Развитие естествознания в XVIII – XIX вв. Космологические модели Вселенной. Происхождение человека

    В отстаивании данного закона и  его широком признании в научном мире большую роль сыграл один из наиболее знаменитых физиков XIX века Герман Людвиг Фердинанд Гельмгольц (1821-1894). Будучи, подобно Майеру, врачом, Гельмгольц так же, как и он, пришел от физиологии к закону сохранения энергии. Признавая приоритет Майера и Джоуля, Гельмгольц пошел дальше и увязал этот закон с принципом невозможности вечного двигателя.

      Доказательство сохранения и  превращения энергии утверждало  идею единства, взаимосвязанности  материального мира. Вся природа  отныне предстала как непрерывный процесс превращения универсального движения материи из одной формы в другую.

    Период  классической физики (XVII - начало XX в.). Физика как наука берет начало от Г. Галилея, который выдвинул в  первой половине XVII в. идею об относительности  движения, установил законы инерции и свободного падения и др., активно защищал гелиоцентрическую систему мира. Основным достижением физики XVII в. признано создание классической механики, связанное с формулировкой основных законов этой науки И. Ньютоном в 1687 г. Фундаментальное значение имело введение Ньютоном понятия состояния, которое стало одним из основных для всех физических теорий. Состояния систем тел в механике полностью определяются координатами и импульсами тел системы. Исходя из законов движения планет, установленных И. Кеплером, Ньютон сформулировал закон всемирного тяготения, с помощью которого удалось с достаточной точностью рассчитать движение Луны, планет и комет, объяснить приливы в океане. Им были впервые четко сформулированы классические представления об абсолютном пространстве как вместилище материи, не зависящем от ее свойств и движения, и абсолютном равномерно текущем времени. Ньютон построил механистическую картину природы как завершенную систему механики. Важное достижение этого времени - понимание идентичности физических законов для всей Вселенной.

    В 1860-х гг. Дж. Максвеллом формулируется  теория электромагнитного поля, дальнейшее развитие которой привело к революционным  изменениям в физике. Используя концепцию  поля М. Фарадея, Максвелл выводит пространственно-временные законы электромагнитных явлений. Дальнейшее развитие этой теории привело к созданию электродинамической картины мира. На рубеже XIX и XX вв. происходят революционные открытия и изменения в физике (обнаружение сложного строения атома, явления радиоактивности и т.д.).

    Период  становления современной физики связывают с началом XX в. Переход  от классической физики к современной  характеризовался не только возникновением новых идей, открытием новых неожиданных  фактов и явлений, но и преобразованием ее духа в целом, возникновением нового способа физического мышления, глубоким изменением методологических принципов физики. Она становится квантовой (М. Планк, Резерфорд, Н. Бор); в 1920-1930-е гг. разработана квантовая механика - последовательная теория движения микрочастиц (Л. де Бройль, Э. Шрёдингер, В. Гейзенберг, В. Паули, П. Дирак). Одновременно (в начале XX в.) появилось новое учение о пространстве и времени -теория относительности (А. Эйнштейн), физика становится релятивистской (любая физическая картина мира относительна и связана с определенной системой отсчета). 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. Космологические модели Вселенной

       Одной из основных концепций современного естествознания является учение о Вселенной  как едином целом и обо всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого - космология.

       Выводы  космологии основываются и на законах  физики, и на данных наблюдательной астрономии. Как любая наука, космология в своей структуре кроме эмпирического и теоретического уровней имеет также уровень философских предпосылок, философских оснований.

       Так, в основании современной космологии лежит предположение о том, что  законы природы, 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. Это предположение об устойчивости законов природы в пространстве и времени относится к уровню философских оснований современной космологии.

       Большой Взрыв – начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

       Примерно 15 миллиардов лет назад, в гигантском взрыве началась Вселенная – горячий  Большой взрыв! Её последующая эволюция от одной сотой секунды до сегодняшнего дня может быть надежно описана моделью Большого взрыва. Эта модель включает расширение Вселенной, возникновение легких элементов и реликтовое излучение от первоначального ядра, а также общие контуры понимания формирования галактик и других крупномасштабных структур. Фактически, модель Большого взрыва в настоящее время является настолько хорошо подтвержденной, что её называют стандартной космологией.

       Согласно  космологической модели Фридмана –  Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – около 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечную плотность и температуру – такое состояние называют сингулярностью.

       Согласно  общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной.

       По  мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность  материи в ней падает. С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной.

       Чтобы избежать катастрофической сингулярности  в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

       Изучая  процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи.

       Физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли  формироваться при температуре  порядка 1012 К, когда гигантская плотность  излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

       Согласно  другой точке зрения, количество типов  массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность  в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

       После первой миллисекунды расширения Вселенной  сильное (ядерное) взаимодействие перестало  играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения температура излучения понизилась примерно до 1010 К, лептонные пары перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали; остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.

       Следующая фаза расширения – фотонная эра – характеризуется абсолютным преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты, но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец, сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое (реликтовое) радиоизлучение.

       Первое  подтверждение факта взрыва пришло в 1964 году, когда американские радиоастрономы Р. Вильсон и А. Пензиас обнаружили реликтовое электромагнитное излучение с температурой около 3° по шкале Кельвина (–270°С). Именно это открытие, неожиданное для ученых, убедило их в том, что Большой взрыв действительно имел место и поначалу Вселенная была очень горячей. Теория Большого взрыва позволила объяснить множество проблем, стоявших перед космологией. Но, к сожалению, а может, и к счастью, она же поставила и ряд новых вопросов.

       Все это указывало на то, что теория Большого взрыва неполна. Долгое время казалось, что продвинуться далее уже невозможно. Только четверть века назад благодаря работам российских физиков Э. Глинера и А. Старобинского, а также американца А. Гуса было описано новое явление – сверх-быстрое инфляционное расширение Вселенной.

       Вопрос  о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует  человека. Но только в XX веке, после  обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу проясняться.

       Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва. Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой. Созданная в конце XX века инфляционная теория появления нашего мира позволила существенно продвинуться в разрешении этих вопросов, и общая картина первых мгновений Вселенной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа.

       Стандартная модель расширяющейся Вселенной.

       Вселенная началась около 15 миллиардов лет назад  в яростном взрыве; в ранней сверхплотной фазе каждая частица бросилась прочь  от каждой другой частицы. Тот факт, что галактики удаляются от нас  во всех направлениях, является следствием этого начального взрыва, и он является первым обнаруженным Хабблом наблюдательным открытием.

       Сегодня существуют прекрасные доказательства закона Хаббла, который утверждает, что скорость удаления v галактики  пропорциональна расстоянию от нас  до неё d , то есть, v = Hd, где H есть постоянная Хаббла. Мысленное продолжение траекторий галактик назад во времени показывает, что они сходятся в состояние с высокой плотностью – первоначальное ядро.

       Коперниковский  или космологический принцип  утверждает, что

       Вселенная одинакова во всех направлениях и  в любой точке пространства. Это  приводит к заключению, что наше положение во Вселенной – по отношению к очень большим масштабам – ни в коей мере не является особенным.

       Для такого утверждения существуют значительные наблюдательные основания, включая измеренные распределения галактик и слабых радиоисточников, хотя наилучшим доказательством является практически совершенная однородность реликтового космического микроволнового фонового излучения. Это означает, что любой наблюдатель, находящийся где-угодно во Вселенной будет наслаждаться во многом такими же видами, что и мы, включая наблюдение, что галактики удаляются от него.

       Наиболее  общепринятой в космологии является модель однородной изотропной нестационарной горячей расширяющейся Вселенной, построенная на основе общей теории относительности и релятивистской теории тяготения, созданной Альбертом Эйнштейном в 1916 году. В основе этой модели лежат два предположения:

       1) свойства Вселенной одинаковы  во всех ее точках (однородность) и направлениях (изотропность);

       2) наилучшим известным описанием  гравитационного поля являются  уравнения Эйнштейна. Из этого  следует так называемая кривизна  пространства и связь кривизны  с плотностью массы (энергии). Космология, основанная на этих постулатах, – релятивистская.

       Важным  пунктом данной модели является ее нестационарность. Это определяется двумя постулатами теории относительности:

       1) принципом относительности, гласящим, что во всех инерциональных  системах все законы сохраняются вне зависимости от того, с какими скоростями, равномерно и прямолинейно движутся эти системы друг относительно друга;

       2) экспериментально подтвержденным  постоянством скорости света. 

       Из  принятия теории относительности вытекало в качестве следствия (первым это заметил А.А. Фридман в 1922 году), что искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расширяться, или сжиматься. На этот вывод не было обращено внимания вплоть до открытия американским астрономом Эдвином Хабблом в 1929 году так называемого «красного смещения».