și există multe, multe versiuni diferite, al căror număr este limitat doar de imaginația umană.

   Dar dacă activăm realismul rece sau pur și simplu ne îndepărtăm de toate aceste ipoteze, atunci putem presupune că Universul nostru este un depozit omogen infinit al tuturor stelelor și galaxiilor. Mai mult, în orice punct foarte îndepărtat, fie că este vorba de miliarde de gigaparsec de la noi, toate condițiile vor fi exact aceleași. În acest moment, va exista exact același orizont de particule și sfera Hubble cu aceeași radiație relicvă la marginea lor. În jur vor fi aceleași stele și galaxii. Interesant, acest lucru nu contrazice expansiunea universului. La urma urmei, nu doar Universul se extinde, ci chiar spațiul său. Faptul că în momentul big bang-ului Universul a apărut dintr-un punct spune doar că dimensiunile infinit de mici (practic zero) care erau atunci s-au transformat acum în unele neimaginat de mari. În viitor, vom folosi această ipoteză specială pentru a înțelege clar scara Universului observabil.

   Reprezentare vizuala

   Diverse surse oferă tot felul de modele vizuale care permit oamenilor să înțeleagă scara Universului. Cu toate acestea, nu este suficient pentru noi să realizăm cât de mare este cosmosul. Este important să înțelegem cum se manifestă de fapt concepte precum orizontul Hubble și orizontul particulelor. Pentru a face acest lucru, să ne imaginăm modelul pas cu pas.

   Să uităm că știința modernă nu știe despre regiunea „străină” a Universului. Aruncând versiunile despre multivers, Universul fractal și celelalte „variete” ale sale, imaginați-vă că este pur și simplu infinit. După cum am menționat mai devreme, acest lucru nu contrazice extinderea spațiului ei. Desigur, să luăm în considerare faptul că sfera sa Hubble și sfera particulelor sunt egale cu 13,75 și, respectiv, 45,7 miliarde de ani lumină.

   Scara universului

   Apăsați butonul START și descoperiți o lume nouă, necunoscută!
   Pentru început, să încercăm să realizăm cât de mare este scara universală. Dacă ați călătorit în jurul planetei noastre, atunci vă puteți imagina cât de mare este Pământul pentru noi. Acum să ne imaginăm planeta noastră ca un bob de hrișcă care orbitează în jurul unui pepene verde, Soare de jumătate de dimensiunea unui teren de fotbal. În acest caz, orbita lui Neptun va corespunde mărimii unui oraș mic, regiunea - la Lună, regiunea de la limita influenței Soarelui - la Marte. Se dovedește că Sistemul nostru Solar este la fel de mare decât Pământul pe cât este Marte mai mare decât hrișca! Dar acesta este doar începutul.

   Acum să ne imaginăm că această hrișcă va fi sistemul nostru, a cărui dimensiune este aproximativ egală cu un parsec. Atunci Calea Lactee va avea dimensiunea a două stadioane de fotbal. Cu toate acestea, nici acest lucru nu va fi suficient pentru noi. Va trebui să reducem Calea Lactee la un centimetru. Se va asemăna într-un fel cu spuma de cafea învelită într-un vârtej în mijlocul spațiului intergalactic negru ca cafea. La douăzeci de centimetri de ea se află aceeași „fărâmătură” spirală - Nebuloasa Andromeda. În jurul lor va fi un roi de galaxii mici din Clusterul nostru Local. Dimensiunea aparentă a universului nostru va fi de 9,2 kilometri. Am ajuns la o înțelegere a dimensiunilor Universale.

   În interiorul bulei universale

   Cu toate acestea, nu este suficient să înțelegem scara în sine. Este important să înțelegem dinamica universului. Să ne imaginăm ca pe niște uriași, pentru care Calea Lactee are un diametru de centimetru. După cum am menționat tocmai acum, ne vom găsi în interiorul unei mingi cu o rază de 4,57 și un diametru de 9,24 kilometri. Imaginați-vă că suntem capabili să plutăm în interiorul acestei mingi, să călătorim, depășind megaparsec-uri întregi într-o secundă. Ce vom vedea dacă Universul nostru este infinit?

   Desigur, înaintea noastră va exista un număr infinit de tot felul de galaxii. Eliptic, spiralat, neregulat. Unele zone vor fi pline de ele, altele vor fi goale. Caracteristica principală va fi că din punct de vedere vizual, toate vor fi nemișcate în timp ce noi suntem nemișcați. Dar de îndată ce facem un pas, galaxiile înseși vor începe să se miște. De exemplu, dacă putem discerne sistemul solar microscopic în centimetrul Calea Lactee, vom putea observa dezvoltarea lui. Depărtându-ne la 600 de metri de galaxia noastră, vom vedea protosteaua Soarele și discul protoplanetar în momentul formării. Apropiindu-ne de el, vom vedea cum apare Pământul, se naște viața și apare o persoană. În același mod, vom vedea cum galaxiile mută și se mișcă pe măsură ce ne îndepărtăm sau ne apropiem de ele.

   Prin urmare, cu cât ne uităm galaxiile mai îndepărtate, cu atât vor fi mai vechi pentru noi. Deci cele mai îndepărtate galaxii vor fi situate la mai mult de 1300 de metri de noi, iar la cotitura de 1380 de metri vom vedea radiația relicvă. Adevărat, această distanță va fi imaginară pentru noi. Cu toate acestea, pe măsură ce ne apropiem de radiația relicvei, vom vedea o imagine interesantă. În mod firesc, vom observa cum se vor forma și dezvolta galaxiile din norul original de hidrogen. Când ajungem la una dintre aceste galaxii formate, ne vom da seama că nu am depășit deloc 1,375 de kilometri, ci toți 4,57.

   Reducerea la scară

   Ca urmare, vom crește și mai mult în dimensiune. Acum putem pune goluri întregi și pereți în pumn. Așa că ne găsim într-un balon destul de mic, din care este imposibil să ieșim. Nu numai că distanța până la obiectele de pe marginea bulei va crește pe măsură ce se apropie, dar marginea în sine se va mișca infinit. Acesta este punctul central al mărimii universului observabil.

   Indiferent cât de mare este Universul, pentru observator va rămâne întotdeauna o bulă limitată. Observatorul va fi întotdeauna în centrul acestei bule, de fapt, el este centrul acesteia. Încercând să ajungă la orice obiect de la marginea bulei, observatorul își va deplasa centrul. Pe măsură ce se apropie de obiect, acest obiect se va deplasa din ce în ce mai mult de marginea bulei și, în același timp, se va schimba. De exemplu, dintr-un nor de hidrogen fără formă se va transforma într-o galaxie cu drepturi depline sau mai departe într-un cluster de galaxii. În plus, drumul către acest obiect va crește pe măsură ce vă apropiați de el, deoarece spațiul înconjurător în sine se va schimba. Odată ce ajungem la acest obiect, îl vom muta doar de la marginea bulei în centrul său. La marginea Universului, radiația relicvă va pâlpâi, de asemenea.

   Dacă presupunem că Universul va continua să se extindă într-un ritm accelerat, fiind apoi în centrul bulei și a timpului de lichidare pentru miliarde, trilioane și ordine de ani chiar mai mari în viitor, vom observa o imagine și mai interesantă. Deși bula noastră va crește, de asemenea, în dimensiune, componentele ei mutante se vor îndepărta și mai repede de noi, lăsând marginea acestei bule, până când fiecare particulă a universului rătăcește împrăștiată în bula sa singuratică, fără a putea interacționa cu alte particule.

   Deci, știința modernă nu are informații despre care sunt dimensiunile reale ale Universului și dacă are limite. Dar știm cu siguranță că Universul observat are o graniță vizibilă și adevărată, numită raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină) și, respectiv, raza particulelor (45,7 miliarde de ani lumină). Aceste limite depind complet de poziția observatorului în spațiu și se extind în timp. Dacă raza Hubble se extinde strict cu viteza luminii, atunci expansiunea orizontului particulelor este accelerată. Întrebarea dacă accelerarea orizontului particulelor va continua în continuare și nu se va schimba în compresie rămâne deschisă.
   

   COSMOLOGIE- secția de astronomie și astrofizică, care studiază originea, structura pe scară largă și evoluția Universului. Datele pentru cosmologie sunt obținute în principal din observații astronomice. Teoria generală a relativității a lui Einstein (1915) este folosită în prezent pentru interpretarea lor. Crearea acestei teorii și implementarea observațiilor corespunzătoare au făcut posibilă, la începutul anilor 1920, plasarea cosmologiei într-un număr de științe exacte, în timp ce înainte de aceasta era mai degrabă un domeniu al filosofiei. Două școli cosmologice au apărut acum: empiristii se limitează la interpretarea datelor observaționale fără a-și extrapola modelele în zone neexplorate; teoreticienii încearcă să explice universul observabil folosind unele ipoteze selectate pentru simplitate și eleganță. Modelul cosmologic al Big Bang-ului este acum larg cunoscut, conform căruia expansiunea Universului a început cu ceva timp în urmă dintr-o stare foarte densă și fierbinte; staționarun model al Universului în care el există veșnic și nu are început sau sfârșit. DATE COSMOLOGICE

   Datele cosmologice înseamnă rezultatele experimentelorși observații referitoare la universul ca întreg într-o gamă largă de spațiu și timp. Orice model cosmologic conceput trebuie să satisfacă aceste date. Există 6 fapte observaționale principale pe care cosmologia ar trebui să le explice:

   1. La scară largă, Universul este omogen și izotrop; galaxiile și clusterele lor sunt distribuite în spațiu uniform (uniform), iar mișcarea lor este haotică și nu are o direcție clar definită (izotropă). Principiul copernican, „deplasarea Pământului din centrul lumii”, a fost generalizat de astronomi la sistemul solar și la galaxia noastră, care s-au dovedit, de asemenea, destul de obișnuite. Prin urmare, excluzând micile neregularități în distribuția galaxiilor și a clusterelor lor, astronomii consideră că Universul este la fel de omogen peste tot pe cât este în apropierea noastră.

   2. Universul se extinde. Galaxiile se îndepărtează unele de altele.

   Acest lucru a fost descoperit de astronomul american E. Hubble în 1929. Legea lui Hubble spune: cu cât o galaxie este mai departe, cu atât se îndepărtează mai repede de noi.Dar asta nu înseamnă că suntem în centrul universului: în orice altă galaxie, observatorii văd același lucru. Cu ajutorul noilor telescoape, astronomii au pătruns în Univers mult mai departe decât Hubble, dar legea lui a rămas adevărată.

   3. Spațiul din jurul Pământului este umplut cu microunde de fundal

   emisie radio. Descoperită în 1965, a devenit, alături de galaxii, obiectul principal al cosmologiei. Proprietatea sa importantă este izotropia ridicată (independența față de direcție), care indică legătura sa cu regiunile îndepărtate ale Universului și confirmă omogenitatea lor ridicată. Dacă ar fi radiația din galaxia noastră, atunci și-ar reflecta structura. Dar experimentele pe baloane și sateliți au demonstrat că această radiație intră cel mai înalt grad este omogen și are un spectru de radiație al unui corp absolut negru cu o temperatură de aproximativ 3 K. Evident, aceasta este radiația relicvă a unui Univers tânăr și fierbinte, care s-a răcit foarte mult ca urmare a expansiunii sale.

   4. Vârsta Pământului, meteoriții și cele mai vechi stele sunt puține

   mai mică decât vârsta Universului, calculată din rata de expansiune a acestuia.În conformitate cu legea lui Hubble, universul se extinde peste tot în același ritm, care se numește constanta Hubble H... Poate fi folosit pentru a estima vârsta Universului ca 1/ H... Măsurători moderne H duce la vârsta universului cca. 20 de miliarde de ani. Studiile produselor de dezintegrare radioactivă ale meteoriților dau o vârstă de aprox. 10 miliarde de ani, iar cele mai vechi stele au cca. 15 miliarde de ani. Până în 1950, distanțele până la galaxii erau subestimate, ceea ce duce la o supraestimare H iar vârsta mică a Universului, mai mică decât vârsta Pământului. Pentru a rezolva această contradicție, G. Bondy, T. Gold și F. Hoyle au propus în 1948 un model cosmologic staționar în care vârsta Universului este infinită și, pe măsură ce se extinde, se naște materie nouă.

   5. În întregul Univers observabil, de la stelele apropiate până la cele mai îndepărtate galaxii, la fiecare 10 atomi de hidrogen există 1 atom de heliu. Pare incredibil că condițiile locale ar fi atât de asemănătoare peste tot. Puterea modelului Big Bang este tocmai că prezice același raport între heliu și hidrogen peste tot.

   6. În regiunile Universului, îndepărtate de noi în spațiu și timp, există mai multe galaxii și quasari active decât în ​​apropierea noastră. Aceasta indică evoluția universului și contrazice teoria unui univers staționar.

   MODELE COSMOLOGICE

   Orice model cosmologic al Universului se bazează pe o anumită teorie a gravitației. Există multe astfel de teorii, dar doar câteva dintre ele satisfac fenomenele observate. Teoria gravitației lui Newton nu le satisface nici măcar în cadrul sistemului solar. Teoria generală a relativității a lui Einstein, pe baza căreia meteorologul rus A. Friedman în 1922 și egumenul și matematicianul belgian J. Lemaitre în 1927, au descris matematic extinderea Universului, este cel mai potrivit cu observațiile. Din principiul cosmologic care postulează omogenitatea spațială și izotropia lumii, au obținut modelul Big Bang. Concluzia lor a fost confirmată atunci când Hubble a descoperit relația dintre distanță și viteza de retragere a galaxiilor. A doua predicție importantă a acestui model, făcută de G. Gamov, se referea la radiația relicvei, care este acum observată ca o rămășiță a Big Bang-ului. Alte modele cosmologice nu pot explica în mod natural această radiație izotropă de fond.Big Bang fierbinte. Conform modelului cosmologic Friedmann-Lemaitre, Universul a apărut în momentul Big Bang-ului – cca. Acum 20 de miliarde de ani, iar expansiunea sa continuă până în zilele noastre, încetinind treptat. În prima clipă a exploziei, materia Universului a avut densitate și temperatură infinite; această stare se numește singularitate.

   Conform relativității generale, gravitația nu este o forță reală, ci o curbură a spațiului-timp: cu cât densitatea materiei este mai mare, cu atât curbura este mai puternică. În momentul singularității inițiale, curbura era și ea infinită. Puteți exprima curbura infinită a spațiului-timp cu alte cuvinte, spunând că în momentul inițial, materia și spațiul au explodat simultan peste tot în Univers. Pe măsură ce volumul spațiului Universului în expansiune crește, densitatea materiei din acesta scade. S. Hawking și R. Penrose au demonstrat că în trecut a existat cu siguranță o stare singulară, dacă teoria generală a relativității este aplicabilă pentru a descrie procesele fizice din Universul foarte timpuriu.

   Pentru a evita o singularitate catastrofală în trecut, este necesară schimbarea semnificativă a fizicii, de exemplu, presupunând posibilitatea unei creații spontane continue a materiei, ca în teoria unui univers staționar. Dar observațiile astronomice nu oferă nicio bază pentru aceasta.

   Cu cât luăm în considerare evenimentele anterioare, cu atât scara lor spațială era mai mică; pe măsură ce ne apropiem de începutul expansiunii, orizontul observatorului se contractă (fig. 1). În primele momente, scara este atât de mică încât nu mai avem dreptul să aplicăm relativitatea generală: mecanica cuantică este necesară pentru a descrie fenomene la o scară atât de mică. (cm... MECANICA CUANTICĂ)... Dar teoria cuantică a gravitației nu există încă, așa că nimeni nu știe cum s-au dezvoltat evenimentele până în momentul 10

   –43 cu chemat timpul Planck(în onoarea părintelui teoriei cuantice). În acel moment, densitatea materiei a atins o valoare incredibilă de 10 90 kg / cm 3 , care nu poate fi comparat nu numai cu densitatea corpurilor din jurul nostru (mai puțin de 10 g/cm 3 ), dar chiar și cu densitatea nucleului atomic (aproximativ 10 12 kg/cm 3 ) - cea mai mare densitate disponibilă în laborator. Prin urmare, pentru fizica modernă, începutul expansiunii Universului este timpul Planck.

   În astfel de condiții de temperatură și densitate de neconceput a avut loc nașterea Universului. Mai mult, ar putea fi o naștere în sens literal: unii cosmologi (să zicem, Ya B Zeldovich în URSS și L. Parker în SUA) credeau că particulele și fotonii gamma s-au născut în acea eră de câmpul gravitațional. Din punct de vedere al fizicii, acest proces ar putea avea loc dacă singularitatea ar fi anizotropă, adică. câmpul gravitațional era neomogen. În acest caz, forțele gravitaționale ale mareelor ​​ar putea „trage” particule reale din vid, creând astfel substanța Universului.

   Studiind procesele care au avut loc imediat după Big Bang, înțelegem că teoriile noastre fizice sunt încă foarte imperfecte. Evoluția termică a Universului timpuriu depinde de producția de particule elementare masive - hadroni, despre care fizica nucleară știe încă puține. Multe dintre aceste particule sunt instabile și de scurtă durată. Fizicianul elvețian R. Hagedorn consideră că pot exista o mulțime de hadroni cu mase în creștere, care s-ar putea forma din abundență la temperaturi de ordinul a 10.

   12 K, când densitatea gigantică de radiație a dus la producerea de perechi de hadron formate dintr-o particulă și o antiparticulă. Acest proces ar trebui să limiteze creșterea temperaturii în trecut.

   Dintr-un alt punct de vedere, numărul de tipuri de particule elementare masive este limitat, astfel încât temperatura și densitatea în timpul erei hadronului au trebuit să atingă valori infinite. În principiu, acest lucru ar putea fi verificat: dacă hadronii constituenți - quarcii - erau particule stabile, atunci un anumit număr de quarci și antiquarci ar fi trebuit să supraviețuiască din acea eră fierbinte. Dar căutarea quarcilor a fost în zadar; sunt cel mai probabil instabili. Cm . Vezi și PARTICULE ELEMENTARE.

   După prima milisecundă de expansiune a Universului, interacțiunea puternică (nucleară) a încetat să mai joace un rol decisiv în ea: temperatura a scăzut atât de mult încât nucleele atomice au încetat să fie distruse. Procesele fizice ulterioare au fost determinate de interacțiunea slabă responsabilă de producerea de particule luminoase - leptoni (adică electroni, pozitroni, mezoni și neutrini) sub influența radiației termice. Când, în timpul expansiunii, temperatura radiației a scăzut la aproximativ 10

   10 K, perechile de leptoni au încetat să se mai producă, aproape toți pozitronii și electronii s-au anihilat; au existat doar neutrini și antineutrini, fotoni și câțiva protoni și neutroni păstrați din epoca precedentă. Astfel s-a încheiat epoca leptonilor.

   Următoarea fază de expansiune - era fotonului - este caracterizată de predominanța absolută a radiației termice. Pentru fiecare proton sau electron care rămâne, există un miliard de fotoni. La început, acestea au fost cuantele gamma, dar pe măsură ce Universul s-a extins, au pierdut energie și au devenit raze X, ultraviolete, optice, infraroșii și, în cele din urmă, acum au devenit cuante radio, pe care le luăm ca emisie radio de fundal pentru corpul negru (relicvă) .

   Probleme nerezolvate ale cosmologiei Big Bang. Există 4 probleme cu care se confruntă acum modelul cosmologic al Big Bang-ului.

   1. Problema singularității: mulți pun la îndoială aplicabilitatea relativității generale, care dă o singularitate în trecut. Sunt propuse teorii cosmologice alternative lipsite de singularități.

   2. Strâns legată de singularitate este problema izotropiei Universului. Pare ciudat că expansiunea, care a început cu o stare singulară, s-a dovedit a fi atât de izotropă. Nu este exclus, însă, ca expansiunea inițial anizotropă să devină treptat izotropă sub acțiunea forțelor disipative.

   3. Omogen la scara cea mai mare, la scara mai mica, Universul este foarte eterogen (galaxii, clustere de galaxii). Este dificil de înțeles cum gravitația ar fi putut produce o astfel de structură. Prin urmare, cosmologii studiază posibilitățile modelelor Big Bang neomogene.

   4. În cele din urmă, cineva se poate întreba, care este viitorul universului? Pentru a răspunde, trebuie să cunoașteți densitatea medie a materiei din Univers. Dacă depășește o anumită valoare critică, atunci geometria spațiului-timp este închisă, iar în viitor Universul se va micșora cu siguranță. Universul închis nu are granițe, dar volumul său este finit. Dacă densitatea este sub cea critică, atunci Universul este deschis și se va extinde pentru totdeauna. Universul deschis este infinit și are o singură singularitate la început. Până acum, observațiile sunt în acord mai bine cu modelul universului deschis.

   Originea structurii la scară largă. Cosmologii au două puncte de vedere opuse asupra acestei probleme.

   Cel mai radical este că la început a fost haos. Extinderea Universului timpuriu a fost extrem de anizotropă și neomogenă, dar apoi procesele disipative au netezit anizotropia și au adus expansiunea mai aproape de modelul Friedmann-Lemaitre. Soarta neomogenităților este foarte curioasă: dacă amplitudinea lor era mare, atunci inevitabil au trebuit să se prăbușească în găuri negre cu o masă determinată de orizontul actual. Formarea lor ar fi putut începe chiar din timpul Planck, așa că ar putea exista multe mici găuri negre în Univers cu mase de până la 10.

   –5 Totuși, S. Hawking a arătat că „mini-găurile” ar trebui, prin emitere, să-și piardă masa, iar până în epoca noastră doar găurile negre cu mase mai mari de 10. 16 g, care corespunde masei unui mic munte. Cm . Vezi și GAURA NEGRA.

   Haosul primar poate conține perturbări de orice scară și amplitudine; cea mai mare dintre ele sub formă de unde sonore ar fi putut supraviețui din epoca Universului timpuriu până în epoca radiațiilor, când materia era încă suficient de fierbinte pentru a emite, absorbi și împrăștia radiații. Dar odată cu sfârșitul acestei ere, plasma răcită sa recombinat și a încetat să interacționeze cu radiația. Presiunea și viteza sunetului în gaz au scăzut, făcând ca undele sonore să se transforme în unde de șoc, comprimând gazul și făcându-l să se prăbușească în galaxii și grupuri. În funcție de tipul undelor inițiale, calculele prevăd o imagine foarte diferită, care nu corespunde întotdeauna cu cea observată. O idee filosofică, cunoscută sub denumirea de principiu antropic, este importantă pentru a alege dintre posibilele variante de modele cosmologice: de la bun început, Universul ar fi trebuit să aibă astfel de proprietăți care să permită galaxiilor, stelelor, planetelor și vieții inteligente să se formeze în el. Altfel, nu ar fi nimeni care să se ocupe de cosmologie.

   Un punct de vedere alternativ este că nu se poate afla nimic mai mult despre structura originală a universului decât ceea ce oferă observațiile. Conform acestei abordări conservatoare, universul tânăr nu poate fi considerat haotic, deoarece acum este foarte izotrop și omogen. Acele abateri de la uniformitate pe care le observăm sub formă de galaxii ar putea crește sub influența gravitației din neregularități mici ale densității inițiale. Cu toate acestea, studiile privind distribuția la scară largă a galaxiilor (în principal de J. Peebles la Princeton) nu par să susțină această idee. O altă posibilitate interesantă este că grupurile de găuri negre născute în era hadronică ar fi putut fi fluctuațiile inițiale pentru formarea galaxiilor.

   Universul este deschis sau închis? Cele mai apropiate galaxii se îndepărtează de noi cu o viteză proporțională cu distanța; dar cei mai îndepărtați nu se supun acestei dependențe: mișcarea lor indică faptul că expansiunea Universului încetinește cu timpul. Într-un model închis al Universului sub acțiunea gravitației, expansiunea la un anumit moment se oprește și este înlocuită de contracție (Fig. 2), dar observațiile arată că decelerația galaxiilor nu este încă atât de rapidă încât să aibă loc vreodată o oprire completă.

   Pentru ca Universul să fie închis, densitatea medie a materiei din el trebuie să depășească o anumită valoare critică. Estimările densității pentru materia vizibilă și invizibilă sunt foarte apropiate de această valoare.

   Distribuția galaxiilor în spațiu este foarte eterogenă. Grupul nostru local de galaxii, care include Calea Lactee, Nebuloasa Andromeda și câteva galaxii mai mici, se află la periferia unui vast sistem de galaxii cunoscut sub numele de Superclusterul Fecioarei, al cărui centru coincide cu grupul de galaxii Fecioare. Dacă densitatea medie a lumii este mare și Universul este închis, atunci ar trebui observată o abatere puternică de la expansiunea izotropă, cauzată de atracția galaxiilor noastre și a celor vecine către centrul Superclusterului. Într-un univers deschis, această abatere este nesemnificativă. Observațiile sunt mai degrabă în concordanță cu modelul deschis.

   De mare interes pentru cosmologi este conținutul izotopului greu de hidrogen, deuteriu, din materia cosmică, care s-a format în cursul reacțiilor nucleare în primele momente după Big Bang. Conținutul de deuteriu s-a dovedit a fi extrem de sensibil la densitatea materiei în acea epocă și, prin urmare, în a noastră. Cu toate acestea, „testul deuteriului” nu este ușor de efectuat, deoarece este necesar să se investigheze materia primară, care nu se află în interioarele stelelor din momentul sintezei cosmologice, unde deuteriul arde cu ușurință. Studiul galaxiilor extrem de îndepărtate a arătat că conținutul de deuteriu corespunde densității scăzute a materiei și, prin urmare, modelului deschis al Universului.

   Modele cosmologice alternative. În general vorbind, chiar la începutul existenței sale, Universul ar putea fi foarte haotic și eterogen; urme ale acestui lucru le putem observa astăzi în distribuția pe scară largă a materiei. Cu toate acestea, perioada haosului nu putea dura mult. Omogenitatea ridicată a radiației cosmice de fond indică faptul că Universul era foarte omogen la vârsta de 1 milion de ani. Iar calculele fuziunii nucleare cosmologice indică faptul că, dacă după 1 s după începutul expansiunii ar exista abateri mari de la modelul standard, atunci compoziția Universului ar fi complet diferită de cea din realitate. Totuși, ceea ce s-a întâmplat în prima secundă este încă discutabil. Pe lângă modelul standard Big Bang, în principiu, există modele cosmologice alternative:

   1. Modelul, simetric față de materie și antimaterie, presupune prezența egală a acestor două tipuri de materie în Univers. Deși este evident că galaxia noastră nu conține practic antimaterie, sistemele stelare învecinate ar putea fi formate în întregime din ea; în acest caz, radiația lor ar fi exact aceeași cu cea a galaxiilor normale. Cu toate acestea, în epocile anterioare de expansiune, când materia și antimateria erau în contact mai strâns, anihilarea lor ar fi trebuit să producă raze gamma puternice. Observațiile nu îl detectează, ceea ce face improbabil un model simetric.

   2. Modelul Cold Big Bang presupune că expansiunea a început la zero absolut. Adevărat, în acest caz, trebuie să aibă loc și fuziunea nucleară și să încălzească substanța, dar radiația de fond cu microunde nu mai poate fi asociată direct cu Big Bang, ci trebuie explicată într-un alt mod. Această teorie este atractivă deoarece materia din ea este supusă fragmentării, ceea ce este necesar pentru a explica neomogenitatea pe scară largă a Universului.

   3. Modelul cosmologic staționar presupune crearea continuă a materiei. Premisa de bază a acestei teorii, cunoscută sub numele de Principiul Cosmologic Ideal, afirmă că universul a fost întotdeauna și va rămâne așa cum este astăzi. Observațiile infirmă acest lucru.

   4. Sunt luate în considerare versiunile modificate ale teoriei gravitației lui Einstein. De exemplu, teoria lui K. Bruns și R. Dicke de la Princeton este în general de acord cu observațiile din cadrul sistemului solar. Modelul Brans - Dicke, precum și modelul Hoyle mai radical, în care unele constante fundamentale se modifică în timp, au aproape aceiași parametri cosmologici în era noastră ca și modelul Big Bang.

   5. Pe baza teoriei modificate a lui Einstein, J. Lemaitre a construit în 1925 un model cosmologic care combină Big Bang-ul cu o fază lungă de stare liniștită, în timpul căreia se puteau forma galaxii. Einstein a devenit interesat de această oportunitate de a fundamenta modelul său cosmologic favorit al unui univers static, dar când a fost descoperită expansiunea universului, a abandonat-o public.

   În 1917 A. Einstein a construit un model al Universului. În acest model, o forță de respingere cosmologică numită parametru lambda a fost folosită pentru a depăși instabilitatea gravitațională a Universului. În viitor, Einstein va spune că aceasta a fost greșeala sa grosolană, contrar spiritului teoriei relativității pe care a creat-o: forța gravitației în această teorie este identificată cu curbura spațiu-timpului. Universul lui Einstein avea forma unui hipercilindru, a cărui lungime era determinată de numărul total și compoziția formelor de manifestare a energiei (materie, câmp, radiație, vid) în acest cilindru. Timpul în acest model este îndreptat de la trecutul nesfârșit la viitorul nesfârșit. Astfel, aici valoarea energiei, masei Universului (materie, câmp, radiație, vid) este proporțional legată de structura sa spațială: limitată în formă, dar rază infinită și infinită în timp.

   Cercetătorii care au început să analizeze acest model au atras atenția

   la instabilitatea sa extremă, asemănătoare cu o monedă care stă pe o margine, a cărei față corespunde unui Univers în expansiune, cealaltă cu un univers închis: atunci când unii parametri fizici ai Universului sunt luați în considerare, conform modelului lui Einstein, acesta se transformă a se extinde veșnic, când alții sunt luați în considerare, este închis. De exemplu, astronomul olandez W. de Sitter, presupunând că timpul este curbat în același mod ca spațiul în modelul lui Einstein, a primit un model al Universului în care timpul se oprește complet în obiecte foarte îndepărtate.

   Un liberdom,fșisRegatul Unitși matematician al Universității din Petrograd, publicatv1922 G. articol« Ocurburăspațiu”.V Ea a prezentat rezultatele studiilor teoriei generale a relativității, care nu excludeau posibilitatea matematică a existenței a trei modele ale Universului: modelul Universului în spațiul euclidian ( LA = 0); model cu un coeficient egal cu ( K> 0) și un model în spațiul Lobachevsky - Bolyai ( LA< 0).

   În calculele sale A. Friedman a plecat de la presupunerea că valoarea și

   raza Universului este proporțională cu cantitatea de energie, materie și altele

   forme ale manifestării sale în Univers ca întreg. Concluziile matematice ale lui Friedman au negat necesitatea introducerii forței de respingere cosmologice, deoarece există posibilitatea existenței unui model al Universului, în care procesul de expansiune a acestuia corespunde procesului de compresie, asociat cu o creștere a densității, presiunii energia-materia care constituie Universul (materie, câmp, radiație, vid). Concluziile lui A. Friedman au provocat îndoieli în rândul multor oameni de știință și în însuși A. Einstein. Deși deja în 1908, matematicianul G. Minkowski, după ce a dat o interpretare geometrică a teoriei relativității speciale, a primit un model al Universului în care coeficientul de curbură este egal cu zero ( LA = 0), adică modelul Universului în spațiul euclidian.

   N. Lobachevsky, fondatorul geometriei non-euclidiene, a măsurat unghiurile unui triunghi între stele aflate la distanță de Pământ și a constatat că suma unghiurilor unui triunghi este 180 °, adică spațiul din spațiu este euclidian. Spațiul euclidian observat al Universului este unul dintre misterele cosmologiei moderne. În prezent se crede că densitatea materiei

   în Univers este de 0,1-0,2 părți din densitatea critică. Densitatea critică este aproximativ egală cu 2 · 10 -29 g / cm 3. După ce a atins o densitate critică, universul va începe să se micșoreze.

   A. Modelul lui Friedman cu "LA > 0 „este un Univers în expansiune față de original

   starea ei, la care trebuie să se întoarcă din nou. În acest model a apărut conceptul de vârstă a Universului: prezența unei stări anterioare față de cea observată la un moment dat.

   Presupunând că masa întregului univers este de 5 10 2 1 mase solare, A.

   Friedman a calculat că universul observabil se afla într-o stare comprimată

   dupa model" K > 0 " acum aproximativ 10-12 miliarde de ani. După aceea, a început să se extindă, dar această expansiune nu va fi infinită și după un anumit timp Universul se va contracta din nou. A. Friedman a refuzat să discute despre fizica stării inițiale, comprimate, a Universului, deoarece legile microlumilor nu erau clare până la acel moment. Concluziile matematice ale lui A. Friedman au fost verificate și verificate în mod repetat nu numai de A. Einstein, ci și de alți oameni de știință. După un anumit timp, A. Einstein, ca răspuns la scrisoarea lui A. Friedman, a recunoscut corectitudinea acestor decizii și l-a numit pe A. Friedman „primul om de știință care a luat calea construirii modelelor relativiste ale Universului”. Din păcate, A. Friedman a murit devreme. În persoana sa, știința a pierdut un om de știință talentat.

   După cum sa menționat mai sus, nici A. Friedman, nici A. Einstein nu erau conștienți de datele referitoare la „recesiunea” galaxiilor obținute de astronomul american W. Slipher (1875-1969) în 1912. Până în 1925, el a măsurat viteza din câteva zeci de galaxii. Prin urmare, ideile cosmologice ale lui A. Friedman au fost discutate în primul rând în termeni teoretici. HOdeja v 1929

   G.americanastronom A. Hubble (1889-1953) cu Ajutor telescop spectrul instrumentatAanalizădinaripa tAa apelaeAle meleNSefect

   "Roșudeplasare”. Lumina care vine din galaxiile pe care le-a observat

   mutat la partea roșie a spectrului de culori al luminii vizibile. A spus asta

   că galaxiile observate se îndepărtează, „se împrăștie” de observator.

   Efectul „redshift” este un caz special al efectului Doppler. Omul de știință austriac K. Doppler (1803-1853) a descoperit-o în 1824. Când sursa de undă este îndepărtată din dispozitivul care înregistrează undele, lungimea de undă crește și devine mai scurtă atunci când se apropie de un receptor de unde staționare. În cazul undelor luminoase, lungimile de undă mari ale luminii corespund segmentului roșu al spectrului luminos (roșu spre violet), scurt cu segmentul violet. Efectul „deplasării spre roșu” a fost folosit de E. Hubble pentru a măsura distanțele până la galaxii și viteza de îndepărtare a acestora: dacă „deplasarea spre roșu” din galaxie A, de exemplu, durereNSe v Două ori, Cum din galaxii V, apoi distanța până la galaxie A de două ori mai mult decât înainte de galaxie V.

   E. Hubble a descoperit că toate galaxiile observate se îndepărtează în toate direcțiile sferei cerești cu o viteză proporțională cu distanța până la ele: Vr = nu, Unde r - distanța până la galaxia observată, măsurată în parsecs (1 ps este aproximativ egal cu 3,1 10 1 6 m), Vr - viteza galaxiei observate, Η - constanta Hubble sau coeficientul de proporționalitate dintre viteza unei galaxii și distanța până la aceasta

   de la observator. Sfera cerească este un concept care este folosit pentru a descrie obiectele din cerul înstelat cu ochiul liber. Anticii considerau sfera cerească a fi o realitate, pe a cărei latură interioară sunt fixate stelele. Calculând valoarea acestei mărimi, care mai târziu a devenit cunoscută drept constanta Hubble, E. Hubble a ajuns la concluzia că este de aproximativ 500 km/(s Mpc). Cu alte cuvinte, un segment de spațiu de un milion de parsecs crește cu 500 km într-o secundă.

   Formulă Vr= Нr ne permite să luăm în considerare atât îndepărtarea galaxiilor, cât și situația inversă, deplasarea către o anumită poziție inițială, începutul „împrăștierii” galaxiilor în timp. Inversul constantei Hubble are dimensiunea timpului: t(timp) = r / Vr = 1/ H. Când valoarea H, care a fost menționat mai sus, E. Hubble a obținut momentul începerii „recesiunii” galaxiilor egal cu 3 miliarde de ani, ceea ce l-a făcut să se îndoiască de relativitatea corectitudinii valorii pe care a calculat-o. Folosind efectul „deplasării spre roșu”, E. Hubble a ajuns la cele mai îndepărtate galaxii cunoscute la acea vreme: cu cât o galaxie este mai îndepărtată, cu atât luminozitatea ei este mai mică percepută de noi. Acest lucru i-a permis lui E. Hubble să spună că formula Vr = HR exprimă faptul observat al expansiunii Universului, care a fost menționat în modelul lui A. Friedman. Studiile astronomice ale lui E. Hubble au început să fie considerate de un număr de oameni de știință drept o confirmare experimentală a corectitudinii modelului lui A. Friedman al unui Univers nestaționar, în expansiune.

   Deja în anii 30, unii oameni de știință și-au exprimat îndoieli cu privire la date

   E. Hubble. De exemplu, P. Dirac a prezentat o ipoteză despre înroșirea naturală a cuantelor de lumină datorită naturii lor cuantice, interacțiunii cu câmpurile electromagnetice ale spațiului cosmic. Alții au subliniat inconsistența teoretică a constantei Hubble: de ce ar trebui ca mărimea constantei Hubble să fie aceeași în fiecare moment al evoluției Universului? Această constanță stabilă a constantei Hubble sugerează că legile Universului cunoscute nouă, care operează în Megalaxie, sunt obligatorii pentru întregul Univers în ansamblu. Poate, așa cum spun criticii constantei Hubble, există alte legi pe care constanta Hubble nu le va respecta.

   De exemplu, spun ei, lumina poate „deveni roșie” datorită influenței mediilor interstelare (ISS) și intergalactice (IGZ) asupra ei, care poate prelungi lungimea de undă a mișcării sale către observator. O altă problemă care a stârnit discuții în legătură cu studiile lui E. Hubble a fost problema presupunerii posibilității ca galaxiile să se miște cu o viteză care depășește viteza luminii. Dacă acest lucru este posibil, atunci aceste galaxii pot dispărea din observația noastră, deoarece din teoria relativității generale niciun semnal nu poate fi transmis mai repede decât lumina. Cu toate acestea, majoritatea oamenilor de știință cred că observațiile lui E. Hubble au stabilit faptul expansiunii Universului.

   Faptul de expansiune a galaxiilor nu înseamnă expansiune în interiorul galaxiilor în sine, deoarece certitudinea lor structurală este asigurată de acțiunea forțelor interne de gravitație.

   Observațiile lui E. Hubble au contribuit la discutarea ulterioară a modelelor lui A. Friedman. BelgiancălugărșiastronomJ.Lemetr(vneRurlajumătate din trecut)secola trasAtenţieAnupeslesuflarecircumstanţă:împrăștierea galaxiilormijloaceextensiespaţiu,prin urmare,vtrecut

   ErascădeavolumșiNSlrelaţiivesocietate. Lemaitre a numit densitatea inițială a materiei un protoatom cu o densitate de 10 9 3 g / cm 3, din care lumea a fost creată de Dumnezeu. Din acest model rezultă că conceptul de densitate a materiei poate fi folosit pentru a determina limitele de aplicabilitate ale conceptelor de spațiu și timp. La o densitate de 10 9 3 g / cm 3 conceptele de timp și spațiu își pierd sensul fizic obișnuit. Acest model a atras atenția asupra stării fizice cu parametri fizici superdensi și superfierbinți. În plus, au fost propuse modele pulsândUnivers: Universul se extinde și se contractă, dar nu ajunge niciodată la limite extreme. Modelele unui Univers pulsat acordă o mare importanță măsurării densității materiei energetice din Univers. Când este atinsă limita critică de densitate, universul se extinde sau se contractă. Rezultatul a fost termenul „Singuleu suntrnoe"(lat. singularus - stare separată, unică) în care densitatea și temperatura capătă o valoare infinită. Această linie de cercetare se confruntă cu problema „masei ascunse” a Universului. Ideea este că masa observată a Universului nu coincide cu masa sa calculată pe baza modelelor teoretice.

   Model"Mareexplozie”. Compatriotul nostru G. Gamow (1904-1968)

   a lucrat la Universitatea din Petrograd și era familiarizat cu ideile cosmologice

   A. Fridman. În 1934 a fost trimis într-o călătorie de afaceri în Statele Unite, unde a rămas pentru tot restul vieții. Sub influența ideilor cosmologice ale lui A. Friedman, G. Gamow a devenit interesat de două probleme:

   1) prevalența relativă a elementelor chimice în Univers și 2) originea lor. Până la sfârșitul primei jumătăți a secolului al XX-lea. a avut loc o discuție aprinsă asupra acestor probleme: unde poate grav elemente chimice dacă hidrogenul (1 1 H) și heliul (4 H) sunt cele mai abundente elemente chimice din univers. G. Gamow a sugerat că elementele chimice își urmăresc istoria încă de la începutul expansiunii Universului.

   ModelG.GamownAnumitmodel"Mareexplozie",nOeaAre

   șialtetitlu:„Teoria A-B-D”... Acest titlu indică literele inițiale ale autorilor articolului (Alfer, Bethe, Gamow), care a fost publicat în 1948 și conținea un model al „Universului fierbinte”, dar ideea principală a acestui articol a aparținut lui G. Gamow .

   Pe scurt despre esența acestui model:

   1. „Începutul original” al Universului, după modelul lui Friedman, a fost reprezentat de o stare superdensă și superhot.

   2. Această stare a apărut ca urmare a comprimării anterioare a întregului material, componentă energetică a Universului.

   3. Această stare corespundea unui volum extrem de mic.

   4. Materia energetică, după ce a atins o anumită limită de densitate și temperatură în această stare, a explodat, a avut loc Big Bang-ul, pe care Gamow l-a numit

   „Big Bang cosmologic”.

   5. Este despre o explozie neobișnuită.

   6. Big Bang-ul a dat o anumită viteză de mișcare tuturor fragmentelor din starea fizică originală înainte de Big Bang.

   7. Deoarece starea inițială era super-fierbintă, expansiunea ar trebui să rețină rămășițele acestei temperaturi în toate direcțiile Universului în expansiune.

   8. Mărimea acestei temperaturi reziduale ar trebui să fie aproximativ aceeași în toate punctele Universului.

   Acest fenomen a fost numit relict (vechi), radiație de fond de la m.

   1953 G. Gamow a calculat temperatura undei a radiației relicte. L

   s-a dovedit 10 K. Radiația relicvă este radiația electromagnetică cu microunde.

   În 1964, specialiștii americani A. Penzias și R. Wilson au descoperit accidental radiațiile relicve. După ce au instalat antenele noului radiotelescop, acestea nu au putut scăpa de interferențe în intervalul de 7,8 cm. Această interferență, zgomot a venit din spațiu, aceeași ca mărime și în toate direcțiile. Măsurătorile acestei radiații de fond au dat o temperatură mai mică de 10 K.

   Astfel, a fost confirmată ipoteza lui G. Gamow despre relicte, radiația de fond. În lucrările sale despre temperatura radiației de fond, G. Gamow a folosit formula lui A. Friedman, care exprimă dependența schimbării densității radiației în timp. În parabolice ( K> 0) modelul universului. Friedman a considerat starea în care radiația prevalează asupra materiei unui Univers care se extinde infinit.

   După modelul lui Gamow, au existat două epoci în dezvoltarea Universului: a) predominanța radiațiilor (câmpului fizic) asupra materiei;

   b) predominanţa materiei asupra radiaţiilor. În perioada inițială, radiația a prevalat asupra materiei, apoi a existat o perioadă în care raportul lor a fost egal și o perioadă în care materia a început să predomine asupra radiațiilor. Gamow a definit granița dintre aceste ere - 78 de milioane de ani.

   La sfârşitul secolului al XX-lea. măsurarea modificărilor microscopice ale radiației de fond, care se numește valuribNS, a permis unui număr de cercetători să afirme că această ondulație reprezintă o schimbare a densității substanțeșienerGuiv ca urmare a acţiunii forţelor gravitaţionale asupra stadii incipiente de dezvoltare Universul.

   Model „DaflouăOnnoyUnivers ".

   Termenul „inflație” (lat. Inflația) este interpretată ca balonare. Doi cercetători A. Guth și P. Seinhardt au propus acest model. În acest model, evoluția Universului este însoțită de o umflare uriașă a vidului cuantic: în 10 -30 s, dimensiunea Universului crește cu 10 de 50 de ori. Inflația este un proces adiabatic. Este asociată cu răcirea și apariția unei distincții între interacțiunile slabe, electromagnetice și puternice. Analogia inflației Universului poate fi reprezentată aproximativ ca cristalizarea bruscă a unui lichid suprarăcit. Inițial, faza inflaționistă a fost văzută ca „renașterea” universului după Big Bang. În prezent, modelele inflaționiste folosesc conceptul șinflatonneOthcâmpuri... Acesta este un câmp ipotetic (din cuvântul „inflație”), în care, datorită fluctuațiilor aleatorii, s-a format o configurație omogenă a acestui câmp cu o dimensiune mai mare de 10 -33 cm. Din el a avut loc o expansiune și încălzire a Universului în care trăim.

   Descrierea evenimentelor din Univers pe baza modelului „Universul inflaționist” coincide complet cu descrierea pe baza modelului Big Bang, începând de la 10 -30 s de expansiune. Faza de inflație înseamnă că universul observabil este doar o parte a universului. În manualul lui T. Ya. Dubnischeva „Conceptul științei naturale moderne” următorul curs de evenimente este propus conform modelului „Universului inflaționist”:

   1) t - 10 - 4 5 p. În acest moment, după începutul expansiunii Universului, raza acestuia era de aproximativ 10 -50 cm.Acest eveniment este neobișnuit din punctul de vedere al fizicii moderne. Se presupune că este precedat de evenimente generate de efectele cuantice ale câmpului inflaton. Acest timp este mai mic decât timpul din „era Planck” - 10 - 4 3 s. Dar acest lucru nu îi deranjează pe susținătorii acestui model, care efectuează calcule cu un timp de 10 -50 s;

   2) t - aproximativ de la 10 -43 la 10 -35 s - era „Marii Uniri” sau unificarea tuturor forțelor de interacțiune fizică;

   3) t - de la aproximativ 10 - 3 5 la 10 -5 - partea rapidă a fazei inflaționiste,

   când diametrul universului a crescut cu un factor de 10 5 0. Vorbim despre apariția și formarea unui mediu electron-quark;

   4) t- aproximativ de la 10 -5 până la 10 5 s, quarcurile sunt mai întâi închise în hadroni și apoi se formează nuclei de atomi viitori, din care se formează ulterior materia.

   Din acest model rezultă că la o secundă de la începutul expansiunii Universului are loc procesul de apariție a materiei, separarea acesteia de fotonii interacțiunii electromagnetice și formarea de proto-superclustere și protogalaxii. Încălzirea are loc ca urmare a apariției particulelor și antiparticulelor care interacționează între ele. Acest proces se numește anihilare (lat. nihil - nimic sau devenind nimic). Autorii modelului cred că anihilarea este asimetrică față de formarea particulelor obișnuite care alcătuiesc Universul nostru. Astfel, ideea principală a modelului Universului Inflaționist este de a exclude din cosmologie conceptul

   „Big Bang” ca stare specială, neobișnuită, excepțională în evoluția Universului. Cu toate acestea, o stare la fel de neobișnuită apare în acest model. Această stare NSnfigraţie şinfcâmp laton. Vârsta universului în aceste modele este estimată la 10-15 miliarde de ani.

   „Modelul inflaționist” și modelul „Big Bang” explică neomogenitatea observată a Universului (densitatea condensării materiei). În special, se crede că atunci când Universul a fost umflat, neomogenitățile-texturi cosmice au apărut ca embrioni de agregate de materie, care s-au extins ulterior la galaxii și clusterele lor. Acest lucru este dovedit de cele înregistrate în 1992. abaterea temperaturii radiației relicve de la valoarea sa medie de 2,7 K cu aproximativ 0,00003 K. Ambele modele vorbesc despre un Univers fierbinte în expansiune, în medie omogen și izotrop în raport cu radiația relicvă. În acest din urmă caz, ne referim la faptul că radiația relicvă are practic aceeași valoare în toate părțile Universului observabil în toate direcțiile de la observator.

   Există alternative la Big Bang și inflaționist

   Univers ": modele de" Univers staționar "," Univers rece "și

   „Cosmologie auto-consistentă”.

   Model"StaționarAl Universului”. Acest model a fost dezvoltat în 1948. S-a bazat pe principiul „constanței cosmologice” a Universului: nu numai că în Univers nu ar trebui să existe un singur loc alocat, ci și în timp nu ar trebui să fie alocat un singur moment. Autorii acestui model sunt G. Bondi, T. Gold și F. Hoyle, acesta din urmă este un cunoscut autor de cărți populare despre problemele cosmologiei. Într-una dintre lucrările sale, el a scris:

   „Fiecare nor, galaxie, fiecare stea, fiecare atom a avut un început, dar nu întregul univers, universul este mai mult decât părțile sale, deși această concluzie poate părea neașteptată”. Acest model presupune prezența în Univers a unei surse interne, a unui rezervor de energie, care menține densitatea energiei-materiei sale la un „nivel constant care împiedică comprimarea Universului”. De exemplu, F. Hoyle a susținut că dacă un atom ar apărea într-o găleată de spațiu la fiecare 10 milioane de ani, atunci densitatea energiei, materiei și radiațiilor din Univers în ansamblu ar fi constantă. Acest model nu explică cum au apărut atomii elementelor chimice, materie etc.

   e. Descoperirea relictei, radiația de fond a subminat foarte mult bazele teoretice ale acestui model.

   Model« ReceUniversulth». Modelul a fost propus în anii şaizeci

   anii secolului trecut de către astrofizicianul sovietic J. Zel'dovich. Comparaţie

   valori teoretice ale densității și temperaturii radiațiilor conform modelului

   „Big Bang” cu datele radioastronomiei i-a permis lui Ya. Zel'dovich să formuleze o ipoteză conform căreia starea fizică inițială a Universului a fost un gaz rece proton-electron cu un amestec de neutrini: pentru fiecare proton există câte câte un gaz rece. electron și un neutrin. Descoperirea radiației relicte, care confirmă ipoteza stării inițiale fierbinți în evoluția Universului, l-a determinat pe Zeldovich să abandoneze propriul model al „Universului Rece”. Cu toate acestea, ideea de a calcula relația dintre numărul diferitelor tipuri de particule și abundența elementelor chimice din Univers s-a dovedit a fi fructuoasă. În special, s-a constatat că densitatea energiei-materiei din Univers coincide cu densitatea radiației relicve.

   Model"Universvatom”. Acest model susține că de fapt nu există unul, ci mai multe universuri. Modelul „Universul într-un atom” se bazează pe conceptul de lume închisă după A. Friedman. O lume închisă este o zonă a Universului în care forțele de atracție dintre componentele sale sunt egale cu energia masei lor totale. În acest caz, dimensiunile exterioare ale unui astfel de univers pot fi microscopice. Din punctul de vedere al unui observator extern, va fi un obiect microscopic, dar din punctul de vedere al unui observator din interiorul acestui Univers, totul arată diferit: galaxiile lor, stelele, etc. Aceste obiecte se numesc freadmons. Academicianul A.A. Markov a emis ipoteza că poate exista un număr nelimitat de Fridmon și pot fi complet deschiși, adică au o intrare în lumea lor și o ieșire (conexiune) cu alte lumi. Se pare că un set de Universuri sau, așa cum a numit membru corespondent al Academiei de Științe a URSS I.S.Shklovsky într-una dintre lucrările sale, - Metavers.

   Ideea unei pluralități de Universuri a fost exprimată de A. Guth, unul dintre autorii modelului inflaționist al Universului. Într-un Univers umflat, formarea de „anevrisme” (un termen din medicină, înseamnă proeminența pereților vaselor de sânge) din Universul mamă este posibilă. Potrivit acestui autor, crearea universului este destul de posibilă. Pentru a face acest lucru, trebuie să comprimați 10 kg de substanță

   la o dimensiune mai mică de un cvadrilion parte dintr-o particulă elementară.

   ÎNTREBĂRI PENTRU AUTO-TESTARE

   1. Modelul Big Bang.

   2. Cercetări astronomice de E. Hubble și rolul lor în dezvoltare

   cosmologie modernă.

   3. Relicvă, radiații de fond.

   4. Modelul „Univers inflaționist”.