Модель Большого взрыва и хронология Вселенной

Введение

Актуальность работы. Модель большого взрыва, широко распространенная теория эволюции Вселенной. Его неотъемлемой чертой является выход Вселенной из состояния чрезвычайно высокой температуры и плотности - так называемый большой взрыв, произошедший 13,8 миллиардов лет назад. Хотя этот тип вселенной был предложен русским математиком Александр Фридман и бельгийский астроном Жорж Леметр в 1920-х годах, современная версия была разработана американским физиком Джордж Гамов и его коллеги в 1940-х гг.
Модель большого взрыва основана на двух предположениях. Первое, что Альберт Эйнштейн «общая теория относительности правильно описывает гравитационное взаимодействие всех веществ. Второе предположение называется Космологический принцип гласит, что взгляд наблюдателя на вселенную не зависит ни от направления, в котором он смотрит, ни от его местоположения. Этот принцип применим только к крупномасштабным свойствам вселенной, но он подразумевает, что вселенная не имеет края, поэтому происхождение большого взрыва произошло не в определенной точке пространства, а скорее в пространстве в одно и то же время. Эти два предположения позволяют рассчитать историю космоса после определенной эпохи, называемой Планковское время. Ученым еще предстоит определить, что преобладало до времени Планка.
Объект исследования: Модель Большого Взрыва.
Предмет исследования: порядок развития Вселенной.
Цель работы: рассмотреть модель Большого Взрыва и хронологию Вселенной.
Для осуществления поставленной цели необходимо решить задачи:
- рассмотреть модель Большого Взрыва;
- описать хронологию Вселенной.


1. Модель Большого Взрыва
Космологические исследования Леметра с самого начала были ориентированы на физическую реальность, связь с астрономическими данными и недавно созданную общую теорию относительности Эйнштейна. В теории Эйнштейна движение происходит в искривленном просторе и времени по так называемой геодезической линии. Установлением обще ковариантных уравнений притяжения

Эйнштейн определил геометрию пространства-времени. Уравнение Эйнштейна показывает связь между метрическим тензором, который характеризует геометрию пространства-времени, с величинами, характеризующими материю. Общая теория относительности объединила теорию пространства и времени с теорией тяготения. Для проверки теории А. Эйнштейн предложил три эффекта: искривление светового луча в поле тяготения Солнца, смещение со временем перигелия Меркурия и гравитационное красное смещение. Впоследствии все три эффекта были подтверждены экспериментально. В 1917 г. А. Эйнштейн, применив общую теорию относительности к Вселенной как целому, предложил первую релятивистскую модель Вселенной, основав тем самым релятивистскую космологию. В статье «О принципе относительности и его следствиях» [10] А.Эйнштейн пришел к выводу, что «Ньютоновская Вселенная вообще не могла бы существовать», и модифицировал теорию Ньютона, создав свою модель Вселенной. Строя космологическую модель Вселенной, основанная на общей теории относительности А. Эйнштейн также рассмотрел некоторые существующие общие точки зрения на Вселенную. Прежде всего, он придерживался того, что структура Вселенной должна быть максимально простой, в частности считал, что Вселенная как единое целое должен быть однородным (распределение вещества в нем везде одинаковый по плотности). «Если говорить о структуре пространства в целом, то мы можем представить материю якобы равномерно распределенной по очень большой области пространства... В данном случае мы делаем так, как геодезисты, которые очень сложную в деталях поверхность Земли заменяют примерно эллипсоидом», — писал он [10]. Пространство, в котором все вещество распределено равномерно, должно быть однородным, то есть везде одинаковым по своим геометрическим свойствам. А.Эйнштейн в то же время считал, что вместе с однородностью мира существует его изотропии, то есть равноправие всех направлений в пространстве. Необходимо отметить, что А.Эйнштейн в приведенной труда предложил гипотезу, по которой в мире наряду с обычным веществом, частицы которой взаимно притягиваются, существует другая среда, которая создает не притяжение, а анти притяжения. Математически это выражается введением в уравнения общей теории относительности Λ-члена (космологической постоянной), вследствие чего уравнение приобрело вид:

Эта среда воздействует на обычное вещество и способно компенсировать взаимное притягивание его частиц. Вселенная Эйнштейна представляет собой трехмерный сферический пространство с постоянной положительной кривизной и конечным объемом: «Мировой континуум должен в отношении своих пространственных размеров рассматриваться как замкнутый континуум, имеющий конечный пространственный (трехмерный) объем», — писал он [10]. Его Вселенная стационарная, неизменная и бесконечная во времени. Он может содержать материю, распределена однородно и с конечным значением плотности. Принципиально новая постановка и решение космологической проблемы в рамках Общей теории относительности А. Эйнштейном совершили революционный переворот в представлениях о Вселенной. Его теория полностью использует фундаментальную идею относительности всех видов движения. Это приводит к рассмотрению физических законов в произвольных системах пространственно-временных координат и формы этих законов, что не зависит от конкретного выбора этих координат, а также включает в рассмотрение эффект гравитационного взаимодействия. Общая теория относительности Эйнштейна вызвала острую полемику в научном мире.
Начало ей положил В. Ситтер, который в том же 1917 г. предложил свою космологическую модель Вселенной [11]. Его модель, как и модель Эйнштейна, удовлетворяла общую теорию относительности. В ней пространство было конечным, имел положительную кривизну при средней плотности, равную нулю. Свойства пространства в ней не меняются со временем, но галактики разбегаются под действием дополнительных космологических сил. Вселенная де Ситтера — однородный и изотропный и с любой точки «выглядит» одинаково. Пространство-время определяется как четырехмерная поверхность в пятивымерном пространстве и геометрия Вселенной де Ситтера рассматривается на сфере, погруженной в пятивымерное евклидовое пространство. Метагалактика де Ситтера должна быть абсолютно пустой, то есть не содержать вещества или излучения. В 1918 г. А. Эйнштейн раскритиковал модель де Ситтера: «Если бы решение де Ситтера был бы справедливым везде, то тем самым было бы показано, чтоВведение

«Λ-члена» не достигает обозначенной мной цели, — отметил А. Эйнштейн. — Дело в том, что, по моему мнению, общая теория относительности только в том случае представляет собой удовлетворительную схему, когда на ее основе физические свойства пространства полностью определяются только материей. Таким образом, ни одно поле, то есть один пространственно-временной континуум не может существовать без материи, что его порождает»» [10]. Первым, кому удалось на основе уравнений Эйнштейна получить принципиально новые выводы о структуре Вселенной, был О. О. Фридман. Его исследования показали, что уравнения общей теории относительности Эйнштейна не дают однозначного модели Вселенной независимо от значения космологической постоянной, и открыли возможность существования нестационарной Вселенной. В статье 1922 г. «О кривизне пространства» он нашел новый космологический решение уравнений общей теории относительности показал, что Вселенная может быть нестационарным. Для случая нестационарной Вселенной А.А.Фридман проанализировал три возможных варианта: монотонный свет первого рода (радиус кривизны в начальный момент равна нулю), и монотонный мир второго рода (радиус кривизны в начальный момент не равен нулю), для этих двух случаев радиус кривизны — это функция, возрастающая в зависимости от времени; третий случай — периодический мир (радиус кривизны — периодическая функция). А.А.Фридман отметил: «Данные, которые мы имеем, недостаточны для решения вопроса о том, каким миром является наша Вселенная» [12]. В 1924 г. Фридман опубликовал вторую статью — «О возможности мира с постоянной отрицательной кривизною пространства», где привел два решения уравнений Эйнштейна, каждое из которых зависит от средней плотности материи во Вселенной. Если плотность меньше или равна некоторой величине, то последняя может быть как бесконечной, так и конечной, но расширение ее будет продолжаться постоянно. Если средняя плотность больше этой величины, то обязательно получим замкнутую Вселенную, причем силы гравитации в этом случае должны в конце концов остановить расширение Вселенной и она начнет сжиматься. Спектр решений, полученных В.А.Фридманом, включал как стационарный случай, так и нестационарный, что соответствует изменению во времени радиуса кривизны пространства

. Для мира с отрицательной стационарной кривизною пространства он нашел новые развязки, которые соответствовали «нулевой или отрицательной плотности вещества». А.Эйнштейн изначально не признал результатов О. О. Фридмана: "результаты относительно нестационарного мира, приведенные в упомянутом труде, для меня подозрительны. В действительности оказывается, что указанное в ней решение не удовлетворяет уравнениям поля ..., значение этой статьи в том и есть, что она доказывает это постоянство [радиуса мира во времени] " [10]» Только после того как Ю.А.Крутков передал А.Эйнштейну письмо от А.А. Фридмана с разъяснением выкладок, А.Эйнштейн согласился с его результатами: «Я считаю результаты Фридмана правильными, проливающие новый свет. Оказывается, что уравнения поля допускают как статические, так и динамические (т. е. переменные относительно времени) решения для структуры пространства» [10]. В такой ситуации в общей теории относительности и космологии начал работать Ж. Леметр. В 1925 г. вышла его статья, посвященная изучению статической космологической модели Ситтера [13]. Здесь построена математическая теория, описывающая мир де Ситтера в системе отсчета, опирающаяся на внесенные в него пробные частицы. «Наблюдаемый» из этой системы мир де Ситтера расширяется. Это проявляется в том, что расстояния, измеренные в этой системе отсчета, растут со временем. Расстояние увеличивается в соответствии с законом увеличение расстояния между частицами, что отдаляются друг от друга. За Леметром

где R (t)— масштабный фактор, пропорционально которому изменяются все расстояния; t 0 и T0 — некоторые константы.
В леметровской системе отсчета метрический тензор зависит от времени. Но это не означает, что модель де Ситтера должна быть нестатической, поскольку свойство статичности или не статичности в космологической модели определяется правилом: если существует хотя бы одна система отсчета, в которой метрический тензор не зависит от времени, модель является статической. В своей статье Ж. Леметр показал, что мир де Ситтера не статичен и математически описал его свойства. Но при этом он отклоняет данный вариант космологической модели на основе требования о конечности мира. В этом труде Ж. Леметр использует два понятия современной космологии — «не стационарность Вселенной " и "отдаление спиральных галактик". В 1927 г. в статье «Однородный Вселенная постоянной массы и растущего радиуса, который объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей» Ж.Леметр выдвинул идею расширения Вселенной. Согласно с ней стала космологическая должна быть несколько больше того значения, при котором Вселенная находится в стационарном состоянии. В этой модели масштабный фактор увеличивается от нуля неограниченно, но в течение некоторого времени его значение меняется незначительно, то есть происходит как бы «застывание». В статье Ж.Леметр развил собственную линию исследований, но теперь анализирует не мир де Ситтера, а мир Эйнштейна: «Желательно найти промежуточное решение, которое бы совместил преимущества обоих решений... рассмотреть Вселенная Эйнштейна, в котором радиус пространства или радиус Вселенной мог бы меняться произвольным образом», — писал он [14, с. 483]. В результате же.Леметр получил такие уравнения для эволюции радиуса мира, как и русский физик и математик О. О. Фридман в статье 1922 г., но к тому времени работы последнего были ему неизвестны. О них он узнал от А. Эйнштейна и уже в переводе своей статьи на английский в 1931 г. делает ссылку на статью О. О. Фридмана. Свой выбор Ж.Леметр остановил на модели, в которой начальное состояние — это мир Эйнштейна, а конечный — мир де Ситтера, обосновывая свой выбор тем, что другие космологические модели должны быть отклонены, поскольку дают короткую временную шкалу космической эволюции. В данной работе развит новый подход к космологии: впервые доказано, что не звезды, а галактики являются основными структурными элементами Вселенной. Галактики, будто молекулы, которые составляют разреженный газ равномерно заполняет весь физический объем Вселенной. Этого не было ни у А. Эйнштейна, ни у О. О. Фридмана. Их модели имели такую характеристику мира, как средняя плотность вещества, которая рассматривалась в виде сплошной среды. Из чего оно состоит, в каком физическом состоянии находится, чем определяется его густота — все это к труду Ж.Леметра было не понятным. В выводах к своей работе Ж.Леметр отметил: масса Вселенной неизменна и связана с космологической постоянной соотношением:

радиус Вселенной неограниченно увеличивается от асимптотического значения R0 ; скорости внегалактических туманностей, удаляются, обусловленные космологическим следствием расширения Вселенной. Однако выводы Ж. Леметра на тот момент не были восприняты научным сообществом. Его статья была напечатана в «Анналах Научного общества Брюсселя», а этот журнал не читали за пределами Бельгии. К тому же тогда А.Эйнштейн был уверен в статичности Вселенной и выразил свое скептическое отношение к статье Ж. Леметра: «Ваши подсчеты правильные, но понимание физики неприемлемо». Распространение Вселенной стало общепринятым учеными лишь после выхода статьи Э. Хаббла 1929 г. [15]. В ней он показал линейную зависимость между лучевыми скоростями галактик и расстояниями до них. Но следует отметить, что в 1918-1925 гг. К. Виртц и в 1920-1925 гг. К.Лундмарк отметили рост красного смещения с увеличением расстояния до наблюдаемых галактик, что можно толковать как их разбег. Отдаление галактик обнаруживает себя в красном смещении линии в их спектрах (смещение линий в сторону красного края спектра). Естественная интерпретация этого явления — эффект Допплера, т. е. изменение длины волны при относительном движении источника и приемника. Если источник и приемник сближаются, то длины волн сокращаются; если они отдаляются друг от друга, то длины волн увеличиваются. Изменение длины волны тем больше, чем больше относительная скорость движения. Но на тот момент Е. Хаббл не связывал красное смещение с расширением Вселенной. Это сделал в 1927 г. Ж. Леметр. В де Ситтер о теории расширения Леметра писал: «Утверждение, что Вселенная может быть статичным, но должен находиться в непрерывной эволюции, может быть скептически воспринято некоторыми из нас. Но тот факт, что эволюция оказалась необходимой и была описана математически, а также и то, что с помощью этой новой теории явно противоречивые данные наблюдений были согласованы и объяснены, делают ее одним из важнейших последних достижений».
Таким образом, возможность космологического расширения теоретически была описана в 20-е годы ХХ в. О. О. Фридманом и Ж. Леметром. В 1931 г. вышла небольшая публикация Ж. Леметра "начало Вселенной с точки зрения квантовой теории", которой начата Теория Большого взрыва. В ней исходное состояние Вселенной уже не описывается моделью Эйнштейна, как в предыдущем труде, а представляет собой космологическую сингулярность. Лишь через два года в 1933 г., когда Ж. Леметр встретился с А.Эйнштейном и детализировал свою теорию, А.Эйнштейн высказался так: «Это наиболее удовлетворительное объяснение творения, которое я мог слышать». В конце статьи дан перевод этого труда Же. Леметра 1931 г. Позже в 1946-1948 гг. Г. Гамов развил идеи Леметра в своей модели горячей Вселенной [16]. Сейчас мы можем сказать, что в статье Ж. Леметра есть много ложных моментов и его труд имеет больше исторический интерес. Но. Леметр первый, кто осмелился показать момент рождения Вселенной, используя при этом физику (особенно термодинамику и квантовую теорию) и оставаясь в стороне от любых философских и теологических предпочтений. Сейчас космология очень тесно связана с физикой элементарных частиц, широко использует ее основные теории и законы. В настоящее время разнообразие атомных ядер не объясняется распадом суператома (или первичного атома, как писал Ж. Леметр). Согласно современным представлениям, наблюдаемая сейчас Вселенная возникла 13,7 млрд. лет назад с начального «сингулярного» состояния и с тех пор расширяется и охлаждается. Самым ранним моментом, описываемым в эволюции Вселенной, ныне считается момент планковской эпохи с температурой примерно 1032 К и плотностью 1093 г / см3 . Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду с большими значениями плотности энергии, температуры и давления. В планковскую эпоху гравитация отделилась от других полей. В конце эпохи Великого объединения (10-43 и 10-36 c) в состоянии Вселенной произошел фазовый переход, приведший к следующей инфляционной эпохи — периода чрезвычайно быстрого экспоненциального расширения