Теория большого взрыва

 

Федеральное агентство по образованию Российской Федерации

Государственное образовательное  учреждение

высшего профессионального  образования

 

Факультет психологии

Кафедра философии и религиоведения

 

 

ТЕОРИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА

 

 

Реферат

 

по дисциплине  Концепция современного естествознания

 

 

Студента ___ курса,

___ группы

отделения религиоведения

(заочного отделения)

 

Научный руководитель:

ученая степень, звание

________________________

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Содержание

Введение……………………………………………………………………………………..2

§1. Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной…………………………………………………………………………………...3

1. Проблема начальной сингулярности
2. Дальнейшая эволюция Вселенной

§2. История развития представлений о Большом Взрыве

   2.1 Дважды альтернативный  стандарт

§3. Критика теории Большого взрыва

Заключение

Список литературы

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Вначале Вселенная была расширяющимся  сгустком пустоты. Его распад привел к Большому взрыву, в огнедышащей  плазме которого ковались первые химические элементы. Потом гравитация миллионы лет сжимала остывающие газовые облака. Зажглись первые звезды, высветив Вселенную с триллионами бледных галактик... Эта картина мира, поддержанная величайшими астрономическими открытиями XX века, стоит на твердом теоретическом фундаменте. Но есть специалисты, которые считают эту теорию несостоятельной. Они упорно ищут в ней слабые места, надеясь, что на смену нынешней придет иная космология.

Все это обосновывает актуальность темы данного реферата. Для раскрытия  вопросов, касающихся теории Большого Взрыва, необходимо достичь следующих  целей:

1. ознакомиться с современным представлением теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной;
2. проследить историю развития представлений о Большом Взрыве;
3. разобраться с критикой рассматриваемой теории
4. сделать соответствующие выводы относительно состоятельности теории Большого Взрыва и ее будущего.

Для достижения поставленных целей, необходимо выполнить ряд  задач:

1. дать определение понятию «Большой Взрыв»;
2. изучить суть теории Большого взрыва;
3. рассмотреть дальнейшее развитие теории под воздействием взглядов различных ученых;
4. выделить проблемы теории Большого Взрыва и возможные пути их решения;
5. на основании изученного материала сделать выводы относительно дальнейшего формирования картины мира.

 

§1. Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной

 

Большо́й взрыв (англ. BigBang) — космологическая модель, описывающая  раннее развитие Вселенной[1], а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно автоматически  сочетают теорию Большого взрыва и  модель горячей Вселенной, но эти  концепции независимы. Исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и будем рассматривать далее.

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная  возникла 13,7 ± 0,13 млрд. лет назад[2][3][4] из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10−35 секунд после наступления Планковской  эпохи (Планковское время — 10−43 секунд после Большого взрыва, в  это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных  взаимодействий) фазовый переход  вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической  инфляции. После окончания этого  периода строительный материал Вселенной  представлял собой кварк-глюоннуюплазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход – бариогенезис. Здесь кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры  привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил  и элементарных частиц в их современной  форме. После чего наступила эпоха  нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего  падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала  доминирующей силой. Через 380 тысяч  лет после Большого взрыва температура  снизилась настолько, что стало  возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации  и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии). После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

 

1.1 Проблема начальной  сингулярности

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени  приводит, при использовании общей  теории относительности и некоторых  других альтернативных теорий гравитации, к бесконечной плотности и  температуре в конечный момент времени  в прошлом. Размеры Вселенной  тогда равнялись нулю — она  была сжата в точку. Это состояние  называется космологической сингулярностью. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана, в числе прочих теорем о сингулярностях, Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-х годов.

Теория Большого взрыва не дает никакой возможности говорить о чем-либо, что предшествовало этому моменту (потому что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость, при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва). Это свидетельствует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности.

Насколько близко к сингулярности  можно экстраполировать известную  физику, является предметом научных  дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать  известными методами нельзя. Проблема существования сингулярности в  данной теории является одним из стимулов построения квантовой и других альтернативных теорий гравитации, которые стараются  разрешить эту проблему.

 

1.2 Дальнейшая  эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит  от экспериментально измеримого параметра  — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность  не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная  будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс  расширения когда-нибудь остановится  и начнется обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности еще недостаточно надежны.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные ее положения обоснованы надежными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределенность на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

 

§2. История развития представлений о Большом Взрыве

 

В начале 1920-х годов петербургский ученый Александр Фридман, предположив для простоты, что вещество однородно заполняет все пространство, нашел решение уравнений общей теории относительности (ОТО), описывающих нестационарную расширяющуюся Вселенную. Даже Эйнштейн не воспринял это открытие всерьез, считая, что Вселенная должна быть вечной и неизменной. Чтобы описать такую Вселенную, он даже ввел в уравнения ОТО особый «антигравитационный» лямбда-член. Фридман вскоре умер, и его решение было забыто. Например, Эдвин Хаббл, работавший на крупнейшем в мире 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вильсон, ничего не слышал об этих идеях.

К 1929 году Хаббл измерил  расстояния до нескольких десятков галактик и, сопоставив их с ранее полученными  спектрами, неожиданно обнаружил, что  чем дальше находится галактика, тем сильнее смещены в красную  сторону ее спектральные линии. Проще  всего было объяснить красное  смещение эффектом Доплера. Но тогда  получалось, что все галактики  быстро удаляются от нас. Это было так странно, что астроном Фриц Цвикки выдвинул весьма смелую гипотезу «усталого  света», согласно которой это не галактики удаляются от нас, а  кванты света в ходе долгого путешествия  испытывают некое сопротивление  своему движению, постепенно теряют энергию  и краснеют.

Позднее вспомнили идею расширения пространства, и оказалось, что в эту странную забытую теорию хорошо укладываются новые наблюдения. По модели Фридмана было видно и то, что происхождение красного смещения в ней выглядит очень похожим на обычный эффект Доплера: даже сегодня не все астрономы понимают, что «разбегание» галактик в пространстве совсем не то же самое, что расширение самого пространства с «вмороженными» в него галактиками.

Гипотеза «усталого света» была признана несостоятельной к концу 1930-х годов, когда физики отметили, что фотон теряет энергию, лишь взаимодействуя с другими частицами, и при этом обязательно хоть немного меняется направление его движения. Так что изображения далеких галактик в модели «усталого света» должны расплываться, как в тумане, а они видны вполне четко. В итоге, еще недавно альтернативная общепринятым представлениям фридмановская модель Вселенной завоевала всеобщее внимание. (Впрочем, сам Хаббл до конца жизни, в 1953 году, допускал, что расширение пространства может быть лишь кажущимся эффектом).

 

2.1. Дважды альтернативный стандарт

Но раз Вселенная расширяется, значит, раньше она была плотнее. Мысленно обращая вспять ее эволюцию, ученик Фридмана физик-ядерщик Георгий Гамов сделал вывод, что ранняя Вселенная была столь горячей, что в ней шли реакции термоядерного синтеза. Гамов попытался объяснить ими наблюдаемую распространенность химических элементов, но «сварить» в первичном котле ему удалось лишь несколько видов легких ядер. Получалось, что, помимо водорода, в мире должно быть 23—25% гелия, сотая доля процента дейтерия и миллиардная доля лития. Теорию синтеза более тяжелых элементов в звездах позднее разработал со своими коллегами конкурент Гамова — астрофизик Фред Хойл.

В 1948 году Гамов также  предсказал, что от раскаленной Вселенной  должен сохраниться наблюдаемый  след — остывшее микроволновое излучение  с температурой несколько градусов Кельвина, идущее со всех сторон на небе. Предсказание Гамова повторило судьбу модели Фридмана: его излучение никто не спешил искать. К тому же в ней усматривали параллели с божественным творением, от которого многие ученые дистанцировались. В итоге, Гамов забросил космологию и переключился на зарождавшуюся в то время генетику.

Популярность же в 1950-х  годах завоевала новая версия теории стационарной Вселенной, разработанная  все тем же Фредом Хойлом совместно  с астрофизиком Томасом Голдом и  математиком Германом Бонди. Под  давлением открытия Хаббла они признали расширение Вселенной, но не ее эволюцию. По их теории, расширение пространства сопровождается спонтанным рождением  атомов водорода, так что средняя  плотность Вселенной остается неизменной. Это, конечно, нарушение закона сохранения энергии, но крайне незначительное —  не больше одного атома водорода в  миллиард лет на кубометр пространства. Хойл назвал свою модель «теорией непрерывного творения» и ввел специальное  С-поле (от англ. creation — творение) с  отрицательным давлением, которое  заставляло Вселенную раздуваться, поддерживая при этом постоянную плотность материи. Образование  же всех элементов, в том числе  легких, Хойл объяснял термоядерными  процессами в звездах.

Предсказанный Гамовым космический  микроволновый фон случайно заметили почти 20 лет спустя. Его первооткрыватели получили Нобелевскую премию, а горячая  Вселенная Фридмана — Гамова быстро вытеснила конкурирующие гипотезы. Хойл, правда, не сдавался и, защищая  свою теорию, утверждал, что микроволновый  фон порожден далекими звездами, свет которых рассеивается и переизлучается космической пылью. Но тогда свечение неба должно быть пятнистым, а оно  почти идеально однородно. Постепенно накапливались и данные по химическому  составу звезд и космических  облаков, которые тоже согласовывались  с гамовской моделью первичногонуклеосинтеза.