Страница 10
4.8.История космологических представлений В конце "" в. стало ясно, что Вселенная является системой, эволюционирующей от планковских размеров (10" см.) до масштабов 10~' см. или даже больше. Эволюцию Вселенной и изучает космология. История развития космологических представлений включает три этапа: от древнегреческих моделей Космоса до гелиоцентрической модели Н. Коперника, от работ И Кеплера, Г. Галилея, стационарной, механистической картины мира И. Ньютона и статичной, сферичной, конечной Вселенной А. Эйнпггейна до расширяющейся модели Вселенной А. А. Фридмана (1922 г.) и предсказания реликтового излучения Г. Гамовым, от теории Большого взрыва до современных инфляционных моделей (Павленко 1997).
Древнегреческая парадигма Космоса характеризуется (греч. гармония, порядок, красота): гармонией через число (Пифагор), одушевлённостью и подобием живому организму, вечностью (по Гераклиту мир всегда есть, был и будет вечно живым огнём), центризмом (неподвижная Земля в центре у Птолемея, Платона и Аристотеля, у Пифагора в центре - огонь, у Аристарха - Солнце) и бесконечностью (Демокрит).
Нововременная парадигма Вселенной: Н. Коперник (Солнце - центр мира, Вселенная - гармония и разумный порядок, движение небесных тел - вечное и круговое), И. Кеплер (планеты движутся по эллипсам вокруг Солнца), Дж. Бруно (нет центров, небо - безмерное пространство с бесчисленными мирами), Г. Галилей впервые увидел в телескоп миллиарды звёзд, вращение солнечных пятен, кольца Сатурна, спугники Юпи ра, И. Ньютон (Вселенная создана Богом по неизменным законам, число звёзд бесконечно и они равномерно распределены по бесконечному пространству, нет центральной точки, куда бы могли упасть звёзды под действием сил гравитации) (Дэвис 1989: 205).
А. Эйншгейн, под сильным влиянием Ньютона, сохранил стационарность Вселенной в работе "Вопросы космологии и общая теория относительности", 1917г., введя в уравнения силу отталкивания - лямбда-постоянную (в противовес силам притяжения Ньютона) и очень сожалел, когда под напором открытий в космологии теория стационарной Вселенной разрушилась. В 1922 году русский математик А. А. Фридман (1888-1925) в работе "О кривизне пространства" впервые выдвигает гипотезу расширяющейся Вселенной и в науке появляются проблемы сингулярности (точка с бесконечной плотностью, откуда рождается Вселенная), начала и будущего Вселенной (вечное расширение или коллапс). В 1929 году американский астроном Э. "аббл (1899-1953), составляя каталоги расстояний до галактик и изучая их спектры, установил смещение линий в спектрах галактик в направлении к "красному" краю ("красное смещение", проявление "эффекта Доплера"). Открытие "красного смещения" в спектрах галактик Э. "аббла экспериментально подтвердило расширение Вселенной. Величина "красного смещения" прямо пропорциональна расстоянию от нас, следовательно, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. В 1947 году американский физик, уроженец России, ученик А. Фридмана Г. Гамов (1904-1968) предсказал: ранняя Вселенная была очень плотной, горячей и раскалённой добела, а поскольку
температура связана со звуком, от "начального взрыва" должно остаться реликтовое излучение. Экспериментально обнаружить реликтовый фон микроволнового радиоизлучения из космоса удалось в 1965 году (А. Пензиас, Р. Вилсон), что означало не только расширение, но и остывание Вселенной. В 1970 году Р. Пенроуз и С. "окинг, исследуя так называемые чёрные дыры (коллапсирующие в сингулярность звёздя), доказали существование сингулярности, "дофизической" формы материи в модели Большого взрыва ("окинг 1990: 75-89).
С конца 70-х разрабатывается перспективное направлен,ие в космологии, реконструирующее квантовое рождение Вселенной посредством флуктуаций вакуума, инфляционная модель Вселенной (С. "окинг, А. Д. Линде, П. Дэвис): эволюция Вселенной приводит к возникновению многих областей, где действует инфляция (расширение). В одних областях расширение уменьшается, в других - квантовая флуктуация влечег за собой рост инфляции, быстрое расширение Вселенной. Мы живём в одной из "долин", где пространство больше не "инфлирует" (Павленко 1997: 183).
4. 9 Космическая эволюция ' Исследованию ранней Вселенной помогают эксперименты с помощью гигантских ускорителей элементарных частиц, где достигают таких энергий, которые были в ранней горячей Вселенной. Данные физики элементарных частиц теоретически экстраполируют в прошлое и строят модели космической эволюции (Вайнберг 1981: 12-15, Силк 1982: 102-146, Гут, Стейнхардт 1984: 56-59, Дэвис 1985: 41-51, 1989: 186-225, "окинг 1990: 103-106, Леще 1990, Новиков 1991). На современных ускорителях элементарных частиц удается в течение очень короткого времени воспроизводить физические условия, существовавшие в столь ранние моменты времени, как 10 'и с после Большого взрыва, когда температура достигала 10мК, а Вселенная была размером с Солнечную систему. Это предел энергии, дос~игнутый в настоящее время в физике. За этим пределом путеводной нитью может служить только теория (Дэвис 1985; 44, 1989: 192).
Уровень элементарности (макромолекулы и кристаллы, молекулы и атомы, ядра и нуклоны, кварки и лепгоны) зависит от уровня энергии. Квантовый характер системы ограничен, порог возбуждения зависит от характера системы, он всегда тем выше, чем меньше пространственные размеры системы. Требуется очень малая энергия, чтобы изменить кванговое состояние большой молекулы, больше энергии необходимо для изменения атома и в тысячу раз больше для изменения атомного ядра. Эгу последовательность условий В. Вайскопф назвал квантовой лестницей. Квантовая лестница позволяет раскрывать структуру Вселенной шаг за шагом (Вайскопф 1977: 42).
Наивысшая ступень - газ из протонов, нейтронов и электронов при исключигельно высокой температуре, когда их кинетическая энергия составляет много миллионов электроновольт. Проблема существования "последней" ступеньки квантовой лестницы не решена (Вайскопф 1977: 52, "окинг 1990: 141-142): возможно, природа неисчерпаема, но может быть это и не так (В. Вайскопф), гравитация может, по-видимому, наложить ограничение на последовательность вложенных одна в другую "матрёшек" (С. "окинг). Движение протонов, нейтронов и электронов носит случайный, хаотический характер. При более низкой температуре меньше миллиона электронвольт, адроны группируются и образуют атомные ядра. Десятки ядер и изотопов представляют собой определённые индивидуальные состояния, но движение ядер и электронов всё ещё случайно и неупорядоченно. При ещё более низкой температуре (как на поверхности Солнца) электроны попадают в упорядоченные квантовые состояния, локализованные вокруг атомных ядер - появляется разнообразный мир химических элементов (атомов). На уровне тысяч градусов Цельсия атомы образуют простые молекулы, ещё более разнообразный мир неорганических химических систем. Дальнейший спуск по лестнице приводит нас в энергетическую область, где молекулы группируются в гигантские цепеобразные "живые" молекулы. Для существования живой материи требуется относительно узкий диапазон температур. Самая низкая ступень - нулевая температура, жизнь замрёт и вся материя образует большой кристалл, в котором разнообразие форм будет сохранено, но заморожено в неактивном состоянии.
Весьма вероятно, чго образование материи во Вселенной шло в соответствии со спуском по квантовой лестнице: от высокой энергии к низкой с добавлением нового качества. Если Большой взрыв имел какое-то отношение к действительности, то некоторые из его ранних фаз могли произойти на самой последней ступени квантовой лестницы (Вайскопф 1977: 43-45, 48-53).
Судя по современной скорости расширения Вселенной, оно началось примерно 15-20 млрд. лет назад (Дэвис 1985: 41). В фазе сверхрасширения, каждые 10 ~~ с все области Вселенной удваивали свои размеры, процесс удвоения продолжался в геометрической прогрессии. Чрезвычайно быстрое и непрерывно ускоряющееся сверхрасширение (инфляция) и есть Большой взрыв. Когда инфляция иссякла, Вселенная стала чрезвычайно горячей (энергия вакуума), состояние вакуума распалось, энергия высвободилась в виде излучения, которое нагрело Вселенную до 10' К (Гут, Стейнхардт 1984, Дэвис 1989: 211-212). В момент Большого взрыва размеры Вселенной были равны по радиусу 10 м~ см, а сама она была бесконечно плотной и горячей, но по мере расширения температура излучения понижалась ("окинг 1990: 103).
|