4.2 Модель Фридмана. Два варианта развития Вселенной

Вселенная Фридмана -- одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Модель Фридмана описывает однородную изотропную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.

Нестационарность Вселенной была подтверждена открытием зависимости красного смещения галактик от расстояния. Независимо от Фридмана, описываемую модель позднее разрабатывали Леметр, Робертсон и Уокер, поэтому решение полевых уравнений Эйнштейна, описывающее однородную изотропную Вселенную с постоянной кривизной, называют моделью Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера.

Теорию Большого Взрыва предложили в 20-х годах нашего века ученые Фридман и Леметр, в сороковых годах ее дополнил и переработал Гамов. Согласно этой теории, когда-то давным-давно наша Вселенная представляла собой бесконечно малый сгусток, сверхплотный и раскаленный до немыслимых температур. Это нестабильное образование внезапно взорвалось, пространство быстро расширилось, а температура разлетающихся частиц, обладающих высокой энергией, начала снижаться. Примерно после первого миллиона лет атомы двух самых легких элементов, водорода и гелия, стали стабильными. Под действием сил притяжения начали концентрироваться облака материи. В результате сформировались галактики, звезды и другие небесные тела. Звезды старели, взрывались сверхновые, после чего появлялись более тяжелые элементы. Они формировали звезды более позднего поколения, такие, как наше Солнце.

В 1922 г. советский математик А. А. Фридман, анализируя уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришёл к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии -- она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позже на неё обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привёл к поиску так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем

Билет № 5

1.Критерии научности.

1.Теория "горячей" Вселенной г.А. Гамова..

1)Критерии научности – совокупность признаков, специфицирующих научное знание; ряд требований, которым наука должна удовлетворять.

-Истинность. Нельзя отождествлять научность и истинность. Ильин выделил в науке три элемента: наука переднего края, предназначенная для проигрывания альтернатив (творческий поиск, гипотезы); твёрдое ядро науки -- непроблематизируемый пласт знаний, выступающий фундаментом; история науки -- вытесненное за пределы науки (морально устаревшее) знание, возможно, не окончательно. Только ядро образовано из истинного знания, однако и ядро претерпевает изменения (научные революции). Абсолютного истинного знания в науке не существует.

-Проблемность: наука-- попытка решения проблемных ситуаций. Историк Коллингвуд: всякая наука начинается с сознания незнания.

-Обоснованность. Нельзя абсолютизировать обоснованность: не каждое высказывание должно быть доказано; наука опирается на ненаучные предпосылки, которые принимаются без доказательства. С течением времени очевидность этих предпосылок может измениться; тогда происходит пересмотр предпосылок (пример -- возникновение квантовой механики).

-Интерсубъективная проверяемость. Научное знание считается обоснованным, если существует принципиальная возможность его проверки всем сообществом.

-Системность: научное знание должно быть логически организовано.

-Прогрессизм: научное знание должно самосовершенствоваться. К искусству это требование не применимо -- могут одновременно существовать несколько направлений (например, реализм и сюрреализм).

2)Теория горячей Вселенной. По этим представлениям с небольшими модификациями Вселенная сначала представляла из себя одну сингулярную точку, которая по неизвестной причине «взорвалась», получив колоссальный импульс энергии, в результате чего появилась очень горячая Вселенная (Гамов, 1948), заполненная фундаментальными элементарными частицами, разлетающимися в разные стороны рис. 49).

Гипотеза Г. А. Гамова о «горячей вселенной» построена на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения (реликтовое излучение ^[42}). Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется (сильно охлаждённым) и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна была лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К (сегодня определено как 2,725 К ^[60]).

В дальнейшем, по мере расширения Вселенной она остывала и элементарные частицы взаимодействовали между собой, образуя ансамбли в виде вторичных, третичных и т.д., элементарных частиц и элементов атомов (барио- и нуклеогенез) водорода и гелия, из которых затем, путем сгущений, образовались первичные звезды и их скопления – галактики.

Однако принятию стандартной модели горячей Вселенной мешают:

· крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, потому что ε = ρс² (где: ε – плотность энергии во Вселенной, ρ – средняя плотность Вселенной и с – скорость света),

· необъяснимая крупномасштабная однородность Вселенной, потому что в первый миг (планковское время около 10^-43 сек) после Большого Взрыва размер причинно-связанных областе пространства был порядка 10^-33см,, т.е. в этой начальной Вселенной содержалось около 10⁹⁰ таких планковских областей, причинная связь между которыми отсутствовала и это должно было дать высокую степень анизотропности реликтового излучения, что противоречит опыту,

· для образования крупномасштабной структуры Вселенной (сверхскопления галактик – скопления галактик – галактики) требуется вполне определенная амплитуда и форма спектра первичных возмущений, для объяснения которых приходится вводить необоснованные постулаты,

· проблема плоской Вселенной, которая возникает потому, что Вселенная расширяется и отклонение плотности Вселенной от критической должно увеличиваться и для объяснения наблюдаемой нулевой кривизны пространства Вселенной следует предположить, что в планковскую эпоху это отклонение не превышало 10^-60.

Билет № 6