Начало космологии, фридмановские космологические модели, разбегание галактик и расширение Вселенной
Страница 1

Материалы » Космологические и космогонические концепции естествознания » Начало космологии, фридмановские космологические модели, разбегание галактик и расширение Вселенной

Изучение состава близких к нам галактик показало, что они, как и наша Галактика, состоят из таких же объектов — звезд, звездных скоплений, туманностей. Это подтверждает вывод, что в «малых» масштабах физические законы, управляющие развитием звезд и звездных систем, в наблюдаемой части Вселенной одинаковы. К тому же, на каждом этапе своего развития, наука просто не может обойтись без определенных «рабочих» моделей (которые всегда подлежат уточнению и заменам), независимо от того, идет ли речь о Вселенной, квазарах или обычных звездах.

Общие закономерности развития и структуры Вселенной изучаются путем построения космологических моделей. Это делается на основании общей теории относительности, созданной Эйнштейном в 1915 г., основные принципы (постулаты) и положения. Впрочем, позже было установлено, что основные характеристики космологических моделей можно получить, исходя из ньютоновых классических представлений (это в наше время показали космологи Э. Милн и В. Маккри).

Построить или создать космологическую модель Вселенной, полагая, что это некоторое геометрическое размерное пространство, — значит получить зависимость для так называемого масштабного фактора от времени, т. е. выяснить, как зависит от времени расстояние (масштаб) между двумя его точками (например, между галактиками). При постановке этой задачи обычно исходят из предположения, что свойства Вселенной для каждого заданного момента времени одинаковы во всех ее точках (свойство однородности пространства) и во всех направлениях (свойство изотропии пространства). Этот космологический принцип однородности и изотропии Вселенной подтверждается наблюдениями: в сверхбольших масштабах в распределении сверхскоплений галактик и в самом деле не обнаружено отклонений от однородности и изотропии.

Итак, в начале прошлого века, после того как Эйнштейн создал теорию тяготения, родилась современная космология, первым автором которой безоговорочно признается наш великий соотечественник Александр Александрович Фридман (1888-1925), а дата отсчитывается от времени публикации первой статьи Фридмана «О кривизне пространства» в 1922 году. В статьях (1922-1924) гг. Фридманом была показано, что наблюдаемая Вселенная в принципе не может быть стационарной — составляющая ее материя при бесконечном времени существования должна была либо разлететься, либо собраться в одном месте. Этот вывод был получен в науке так поздно только из-за глубокой подсознательной убежденности всех исследователей в «неизменности» существующего мира (как уже отмечалось, все великие ученые прошлого — Аристотель, Ньютон, даже Эйнштейн, который сначала не признал работу Фридмана, верили в стационарность мира). В этом были убеждены и материалисты, отрицавшие акт творения, и верующие, считавшие, что мир был сотворен Богом, но такое убеждение не было основано на фактах.

Темп удаления галактик друг от друга, как показывает решение Фридмана, может меняться с течением времени (правда, заметить это на наших «земных» промежутках времени практически невозможно, заметное изменение скорости разбегания галактик происходит за миллиарды лет). Возможны несколько вариантов моделей расширения Вселенной, но пока представим три наиболее характерных варианта расширения Вселенной.

Первые две модели описывают неограниченное во времени расширение Вселенной, и разница между ними в названии кривых, которыми описываются законы этих расширений: первая — гипербола, вторая — парабола. Третья модель расширения соответствует циклоиде. Эти варианты эволюции Вселенной обусловлены соотношением между средней плотностью Вселенной 'р и некоторой критической плотностью р которая впервые была определена Фридманом. Если р < ркр , то расширение идет по закону, описываемому гиперболой, если р = ркр, получим параболу, и если р>ркр, то процесс расширения когда-то (через два — три десятка миллиардов лет) сменится сжатием, это описывается циклоидой. Как замечаем, фундаментальное значение имеют две величины — средняя плотность Вселенной р и некая критическая плотность ркр . Как показали многочисленные измерения внутри- и межгалактической плотности, средняя плотность р = 10-30 г/см3. Что касается критической плотности ркр, то мы к ней вернемся после освещения истории экспериментального открытия расширения Вселенной в 1929 году Эдвином Хабблом. Наиболее полно характерные космологические модели, которые в различное время предлагались для объяснения свойств нашей Вселенной, представлены ниже:

Страницы: 1 2 3 4


Интересное на сайте:

Распространение и образ жизни
Современные крокодилы распространены во всех тропических странах, обитая в разнообразных пресных водоёмах; относительно немногие виды терпимо относятся к солёной воде и встречаются в прибрежной части морей (нильский крокодил, гребнистый к ...

Экскурсия в лесопарк имени лесоводов России
Методика работы. Необходимо посетить лесопарк имени лесоводов России, рассмотреть произрастающие на его территории виды, среди них выделить аборигенные виды, а также интродуцированные древесные растения. Лесопарк имени лесоводов России. ...

Роль и мобильных генетических элементов горизонтального переноса генов в эволюции генома. Мобильные генетические элементы, их свойства
Мобильные генетические элементы (МГЭ, подвижные элементы, транспозируемые элементы, транспозоны и т.д.) повсеместно распространены в живой природе от плазмид, фагов и бактерий до высших животных и растений. Будучи нестабильными по своей л ...