Космогоническая гипотеза Леметра, гипотеза Гамова «горячей сингулярности», «большой взрыв» и ранние эпохи образования Вселенной
Страница 1

Материалы » Космологические и космогонические концепции естествознания » Космогоническая гипотеза Леметра, гипотеза Гамова «горячей сингулярности», «большой взрыв» и ранние эпохи образования Вселенной

Как уже отмечалось, наша Метагалактика не стационарна, поскольку непрерывно изменяется, в прежние времена (если кому было наблюдать) она выглядела иначе, и не будет находиться в нынешнем виде вечно — она имела начало и должна иметь конец своего, существования (таковы современные представления об эволюции Вселенной).

Около двадцати или десяти миллиардов лет назад (где-то в этом интервале времен) вещество, из которого сегодня состоят галактики, было сконцентрировано до очень больших плотностей в некоторой, так называемой, покоящейся сингулярной точке. В современную эпоху наблюдаемые скорости тогда образовавшихся галактик достигают и сотен, и двух сотен тысяч км/с, т. е. скорости их движения оказываются сравнимыми со скоростью света. Создается впечатление, что когда-то в те давние времена произошел гигантский по мощи взрыв этой сингулярной области (говорят об этом совершенно в условном смысле, а не в прямом толковании взрыва), который и явился началом развития Метагалактики (если угодно, Вселенной) к ее современному состоянию. Такой взгляд на начало мира оказался приемлемым многим ученым, гипотеза эта получила всеобщее признание и была названа гипотезой Большого взрыва (по англ. — Big Bang). В варианте холодной сингулярности она принадлежит французскому космологу аббату Жоржу Лемэтру (1894-1966), ставшему впоследствии президентом Ватиканской академии наук, а в варианте горячей сингулярности — великому русскому ученому Георгию Гамову (1904-1968).

Вопрос о том, в каком состоянии была сингулярность тогда, далеко не праздный. От физического состояния вещества существенно зависит возраст Вселенной. Кроме того, при высоких температурах (миллионах и миллардах градусов) могут протекать термоядерные реакции. Поэтому химический состав «горячей» Вселенной может быть существенно другим, чем «холодной». А от химического состава зависят размеры и светимость звезд, темпы их эволюции. На протяжении нескольких десятилетий обе модели (холодная и горячая) существовали в космологии равноправно. Каждая из них имела свои привлекательные стороны и свои недостатки, своих сторонников и своих критиков. Не хватало лишь подтверждения наблюдениями. Так вот, подтверждения такие последовали, и о них мы будем писать в следующем пункте.

Итак, по современным воззрениям, Вселенная возникла в результате стремительного расширения, если угодно, взрыва, сверхплотного горячего вещества, обладавшего сверхвысокой температурой. Это был не обычный взрыв, который начинается из определенного центра и затем захватывает другие области пространства. По образному выражению нобелевского лауреата, американского физика Стивена Вайнберга (соавтора теории электрослабого взаимодействия), взрыв произошел одновременно везде, «причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы». Другого пространства, кроме того, которое было первоначально занято исходным веществом, не существовало, т. е. тогда это была вся, именно вся Вселенная. И начальный Большой взрыв (Big Bang) был не расширением материи в окружающее пространство, а расширением самого пространства. Big Bang произошел 13-17 млрд. лет назад (по оценкам из закона Хаббла).

Проследим за динамикой развития Вселенной после взрыва. Чем дальше мы уходим в прошлое, тем больше температура, все ближе и ближе сингулярность — загадка взрыва Вселенной. Современная наука позволяет в мысленном путешествии во времени подойти к сингулярности вплотную. Вернемся опять к использованию простейших математических формул, которые позволят с большей наглядностью проиллюстрировать это путешествие. Связь температуры Т и времени t, прошедшего от начала расширения такова: где Т задается в градусах Кельвина, t — в секундах. Начальная температура, по предположению Гамова, была порядка 1032 градусов Кельвина. Это так называемая планковская температура, составленная из планковских единиц длины, времени и массы. Начиная с этого момента (с нуля времени!), Вселенная начала расширяться, температура ее стала понижаться, а объем Вселенной начал расти. Опять же, через планковское время, которое оценивается величиной около 10-43 с, после рождения классического пространства-времени, во Вселенной наступила инфляционная эпоха. Она характеризуется предельно сильным отрицательным давлением (его иногда называют состоянием фальшивого вакуума), при котором меняются законы обычной гравитационной физики. Вещество становится не источником притяжения, а источником отталкивания. Во время этой эпохи объем Вселенной увеличивается на много-много порядков от первоначального объема, вплоть до ста порядков, т. е. практически до размеров почти современной Вселенной, в результате чего вся современная Вселенная оказывается в одной причинно-следственной области, уравнивается кинетическая энергия расширения и ее потенциальная энергия. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которую в дальнейшем, в последующие эпохи, мы наблюдаем в виде хаббловского расширения по инерции.

Страницы: 1 2 3 4 5


Интересное на сайте:

Колонки с доминированием одного глаза и ориентационные колонки
В ранних экспериментах Хьюбеля и Визеля было показано, что клетки коры со сходными свойствами образуют между собой связи, формируя вертикально организованные колонки. В экспериментах с проникающим электродом, при его продвижении вглубь зр ...

Морфология хвойных пород
Методика работы. Каждая бригада проводит полный морфологический анализ одного вида (сосна обыкновенная). Размеры структурных признаков даются с учетом их изменчивости. Для этого необходимо определить значения основных признаков у 25 дерев ...

Общие закономерности высотно-ландшафтной дифференциации авифауны гор Азиатской Субарктики
В соответствии с господствующим типом высотной поясности, в ГАС дифференцированы сменяющие друг друга с высотой авифауны лесного, подгольцового и гольцового поясов. Закономерности формирования авифауны в пределах каждого из поясов имеют л ...