12.2. модели вселенной

12.2. Естественнонаучные аспекты моделей Вселенной [10, 26]]
Современная космология, как отмечено выше, представляет собой астрофизическую теорию
Вселенной, основанную на естественнонаучных представлениях о структуре вещества и поля. Основу космологии составляют: астрономические исследования Галактики и других звездных систем, общая теория относительности, физика микропроцессов, физика высоких энергий, релятивистская термодинамика и ряд новейших физических теорий.
Космология сегодня является, пожалуй, самой фундаментальной из всех наук. Очевидно, трудно
найти образованного человека, который бы время от времени не задумывался о происхождении
всего сущего. Именно поэтому космология берет свое начало в неопределённой глубине веков, в
частности, в древнегреческой мифологии, где очень подробно и достаточно систематизировано
повествуется о сотворении мира и его устройстве.
Религии всех времён и народов в основе своей, как правило, имели тот или иной космологический миф. Похоже, что вопросы, интересовавшие древних, являются «вечными». Они возникают,
рождают гипотезы, гипотезы подтверждаются или опровергаются наукой, преимущественно астрономией, физикой, химией и биологией.
Главным итогом античной космологии стала геоцентрическая концепция Аристотеля − Птолемея, просуществовавшая, благодаря стараниям церкви в течение всего Средневековья. С приходом Нового времени религия, и философия уступили свое авторство в создании космологических
моделей науке, которая стараниями Ньютона, Галилея, Коперника и многих других мифологическую основу успешно меняла на материалистические модели, гипотезы и теории.
Отсутствие сведений о Вселенной на ранних этапах развития космологии заменялось методологической установкой, предполагающей, что на уровнях мегамира, макромира и микромира действуют одни и те же законы. Различия могут быть лишь в масштабах. Ведь считалось же на определённых стадиях атомной теории, что ядро и электроны образуют систему, подобную планетарной.
Почему бы это свойство ни считать универсальным?
Английский физик Фурнье Дальб предложил в 1911 году модель Вселенной чем-то похожей на
матрешку. Вселенные, по теории Дальба существуют одна в другой, меньшие внутри больших, и в
их устройстве проявляются одни и те же правила и законы. Основываясь на модели атома Резерфорда, сторонники этой теории в своих фантазиях предполагали, что ядро атома это солнце, а
электроны планеты, на которых даже могут жить люди. При такой постанове задачи, нет никаких
гарантий, что наш Мир не является элементарной частицей в масштабах Мегамира. Действительно, а почему бы и нет? Романтично, материально и не противоречит основным религиозным догмам. А самое главное, Вселенная при такой постановке вопросов представляет собой бесконечную
совокупность одинаковых предметов, т.е. Вселенная, представляется абсолютно познаваемой.
Реальный Мир оказался более непредсказуем и разнообразен, причём, масштабные переходы,
как правило, сопровождаются коренными изменениями теорий, методов и средств. Астрономические данные и результаты исследования структуры материи пока не позволяют применять единые
теории ко всем без исключения объектам Вселенной.
Главным революционером научной космологии можно считать Николая Коперника (14731543), который, вопреки обласканной церковью теории Аристотеля Птолемея, поместил Солнце в
центр Вселенной, чем низвел Землю до положения рядовой планеты Солнечной системы [28]. Святая инквизиция, особенно в «цивилизованной» Европе доказывала несостоятельность гелиоцентрической системы Мира старым испытанным способом. Сторонники новой теории объявлялись
еретиками и публично, при стечении охочего до зрелищ народа, сжигались на кострах. Как сказал
В.С. Высоцкий «..Но ясновидцев, впрочем как и очевидцев, во все века сжигали люди на кострах».
Теория Коперника, подержанная Галилеем, была далека от законченности. По его убеждению,
за орбитами пяти известных в то время планет располагалась сфера неподвижных звезд. Звезды на
этой сфере считались равноудаленными от Солнца, а природа их была неясной.
Будучи продуктом своего времени, Коперник зарезервировал в своём Мире и место для Всевышнего. Он полагал, что за сферой неподвижных звезд находится «эмпирей», или «жилище блаженных» место, где обитают сверхъестественные тела и существа.
76
Джордано Бруно (1548-1600) итальянский естествоиспытатель, мыслитель, материалист и атеист, развивая дальше идеи Коперника, вынужден был постоянно перемещаться по Европе, уклоняясь от встречи с ревнителями чистой веры. В Оксфорде Бруно участвовал в нескольких публичных
диспутах с теологами и схоластами. Прошибить их невежество не удалось, после чего Джордано
Бруно публикует систему своих космологических взглядов в работах «Пир на пепле» (1584) и «О
бесконечности, вселенной и мирах» (1585). В этих сочинениях звезды представлялись далекими
солнцами, согревающими бесчисленные планеты других планетных систем.
Бруно считал глупцом того, кто мог думать, что бескрайние Миры, плавающие в беспредельном пространстве, лишены живых существ. Он полагал Вселенную бесконечной, состоящей из
бесконечного числа Миров. Идеи Бруно намного обогнали его век, но, к сожалению, смелая теория не была подтверждена экспериментальными фактами или хотя бы соответствующими наблюдениями.
В 1609 г. Галилео Галилей (1464 – 1642) в Падуе внимательно присмотрелся, к изобретенной в
Голландии зрительной трубе и превратил её в телескоп. Первый телескоп Галилея давал 3-кратное
увеличение, но даже этого хватило, чтобы увидеть в небе то, что до сих пор оставалось скрытым
для невооруженного глаза. Ландшафт Луны, спутники Юпитера, смена фаз Венеры и множество
невиданных ранее звёзд убедили Галилея в бесчисленности Миров.
Темные пятна, обнаруженные Галилеем на Солнце, опровергали учение Аристотеля и других
древних философов о неприкосновенной чистоте небес. Небесные тела оказались похожими на
Землю, и это сходство земного и небесного заставляло постепенно отказаться от ошибочного
представления о Солнце как центре всего Мироздания.
Потом были Иоганн Кеплер (1571-1630) и Исаак Ньютон (1642-1727), которые космологии
придали количественный характер. Законы движения небесных тел получили физикоматематическую трактовку. Законы Ньютона и Кеплера подвели итог первому этапу развития космологии. Классическая модель Вселенной предполагала бесконечность Вселенной в пространстве
и времени, иными словами, вечной.
Бесконечности Вселенной в пространстве соответствовала ее вечность во времени. Сейчас,
миллиард лет назад, миллиарды лет в будущем она останется, в сущности, неизменной. Идея бесконечности Вселенной бесконечности привела к ряду парадоксов.
Если в бесконечной Вселенной существует бесчисленное множество звезд и они распределены
в пространстве равномерно, то тогда по любому направлению взгляд земного наблюдателя непременно натыкался бы на какую-нибудь звезду. Легко подсчитать, что небосвод, сплошь усеянный
звездами, имел бы такую поверхностную яркость, что даже Солнце на его фоне казалось бы черным пятном.
Наряду с фотометрическим и гравитационным парадоксами был обнаружен ещё и термодинамический парадокс.
Второй закон термодинамики, открытый в прошлом веке англичанином У. Кельвином и немецким физиком Р. Клаузиусом ввёл в рассмотрение новую функцию состояния системы энтропию S [23]
dQ
dS =
(12.10)
T
количественно определила процесс и направление преобразования всех видов энергии в Мире.
Ещё в 1885г. профессор Боннского университета Р. Клаузиус в небольшой брошюре « О запасах энергии в природе и пользовании ими для нашего блага» озабоченно говорил: «Из земли добывается угля столько, сколько может быть только добыто при помощи всех технических средств.
Между тем, число железных дорог, пароходов и заводов, поглощающих массу угля, возрастает с
ужасающей быстротой, поэтому невольно появляется вопрос: что же предстоит человечеству в
будущем, когда весь запас угля будет израсходован. Наступление подобного кризиса не относится
к бесконечно далёкому времени, а к такому, что для жизни народов может оказаться совершенно
ничтожным». Клаузиус не предполагал, что, разобравшись с запасами угля, человечество, не задумываясь о последствиях, примется за нефть и газ. Грозная тень царицы мира начала шествие по
планете.
Используя термометры разной конструкции можно определить температуру любого тела,
правда, это будет температура именно термометра, всякий термометр показывает собственную
температуру. Научившись запросто измерять температуру, физики долгое время не могли ответить
на риторический вопрос: «Как температура связана с количеством тепла?» Достаточно трудно
77
было догадаться, что у температуры есть сопряжённая с ней величина энтропия, увеличение которой, будучи умноженное на температуру, как раз и даёт количество тепла, полученного телом.
Понятие энтропии введено в 1865 г. Клаузиусом, 28 летним доцентом Артиллерийской школы,
чисто теоретическим путём, при попытке выяснить глубокий смысл, незаслуженно забытых работ
Сади Карно. Дело в том, что прибора для измерения энтропии не существует. Нельзя, например,
взять два сосуда с разными газами и сказать, какой из них обладает большей энтропией.
После открытия Клаузиуса стало понятно, почему достаточно трудно понять связь между теплом и температурой. Оказалось, некорректно говорить о количестве тепла в теле, это не имеет
смысла. Тепло может трансформироваться в работу, создаваться при всякого рода сопротивлениях, никакой тенденции к сохранению не просматривается.
В тоже время, понятие тепла переданного или полученного имеет вполне определённый смысл.
Тепло, таким образом, может передаваться, но не может сохраняться. Сохраняющейся величиной
оказалась совсем иная, о которой никто не подозревал, это была энтропия.
Величина δQ T называется иногда приведённым количеством теплоты. Соотношение (12.10)
можно распространить на общий случай, опираясь на тот факт, что при любом обратимом круговом процессе приведённое количество тепла равно нулю т.е.
δQ
(12.11)
∫ T = 0.
Равенство нулю интеграла (12.11) взятого по замкнутому контуру, означает, что подынтегральное выражение представляет собой полный дифференциал некоторой функции, которая определяется только состоянием системы и не зависит от пути, которым система пришла в данное
состояние, т.е.
δQ
dS =
,
(12.12)
T
является функцией состояния и называется энтропией.
Оказалось, что при всех превращениях, различные виды энергии, в конечном счете, переходят в
тепло, которое, будучи предоставлено самому себе, стремится к состоянию термодинамического
равновесия, то есть, рассеивается в пространстве
2
dQ
ΔS = S1 − S2 = ∫
≥ 0.
(12.13)
T
1
На бытовом уровне этот закон очевиден и прост. Чашка горячего чая, оставленная на столе со
временем остывает, и её температура становится равной температуре окружающей среды.
Применительно к Вселенной этот закон предполагал катастрофические последствия. Так как
процесс рассеяния тепла необратим, то рано или поздно все звезды погаснут, все активные процессы в Природе прекратятся, и Вселенная превратится в пространство с постоянной, достаточно
низкой для существования жизни температурой, буквально несколько Кельвинов. Наступит «тепловая смерть Вселенной». Вот так!
Шоковое впечатление, произведенное на просвещённое человечество прошлого века вторым началом термодинамики, было особенно сильно еще и потому, что все помнили о чашке чая, оставленной на столе. В окружающей нас Природе они не видели фактов, его опровергающих. Наоборот,
все, казалось, подтверждало мрачные прогнозы Клаузиуса.
На опровержение второго начала термодинамики были брошены лучшие силы всех материалистически мыслящих ученых. В 1895 г. Людвиг Больцман предложил свою вероятностную трактовку термодинамического закона. В соответствии с его гипотезой, возрастание энтропии происходит
потому, что состояние беспорядка всегда более вероятно, чем состояние порядка. Но это совсем не
означает, что процессы, сопровождаемые уменьшением энтропии, невозможны. Они в принципе
возможны, хотя и крайне маловероятны. В этой связи всегда вспоминают про обезьяну за клавиатурой компьютера, которая, в принципе, может набрать текст первой главы Евгения Онегина. Однако вероятность этого события настолько мала, что говорить о нём серьёзно не имеет смысла.
Три космологических парадокса: фотометрический, гравитационный и термодинамический
заставили ученых серьезно усомниться в бесконечности и вечности Вселенной. Именно они заставили А. Эйнштейна в 1917г. выступить с гипотезой о конечной, но безграничной Вселенной.
Эйнштейн доказал, что мировое пространство замкнуто и представляет собой четырехмерную
псевдосферу (Рис.12.3), для которой верна не привычная геометрия Евклида, а геометрия Лобачевского Римана.
78
В 1922 г., отечественный учёный Александр Фридман, как уже упоминалось ранее, на основании строгих расчетов показал, что модель Вселенной Эйнштейна не может быть стационарной,
неизменной. Вселенная непременно должна расширяться, причем речь идет о расширении самого
пространства, то есть об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.
Ознакомившись с теорией Фридмана, Эйнштейн затопал ногами, идеи показалась маститому учёному необоснованными. Но, прочитав работу с карандашом, Эйнштейн был вынужден публично
признать, что мы живем в расширяющейся Вселенной.
Доказательства в пользу модели расширяющейся Вселенной не заставили себя долго ждать. В
1926 г., американский астроном Э. Хаббл открыл при исследовании спектров далеких галактик
красное смещение спектральных линий свете далёких космических объектов. Явление было истолковано как следствие эффекта Доплера
1− v c
ν = ν0
,
(12.14)
1+ v c
т.е. как изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника излучения и наблюдателя по отношению друг к другу) удаление галактик друг от друга со скоростью v, которая
возрастает с расстоянием. По последним измерениям, это увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек.
Зельдович и Новиков, уже в наши дни, уточнили величины, характеризующие скорость расширения Вселенной и рассмотрели различные варианты, в зависимости от средней плотности вещества
в мировом пространстве. Наиболее вероятны три варианта развития событий – расширение, стационарность и сжатие Вселенной. По какому из них идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества. Это отношение
можно свести к отношению плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества.
Если ρ ρкр < 1 , то процесс расширения носит необратимый характер.
Если же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие ρ ρкр > 1 , то
темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью). Для наблюдателя сигналом перехода от расширения к сжатию станет
смена красного смещения линий химических элементов в спектрах удаленных галактик на фиолетовое смещение. Такой вариант модели назван «закрытой Вселенной».
В случае, когда силы гравитации точно равны кинетическим силам, то есть когда ρ ρкр = 1 ,
расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Кстати, не исключён вариант и пульсации Вселенной, тория это допускает.
На основании современных астрономических данных средняя плотность вещества во Вселенной близка к критическому значению. Период расширения Вселенной должен быть не меньше 10
млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся
Вселенной считают 15 млрд. лет.
Следует отметить, что красное смещение может и не быть следствием эффекта Доплера. Изменение «цвета» фотонов может происходить по причине уменьшения его энергии ε f = hν при движении их в течение многих миллионов лет в межгалактическом пространстве. Это может происходить, в частности, в результате взаимодействия с гравитационными или иными полями.
Для современного естествознания взаимодействие излучения с материей представляется пока,
в определённой степени, феноменом.
79