Введение

Представление об открытых системах, введенное неклассической термодинамикой, явилось осно­вой для утверждения в современном естество­знании эволюционного взгляда на мир. Хотя отдельные эволю­ционные теории появились в конкретных науках еще в про­шлом веке (теория возникновения солнечной системы Канта — Лапласа и эволюционная теория Дарвина), тем не менее, ника­кой глобальной эволюционной теории развития Вселенной до нашего века не существовало. Это и неудивительно, поскольку классическое естествознание ориентировалось преимущест­венно на изучение не динамики, а статики систем. Такая тен­денция наиболее рельефно была представлена атомистической концепцией классической физики как лидера тогдашнего есте­ствознания. Атомистический взгляд опирался на представление, что свойства и законы движения различных природных систем могут быть сведены к свойствам тех мельчайших частиц материи, из кото­рых они состоят. Вначале такими простейшими частицами счи­тались молекулы и атомы, затем элементарные частицы, а в настоящее время — кварки.

Бесспорно, атомистический подход имеет большое значе­ние для объяснения явлений природы, но он обращает главное внимание на строение и структуру различных систем, а не на их возникновение и развитие. Правда, в последние годы полу­чают распространение также системный и эволюционный взгляды, которые обращают внимание скорее на характер взаимодействий элементов разных систем, чем на анализ свойств тех частиц, которые рассматривались в качестве сво­его рода последних кирпичиков мироздания.

Благодаря широкому распространению системных идей, а в недавнее время и представлений о самоорганизации открытых систем сейчас все настойчивее выдвигаются различные гипо­тезы и модели возникновения и эволюции Вселенной. Они уси­ленно обсуждаются в рамках современной космологии как науки о Вселенной как едином целом.

I. Космологические модели Вселенной.

Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на ос­нове тех теоретических представлений, которые существуют в данное время в космологии. Современная космология возникла после появления общей теории относительности и поэтому ее в отличие от прежней, классической, называют релятивистской. Эмпирической базой для нее послужили открытия внегалактической астрономии, важнейшим из ко­торых, несомненно, было обнаружение явления "разбегания" галактик. В 1929 г. американский астроном Эдвин П. Хаббл (1889—1953) установил, что свет, идущий от далеких галактик, смещается в сторону красного конца спектра. Это явление, получившее название красного смещения, согласно принципу Допплера свидетельствовало об удалении ("разбегании") галактик от наблюдателя.

Поскольку релятивистская космология сформировалась на основе идей и принципов общей теории относительно­сти, то на первом этапе она уделяла главное внимание гео­метрии Вселенной и, в частности, кривизне четырехмерного пространства — времени.

Новый этап ее развития был связан с исследованиями русского ученого Александра Александровича Фридмана (1888—1925), которому удалось впервые теоретически доказать, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, а должна периодически рас­ширяться или сжиматься. Этот принципиально новый ре­зультат нашел свое подтверждение после обнаружения Хабблом красного смещения, которое было истолковано как явление "разбегания" галактик. В связи с этим на первый план выдвигаются проблемы исследования расширения Вселенной и определения ее возраста по продолжительно­сти этого расширения.

Наконец, начало третьего периода развития космологии связано с работами известного американского физика Ге­оргия А. Гамова (1904—1968), русского по происхождению. В них исследуются физические процессы, происходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной.

Все эти особенности развития космологии нашли отра­жение в различных моделях Вселенной. Общим для них яв­ляется представление о нестационарном изотропном и одно­родном характере ее моделей.

Нестационарность означает, что Вселенная не может на­ходиться в статическом, неизменном состоянии, а должна либо расширяться, либо сжиматься. "Разбегание" галактик, по-видимому, свидетельствует о ее расширении, хотя суще­ствуют модели, в которых наблюдаемое в настоящее время расширение рассматривается как одна из фаз так называе­мой пульсирующей Вселенной, когда вслед за расширением происходит ее сжатие.

Изотропность указывает на то, что во Вселенной не су­ществует каких-либо выделенных точек и направлений, т. е. ее свойства не зависят от направления

Однородность характеризует распределение в среднем вещества во Вселенной.

Последние утверждения часто называют космологическим постулатом. К нему добавляют также правдоподобное тре­бование об отсутствии во Вселенной сил, препятствующих силам тяготения. При таких предположениях модели оказы­ваются наиболее простыми. В их основе лежат уравнения общей теории относительности Эйнштейна, а также пред­ставления о кривизне пространства — времени и связи этой кривизны с плотностью массы вещества.

В зависимости от кривизны пространства различают:

· открытую модель, в которой кривизна отрицательна или равна нулю;

· замкнутую модель с положительной кривизной.

Расстояния между скоплениями галактик со временем непрерывно увеличиваются, что соответствует бесконечной Вселенной. В замкнутых моделях Вселенная оказывается ко­нечной, но столь же неограниченной, так как, двигаясь по ней, нельзя достичь какой-либо границы.

Независимо от того, рассматриваются ли открытые или замкнутые модели Вселенной, все ученые сходятся в том, что первоначально Вселенная находилась в условиях, кото­рые трудно вообразить на Земле.

Эти условия характеризуются наличием высокой температуры и давления в сингулярности, в которой была сосредоточена материя. Такое допущение вполне согласуется с установлением расширения Вселенной, которое могло начаться с некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и постепен­но охлаждалась по мере расширения.

Такая модель "горячей" Вселенной впервые была вы­двинута Г. А. Гамовым и впоследствии названа стандартной.

Известный американский астроном Карл Саган (р. 1934) построил наглядную модель эволюции Вселенной, в кото­рой космический год равен 15 млрд. земных лет, а 1 секунда — 500 годам; тогда в земных единицах времени эволюция представится так:

II. Стандартная модель эволюции Вселенной

Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.

Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. )