|
Модели Вселенной | |||
Глава 3| § 1| § 2 | § 3 | ||||
В астрономии, как и в других науках, для изучения того или иного объекта или сложного явления создается его теоретическая модель. Она опирается на данные, полученные в результате эксперимента или наблюдений и на фундаментальные законы. Так, существует модели Земли, планет, звезд и галактик, описывающие основные физические свойства этих объектов. Любая модель – это только приближение к действительности. В процессе развития модели могут уточняться, изменяться или заменяться новыми. Существуют две космологические теории, на основе которых были созданы модели Вселенной: 1. Теория расширяющейся Вселенной (начальное состояние, из которого возникла Вселенная, было горячим и плотным, что могли существовать только элементарные частицы и излучение; затем Вселенная расширялась и охлаждалась, образуя звезды и галактики). 2. Теория стационарной Вселенной (Вселенная существовала всегда, наблюдаемое разряжение вещества компенсируется его непрерывным творением).
Ньютоновская модель Вселенной содержала в себе три основных постулата:
Эйнштейн искал статические решения для Вселенной. При обобщении ньютоновской теории всемирного тяготения, приведя ее в соответствие с принципом относительности, Эйнштейн приходит к выводу, что геометрия мира неевклидова. Присутствие тел большой массы – звезд, галактик – искривляет пространство. Однако Эйнштейн оставляет постулат о стационарности и неизменности Вселенной, введя в свои уравнения, которые показывают, как метрика пространства зависит от распределения и движения масс. Одним из фактов, противоречащих теории стационарной Вселенной, был парадокс Ольберса. Если Вселенная бесконечна и вечна, то в ней содержится бесконечное количество звезд. Куда бы мы ни посмотрели, наш взгляд непременно уперся бы в звезду. Пусть отдельные звезды будут неразличимы, но небо должно было бы сиять сплошным заревом. И, тем не менее, ночью небо темное.
Для решения этого парадокса требовалась
модель расширяющейся Вселенной, и в 1922 году молодой советский ученый
Александр Фридман
создает ее. Он предлагает математический расчет изменения плотности материи
для однородной и изотропной Вселенной, начиная с состояния с очень высокой
плотностью – так называемого сингулярного состояния
вещества (по современным оценкам эта плотность равна
Существуют разные модели Вселенной: “Вселенная Леметра”, “Вселенная Наана”, “Вселенная Зельманова”. В этих моделях предполагается, что вещество однородной структуры распределено по всей Вселенной, так что в ней все области или направления совершенно равноправны. Поэтому такие модели называют однородными и изотропными. Реальная Вселенная сложнее любой модели.
Георгий Гамов в 1946 году разработал модель горячей Вселенной, которую назвал "космологией Большого Взрыва". Вместе со своими учениками он произвел необходимые расчеты развития событий для получения нужных соотношений между химическими элементами во Вселенной в настоящее время из ядерных реакций в ранней горячей Вселенной. Теория получила подтверждение после открытия фонового излучения, которое осталось со времени "Большого Взрыва" и было названо реликтовым. Хотя открытие реликтового излучения подтвердило модель Большого Взрыва, Ф. Гамов считал возможным модернизировать свою модель для объяснения этого излучения. Модель "Горячей Вселенной" или "Большого Взрыва", в общих чертах объясняет многое факты, однако, некоторые ученые подвергают сомнениям ее основные положения. Больше всего ученые "доверяют" модели Фридмана.
|