Фактически мы показали, что в самой системе заложен хаос, неопределенность. И эта неопределенность в критических точках

поведения системы может привести к развитию новой структуры с не предсказанными свойствами.

ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ.

В нашей последней лекции мы рассмотрим вопрос о развитии нашей вселенной, которым занимается один из разделов естествознания - КОСМОЛОГИЯ. Выводы космологии основываются на законах физики, астрономии, а также на основе некоторых философских принципах. Важнейшим философским постулатом является положение, согласно которому законы природы (законы физики) установленные на основе изучения весьма ограниченной части вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счете на всю Вселенную.

Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы кладутся в их основу. Построенные на их основе модели должны допускать проверку для наблюдаемой части Вселенной, выводы теории должны подтверждаться наблюдениями, Т. е. в основе космологии лежит метод научного познания, который мы с вами изучали в начале нашего курса.

Различные гипотезы о строении Вселенной мы рассматривали на предыдущих лекциях. Впервые идея множественности миров во вселенной была выдвинута Д.Бруно еще в 16 веке. В выдвинутой гипотезе Бруно предположил, что существует не одно, а множество солнечных систем, содержащих планеты подобные Земле. С развитием астрономических наблюдений неба с помощью телескопов эта гипотеза получила неоспоримое подтверждение. В некотором смысле космологическая теория Коперника строилась на основе метода научного познания.

Когда же зародилась наша Вселенная, как она эволюционизировалась, на основании каких наблюдений и теорий была принята модель современной Вселенной и как она выглядит в настоящее время. К настоящему времени наилучшим образом всем требованиям удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности модели однородной, изотропной, нестационарной и горячей Вселенной. Мы попытаемся рассмотреть эти вопросы на сегодняшней лекции.

В начале нашего века была создана специальная теория относительности, теория движения тел с большими скоростями, сравнимыми со скоростью света. Позднее, в 1916 году А. Эйнштейном была разработана общая теория относительности, в которой рассматривались вопросы движения небесных тел под действием сил гравитации. В основе общей теории относительности был положен принцип эквивалентности, согласно которому свойства движения в неинерциальной системе координат ( т. е. в системе, двигающейся с ускорением) такие же, как и в инерциальной системе координат, в которой действует гравитационное поле. Полученные Эйнштейном уравнения, описывающие гравитационное взаимодействие систем с любыми скоростями наиболее полно и детально описывают взаимодействие вещества в масштабах вселенной.

На первом же этапе рассмотрения моделей вселенной вторым решающим фактором стало зарождение внегалактической астрономии. На первом этапе основное внимание уделялось геометрии нашей вселенной, т. е. вопросами кривизны пространства-времени, возможности замкнутости вселенной. Под кривизной пространства времени подразумевается построение неэвклидовой модели вселенной, в которой гравитация как бы искривляет само пространство. Эти вопросы напрямую вытекали из общей теории относительности

В 1922-24 годах нашего века советским ученым Фридманом было показано, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом не может быть стационарной, другими словами она должна расширятся или сжиматься. Возникла модель нестационарной вселенной, которая сжимается или расширяется со временем.

Эта модель была гипотезой до тех пор, когда развитие астрономии привело к интересному открытию. Нам известен эффект Допплера. Он заключается в том, что если источник волн приближается или удаляется от приемника, то приемник воспринимает другие (большие или меньшие) длины волн, чем испускает источник. Длины волн, испускаемые линиями атомов определены с высокой степенью точности. Можно измерить эти длины волн, излучаемые атомами от различных звезд и даже галактик. Такие эксперименты были проведены и оказалось, что длины волн, испускаемые атомами звезд смещены. Причем чем дальше от нас удалены звезды, тем большее смещение линий излучения атомов. Этот эффект был назван «красным смещением», так как длины волн, излучаемые атомами, смещены в красную сторону спектра. Причем, чем дальше от нас находятся звезды, тем больше это смещение. В соответствии с эффектом Доплера получается, что чем дальше от нас находятся звезды, тем с большей скоростью они от нас удаляются. Эти скорости огромны. Наиболее удаленные от нас галактики удаляются от нас со скоростями в десятки тысяч километров в секунду. Тем самым подтвердилась модель Фридмана нестационарной вселенной. Она оказалась расширяющейся.

Третий этап развития модели Вселенной начинается моделями «горячей Вселенной». В этих моделях, наряду с вопросами расширения или сжатия Вселенной рассматриваются моменты начала этих процессов.

Рассмотрим несколько подробнее саму модель нестационарной Вселенной. Космологические уравнения Эйнштейна для Вселенной имеют простой вид при следующих предположениях. В Вселенной отсутствуют выделенные точки или направления (Вселенная изотропна и однородна), отсутствуют силы, возрастающие с расстоянием и, наконец, масса создается главным образом веществом, а не излучением. Такие предположения часто называют космологическими постулатами. Они очень естественны . При таких предположениях возможно решение уравнений двух видов. В первом случае Вселенная неограничена (открытая модель) и расстояния между соседними участками неограниченно увеличиваются со временем (см. рис. 12.1). В другой модели Вселенная конечна (но столь же безгранична, как и в первой модели).В такой замкнутой модели первоначально происходит расширение, которое со временем сменяется на сжатие (см. Рис.12.2)

Рис.12.1 Рис.12.2

Начальная стадия эволюции Вселенной по обеим моделям одинакова. Должно существовать особое начальное состояние - сингулярность с огромной плотностью до 10(93)г/см и взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Расчеты, проведенные на основании «красного смещения» показывают, время расширения Вселенной составляет 10-20 млд лет. Это и есть время существования нашей Вселенной.

Эта модель оставляет открытым вопрос о начальной стадии существования Вселенной. С 60-70 годов нашего века стала общепринятой модель «горячей» Вселенной, которая предполагает высокую начальную температуру в точке сингулярности (> 10(Е+13) К). При такой температуре не могли существовать не только атомы, но даже и ядра. Могла существовать только смесь элементарных частиц, включая фотоны и нейтрино. На разных временах развития возникали различные частицы и излучения. Одно из них, названное реликтовым возникло через 1000000 сек после начала «Большого взрыва». Это излучение было предсказано и наблюдалось позднее в излучении Вселенной, что послужило доказательством правильности модели Большого взрыва.