Kiinteän maailmankaikkeuden mallit. Universumin ainutlaatuisuus ei salli esitettyjen hypoteesien kokeellista todentamista ja nostamista teorioiden tasolle, joten universumin kehitystä voidaan tarkastella vain mallien puitteissa.

Klassisen mekaniikan luomisen jälkeen tieteellinen maailmankuva perustui newtonilaisiin käsityksiin tilasta, ajasta ja painovoimasta ja kuvasi ajan vakiota, ts. Luojan luoma kiinteä, ääretön universumi.

1900-luvulla uusi teoreettinen perusta on syntynyt uusien kosmologisten mallien luomiselle.

Ensinnäkin on mainittava kosmologinen postulaatti, jonka mukaan rajallisessa osassa maailmankaikkeutta vahvistetut fysikaaliset lait ovat voimassa koko universumissa. Lisäksi maailmankaikkeuden aineen laajamittaisen jakautumisen homogeenisuutta ja isotropiaa pidetään aksioomana. Tässä tapauksessa evoluutiomallin tulee vastata ns. antrooppista periaatetta, ts. antaa mahdollisuuden tarkkailijan (järkevän henkilön) esiintymiseen tietyssä kehitysvaiheessa.

Koska painovoima määrää massojen vuorovaikutuksen suurilla etäisyyksillä, on 1900-luvun kosmologian teoreettinen ydin. tuli relativistinen painovoima- ja aika-avarusteoria - yleinen suhteellisuusteoria. Tämän teorian mukaan aineen jakautuminen ja liike määräävät aika-avaruuden geometriset ominaisuudet ja samalla itse ovat niistä riippuvaisia. Gravitaatiokenttä ilmenee aika-avaruuden "kaarevuutena". Einsteinin ensimmäisessä kosmologisessa mallissa, joka luotiin yleisen suhteellisuusteorian perusteella vuonna 1916, universumi on myös paikallaan. Se on rajaton, mutta suljettu ja sillä on rajalliset mitat. Avaruus sulkeutuu itsestään.

Friedmanin mallit ei-stationaarisesta universumista. Einsteinin malli paikallaan olevasta universumista kumottiin venäläisen tiedemiehen A.A. Friedman (1888 - 1925), joka osoitti vuonna 1922, että kaareva tila ei voi olla paikallaan: sen täytyy joko laajentua tai supistua. Kolme erilaista mallia universumin kaarevuussäteen muutoksista on mahdollista riippuen siinä olevan aineen keskimääräisestä tiheydestä, ja kahdessa niistä universumi laajenee äärettömästi ja kolmannessa kaarevuussäde muuttuu ajoittain (universumi sykkii).

Vaikka E. Hubblen löytö galaksien poistumisnopeuden riippuvuuden laista niiden etäisyydestä vahvisti maailmankaikkeuden laajenemisen, tällä hetkellä verrataan kokeellisesti arvioitua aineen tiheyttä tämän parametrin kriittiseen arvoon, joka määrittää siirtymisen laajentumisesta sykkiin, ei mahdollista yksiselitteistä skenaarion valitsemista jatkokehitystä varten. Nämä kaksi arvoa osoittautuivat läheisiksi, mutta kokeelliset tiedot eivät olleet tarpeeksi luotettavia.

Universumin laajeneminen on tällä hetkellä hyvin perusteltu ja yleisesti hyväksytty tosiasia, jonka avulla voimme arvioida maailmankaikkeuden ikää. Yleisimpien arvioiden mukaan se on 10 18 s (18 miljardia vuotta). Siksi nykyaikaiset mallit olettavat maailmankaikkeuden "alkua". Miten sen kehitys alkoi?

Kuuman universumin malli. Nykyaikaisten käsitysten perusta maailmankaikkeuden evoluution alkuvaiheista on "kuuma maailmankaikkeuden" tai "alkuräjähdyksen" malli, jonka perusta luotiin 1900-luvun 40-luvulla. Yhdysvalloissa työskentelevä venäläinen tiedemies G.A. Gammov (1904-1968). Tämän mallin yksinkertaisimmassa versiossa näyttää siltä, ​​​​että universumi syntyi spontaanisti räjähdyksen seurauksena supertiheästä ja superkuumasta tilasta, jossa on ääretön avaruuden kaarevuus (singulaarisuustila). Alkuperäisen singulaarisen tilan "kuumalle" on ominaista sähkömagneettisen säteilyn hallitseminen aineeseen nähden. Tämän vahvistaa amerikkalaisten astrofyysikkojen Penziasin (s. 1933) ja Wilsonin (s. 1936) vuonna 1965 tekemä kokeellinen löytö isotrooppisesta sähkömagneettisesta "jäännössäteilystä". Nykyaikaiset fysikaaliset teoriat mahdollistavat aineen kehityksen kuvaamisen ajanhetkestä alkaen t= 10 -43 s. Universumin evoluution alkuhetket ovat vielä fyysisen esteen takana. Alkaen vain hetkestä t= 10 -10 s alkuräjähdyksen jälkeen ajatuksemme aineen tilasta varhaisessa universumissa ja siinä tapahtuvista prosesseista voidaan testata kokeellisesti ja kuvata teoreettisesti.

Kun universumi laajenee, sen aineen tiheys pienenee ja lämpötila laskee. Tässä tapauksessa tapahtuu ainehiukkasten kvalitatiivisten muutosten prosesseja. 10 -10 sekunnin kohdalla aine koostuu vapaista kvarkeista, leptoneista ja fotoneista (katso osa III). Universumin jäähtyessä muodostuu hadroneja, minkä jälkeen ilmaantuu kevyiden alkuaineiden ytimiä - vedyn, heliumin ja litiumin isotooppeja. Heliumytimien synteesi pysähtyy tällä hetkellä t= 3 min. Vasta satojen tuhansien vuosien jälkeen ytimet yhdistyvät elektronien kanssa muodostaen vety- ja heliumatomeja, ja siitä hetkestä lähtien aine lakkaa olemasta vuorovaikutuksessa sähkömagneettisen säteilyn kanssa. "Reliktinen" säteily syntyi juuri tänä aikana. Kun maailmankaikkeuden koko oli noin 100 kertaa pienempi kuin nykyisellä aikakaudella, vety- ja heliumkaasun epähomogeenisuudesta syntyi kaasupaakkuja, jotka pirstoutuivat ja johtivat tähtien ja galaksien syntymiseen.

Kysymys maailmankaikkeuden yksinoikeudesta kosmologian kohteena on edelleen avoin. Yhdessä laajalle levinneen näkemyksen kanssa, jonka mukaan koko maailmankaikkeus on metagalaksimme, on päinvastainen mielipide, että maailmankaikkeus voi koostua monista metagalakseista, ja ajatus maailmankaikkeuden ainutlaatuisuudesta on historiallisesti suhteellinen, määräytyy tason mukaan. tieteestä ja käytännöstä.

Hypoteesi maailmankaikkeuden monilehtimallista

Sivuston kirjoittajan esipuhe: Sivuston "Tieto on valtaa" lukijoiden huomiolle tarjoamme katkelmia Andrei Dmitrievich Saharovin kirjan "Muistelmat" 29. luvusta. Akateemikko Saharov puhuu työstä kosmologian alalla, jonka hän suoritti sen jälkeen, kun hän alkoi osallistua aktiivisesti ihmisoikeustoimiin - erityisesti Gorkin maanpaossa. Tämä materiaali kiinnostaa epäilemättä aihetta "Universumi", jota käsitellään sivustomme tässä luvussa. Tutustumme hypoteesiin maailmankaikkeuden monilehtimallista sekä muihin kosmologian ja fysiikan ongelmiin. ...Ja tietysti muistetaan traagista lähimenneisyyttämme.

Akateemikko Andrei Dmitrievich SAKHAROV (1921-1989).

Moskovassa 70-luvulla ja Gorkyssa jatkoin yrityksiäni opiskella fysiikkaa ja kosmologiaa. Näiden vuosien aikana en pystynyt esittämään merkittävästi uusia ideoita, ja jatkoin niiden suuntausten kehittämistä, jotka jo esiteltiin 60-luvun teoksissani (ja kuvailtiin tämän kirjan ensimmäisessä osassa). Tämä on luultavasti useimmat tiedemiehet, kun he saavuttavat tietyn ikärajan. En kuitenkaan menetä toivoani, että ehkä jotain muuta "loistaa" minulle. Samalla minun on sanottava, että pelkkä tieteellisen prosessin seuraaminen, johon et itse osallistu, vaan tiedät mikä on mitä, tuo syvää sisäistä iloa. Tässä mielessä en ole "ahne".

Vuonna 1974 tein ja vuonna 1975 julkaisin artikkelin, jossa kehitin ajatusta gravitaatiokentän nolla-lagrangista sekä aiemmissa töissä käyttämiäni laskentamenetelmiä. Samalla kävi ilmi, että tulin Vladimir Aleksandrovich Fokin ja sitten Julian Schwingerin monta vuotta sitten ehdottamaan menetelmään. Kuitenkin päätelmäni ja itse rakentamispolku, menetelmät olivat täysin erilaisia. Valitettavasti en voinut lähettää töitäni Fokiin - hän kuoli juuri silloin.

Myöhemmin huomasin artikkelissani joitain virheitä. Se jätti selvittämättä kysymyksen siitä, antaako "indusoitu painovoima" (nykyaikainen termi termin "nolla Lagrangian" sijasta) oikean merkin gravitaatiovakiosta missään harkitsemissani vaihtoehdoissa.<...>

Kolme teosta - yksi ennen karkotustani ja kaksi karkotukseni jälkeen - on omistettu kosmologisille ongelmille. Ensimmäisessä artikkelissa käsittelen baryonien epäsymmetrian mekanismeja. Mielenkiintoisia ovat ehkä yleiset pohdinnat maailmankaikkeuden baryoniepäsymmetriaan johtavien reaktioiden kinetiikasta. Kuitenkin nimenomaan tässä työssä perustelen vanhan oletukseni puitteissa "yhdistetyn" säilymislain olemassaolosta (kvarkkien ja leptonien lukumäärien summa on säilynyt). Kirjoitin jo muistelmieni ensimmäisessä osassa, kuinka päädyin tähän ajatukseen ja miksi pidän sitä nyt vääränä. Kaiken kaikkiaan tämä työn osa näyttää minusta epäonnistuneelta. Pidän paljon enemmän siitä työstä, josta kirjoitan universumin monilehtinen malli . Tämä on oletus, että maailmankaikkeuden kosmologinen laajeneminen korvataan kompressiolla, sitten uusi laajeneminen siten, että puristumis-laajenemissyklit toistuvat äärettömän monta kertaa. Tällaiset kosmologiset mallit ovat jo pitkään herättäneet huomiota. Eri kirjoittajat kutsuivat niitä "sykkivä" tai "värähtelevä" maailmankaikkeuden mallit. Pidän termistä enemmän "Monilehtinen malli" . Se näyttää ilmeisemmältä, paremmin sopusoinnussa olemassaolon syklien toistuvan toistuvan suurenmoisen kuvan emotionaalisen ja filosofisen merkityksen kanssa.

Niin kauan kuin säilyminen oletettiin, monilehtinen malli kohtasi kuitenkin ylitsepääsemättömän vaikeuden, joka johtui yhdestä luonnon peruslaista - termodynamiikan toisesta säännöstä.

Vetäytyä. Termodynamiikassa otetaan käyttöön tietty kappaleiden tilan ominaisuus, ns. Isäni muisti kerran vanhan populaaritieteellisen kirjan nimeltä "Maailman kuningatar ja hänen varjonsa". (Valitettavasti unohdin, kuka tämän kirjan kirjoittaja on.) Kuningatar on tietysti energiaa ja varjo on entropia. Toisin kuin energialla, jolle on olemassa säilymislaki, entropialle termodynamiikan toinen pääsääntö vahvistaa kasvun (tarkemmin sanottuna ei-vähenemisen) lain. Prosesseja, joissa kappaleiden kokonaisentropia ei muutu, kutsutaan (pidetään) palautuviksi. Esimerkki palautuvasta prosessista on mekaaninen liike ilman kitkaa. Palautuvat prosessit ovat abstraktio, peruuttamattomien prosessien rajoittava tapaus, johon liittyy kappaleiden kokonaisentropian kasvu (kitkan, lämmönsiirron jne. aikana). Matemaattisesti entropia määritellään suureksi, jonka kasvu on yhtä suuri kuin lämmön sisäänvirtaus jaettuna absoluuttisella lämpötilalla (lisäksi oletetaan - tarkemmin sanottuna se seuraa yleisistä periaatteista - että entropia absoluuttisessa nollalämpötilassa ja tyhjiön entropia ovat yhtä suuret nollaan).

Numeerinen esimerkki selvyyden vuoksi. Tietty kappale, jonka lämpötila on 200 astetta, siirtää 400 kaloria lämmönvaihdon aikana toiseen kehoon, jonka lämpötila on 100 astetta. Ensimmäisen kappaleen entropia pieneni 400/200, ts. 2 yksiköllä ja toisen kappaleen entropia kasvoi 4 yksiköllä; Kokonaisentropia kasvoi 2 yksikköä toisen lain vaatimuksen mukaisesti. Huomaa, että tämä tulos on seurausta siitä, että lämpö siirtyy kuumemmasta kehosta kylmempään.

Kokonaisentropian kasvu epätasapainoisten prosessien aikana johtaa lopulta aineen kuumenemiseen. Käännytään kosmologiaan, monilehtisiin malleihin. Jos oletetaan, että baryonien lukumäärä on kiinteä, niin entropia baryonia kohti kasvaa loputtomasti. Aine lämpenee loputtomasti jokaisella syklillä, ts. universumin olosuhteet eivät toistu!

Vaikeus poistuu, jos hylkäämme baryonivarauksen säilymisen oletuksen ja katsomme vuodelta 1966 esittämäni ajatukseni ja monien muiden kirjoittajien sitä myöhemmän kehityksen mukaisesti, että baryonivaraus syntyy "entropiasta" (eli neutraalista kuumasta aineesta). maailmankaikkeuden kosmologisen laajenemisen alkuvaiheessa. Tässä tapauksessa muodostuneiden baryonien lukumäärä on verrannollinen entropiaan kullakin laajennus-puristusjaksolla, ts. olosuhteet aineen kehittymiselle ja rakennemuotojen muodostumiselle voivat olla jokaisessa syklissä suunnilleen samat.

Keksin termin "monilehtinen malli" ensimmäisen kerran vuoden 1969 paperissa. Viimeaikaisissa artikkeleissani käytän samaa termiä hieman eri merkityksessä; Mainitsen tämän tässä väärinkäsitysten välttämiseksi.

Ensimmäisessä kolmesta viimeisestä artikkelista (1979) tarkasteltiin mallia, jossa tilan oletetaan olevan keskimäärin tasainen. Oletetaan myös, että Einsteinin kosmologinen vakio ei ole nolla ja on negatiivinen (vaikka itseisarvoltaan hyvin pieni). Tässä tapauksessa, kuten Einsteinin painovoimateorian yhtälöt osoittavat, kosmologinen laajeneminen väistämättä väistyy puristumisesta. Lisäksi jokainen sykli toistaa täysin edellisen keskimääräisten ominaisuuksiensa suhteen. On tärkeää, että malli on tilatasainen. Litteän geometrian (euklidisen geometrian) ohella seuraavat kaksi teosta on omistettu Lobatševskin geometrian ja hyperpallon geometrian (kaksiulotteisen pallon kolmiulotteinen analogi) tarkastelulle. Näissä tapauksissa syntyy kuitenkin toinen ongelma. Entropian kasvu johtaa universumin säteen kasvuun kunkin syklin vastaavilla hetkillä. Ekstrapoloimalla menneisyyteen huomaamme, että jokaista annettua sykliä olisi voinut edeltää vain rajallinen määrä jaksoja.

"Vakio" (yhden arkin) kosmologiassa on ongelma: mitä siellä oli ennen maksimitiheyden hetkeä? Moniarkkikosmologioissa (paitsi spatiaalisesti litteän mallin tapauksessa) tätä ongelmaa ei voida välttää - kysymys siirretään ensimmäisen syklin laajentumisen alkamishetkeen. Voidaan ajatella, että ensimmäisen syklin laajenemisen alku tai standardimallin tapauksessa ainoa sykli on maailman luomisen hetki, ja siksi kysymys siitä, mitä tapahtui sitä ennen, on sen ulkopuolella. tieteellisen tutkimuksen laajuus. Ehkä kuitenkin aivan yhtä - tai mielestäni enemmän - perusteltu ja hedelmällinen on lähestymistapa, joka mahdollistaa aineellisen maailman ja aika-avaruuden rajattoman tieteellisen tutkimuksen. Samalla ei ilmeisesti ole sijaa luomistoiminnalle, mutta uskonnolliseen peruskäsitykseen Olemisen jumalallisesta merkityksestä tiede ei vaikuta ja on sen rajojen ulkopuolella.

Olen tietoinen kahdesta vaihtoehtoisesta hypoteesista, jotka liittyvät käsiteltävänä olevaan ongelmaan. Minusta näyttää siltä, ​​​​että yksi niistä ilmaistiin ensimmäisen kerran vuonna 1966, ja sitä on selvennetty myöhemmissä teoksissa. Tämä on "ajan nuolen kääntyminen" -hypoteesi. Se liittyy läheisesti niin kutsuttuun palautumisongelmaan.

Kuten jo kirjoitin, luonnossa ei ole täysin palautuvia prosesseja. Kitkalle, lämmönsiirrolle, valopäästöille, kemiallisille reaktioille, elämänprosesseille on ominaista peruuttamattomuus, silmiinpistävä ero menneisyyden ja tulevaisuuden välillä. Jos kuvaamme jotain peruuttamatonta prosessia ja toistamme sitten elokuvan vastakkaiseen suuntaan, näemme ruudulla jotain, mitä ei voi tapahtua todellisuudessa (esimerkiksi hitaudella pyörivä vauhtipyörä lisää pyörimisnopeuttaan ja laakerit jäähtyvät). Kvantitatiivisesti peruuttamattomuus ilmaistaan ​​monotonisena entropian kasvuna. Samaan aikaan atomit, elektronit, atomiytimet jne., jotka ovat osa kaikkia kappaleita. liikkua mekaniikan lakien mukaan (kvantti, mutta tällä ei ole tässä merkitystä), jotka ovat täysin palautuvia ajassa (kvanttikenttäteoriassa - samanaikaisella CP-heijastuksella, katso ensimmäinen osa). Kahden ajan suunnan epäsymmetria ("ajan nuolen" läsnäolo, kuten sanotaan) liikeyhtälöiden symmetrian kanssa on jo pitkään herättänyt tilastollisen mekaniikan luojien huomion. Keskustelu tästä aiheesta alkoi viime vuosisadan viimeisinä vuosikymmeninä ja oli joskus melko kiivasta. Kaikkia enemmän tai vähemmän tyydyttävä ratkaisu oli hypoteesi, jonka mukaan epäsymmetria johtui liikkeen alkuolosuhteista ja kaikkien atomien ja kenttien sijainnista "äärettömän kaukaisessa menneisyydessä". Näiden alkuehtojen on oltava "satunnaisia" jossain hyvin määritellyssä mielessä.

Kuten ehdotin (vuonna 1966 ja selvemmin vuonna 1980), kosmologisissa teorioissa, joilla on määrätty aikapiste, näitä satunnaisia ​​alkuolosuhteita ei pitäisi lukea äärettömän kaukaiseen menneisyyteen (t -> - ∞), vaan tähän valittuun pisteeseen. (t = 0).

Silloin automaattisesti tässä vaiheessa entropialla on minimiarvo, ja kun siitä ajassa eteenpäin tai taaksepäin siirrytään, entropia kasvaa. Tätä kutsuin "ajan nuolen kääntämiseksi". Koska ajan nuolen kääntyessä kaikki prosessit, mukaan lukien informaatioprosessit (mukaan lukien elämänprosessit), kääntyvät päinvastaiseksi, paradokseja ei synny. Yllä olevat ajatukset ajan nuolen kääntämisestä eivät tietääkseni ole saaneet tunnustusta tieteellisessä maailmassa. Mutta minusta ne vaikuttavat mielenkiintoisilta.

Ajan nuolen pyöriminen palauttaa kahden aikasuunnan symmetrian, joka on luontainen liikeyhtälöille kosmologisessa maailmankuvassa!

Vuosina 1966-1967 Oletin, että ajan nuolen käännepisteessä tapahtuu CPT-heijastus. Tämä oletus oli yksi baryonien epäsymmetriaa koskevan työni lähtökohdista. Tässä esitän toisen hypoteesin (Kirzhnitz, Linde, Guth, Turner ja muut olivat mukana; minulla on tässä vain huomautus, että ajan nuolen kääntyminen on tapahtunut).

Nykyaikaiset teoriat olettavat, että tyhjiö voi esiintyä eri tiloissa: stabiili, jonka energiatiheys on yhtä suuri kuin nolla suurella tarkkuudella; ja epävakaa, jolla on valtava positiivinen energiatiheys (tehokas kosmologinen vakio). Jälkimmäistä tilaa kutsutaan joskus "vääräksi tyhjiöksi".

Yksi tällaisten teorioiden yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden ratkaisuista on seuraava. Universumi on suljettu, ts. kullakin hetkellä edustaa äärellisen tilavuuden "hyperpalloa" (hyperpallo on kolmiulotteinen analogi pallon kaksiulotteisesta pinnasta; hyperpallo voidaan kuvitella "upotettuna" neliulotteiseen euklidiseen avaruuteen, aivan kuin kaksiulotteinen ulottuvuuspallo on "upotettu" kolmiulotteiseen tilaan). Hyperpallon säteellä on pienin äärellinen arvo jossain pisteessä (merkitkäämme sitä t = 0) ja kasvaa etäisyyden mukaan tästä pisteestä sekä eteenpäin että taaksepäin ajassa. Entropia on nolla väärälle tyhjiölle (kuten mille tahansa tyhjiölle yleensä) ja siirtyessään poispäin pisteestä t = 0 ajassa eteenpäin tai taaksepäin, se kasvaa väärän tyhjiön vaimenemisen seurauksena muuttuen vakaaksi todellisen tyhjiön tilaan. . Siten pisteessä t = 0 ajan nuoli pyörii (mutta ei ole olemassa kosmologista CPT-symmetriaa, joka vaatii äärettömän puristuksen heijastuspisteessä). Aivan kuten CPT-symmetrian tapauksessa, kaikki säilyneet varaukset ovat tässäkin yhtä suuria kuin nolla (triviaalista syystä - t = 0:ssa on tyhjiötila). Siksi tässä tapauksessa on myös välttämätöntä olettaa havaitun baryoniepäsymmetrian dynaaminen esiintyminen CP-invarianssin rikkomisesta johtuen.

Vaihtoehtoinen hypoteesi maailmankaikkeuden esihistoriasta on, että todellisuudessa ei ole yhtä tai kahta universumia (kuten - sanan jossain merkityksessä - hypoteesissa ajan nuolen kääntymisestä), vaan monia radikaalisti erilaisia ​​toisistaan ja syntyy jostain "ensisijaisesta" avaruudesta (tai sen osahiukkasista; tämä voi olla vain eri tapa sanoa se). Muilla universumeilla ja primaarisella avaruudella, jos niistä on järkevää puhua, voi erityisesti olla "meidän" universumiimme verrattuna eri määrä "makroskooppisia" tila- ja ajallisia ulottuvuuksia - koordinaatteja (universumissamme - kolme spatiaalista ja yksi ajallinen ulottuvuus Muissa universumissa kaikki voi olla toisin!) Pyydän teitä olemaan kiinnittämättä erityistä huomiota lainausmerkeissä olevaan adjektiiviin "makroskooppinen". Se liittyy "tiivistys"-hypoteesiin, jonka mukaan useimmat mitat tiivistetään, ts. sulkeutunut itsestään hyvin pienessä mittakaavassa.

"Mega-universumin" rakenne

Oletetaan, että eri universumien välillä ei ole kausaalista yhteyttä. Juuri tämä oikeuttaa niiden tulkinnan erillisiksi universumeiksi. Kutsun tätä suurenmoista rakennetta "Mega Universe". Useat kirjoittajat ovat keskustelleet tällaisten hypoteesien muunnelmista. Erityisesti hypoteesia suljettujen (suunnilleen hyperpallon muotoisten) universumien moninkertaisuudesta puolustaa yhdessä hänen teoksistaan ​​Ya.B. Zeldovitš.

Mega Universe -ideat ovat erittäin mielenkiintoisia. Ehkä totuus on juuri tähän suuntaan. Minulle joissakin näistä rakenteista on kuitenkin yksi jokseenkin tekninen epäselvyys. On täysin hyväksyttävää olettaa, että olosuhteet avaruuden eri alueilla ovat täysin erilaiset. Mutta luonnonlakien on välttämättä oltava samat kaikkialla ja aina. Luonto ei voi olla kuin kuningatar Carrollin Liisa ihmemaassa, joka muutti mielivaltaisesti kroketin pelisääntöjä. Olemassaolo ei ole peliä. Epäilykseni liittyvät niihin hypoteeseihin, jotka sallivat katkon avaruuden - ajan jatkuvuudessa. Ovatko tällaiset prosessit hyväksyttäviä? Eivätkö ne ole rikkomispisteissä luonnonlakeja, eivätkä "olemisen ehtoja"? Toistan, etten ole varma, ovatko nämä huolenaiheet aiheellisia. Ehkä taas, kuten fermionien lukumäärän säilyttämistä koskevassa kysymyksessä, lähden liian kapeasta näkökulmasta. Lisäksi hypoteesit, joissa universumien syntyminen tapahtuu katkeamatta jatkuvuutta, ovat täysin ajateltavissa.

Oletusta, jonka mukaan monien ja ehkä äärettömän määrän parametriltaan erilaisia ​​universumien spontaani synty ja että meitä ympäröivä maailmankaikkeus erottuu monista maailmoista nimenomaan elämän ja älyn syntymisehdon perusteella, kutsutaan "antrooppiseksi periaatteeksi". ”(AP). Zeldovich kirjoittaa, että ensimmäinen hänen tiedossa oleva pohdinta AP:stä laajenevan universumin yhteydessä kuuluu Idlisille (1958). Monilehtisen universumin käsitteessä antrooppisella periaatteella voi myös olla rooli, mutta valinnassa peräkkäisten syklien tai niiden alueiden välillä. Tätä mahdollisuutta käsitellään työssäni "Universumin useat mallit". Moniarkkimallien yksi vaikeus on se, että "mustien aukkojen" muodostuminen ja niiden yhdistäminen rikkoo symmetriaa puristusvaiheessa niin paljon, että on täysin epäselvää, ovatko seuraavan syklin olosuhteet sopivat hyvin organisoituneiden muodostumiseen. rakenteet. Toisaalta riittävän pitkissä sykleissä tapahtuu baryonin hajoamis- ja mustien aukkojen haihtumisprosesseja, jotka johtavat kaikkien tiheysepähomogeenisuuksien tasoittumiseen. Oletan, että näiden kahden mekanismin yhteisvaikutus - mustien aukkojen muodostuminen ja epähomogeenisuuksien kohdistaminen - johtaa "pehmeämpien" ja "häiriöisempien" syklien peräkkäiseen muutokseen. Kiertoa oli tarkoitus edeltää "tasainen" sykli, jonka aikana mustia aukkoja ei muodostunut. Tarkemmin sanottuna voimme ajatella suljettua universumia, jossa on "väärä" tyhjiö ajan nuolen käännepisteessä. Tämän mallin kosmologisen vakion voidaan katsoa olevan yhtä suuri kuin nolla, muutos laajenemisesta puristumiseen tapahtuu yksinkertaisesti tavallisen aineen keskinäisen vetovoiman vuoksi. Jaksojen kesto kasvaa entropian lisääntymisen vuoksi jokaisella syklillä ja ylittää minkä tahansa tietyn luvun (taipumus äärettömään), joten protonien hajoamisen ja "mustien aukkojen" haihtumisen ehdot täyttyvät.

Monilehtiset mallit antavat vastauksen ns. suurten lukujen paradoksiin (toinen mahdollinen selitys on Guthin ym. hypoteesi, johon liittyy pitkä "inflaatio"-vaihe, katso luku 18).

Planeetta kaukaisen pallomaisen tähtijoukon laitamilla. Taiteilija © Don Dixon

Miksi protonien ja fotonien kokonaismäärä universumissa, jonka tilavuus on äärellinen, on niin valtavan suuri, vaikkakin äärellinen? Ja toinen tämän kysymyksen muoto, joka liittyy "avoin" versioon, on, miksi hiukkasten määrä on niin suuri Lobatševskin äärettömän maailman alueella, jonka tilavuus on luokkaa A 3 (A on kaarevuussäde )?

Monilehtisen mallin antama vastaus on hyvin yksinkertainen. Oletetaan, että t = 0:sta on kulunut useita syklejä jokaisen syklin aikana, entropia (eli fotonien lukumäärä) lisääntyi ja vastaavasti jokaisessa syklissä muodostui kasvava baryoniylimäärä. Baryonien lukumäärän suhde fotonien määrään kussakin syklissä on vakio, koska sen määrää universumin laajenemisen alkuvaiheiden dynamiikka tietyssä syklissä. Syklien kokonaismäärä, koska t = 0, on juuri sellainen, että saadaan havaittu fotonien ja baryonien lukumäärä. Koska niiden lukumäärä kasvaa eksponentiaalisesti, emme saa edes niin suurta arvoa vaaditulle jaksomäärälle.

Vuoden 1982 työni sivutuote on kaava mustien aukkojen painovoiman yhteenliittymisen todennäköisyydestä (käytettiin Zeldovichin ja Novikovin kirjan arviota).

Toinen kiehtova mahdollisuus tai pikemminkin unelma liittyy monilehtisiin malleihin. Ehkä erittäin organisoitunut mieli, joka kehittää miljardeja miljardeja vuosia syklin aikana, löytää tavan välittää koodatussa muodossa osan arvokkaimmista tiedoista, joita sillä on perillisilleen seuraavissa sykleissä, erotettuna tästä syklistä ajallisesti supertiheän tilan kausi?.. Analogia - elävien olentojen hedelmöittyneen solun ytimen kromosomeihin "pakkatun" ja koodatun geneettisen tiedon siirtäminen sukupolvelta toiselle. Tämä mahdollisuus on tietysti aivan fantastinen, enkä uskaltanut kirjoittaa siitä tieteellisissä artikkeleissa, mutta tämän kirjan sivuilla annoin itselleni vapaat kädet. Mutta tästä unesta huolimatta hypoteesi maailmankaikkeuden monilehtisestä mallista näyttää minusta tärkeältä filosofisessa maailmankuvassa.

Hyvät vierailijat!

Työsi on poistettu käytöstä JavaScript. Ota komentosarjat käyttöön selaimessasi, niin sivuston kaikki toiminnot avautuvat sinulle!

Tiesitkö, että havaitsemallamme maailmankaikkeudella on melko selvät rajat? Olemme tottuneet yhdistämään universumin johonkin äärettömään ja käsittämättömään. Nykytiede, kun kysytään maailmankaikkeuden "äärettömyydestä", tarjoaa kuitenkin täysin erilaisen vastauksen tällaiseen "ilmeiseen" kysymykseen.

Nykyaikaisten käsitysten mukaan havaittavan maailmankaikkeuden koko on noin 45,7 miljardia valovuotta (tai 14,6 gigaparsekkia). Mutta mitä nämä luvut tarkoittavat?

Ensimmäinen kysymys, joka tulee tavallisen ihmisen mieleen, on, kuinka universumi ei voi olla ääretön? Vaikuttaa siltä, ​​että on kiistatonta, että kaiken ympärillämme olevan säiliöllä ei pitäisi olla rajoja. Jos nämä rajat ovat olemassa, mitä ne tarkalleen ovat?

Oletetaan, että joku astronautti saavuttaa maailmankaikkeuden rajat. Mitä hän näkee edessään? Kiinteä seinä? Paloeste? Ja mitä sen takana on – tyhjyys? Toinen universumi? Mutta voiko tyhjyys tai toinen universumi tarkoittaa, että olemme maailmankaikkeuden rajalla? Loppujen lopuksi tämä ei tarkoita, että siellä ei olisi "mitään". Tyhjyys ja toinen universumi ovat myös "jotain". Mutta universumi on jotain, joka sisältää ehdottomasti kaiken "jotain".

Saavumme ehdoton ristiriita. Osoittautuu, että maailmankaikkeuden rajan täytyy kätkeä meiltä jotain, mitä ei pitäisi olla. Tai universumin rajan pitäisi eristää "kaikki" "jostakin", mutta tämän "jonkin" tulisi myös olla osa "kaikkia". Yleisesti ottaen täyttä absurdia. Kuinka tiedemiehet voivat sitten ilmoittaa universumimme rajoittavan koon, massan ja jopa iän? Nämä arvot, vaikkakin käsittämättömän suuria, ovat silti rajallisia. Riiteleekö tiede ilmeisen kanssa? Tämän ymmärtämiseksi jäljitetään ensin, kuinka ihmiset päätyivät nykyaikaiseen ymmärryksemme maailmankaikkeudesta.

Laajentaa rajoja

Muinaisista ajoista lähtien ihmiset ovat olleet kiinnostuneita siitä, millainen maailma heidän ympärillään on. Ei ole tarpeen antaa esimerkkejä kolmesta pilarista ja muista muinaisten yrityksistä selittää maailmankaikkeutta. Yleensä loppujen lopuksi kaikki johtui siitä, että kaiken perusta on maan pinta. Jopa antiikin aikoina ja keskiajalla, jolloin tähtitieteilijöillä oli laajat tiedot planeettojen liikkeen laeista "kiinteää" taivaanpalloa pitkin, maa pysyi maailmankaikkeuden keskipisteenä.

Luonnollisesti jopa muinaisessa Kreikassa oli niitä, jotka uskoivat, että maa pyörii Auringon ympäri. Oli niitä, jotka puhuivat monista maailmoista ja maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Mutta rakentavat perustelut näille teorioille syntyivät vasta tieteellisen vallankumouksen vaihteessa.

Puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus teki 1500-luvulla ensimmäisen suuren läpimurron maailmankaikkeuden tuntemisessa. Hän osoitti lujasti, että Maa on vain yksi Auringon ympäri kiertävistä planeetoista. Tällainen järjestelmä yksinkertaisti suuresti selitystä niin monimutkaisesta ja monimutkaisesta planeettojen liikkeestä taivaalla. Kun kyseessä oli paikallaan oleva maa, tähtitieteilijöiden täytyi keksiä kaikenlaisia ​​älykkäitä teorioita selittääkseen planeettojen käyttäytymisen. Toisaalta, jos Maa hyväksytään liikkuvaksi, selitys sellaisille monimutkaisille liikkeille tulee luonnollisesti. Siten tähtitiedessä syntyi uusi paradigma nimeltä "heliosentrismi".

Monet aurinkot

Kuitenkin tämänkin jälkeen tähtitieteilijät jatkoivat universumin rajoittamista "kiinteiden tähtien sfääriin". 1800-luvulle asti he eivät pystyneet arvioimaan etäisyyttä tähtiin. Tähtitieteilijät ovat useiden vuosisatojen ajan yrittäneet turhaan havaita poikkeamia tähtien sijainnissa suhteessa Maan kiertoradan liikkeeseen (vuosittaiset parallaksit). Tuon ajan instrumentit eivät sallineet niin tarkkoja mittauksia.

Lopulta vuonna 1837 venäläis-saksalainen tähtitieteilijä Vasily Struve mittasi parallaksin. Tämä merkitsi uutta askelta avaruuden mittakaavan ymmärtämisessä. Nyt tiedemiehet voivat turvallisesti sanoa, että tähdet ovat kaukana yhtäläisyyksistä Auringon kanssa. Valaisimemme ei ole enää kaiken keskipiste, vaan loputtoman tähtijoukon tasavertainen ”asukas”.

Tähtitieteilijät ovat tulleet entistä lähemmäksi maailmankaikkeuden mittakaavan ymmärtämistä, koska etäisyydet tähtiin osoittautuivat todella hirviömäisiksi. Jopa planeettojen kiertoradan koko vaikutti merkityksettömältä siihen verrattuna. Seuraavaksi piti ymmärtää, miten tähdet ovat keskittyneet.

Monet Linnunradat

Kuuluisa filosofi Immanuel Kant odotti universumin laajamittaisen rakenteen modernin ymmärryksen perustaa jo vuonna 1755. Hän arveli, että Linnunrata on valtava pyörivä tähtijoukko. Monet havaituista sumuista puolestaan ​​ovat myös kauempana olevia ”linnunteitä” - galakseja. Tästä huolimatta tähtitieteilijät uskoivat 1900-luvulle asti, että kaikki sumut ovat tähtien muodostumisen lähteitä ja ovat osa Linnunrataa.

Tilanne muuttui, kun tähtitieteilijät oppivat mittaamaan galaksien välisiä etäisyyksiä käyttämällä . Tämän tyyppisten tähtien absoluuttinen kirkkaus riippuu tiukasti niiden vaihtelujaksosta. Vertaamalla niiden absoluuttista kirkkautta näkyvään, on mahdollista määrittää etäisyys niihin suurella tarkkuudella. Tämän menetelmän kehittivät 1900-luvun alussa Einar Hertzschrung ja Harlow Scelpi. Hänen ansiostaan ​​Neuvostoliiton tähtitieteilijä Ernst Epic vuonna 1922 määritti etäisyyden Andromedaan, joka osoittautui suuruusluokkaa suuremmiksi kuin Linnunradan koko.

Edwin Hubble jatkoi Epicin aloitetta. Mittaamalla kefeidien kirkkautta muissa galakseissa hän mittasi niiden etäisyyden ja vertasi sitä niiden spektrien punasiirtymään. Joten vuonna 1929 hän kehitti kuuluisan lakinsa. Hänen työnsä kumosi lopullisesti vakiintuneen näkemyksen siitä, että Linnunrata on maailmankaikkeuden reuna. Nyt se oli yksi monista galakseista, joita aikoinaan pidettiin osana sitä. Kantin hypoteesi vahvistettiin lähes kaksi vuosisataa sen kehittämisen jälkeen.

Myöhemmin Hubblen löytämä yhteys galaksin etäisyyden välillä tarkkailijasta suhteessa sen poistumisnopeuteen teki mahdolliseksi piirtää täydellisen kuvan universumin laajamittaisesta rakenteesta. Kävi ilmi, että galaksit olivat vain merkityksetön osa sitä. Ne yhdistyivät klustereiksi, klusterit superklusteriksi. Superklusterit puolestaan ​​muodostavat maailmankaikkeuden suurimmat tunnetut rakenteet - langat ja seinät. Nämä rakenteet valtavien supertyhjiöiden () vieressä muodostavat tällä hetkellä tunnetun universumin laajamittaisen rakenteen.

Näennäinen äärettömyys

Yllä olevasta seuraa, että vain muutamassa vuosisadassa tiede on vähitellen heilunut geosentrismistä nykyaikaiseen maailmankaikkeuden ymmärrykseen. Tämä ei kuitenkaan vastaa siihen, miksi rajoitamme maailmankaikkeutta nykyään. Puhuimmehan tähän asti vain tilan mittakaavasta, emme sen luonteesta.

Ensimmäinen henkilö, joka päätti todistaa maailmankaikkeuden äärettömyyden, oli Isaac Newton. Löydettyään universaalin painovoiman lain hän uskoi, että jos avaruus olisi äärellinen, kaikki sen ruumiit sulautuisivat ennemmin tai myöhemmin yhdeksi kokonaisuudeksi. Ennen häntä, jos joku ilmaisi ajatuksen maailmankaikkeuden äärettömyydestä, se oli yksinomaan filosofista. Ilman tieteellistä perustetta. Esimerkki tästä on Giordano Bruno. Muuten, kuten Kant, hän oli monia vuosisatoja tieteen edellä. Hän julisti ensimmäisenä, että tähdet ovat kaukaisia ​​aurinkoja ja planeetat pyörivät myös niiden ympärillä.

Vaikuttaa siltä, ​​että itse äärettömyyden tosiasia on varsin perusteltu ja ilmeinen, mutta 1900-luvun tieteen käännekohdat ravistelivat tätä "totuutta".

Kiinteä universumi

Albert Einstein otti ensimmäisen merkittävän askeleen kohti nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kehittämistä. Kuuluisa fyysikko esitteli mallinsa kiinteästä universumista vuonna 1917. Tämä malli perustui yleiseen suhteellisuusteoriaan, jonka hän oli kehittänyt vuotta aiemmin. Hänen mallinsa mukaan universumi on ajallisesti ääretön ja avaruudessa äärellinen. Mutta kuten aiemmin todettiin, Newtonin mukaan rajallisen kokoisen maailmankaikkeuden täytyy romahtaa. Tätä varten Einstein otti käyttöön kosmologisen vakion, joka kompensoi kaukaisten kohteiden vetovoimaa.

Riippumatta siitä, kuinka paradoksaalista se kuulostaa, Einstein ei rajoittunut universumin äärellisyyttä. Hänen mielestään universumi on hyperpallon suljettu kuori. Analogia on tavallisen kolmiulotteisen pallon pinta, esimerkiksi maapallo tai maa. Riippumatta siitä, kuinka paljon matkustaja matkustaa maan halki, hän ei koskaan saavuta sen reunaa. Tämä ei kuitenkaan tarkoita, että maapallo olisi ääretön. Matkustaja yksinkertaisesti palaa paikkaan, josta hän aloitti matkansa.

Hypersfäärin pinnalla

Samalla tavalla avaruusvaeltaja, joka kulkee tähtialuksella Einsteinin universumin läpi, voi palata takaisin Maahan. Vain tällä kertaa vaeltaja ei liiku pallon kaksiulotteista pintaa pitkin, vaan hyperpallon kolmiulotteista pintaa pitkin. Tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeudella on äärellinen tilavuus ja siksi äärellinen määrä tähtiä ja massaa. Universumilla ei kuitenkaan ole rajoja eikä keskustaa.

Einstein tuli näihin johtopäätöksiin yhdistämällä tilan, ajan ja painovoiman kuuluisassa teoriassaan. Ennen häntä näitä käsitteitä pidettiin erillisinä, minkä vuoksi universumin avaruus oli puhtaasti euklidinen. Einstein osoitti, että painovoima itsessään on aika-avaruuden kaarevuus. Tämä muutti radikaalisti varhaisia ​​käsityksiä universumin luonteesta, joka perustui klassiseen newtonilaiseen mekaniikkaan ja euklidiseen geometriaan.

Laajentuva Universumi

Jopa "uuden universumin" löytäjä ei itse ollut harhaluuloille vieras. Vaikka Einstein rajoitti maailmankaikkeutta avaruudessa, hän piti sitä edelleen staattisena. Hänen mallinsa mukaan universumi oli ja pysyy ikuisena, ja sen koko pysyy aina samana. Vuonna 1922 Neuvostoliiton fyysikko Alexander Friedman laajensi tätä mallia merkittävästi. Hänen laskelmiensa mukaan universumi ei ole ollenkaan staattinen. Se voi laajeta tai supistua ajan myötä. On huomionarvoista, että Friedman päätyi tällaiseen malliin, joka perustuu samaan suhteellisuusteoriaan. Hän onnistui soveltamaan tätä teoriaa oikeammin ohittaen kosmologisen vakion.

Albert Einstein ei heti hyväksynyt tätä "muutosta". Tämä uusi malli tuli aiemmin mainitun Hubblen löydön avuksi. Galaksien taantuma osoitti kiistattomasti maailmankaikkeuden laajenemisen. Joten Einsteinin oli myönnettävä virheensä. Nyt universumilla oli tietty ikä, joka riippuu tiukasti Hubble-vakiosta, joka kuvaa sen laajenemisnopeutta.

Kosmologian jatkokehitys

Kun tiedemiehet yrittivät ratkaista tämän kysymyksen, monia muita tärkeitä universumin komponentteja löydettiin ja siitä kehitettiin erilaisia ​​malleja. Joten vuonna 1948 George Gamow esitteli "kuuma universumi" -hypoteesin, joka myöhemmin muuttui alkuräjähdysteoriaksi. Vuonna 1965 tehty löytö vahvisti hänen epäilynsä. Nyt tähtitieteilijät saattoivat tarkkailla valoa, joka tuli hetkestä, jolloin universumi muuttui läpinäkyväksi.

Pimeä aine, jonka Fritz Zwicky ennusti vuonna 1932, vahvistettiin vuonna 1975. Pimeä aine itse asiassa selittää galaksien, galaksiklusterien ja itse universaalin rakenteen olemassaolon kokonaisuutena. Näin tiedemiehet oppivat, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta on täysin näkymätöntä.

Lopulta vuonna 1998 etäisyyttä tutkittaessa havaittiin, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvästi. Tämä tieteen viimeisin käännekohta synnytti nykyaikaisen ymmärryksemme maailmankaikkeuden luonteesta. Einsteinin esittelemä ja Friedmanin kumoama kosmologinen kerroin löysi jälleen paikkansa universumin mallissa. Kosmologisen kertoimen (kosmologisen vakion) läsnäolo selittää sen kiihtyneen laajenemisen. Kosmologisen vakion olemassaolon selittämiseksi otettiin käyttöön käsite hypoteettisesta kentästä, joka sisältää suurimman osan maailmankaikkeuden massasta.

Nykyaikainen käsitys havaittavan maailmankaikkeuden koosta

Modernia maailmankaikkeuden mallia kutsutaan myös ΛCDM-malliksi. Kirjain "Λ" tarkoittaa kosmologisen vakion olemassaoloa, mikä selittää universumin kiihtyneen laajenemisen. "CDM" tarkoittaa, että maailmankaikkeus on täynnä kylmää pimeää ainetta. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että Hubblen vakio on noin 71 (km/s)/Mpc, mikä vastaa maailmankaikkeuden ikää 13,75 miljardia vuotta. Kun tiedämme maailmankaikkeuden iän, voimme arvioida sen havaittavan alueen koon.

Suhteellisuusteorian mukaan tieto mistään kohteesta ei voi saavuttaa tarkkailijaa valon nopeutta (299 792 458 m/s) suuremmalla nopeudella. Osoittautuu, että tarkkailija ei näe vain esinettä, vaan sen menneisyyttä. Mitä kauempana esine on hänestä, sitä kauempaa hän katsoo menneisyyteen. Esimerkiksi kuuta katsomalla näemme sellaisena kuin se oli hieman yli sekunti sitten, Auringon - yli kahdeksan minuuttia sitten, lähimmät tähdet - vuosia, galaksit - miljoonia vuosia sitten jne. Einsteinin stationaarisessa mallissa universumilla ei ole ikärajaa, mikä tarkoittaa, että sen havaittavaa aluetta ei myöskään rajoita mikään. Yhä kehittyneemmillä tähtitieteellisillä välineillä aseistettu tarkkailija tarkkailee yhä kauempana olevia ja muinaisempia kohteita.

Meillä on erilainen kuva nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kanssa. Sen mukaan maailmankaikkeudella on ikä ja siten havainnointiraja. Toisin sanoen maailmankaikkeuden syntymän jälkeen yksikään fotoni ei olisi voinut kulkea 13,75 miljardia valovuotta pitempi matka. Osoittautuu, että voimme sanoa, että havaittava maailmankaikkeus rajoittuu havainnoijasta pallomaiseen alueeseen, jonka säde on 13,75 miljardia valovuotta. Tämä ei kuitenkaan ole aivan totta. Meidän ei pidä unohtaa maailmankaikkeuden avaruuden laajenemista. Kun fotoni saavuttaa tarkkailijan, sen lähettänyt kohde on jo 45,7 miljardin valovuoden päässä meistä. vuotta. Tämä koko on hiukkasten horisontti, se on havaittavan maailmankaikkeuden raja.

Horisontin yli

Joten havaittavan maailmankaikkeuden koko on jaettu kahteen tyyppiin. Näennäinen koko, jota kutsutaan myös Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta). Ja todellinen koko, nimeltään hiukkashorisontti (45,7 miljardia valovuotta). Tärkeää on, että nämä kumpikaan horisontti eivät millään tavalla kuvaa maailmankaikkeuden todellista kokoa. Ensinnäkin ne riippuvat tarkkailijan sijainnista avaruudessa. Toiseksi ne muuttuvat ajan myötä. ΛCDM-mallin tapauksessa hiukkashorisontti laajenee nopeudella, joka on suurempi kuin Hubblen horisontti. Nykytiede ei vastaa kysymykseen, muuttuuko tämä suuntaus tulevaisuudessa. Mutta jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajentumistaan ​​kiihtyvällä vauhdilla, niin kaikki nyt näkemämme esineet katoavat ennemmin tai myöhemmin "näkökentältämme".

Tällä hetkellä kaukaisin tähtitieteilijöiden havaitsema valo on kosminen mikroaaltotaustasäteily. Tutkijat näkevät maailmankaikkeuden sellaisena kuin se oli 380 tuhatta vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tällä hetkellä maailmankaikkeus jäähtyi tarpeeksi, jotta se pystyi lähettämään vapaita fotoneja, joita nykyään havaitaan radioteleskooppien avulla. Tuohon aikaan maailmankaikkeudessa ei ollut tähtiä tai galakseja, vaan vain jatkuva vety-, heliumin ja merkityksetön määrä muita alkuaineita. Tässä pilvessä havaituista epähomogeenisuuksista muodostuu myöhemmin galaksijoukkoja. Osoittautuu, että juuri ne esineet, jotka muodostuvat kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn epähomogeenisuuksista, sijaitsevat lähimpänä hiukkashorisonttia.

Todelliset rajat

Se, onko universumilla todellisia, havaitsemattomia rajoja, on edelleen pseudotieteellisen spekuloinnin kysymys. Tavalla tai toisella kaikki ovat yhtä mieltä universumin äärettömyydestä, mutta tulkitsevat tämän äärettömyyden täysin eri tavoin. Jotkut pitävät maailmankaikkeutta moniulotteisena, jossa "paikallinen" kolmiulotteinen universumimme on vain yksi sen kerroksista. Toiset sanovat, että universumi on fraktaali - mikä tarkoittaa, että paikallinen universumimme voi olla toisen hiukkanen. Emme saa unohtaa Multiversen erilaisia ​​malleja suljetuine, avoimina, rinnakkaisine universumeineen ja madonreikineen. Ja on olemassa monia, monia erilaisia ​​versioita, joiden määrää rajoittaa vain ihmisen mielikuvitus.

Mutta jos otamme käyttöön kylmän realismin tai yksinkertaisesti astumme taaksepäin kaikista näistä hypoteeseista, voimme olettaa, että universumimme on ääretön homogeeninen säiliö kaikista tähdistä ja galakseista. Lisäksi missä tahansa hyvin kaukaisessa kohdassa, olipa se sitten miljardeja gigaparsekkeja meiltä, ​​kaikki olosuhteet ovat täsmälleen samat. Tässä vaiheessa hiukkashorisontti ja Hubble-pallo ovat täsmälleen samat, ja niiden reunassa on sama jäännesäteily. Ympärillä on samoja tähtiä ja galakseja. Mielenkiintoista on, että tämä ei ole ristiriidassa maailmankaikkeuden laajenemisen kanssa. Loppujen lopuksi ei vain universumi laajene, vaan sen tila itse. Se, että alkuräjähdyksen hetkellä universumi syntyi yhdestä pisteestä, tarkoittaa vain sitä, että silloin olleet äärettömän pienet (käytännössä nolla) mitat ovat nyt muuttuneet käsittämättömän suuriksi. Tulevaisuudessa käytämme juuri tätä hypoteesia ymmärtääksemme selkeästi havaittavan maailmankaikkeuden mittakaavan.

Visuaalinen esitys

Eri lähteet tarjoavat kaikenlaisia ​​visuaalisia malleja, joiden avulla ihmiset voivat ymmärtää maailmankaikkeuden mittakaavan. Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme, kuinka suuri kosmos on. On tärkeää kuvitella, kuinka käsitteet, kuten Hubble-horisontti ja hiukkashorisontti, todellisuudessa ilmenevät. Kuvittelemme tätä varten mallimme askel askeleelta.

Unohdetaan, että nykytiede ei tiedä universumin "vieraasta" alueesta. Jos hylätään versiot multiversumeista, fraktaaliuniversumista ja sen muista "lajikkeista", kuvitellaan, että se on yksinkertaisesti ääretön. Kuten aiemmin todettiin, tämä ei ole ristiriidassa sen tilan laajentamisen kanssa. Tietenkin otamme huomioon, että sen Hubble-pallo ja hiukkaspallo ovat 13,75 ja 45,7 miljardia valovuotta.

Universumin mittakaava

Paina START-painiketta ja löydä uusi, tuntematon maailma!
Yritetään ensin ymmärtää, kuinka suuri universaali mittakaava on. Jos olet matkustanut ympäri planeettamme, voit hyvin kuvitella kuinka suuri maa on meille. Kuvittele nyt planeettamme tattarijyvänä, joka liikkuu kiertoradalla vesimelonin ympärillä - puolen jalkapallokentän kokoinen aurinko. Tässä tapauksessa Neptunuksen kiertorata vastaa pienen kaupungin kokoa, alue vastaa Kuuta ja Auringon vaikutusrajan alue vastaa Marsia. Osoittautuu, että aurinkokuntamme on yhtä paljon suurempi kuin Maa kuin Mars on suurempi kuin tattari! Mutta tämä on vasta alkua.

Kuvitellaan nyt, että tämä tattari on järjestelmämme, jonka koko on suunnilleen yksi parsek. Silloin Linnunrata on kahden jalkapallostadionin kokoinen. Tämä ei kuitenkaan riitä meille. Linnunrata on myös pienennettävä senttimetrin kokoiseksi. Se muistuttaa jossain määrin kahvivaahtoa, joka on kääritty pyörteeseen keskellä kahvimustaa intergalaktista tilaa. Kaksikymmentä senttimetriä siitä on sama kierre "muru" - Andromeda-sumu. Niiden ympärillä on parvi paikallisen klusterimme pieniä galakseja. Universumimme näennäinen koko on 9,2 kilometriä. Olemme tulleet ymmärtämään universaalit ulottuvuudet.

Universaalin kuplan sisällä

Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme itse mittakaavan. On tärkeää oivaltaa maailmankaikkeus dynamiikassa. Kuvitellaanpa itsemme jättiläisiksi, joille Linnunradalla on sentin halkaisija. Kuten juuri nyt todettiin, löydämme itsemme pallon sisällä, jonka säde on 4,57 ja halkaisija 9,24 kilometriä. Kuvitellaan, että pystymme kellumaan tämän pallon sisällä, matkustamaan, kattamaan kokonaisia ​​megaparsekkeja sekunnissa. Mitä näemme, jos universumimme on ääretön?

Tietenkin, lukemattomia kaikenlaisia ​​galakseja ilmestyy eteenmme. Elliptinen, spiraalimainen, epäsäännöllinen. Jotkut alueet ovat täynnä niitä, toiset ovat tyhjiä. Pääominaisuus on, että visuaalisesti ne ovat kaikki liikkumattomia, kun taas me olemme liikkumattomia. Mutta heti kun otamme askeleen, galaksit itse alkavat liikkua. Jos esimerkiksi pystymme havaitsemaan mikroskooppisen aurinkokunnan senttimetrin pituisessa Linnunradassa, voimme tarkkailla sen kehitystä. Siirtyessämme 600 metrin päähän galaksistamme näemme prototähden Auringon ja protoplanetaarisen levyn muodostumishetkellä. Lähestymme sitä, näemme kuinka maapallo ilmestyy, elämä syntyy ja ihminen ilmestyy. Samalla tavalla näemme, kuinka galaksit muuttuvat ja liikkuvat, kun siirrymme pois niistä tai lähestymme niitä.

Näin ollen mitä kauempana galakseja katsomme, sitä vanhempia ne ovat meille. Joten kaukaisimmat galaksit sijaitsevat kauempana kuin 1300 metriä meistä, ja 1380 metrin vaihteessa näemme jo jäännesäteilyä. Totta, tämä etäisyys on meille kuvitteellinen. Kuitenkin kun pääsemme lähemmäksi kosmista mikroaaltotaustasäteilyä, näemme mielenkiintoisen kuvan. Luonnollisesti tarkkailemme, kuinka galaksit muodostuvat ja kehittyvät alkuperäisestä vetypilvestä. Kun saavutamme yhden näistä muodostuneista galakseista, ymmärrämme, että emme ole kulkeneet ollenkaan 1,375 kilometriä, vaan kaikki 4,57 kilometriä.

Loitonnetaan

Tämän seurauksena lisäämme kokoa entisestään. Nyt voimme sijoittaa kokonaisia ​​tyhjiöitä ja seiniä nyrkkiin. Joten löydämme itsemme melko pienestä kuplasta, josta on mahdotonta päästä ulos. Etäisyys kuplan reunalla oleviin esineisiin ei vain kasva, kun ne tulevat lähemmäksi, vaan itse reuna muuttuu loputtomasti. Tämä on koko havaittavan maailmankaikkeuden koon ydin.

Ei ole väliä kuinka suuri maailmankaikkeus on, tarkkailijalle se jää aina rajoitetuksi kuplaksi. Tarkkailija on aina tämän kuplan keskustassa, itse asiassa hän on sen keskus. Yrittäessään päästä mihin tahansa kuplan reunalla olevaan esineeseen tarkkailija siirtää sen keskustaa. Kun lähestyt kohdetta, tämä kohde siirtyy yhä kauemmaksi kuplan reunasta ja samalla muuttuu. Esimerkiksi muodottomasta vetypilvestä se muuttuu täysimittaiseksi galaksiksi tai edelleen galaktiseksi joukoksi. Lisäksi polku tähän kohteeseen kasvaa, kun lähestyt sitä, koska itse ympäröivä tila muuttuu. Kun olemme saavuttaneet tämän kohteen, siirrämme sen vain kuplan reunasta sen keskustaan. Universumin reunalla jäännössäteily vilkkuu edelleen.

Jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajenemista kiihtyvällä tahdilla, niin kuplan keskellä ollessa ja aikaa eteenpäin miljardeja, triljoonia ja vielä korkeampia vuosia eteenpäin huomaamme vielä mielenkiintoisemman kuvan. Vaikka myös kuplamme kasvaa, sen muuttuvat komponentit siirtyvät pois meistä entistä nopeammin jättäen tämän kuplan reunan, kunnes jokainen universumin hiukkanen vaeltelee erikseen yksinäisessä kuplassaan ilman mahdollisuutta olla vuorovaikutuksessa muiden hiukkasten kanssa.

Joten modernilla tieteellä ei ole tietoa maailmankaikkeuden todellisesta koosta ja siitä, onko sillä rajoja. Mutta tiedämme varmasti, että havaittavalla maailmankaikkeudella on näkyvä ja todellinen raja, jota kutsutaan vastaavasti Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta) ja hiukkasten säteeksi (45,7 miljardia valovuotta). Nämä rajat riippuvat täysin tarkkailijan sijainnista avaruudessa ja laajenevat ajan myötä. Jos Hubblen säde laajenee tiukasti valon nopeudella, hiukkashorisontin laajeneminen kiihtyy. Kysymys siitä, jatkuuko sen hiukkashorisontin kiihtyvyys edelleen ja korvataanko se kompressiolla, jää avoimeksi.

8.2. Ideoiden kehittäminen maailmankaikkeudesta. Universumin mallit

Historiallisesti ajatukset universumista ovat aina kehittyneet maailmankaikkeuden mentaalisten mallien puitteissa, alkaen muinaisista myyteistä. Melkein minkä tahansa kansan mytologiassa merkittävä paikka on myyteillä maailmankaikkeudesta - sen alkuperästä, olemuksesta, rakenteesta, suhteista ja mahdollisista lopun syistä.

Useimmissa muinaisissa myyteissä maailma (universumi) ei ole ikuinen, sen loivat korkeammat voimat jostakin perusperiaatteesta (aineesta), yleensä vedestä tai kaaoksesta. Aika muinaisissa kosmogonisissa ideoissa on useimmiten syklistä, ts. universumin syntymän, olemassaolon ja kuoleman tapahtumat seuraavat toisiaan ympyrässä, kuten kaikki luonnon esineet. Universumi on yksi kokonaisuus, kaikki sen elementit ovat yhteydessä toisiinsa, näiden yhteyksien syvyys vaihtelee mahdollisiin keskinäisiin muunnoksiin asti, tapahtumat seuraavat toisiaan korvaten toisiaan (talvi ja kesä, päivä ja yö). Tämä maailmanjärjestys vastustaa kaaosta. Maailman tila on rajallinen. Korkeammat voimat (joskus jumalat) toimivat joko maailmankaikkeuden luojina tai maailmanjärjestyksen vartijoina. Universumin rakenne myyteissä olettaa monikerroksisuutta: paljastetun (keski)maailman rinnalla ovat ylempi ja alempi maailma, universumin akseli (usein Maailmanpuun tai Vuoren muodossa), sen keskus. maailma - paikka, jolla on erityisiä pyhiä ominaisuuksia, maailman yksittäisten kerrosten välillä on yhteys. Maailman olemassaolo on käsitetty regressiivisellä tavalla - "kultakaudesta" taantumaan ja kuolemaan. Ihminen muinaisissa myyteissä voi olla analogi koko kosmokselle (koko maailma on luotu jättiläismiehen kaltaisesta jättimäisestä olennosta), mikä vahvistaa ihmisen ja maailmankaikkeuden välistä yhteyttä. Muinaisissa malleissa ihminen ei koskaan ole keskipisteessä.

VI-V vuosisadalla. eKr. Ensimmäiset maailmankaikkeuden luonnonfilosofiset mallit luodaan, eniten kehitetty antiikin Kreikassa. Näiden mallien perimmäinen konsepti on Cosmos yhtenä kokonaisuutena, kauniina ja lainmukaisena. Kysymystä siitä, miten maailma muodostui, täydentää kysymys siitä, mistä maailma on tehty ja miten se muuttuu. Vastauksia ei enää muotoiltu kuvaannollisella, vaan abstraktilla filosofisella kielellä. Aika malleissa on useimmiten edelleen luonteeltaan syklistä, mutta tila on rajallinen. Aine toimii yksittäisinä elementteinä (vesi, ilma, tuli - Milesian koulukunnassa ja Herakleitoksessa), elementtien seoksena ja yhtenä, jakamattomana, liikkumattomana kosmoksena (eleatikoiden keskuudessa), ontologisoituna numerona (pythagoralaisten keskuudessa), jakamattomana rakenneyksiköt - atomit, jotka varmistavat maailman yhtenäisyyden - Demokrituksella. Se on Demokrituksen malli universumista, joka on ääretön avaruudessa. Luonnonfilosofit määrittelivät kosmisten objektien - tähtien ja planeettojen - tilan, niiden väliset erot, niiden roolin ja suhteellisen sijainnin universumissa. Useimmissa malleissa liikkeellä on merkittävä rooli. Kosmos on rakennettu yhden lain - Logoksen - mukaan, ja myös ihminen on saman lain alainen - mikrokosmos, kosmoksen pienennetty kopio.

Pythagoralaisten näkemysten kehitys, joka geometrisoi kosmoksen ja esitti sen ensimmäistä kertaa selvästi keskitulen ympärillä pyörivän ja sen ympäröimän pallon muodossa, ilmeni Platonin myöhemmissä dialogeissa. Monien vuosisatojen ajan Ptolemaioksen matemaattisesti prosessoimaa Aristoteleen mallia pidettiin antiikin kosmoksen näkemysten loogisena huippuna. Hieman yksinkertaistetussa muodossa tämä malli, jota kirkon auktoriteetti tuki, kesti noin 2 tuhatta vuotta. Aristoteleen mukaan universumi: o on kattava kokonaisuus, joka koostuu kaikkien havaittujen kappaleiden kokonaisuudesta; o ainutlaatuinen;

o spatiaalisesti äärellinen, rajoitettu äärimmäiseen taivaanpalloon,

sen takana "ei ole tyhjyyttä eikä tilaa"; o ikuinen, alkamaton ja loputon ajassa. Samaan aikaan maapallo on liikkumaton ja sijaitsee universumin keskellä, maallinen ja taivaallinen (supralunar) ovat täysin vastakkaisia ​​fysikaalisessa ja kemiallisessa koostumuksessaan ja liikkeen luonteeltaan.

1700-1800-luvuilla, renessanssin aikana, maailmankaikkeuden luonnonfilosofiset mallit nousivat uudelleen esiin. Niitä leimaa toisaalta paluu antiikin laajuuteen ja filosofisiin näkemyksiin ja toisaalta keskiajalta peritty tiukka logiikka ja matematiikka. Teoreettisen tutkimuksen tuloksena Nikolai Kuzansky, N. Copernicus, G. Bruno ehdottavat universumin malleja, joissa on ääretön tila, peruuttamaton lineaarinen aika, heliosentrinen aurinkokunta ja monia sen kaltaisia ​​maailmoja. G. Galileo, jatkaen tätä perinnettä, tutki liikkeen lakeja - inertian ominaisuutta ja käytti ensimmäisenä tietoisesti mentaalimalleja (konstruktioita, joista myöhemmin tuli teoreettisen fysiikan perusta), matemaattista kieltä, jota hän piti maailman yleiskielenä. Universumi, yhdistelmä empiirisiä menetelmiä ja teoreettinen hypoteesi, jonka mukaan kokemuksen pitäisi vahvistaa tai kumota, ja lopuksi tähtitieteelliset havainnot kaukoputkella, mikä laajensi merkittävästi tieteen mahdollisuuksia.

G. Galileo, R. Descartes, I. Kepler loivat perustan nykyaikaisille fysikaalisille ja kosmogonisille maailmakäsityksille sekä niiden pohjalta että Newtonin 1600-luvun lopulla löytämien mekaniikan lakien perusteella. Ensimmäinen tieteellinen kosmologinen maailmankaikkeuden malli muodostettiin, jota kutsuttiin klassiseksi Newtonin malliksi. Tämän mallin mukaan Universumi: O on staattinen (stationaarinen), ts. keskimäärin vakio ajan kuluessa; O on homogeeninen - kaikki sen pisteet ovat yhtä suuret; O on isotrooppinen - kaikki suunnat ovat samat; o on ikuinen ja avaruudellisesti ääretön, ja tila ja aika ovat absoluuttisia - ne eivät ole riippuvaisia ​​toisistaan ​​ja liikkuvista massoista; O:lla on nollasta poikkeava ainetiheys; O:lla on rakenne, joka on täysin ymmärrettävä olemassa olevan fyysisen tiedon järjestelmän kielellä, mikä tarkoittaa mekaniikan lakien, universaalin gravitaatiolain, loputonta ekstrapoloituvuutta, jotka ovat kaikkien kosmisten kappaleiden liikkeen peruslakeja.

Lisäksi universumissa on sovellettavissa pitkän kantaman toiminnan periaate, ts. välitön signaalin eteneminen; Universumin yhtenäisyyden takaa yksi rakenne - aineen atomirakenne.

Tämän mallin empiirisenä perustana käytettiin kaikkia tähtitieteellisistä havainnoista saatuja tietoja nykyaikaisella matemaattisella laitteistolla. Tämä rakennelma perustui New Age'n rationalistisen filosofian determinismiin ja materialismiin. Huolimatta esiin tulleista ristiriitaisuuksista (fotometriset ja gravitaatioparadoksit - mallin ekstrapoloinnin seuraukset äärettömyyteen), ideologinen houkuttelevuus ja looginen johdonmukaisuus sekä heuristinen potentiaali teki Newtonin mallista ainoan hyväksyttävän kosmologien 1900-luvulle asti.

Tarve tarkistaa maailmankaikkeutta koskevia näkemyksiä johtui lukuisista 1800- ja 1900-luvuilla tehdyistä löydöistä: valonpaineen läsnäolo, atomin jakautuvuus, massavika, atomin rakenteen malli, ei-taso Riemannin ja Lobatševskin geometrioita, mutta vasta suhteellisuusteorian tultua uudesta kvanttirelativistisesta teoriasta tuli mahdollinen maailmankaikkeuden malli.

A. Einsteinin erityisten (STR, 1905) ja yleisten (GR, 1916) suhteellisuusteorioiden yhtälöistä seuraa, että tila ja aika liittyvät yhteen metriikkaan ja riippuvat liikkuvasta aineesta: nopeuksilla, jotka ovat lähellä nopeutta valosta avaruus tiivistyy, aika venyy ja lähellä kompakteja voimakkaita massoja avaruus-aika on kaareva, jolloin universumin malli geometrisoituu. Koko maailmankaikkeus yritettiin jopa kuvitella kaarevana aika-avaruusnä, jonka solmut ja viat tulkittiin massoiksi.

Ratkaiseessaan universumin yhtälöitä Einstein sai mallin, joka oli rajallinen avaruudessa ja paikallaan. Mutta pysyäkseen paikallaan, hänen täytyi liittää ratkaisuun ylimääräinen lambda-termi, jota ei empiirisesti tuettu millään ja joka vastasi toiminnaltaan kenttää, joka vastustaa painovoimaa kosmologisilla etäisyyksillä. Kuitenkin vuosina 1922-1924. A.A. Friedman ehdotti erilaista ratkaisua näihin yhtälöihin, joista oli mahdollista saada kolme erilaista maailmankaikkeuden mallia aineen tiheydestä riippuen, mutta kaikki kolme mallia olivat ei-stationaarisia (kehittyviä) - malli, jossa oli laajeneminen ja puristus, oskilloiva malli ja malli, jolla on ääretön laajeneminen. Tuolloin maailmankaikkeuden stationaarisuuden hylkääminen oli todella vallankumouksellinen askel, ja tiedemiehet hyväksyivät sen suurilla vaikeuksilla, koska se näytti olevan ristiriidassa kaikkien vakiintuneiden tieteellisten ja filosofisten näkemysten kanssa luonnosta, mikä väistämättä johti kreationismiin.

Ensimmäinen kokeellinen vahvistus maailmankaikkeuden epästationaarisuudesta saatiin vuonna 1929 - Hubble löysi punasiirtymän kaukaisten galaksien spektreistä, mikä Doppler-ilmiön mukaan osoitti maailmankaikkeuden laajenemista (kaikki kosmologit eivät tuolloin jakaneet tätä tulkintaa aika). Vuosina 1932-1933 Belgialainen teoreetikko J. Lemaigre ehdotti universumin mallia, jossa on "kuuma alku", niin sanottu "alkuräjähdys". Mutta 1940- ja 1950-luvuilla. Vaihtoehtoisia malleja ehdotettiin (hiukkasten syntyessä c-kentästä, tyhjiöstä), jotka säilyttävät universumin stationaarisen luonteen.

Vuonna 1964 amerikkalaiset tutkijat - astrofyysikko A. Penzias ja radioastronomi K. Wilson löysivät homogeenisen isotrooppisen jäännössäteilyn, mikä selvästi osoitti maailmankaikkeuden "kuumaa alkua". Tästä mallista tuli hallitseva ja useimmat kosmologit hyväksyivät sen. Kuitenkin juuri tämä "alkukohta", singulaarisuuden piste, aiheutti monia ongelmia ja kiistoja sekä "alkuräjähdyksen" mekanismista että siitä syystä, että sen lähellä olevan järjestelmän (universumin) käyttäytymistä ei voitu kuvata sisällä. tunnettujen tieteellisten teorioiden puitteet (äärimmäisen korkea lämpötila ja tiheys piti yhdistää äärettömän pieniin kokoihin). 1900-luvulla Universumista on esitetty monia malleja - niistä, jotka hylkäsivät suhteellisuusteorian perustana, niihin, jotka muuttivat jotain perusmallissa olevaa tekijää, esimerkiksi "universumin solurakennetta" tai merkkijonoteoriaa. Joten singulariteettiin liittyvien ristiriitojen poistamiseksi vuosina 1980-1982. Amerikkalainen tähtitieteilijä P. Steinhart ja Neuvostoliiton astrofyysikko A. Linde ehdottivat modifikaatiota laajenevan maailmankaikkeuden malliin - malliin, jossa on inflaatiovaihe ("täyttyvän maailmankaikkeuden" malli), jossa ensimmäiset hetket "alkuräjähdyksen" jälkeen saivat uusi tulkinta. Tätä mallia jatkettiin myöhemmin, ja se poisti useita merkittäviä ongelmia ja ristiriitoja kosmologiassa. Tutkimus ei pysähdy tänään: ryhmän japanilaisia ​​tiedemiehiä esittämä hypoteesi primääristen magneettikenttien alkuperästä on hyvin sopusoinnussa edellä kuvatun mallin kanssa ja antaa meille mahdollisuuden toivoa saavamme uutta tietoa magneettikenttien olemassaolon alkuvaiheista. Universumi.

Tutkimuskohteena Universumi on liian monimutkainen tutkittavaksi deduktiivisesti ekstrapolointi- ja mallintamismenetelmät tarjoavat mahdollisuuden edetä tiedoissaan. Nämä menetelmät edellyttävät kuitenkin kaikkien menettelytapojen tiukkaa noudattamista (ongelman muotoilusta, parametrien valinnasta, mallin ja alkuperäisen samankaltaisuuden asteesta saatujen tulosten tulkintaan), ja vaikka kaikki vaatimukset täyttyisivät ihanteellisesti, tutkimustulokset olla luonteeltaan pohjimmiltaan todennäköistä.

Tiedon matematisointi, joka lisää merkittävästi monien menetelmien heuristisia kykyjä, on 1900-luvun yleinen suuntaus tieteessä. Kosmologia ei ollut poikkeus: syntyi eräänlainen henkinen mallinnus - matemaattinen mallinnus, matemaattisen hypoteesin menetelmä. Sen ydin on, että yhtälöt ratkaistaan ​​ensin ja sitten haetaan fyysistä tulkintaa tuloksena oleville ratkaisuille. Tällä menetelmällä, joka ei ole tyypillistä menneisyyden tieteelle, on valtava heuristinen potentiaali. Tämä menetelmä johti Friedmanin luomaan mallin laajenevasta maailmankaikkeudesta. Tällä tavalla positronit löydettiin ja tieteessä tehtiin monia muita tärkeitä löytöjä 1900-luvun lopulla.

Tietokonemallit, mukaan lukien maailmankaikkeuden mallintamiseen käytetyt mallit, ovat syntyneet tietotekniikan kehityksestä. Niiden perusteella on parannettu inflaatiovaiheen universumin malleja; 2000-luvun alussa. käsiteltiin suuria määriä avaruusluotaimelta saatua tietoa ja luotiin malli universumin kehityksestä, jossa huomioidaan "pimeä aine" ja "pimeä energia".

Ajan myötä monien peruskäsitteiden tulkinta on muuttunut.

Fysikaalista tyhjiötä ei enää ymmärretä tyhjyydeksi, ei eetteriksi, vaan monimutkaiseksi tilaksi, jossa on potentiaalinen (virtuaalinen) aine- ja energiasisältö. Samaan aikaan havaittiin, että nykytieteen tuntemat kosmiset kappaleet ja kentät muodostavat merkityksettömän osan maailmankaikkeuden massasta ja suurin osa massasta sisältyy "pimeään aineeseen" ja "pimeään energiaan", jotka paljastavat itsensä epäsuorasti. . Viime vuosien tutkimukset ovat osoittaneet, että merkittävä osa tästä energiasta vaikuttaa universumin laajenemiseen, venymiseen ja repeytymiseen, mikä voi johtaa havaittavaan laajenemiskiihtyvyyteen. Tässä suhteessa maailmankaikkeuden mahdollisen tulevaisuuden skenaario vaatii tarkistamista. Ajan luokka on yksi kosmologian eniten puhutuista luokista. Useimmat tutkijat kiinnittävät aikaan objektiivisen luonteen, mutta Augustinuksen ja I. Kantin perinteen mukaan aika ja tila ovat kontemplaatiomme muotoja, ts. niitä tulkitaan subjektiivisesti. Aikaa pidetään joko tekijöistä riippumattomana parametrina (Demokrituksesta peräisin oleva ja klassisen newtonilaisen maailmankaikkeuden mallin taustalla oleva oleellinen käsite) tai aineen liikkeeseen liittyvänä parametrina (suhteellinen käsite, joka tulee Aristoteleselta ja siitä tulee perusta universumin kvanttirelativistisesta mallista). Yleisin on dynaaminen käsite, joka esittää aikaa liikkuvana (puhutaan ajan kulumisesta), mutta on esitetty myös päinvastainen käsite - staattinen. Aika näyttää erilaisissa malleissa joko sykliseltä tai äärelliseltä tai äärettömältä ja lineaariselta. Ajan olemus yhdistetään useimmiten kausaalisuuteen. Käsitellään sellaisia ​​ongelmia kuin nykyisen ajan hetken tunnistamisen perusteet, sen suunta, anisotropia, peruuttamattomuus, ajan universaalisuus, ts. Onko aikaa kaikissa universumin tiloissa ja onko se aina yksiulotteinen vai voiko sillä olla eri ulottuvuus, eikä sitä edes ole olemassa tietyissä olosuhteissa (esimerkiksi singulaarisuuspisteessä). Vähiten kehittynyt kysymys koskee ajan erityispiirteitä monimutkaisissa järjestelmissä: biologisissa, mentaalisissa, sosiaalisissa.

Universumin malleja luotaessa joillakin vakioilla on merkittävä rooli - gravitaatiovakio, Planckin vakio, valon nopeus, aineen keskimääräinen tiheys, aika-avaruuden ulottuvuuksien lukumäärä. Näitä vakioita tutkimalla jotkut kosmologit tulivat siihen tulokseen, että näiden vakioiden muilla arvoilla universumissa ei olisi monimutkaisia ​​aineen muotoja, puhumattakaan elämästä ja erityisesti älykkyydestä.

BIBLIOGRAFINEN LUETTELO

Evsyukov V.V. Myyttejä maailmankaikkeudesta. Novosibirsk, 1988.

Latypov N.N., Beilin V.A., Vereshkov G.M. Tyhjiö, alkuainehiukkaset ja universumi. M., 2001.

Linde A.D. Hiukkasfysiikka ja inflaatiokosmologia. M., 1990.

Nadtochaev A.S. Filosofia ja tiede antiikin aikana. M., 1990.

Novikov I.D. Universumin evoluutio. M., 1990.

Pavlenko A.N. Eurooppalainen kosmologia: epistemologisen käänteen perusteet. M., 1997.

Hawking S. Alkuräjähdyksestä mustiin aukkoihin. M., 1990.

Universumin tulevaisuuden kuvaamiseksi on ehdotettu erilaisia ​​kosmologisia skenaarioita. Kaikki nämä hypoteesit voidaan jakaa kahteen ryhmään: "suljetun" ja "avoimen" universumin malleihin. Jos avaruuden kaarevuus on negatiivinen tai yhtä suuri kuin nolla, määritetään avoimen universumin malli, jos avaruuden kaarevuus on positiivinen, niin määritellään "suljetun" tai "suljetun" universumin malli.

"Suljettu" malli olettaa, että universumi on sekä äärellinen että rajoittamaton, ts. liikkuessasi sitä pitkin et pääse rajalle. Kuitenkin havaitsijan jostain lähteestä vapauttama valo palaa hänelle vastakkaisesta suunnasta. Suljetun universumin hypoteesi olettaa, että maailma käy läpi monia evoluution syklejä. Jokainen sykli edustaa ensin maailmankaikkeuden laajenemista ja sitten supistumista ja kestää noin 100 miljardia vuotta. Uuteen kiertokulkuun siirtymisen aikana fyysisiin perusvakioihin liittyvät universumin perusominaisuudet muuttuvat. Mitä tulee maailmankaikkeuden nykyiseen tilaan, tämän hypoteesin puitteissa oletetaan, että noin 30 miljardin vuoden kuluttua se alkaa kutistua ja vielä 50 miljardin vuoden kuluttua se palaa yksittäiseen tilaan, josta se on " Uudelleensyntyä.

"Avoin" malli näkee maailmankaikkeuden äärettömänä. Avoimen maailmankaikkeuden malleissa oletetaan, että tähdet jäähtyvät 10-14 vuodessa, koska kaikki lämpöydinreaktioiden materiaali katoaa. 10-15 vuoden kuluttua tähdet alkavat poistua galakseistaan, ja planeetat irtautuvat tähdistä ja lentävät avaruuteen. Noin 10–17 vuoden aikana kaikki tähdet menettävät lopulta planeettansa ja galaksien keskusosat romahtavat. Jäljelle jäänyt aine alkaa gravitaatiovoimien ansiosta kerääntyä valtavatiheyksiksi ytimiksi, ts. galaksit muuttuvat supermassiivisiksi mustiksi aukoksi. 10 32 vuoden kuluttua maailmankaikkeus koostuu mustista aukoista ja harvinaistuneesta elektroni-positronikaasusta. 10 96 vuodessa mustat aukot haihtuvat. 10 100 vuodessa maailmankaikkeus muuttuu elektroni-positroniplasmaksi, jonka tiheys on erittäin pieni.

Tämä skenaario oletetaan protonien epävakauden tapauksessa. Jos protoni on vakaa, ehdotetaan, että 10 65 vuoden kuluttua kaikki aine muuttuu nesteeksi ja tähdet, joista on tullut siihen mennessä mustia kääpiöitä, muuttuvat nestepisaroiksi. 10-1500 vuodessa kaikista nestepisaroista tulee rautaa. Valtavan vuosien jälkeen, mikä ilmaistaan ​​uskomattomina määrinä, nämä nestemäiset rautapisarat muuttuvat mustiksi aukoiksi ja haihtuvat vähitellen. Universumi, kuten edellisessä mallissa, menee elektroni-positroniplasman tilaan.

Tällä hetkellä universumimme on laajentumistilassa. Synergiikan luoja I. Prigogine väittää, että standardimalli ennustaa: loppujen lopuksi universumimme on tuomittu kuolemaan joko jatkuvan laajenemisen seurauksena (lämpökuolema) tai myöhemmän puristuksen seurauksena ("hirvittävä kolari"). ).