Реферат: Модель большого взрыва и расширяющейся Вселенной - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Модель большого взрыва и расширяющейся Вселенной

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 2500 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Сочинский Государственный Университет Туризма и Курортного Дела Реферат : На тему : Модель большого взрыва и расширяющейся Вселенной Выполнил Голиков А.С. Студент 2 курса Группы 20 ГМУ СОЧИ 2002 г. введение. Одной из основных концепций современного естествознан ия является учение о Вселенной как едином целом и обо всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Метагалактике ) как части целого - космология . Выводы космологии основываются и на законах физики , и на данных наблюдательной астрон о мии . Как любая наука , космология в своей структуре кроме эмпирического и теоретического уровней имеет также уровень философских предпосылок , философских оснований . Так , в основании современной космологии лежит предположение о том , что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной , чаще всего на основе опытов на планете Земля , могут быть экстраполированы на значительно большие области , в конечном счете - на всю Вселенную . Это предположение об устойчивости законов п рироды в пространстве и времени относится к уровню философских оснований современной космологии. Цель моего реферата состоит в том , чтоб разобраться , что же все-таки представляет с себя вселенная . В моем реферате поставлены такие задачи : 1. Изучить , как произошел тот темп развития вселенной , начиная с момента “большого взрыва” ? 2. Рассмотреть взгляды различных ученых , философов , политологов о том , как расширяется вселенная ? 3. Исследовать , почему Вселенная начала расширятся со скоростью , столь близкой к критической , которая разделяет модели с повторным сжатием и модели с вечным расширением , так что даже сейчас , через десять тысяч миллионов лет , Вселенная продолжает расширяться со скоростью , примерно равной критической ? 1. Модель Большого Взрыва Модель эволюционной истории Вселенной , согласно которой она возникла в бесконечно плотном состоянии и с тех пор расширяется . Это событие произошло от 13 до 20 миллиардов лет назад и известно как "Большой Взрыв ". Теория Большого Взрыва теперь общепринята , так как она объясняет оба наиболее значительных факта космологии : расширяющуюся Вселенную и существование космического фонового излучения . Можно воспользоваться известными законами физики и просчитать в обратном направлении все состояния , в которых находилась Все л енная , начиная с 10-43 секунд после Большого Взрыва . В течение первого миллиона лет вещество и энергия во Вселенной сформировали непрозрачную плазму , иногда называемую первичным огненным шаром . К концу этого периода расширение Вселенной заставило температ у ру опуститься ниже 3000 K, так что протоны и электроны смогли объединяться , образуя атомы водорода . На этой стадии Вселенная стала прозрачной для излучения . Плотность вещества теперь стала выше плотности излучения , хотя раньше ситуация была обратной , что и определяло скорость расширения Вселенной . Фоновое микроволновое излучение - все , что осталось от сильно охлажденного излучения ранней Вселенной . Первые галактики начали формироваться из первичных облаков водорода и гелия только через один или два миллиар д а лет . Термин "Большой Взрыв " может применяться к любой модели расширяющейся Вселенной , которая в прошлом была горячей и плотной . 1.1. Гипотетическое представление о Вселенной Как-то один известный ученый ( Бертран Рассел ) читал публичную лекци ю об астрономии . Он рассказывал , как Земля вращается вокруг Солнца , а Солнце , в свою очередь , вращается вокруг центра огромного скопления звезд , которое называют нашей Галактикой . Когда лекция подошла к концу , из последних рядов зала поднялась маленькая п о жилая леди и сказала : "Все , что вы нам говорили , - чепуха . На самом деле наш мир - это плоская тарелка , которая стоит па спине гигантской черепахи ". Снисходительно улыбнувшись , ученый спросил : "А на чем держится черепаха ?" - "Вы очень умны , молодой челове к , - ответила пожилая леди . - Черепаха - на другой черепахе , та - тоже на черепахе , и так все ниже и ниже ". Такое представление о Вселенной как о бесконечной башне из черепах большинству из нас покажется смешным , но почему мы думаем , что сами зна е м лучше ? Что нам известно о Вселенной , и как мы это узнали ? Откуда взялась Вселенная , и что с ней станется ? Было ли у Вселенной начало , а если было , то что происходило до начала ? Какова сущность времени ? Кончится ли оно когда-нибудь ? Достижения физики пос л едних лет , которыми мы частично обязаны фантастической новой технике , позволяют наконец получить ответы хотя бы на отдельные из таких давно поставленных вопросов . Пройдет время , и эти ответы , может быть , станут столь же очевидными , как-то , что Земля враща е тся вокруг Солнца , а может быть , столь же нелепыми , как башня из черепах . Только время (чем бы оно ни было ) решит это . Еще в 340 г . до н . э . греческий философ Аристотель в своей книге "О небе " привел два веских довода в пользу того , что Земля не плоская тарелка , а круглый шар . Во-первых , Аристотель догадался , что лунные затмения происходят тогда , когда Земля оказывается между Луной и Солнцем . Земля всегда отбрасывает на Луну круглую тень , а это может быть лишь в том случае , если Земля имеет форму шара . Будь Земля плоским диском , ее тень имела бы форму вытянутого эллипса , если только затмение не происходит всегда именно в тот момент , когда Солнце находится точно на оси диска . Во-вторых , по опыту своих путешествий греки знали , что в южных районах По л ярная звезда на небе располагается ниже , чем в северных . (Поскольку Полярная звезда находится над Северным полюсом , она будет прямо над головой наблюдателя , стоящего на Северном полюсе , а человеку на экваторе покажется , что она на линии горизонта ). Зная р а зницу в кажущемся положении Полярной звезды в Египте и Греции , Аристотель сумел даже вычислить , что длина экватора равна 400 000 стадиев . Что такое стадий , точно неизвестно , но он близок к 200 метрам , и , стало быть , оценка Аристотеля примерно в 2 раза бол ь ше значения , принятого сейчас . У греков был еще и третий довод в пользу шарообразной формы Земли : если Земля не круглая , то почему же мы сначала видим паруса корабля , поднимающиеся над горизонтом , и только потом сам корабль ? Аристотель думал , чт о Земля неподвижна , а Солнце , Луна , планеты и звезды вращаются вокруг нее по круговым орбитам . Он так полагал , ибо в соответствии со своими мистическими воззрениями Землю считал центром Вселенной , а круговое движение - самым совершенным . Птолемей во II век е развил идею Аристотеля в полную космологическую модель . Земля стоит в центре , окруженная восемью сферами , несущими на себе Луну , Солнце и пять известных тогда планет : Меркурий , Венеру , Марс , Юпитер и Сатурн (рис . 1.1). Сами планеты , считал Птолемей , движ у тся по меньшим кругам , скрепленным с соответствующими сферами . Это объясняло тот весьма сложный путь , который , как мы видим , совершают планеты . На самой последней сфере располагаются неподвижные звезды , которые , оставаясь в одном и том же положении друг о т носительно друга , движутся по небу все вместе как единое целое . Что лежит за последней сферой , не объяснялось , но во всяком случае это уже не было частью той Вселенной , которую наблюдает человечество. Модель Птолемея позволяла неплохо предсказывать положение небесных тел на небосводе , но для точного предс казания ему пришлось принять , что траектория Луны в одних местах подходит к Земле в 2 раза ближе , чем в других ! Это означает , что в одном положении Луна должна казаться в 2 раза большей , чем в другом ! Птолемей знал об этом недостатке , но тем не менее его т еория была признана , хотя и не везде . Христианская Церковь приняла Птолемееву модель Вселенной как не противоречащую Библии , ибо эта модель была очень хороша тем , что оставляла за пределами сферы неподвижных звезд много места для ада и рая . Однако в 1514 г . польский священник Николай Коперник предложил еще более простую модель . (Вначале , опасаясь , наверное , того , что Церковь объявит его еретиком , Коперник пропагандировал свою модель анонимно ). Его идея состояла в том , что Солнце стоит неподвижно в центре , а Земля и другие планеты обращаются вокруг него по круговым орбитам . Прошло почти столетие , прежде чем идею Коперника восприняли серьезно . Два астронома - немец Иоганн Кеплер и итальянец Галилео Галилей - публично выступили в поддержку теории Коперника , не с мотря на то что предсказанные Коперником орбиты не совсем совпадали с наблюдаемыми . Теории Аристотеля - Птолемея пришел конец в 1609 г ., когда Галилей начал наблюдать ночное тения , согласно которому всякое тело во Вселенной притягивается к любому другому т е лу с тем большей силой , чем больше массы этих тел и чем меньше расстояние между ними . Это та самая сила , которая заставляет тела падать на землю . (Рассказ о том , что Ньютона вдохновило яблоко , упавшее ему на голову , почти наверняка недостоверен . Сам Ньюто н сказал об этом лишь то , что мысль о тяготении пришла , когда он сидел в "созерцательном настроении ", и "поводом было падение яблока "). Далее Ньютон показал , что , согласно его закону , Луна под действием гравитационных сил движется по эллиптической орбите в о круг Земли , а Земля и планеты вращаются по эллиптическим орбитам вокруг Солнца . Модель Коперника помогла избавиться от Птолемеевых небесных сфер , а заодно и от представления о том , что Вселенная имеет какую-то естественную границу . Поскольку "не п одвижные звезды " не изменяют своего положения на небе , если не считать их кругового движения , связанного с вращением Земли вокруг своей оси , естественно было предположить , что неподвижные звезды - это объекты , подобные нашему Солнцу , только гораздо более у даленные . Ньютон понимал , что по его теории тяготения звезды должны притягиваться друг к другу и поэтому , казалось бы , не могут оставаться совсем неподвижными . Не должны ли они упасть друг на друга , сблизившись в какой-то точке ? В 1691 г . в пись м е Ричарду Бентли , еще одному выдающемуся мыслителю того времени , Ньютон говорил , что так действительно должно было бы произойти , если бы у нас было лишь конечное число звезд в конечной области пространства . Но , рассуждал Ньютон , если число звезд бесконечн о и они более или менее равномерно распределены по бесконечному пространству , то этого никогда не произойдет , так как нет центральной точки , куда им нужно было бы падать . Эти рассуждения - пример того , как легко попасть впросак , ведя разговоры о б есконечности . В бесконечной Вселенной любую точку можно считать центром , так как по обе стороны от нее число звезд бесконечно . Лишь гораздо позже поняли , что более правильный подход - взять конечную систему , в которой все звезды падают друг на друга , стре м ясь к центру , и посмотреть , какие будут изменения , если добавлять еще и еще звезд , распределенных приблизительно равномерно вне рассматриваемой области . По закону Ньютона дополнительные звезды в среднем никак не повлияют на первоначальные , т . е . звезды бу д ут с той же скоростью падать в центр выделенной области . Сколько бы звезд мы ни добавили , они всегда будут стремиться к центру . В наше время известно , что бесконечная статическая модель Вселенной невозможна , если гравитационные силы всегда остаются силами взаимного притяжения . Интересно , каким было общее состояние научной мысли до начала XX в .: никому и в голову не пришло , что Вселенная может расширяться или сжиматься . Все считали , что Вселенная либо существовала всегда в неизменном состоянии , ли б о была сотворена в какой-то момент времени в прошлом примерно такой , какова она сейчас . Отчасти это , может быть , объясняется склонностью людей верить в вечные истины , а также особой притягательностью той мысли , что , пусть сами они состарятся и умрут , Всел е нная останется вечной и неизменной . Даже тем ученым , которые поняли , что ньютоновская теория тяготения делает невозможной статическую Вселенную , не приходила в голову гипотеза расширяющейся Вселенной . Они попытались модифицировать теорию , сделав гравитационную силу отталкивающей на очень больших расстояниях . Это практически не меняло предсказываемого движения планет , но зато позволяло бесконечному распределению звезд оставаться в равновесии , так как притяжение близких звезд компенсировалось оттал к иванием от далеких . Но сейчас мы считаем , что такое равновесие оказалось бы неустойчивым . В самом деле , если в какой-то области звезды чуть-чуть сблизятся , то силы притяжения между ними возрастут и станут больше сил отталкивания , так что звезды будут и да л ьше сближаться . Если же расстояние между звездами чуть-чуть увеличится , то перевесят силы отталкивания и расстояние будет нарастать . Еще одно возражение против модели бесконечной статической Вселенной обычно приписывается немецкому философу Генр и ху Олберсу , который в 1823 г . опубликовал работу , посвященную этой модели . На самом деле многие современники Ньютона занимались той же задачей , и статья Олберса была даже не первой среди работ , в которых высказывались серьезные возражения . Ее лишь первой с тали широко цитировать . Возражение таково : в бесконечной статической Вселенной любой луч зрения должен упираться в какую-нибудь звезду . Но тогда небо даже ночью должно ярко светиться , как Солнце . Контраргумент Олберса состоял в том , что свет , идущий к нам от далеких звезд , должен ослабляться из-за поглощения в находящемся на его пути веществе . Но в таком случае само это вещество должно нагреться и ярко светиться , как звезды . Единственная возможность избежать вывода о ярко , как Солнце , светящемся н очном небе - предположить , что звезды сияли не всегда , а загорелись в какой-то определенный момент времени в прошлом . Тогда поглощающее вещество , возможно , еще не успело разогреться или же свет далеких звезд еще не дошел до нас . Но возникает вопрос : почем у зажглись звезды ? Конечно , проблема возникновения Вселенной занимала умы людей уже очень давно . Согласно ряду ранних космогонии и иудейско-христианско-мусульманским мифам , наша Вселенная возникла в какой-то определенный и не очень отдаленный мом е нт времени в прошлом . Одним из оснований таких верований была потребность найти "первопричину " существования Вселенной . Любое событие во Вселенной объясняют , указывая его причину , т . е . другое событие , произошедшее раньше ; подобное объяснение существовани я самой Вселенной возможно лишь в том случае , если у нее было начало . Другое основание выдвинул Блаженный Августин (православная Церковь считает Августина блаженным , а Католическая - святым . - прим . ред .). в книге "Град Божий ". Он указал на то , что цивилиз а ция прогрессирует , а мы помним , кто совершил то или иное деяние и кто что изобрел . Поэтому человечество , а значит , вероятно , и Вселенная , вряд ли очень долго существуют . Блаженный Августин считал приемлемой дату сотворения Вселенной , соответствующую книге "Бытия ": приблизительно 5000 год до нашей эры . (Интересно , что эта дата не так уж далека от конца последнего ледникового периода - 10 000 лет до н . э ., который археологи считают началом цивилизации ). Аристотелю же и большинству других греческих ф илософов не нравилась идея сотворения Вселенной , так как она связывалась с божественным вмешательством . Поэтому они считали , что люди и окружающий их мир существовали и будут существовать вечно . Довод относительно прогресса цивилизации ученые древности ра с сматривали и решили , что в мире периодически происходили потопы и другие катаклизмы , которые все время возвращали человечество к исходной точке цивилизации . Вопросы о том , возникла ли Вселенная в какой-то начальный момент времени и ограничена ли она в пространстве , позднее весьма пристально рассматривал философ Иммануил Кант в своем монументальном (и очень темном ) труде "Критика чистого разума ", который был издан в 1781 г . Он назвал эти вопросы антиномиями (т . е . противоречиями ) чистого разума , т а к как видел , что в равной мере нельзя ни доказать , ни опровергнуть ни тезис о необходимости начала Вселенной , ни антитезис о ее вечном существовании . Тезис Кант аргументировал тем , что если бы у Вселенной не было начала , то всякому событию предшествовал б ы бесконечный период времени , а это Кант считал абсурдом . В поддержку антитезиса Кант говорил , что если бы Вселенная имела начало , то ему предшествовал бы бесконечный период времени , а тогда спрашивается , почему Вселенная вдруг возникла в тот , а не другой м омент времени ? На самом деле аргументы Канта фактически одинаковы и для тезиса , и для антитезиса . Он исходит из молчаливого предположения , что время бесконечно в прошлом независимо от того , существовала или не существовала вечно Вселенная . Как мы увидим н и же , до возникновения Вселенной понятие времени лишено смысла . Когда большинство людей верило в статическую и неизменную Вселенную , вопрос о том , имела она начало или нет , относился , в сущности , к области метафизики и теологии . Все наблюдаемые яв л ения можно было объяснить как с помощью теории , в которой Вселенная существует вечно , так и с помощью теории , согласно которой Вселенную сотворили в какой-то определенный момент времени таким образом , чтобы все выглядело , как если бы она существовала вечн о . Но в 1929 г . Эдвин Хаббл сделал эпохальное открытие : оказалось , что в какой бы части неба ни вести наблюдения , все далекие галактики быстро удаляются от нас . Иными словами , Вселенная расширяется . Это означает , что в более ранние времена все объекты были ближе друг к другу , чем сейчас . Значит , было , по-видимому , время , около десяти или двадцати тысяч миллионов лет назад , когда они все находились в одном месте , так что плотность Вселенной была бесконечно большой . Сделанное Хабблом открытие перевело вопрос о том , как возникла Вселенная , в область компетенции науки . Наблюдения Хаббла говорили о том , что было время - так называемый большой взрыв , когда Вселенная была бесконечно малой и бесконечно плотной . При таких условиях все законы науки теряют см ы сл и не позволяют предсказывать будущее . Если в еще более ранние времена и происходили какие-либо события , они все равно никак не смогли бы повлиять на то , что происходит сейчас . Из-за отсутствия же наблюдаемых следствий ими можно просто пренебречь . Больш о й взрыв можно считать началом отсчета времени в том смысле , что более ранние времена были бы просто не определены . Подчеркнем , что такое начало отсчета времени очень сильно отличается от всего того , что предлагалось до Хаббла . Начало времени в неизменяюще й ся Вселенной есть нечто , что должно определяться чем-то , существующим вне Вселенной ; для начала Вселенной нет физической необходимости . Сотворение Богом Вселенной можно в своем представлении относить к любому моменту времени в прошлом . Если же Вселенная р а сширяется , то могут существовать физические причины для того , чтобы она имела начало . Можно по-прежнему представлять себе , что именно Бог создал Вселенную - в момент большого взрыва или даже позднее (но так , как если бы произошел большой взрыв ). Однако бы л о бы абсурдно утверждать , что Вселенная возникла раньше большого взрыва . Представление о расширяющейся Вселенной не исключает создателя , но налагает ограничения на возможную дату его трудов ! Поскольку уже существующих частных теорий вполне достат очно , чтобы делать точные предсказания во всех ситуациях , кроме самых экстремальных , поиск окончательной теории Вселенной не отвечает требованиям практической целесообразности . (Заметим , однако , что аналогичные возражения можно было бы выдвинуть против те о рии относительности и квантовой механики , а ведь именно эти теории произвели революцию в ядерной физике и в микроэлектронике !) Таким образом , открытие полной единой теории , может быть , не будет способствовать выживанию и даже никак не повлияет на течение н ашей жизни . Но уже на заре цивилизации людям не нравились необъяснимые и не связанные между собой события , и они страстно желали понять тот порядок , который лежит в основе нашего мира . По сей день мы мечтаем узнать , почему мы здесь оказались и откуда взял и сь . Стремление человечества к знанию является для нас достаточным оправданием , чтобы продолжать поиск . А наша конечная цель - никак не меньше , чем полное описание Вселенной , в которой мы обитаем. 1.2 Расширяющаяся Вселенная Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо , то , скорее всего , самыми яркими объектами , которые вы увидите , будут планеты Венера , Марс , Юпитер и Сатурн . Кроме того , вы увидите огромное количество звезд , похожих на наше Солнце , но находящихся гораздо дальше от нас . При вращен и и Земли вокруг Солнца некоторые из этих "неподвижных " звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга , т . е . на самом деле они вовсе не неподвижны ! Дело в том , что они несколько ближе к нам , чем другие . Поскольку же Земля вращается вокруг Со л нца , близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд . Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд : чем они ближе , тем сильнее заметно их перемещение . Самая близкая звезда , называемая Проксимой Ц е нтавра , находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет (т . е . свет от нее идет до Земли около четырех лет ), или около 37 миллионов километров . Большинство звезд , видимых невооруженным глазом , удалены от нас на несколько сотен световых л ет . Сравните это с расстоянием до нашего Солнца , составляющим всего восемь световых минут ! Видимые звезды рассыпаны но всему ночному небу , но особенно густо в той полосе , которую мы называем Млечным Путем . Еще в 1750 г . некоторые астрономы высказывали мыс л ь , что существование Млечного Пути объясняется тем , что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию - пример того , что сейчас называется спиральной галактикой . Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил эт о предположение , выполнив колоссальную работу но составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них . Но даже после этого представление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века . Современная ка р тина Вселенной возникла только в 1924 г ., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал , что наша Галактика не единственная . На самом деле существует много других галактик , разделенных огромными областями пустого пространства . Для доказательства Хабблу т ребовалось определить расстояния до этих галактик , которые настолько велики , что , в отличие от положений близких звезд , видимые положения галактик действительно не меняются . Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным метода м . Видимая яркость звезды зависит от двух факторов : от того , какое количество света излучает звезда (се светимости ), и от того , гд e она находится . Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить ; следовательно , мы можем вычислить и их светимост ь . И наоборот , зная светимость звезд в других галактиках , мы могли бы вычислить расстояние до них , измерив их видимую яркость . Хаббл заметил , что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та же , когда они находятся достаточно близко для того , чтобы мо ж но было производить измерения . Следовательно , рассуждал Хаббл , если такие звезды обнаружатся в другой галактике , то , предположив у них такую же светимость , мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики . Если подобные расчеты для нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат , то полученную оценку расстояния можно считать надежной. Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик . Теперь известно , что наша Галактика - одна из нескольких сотен тысяч миллионов галактик , которые можно наблюдать в современные телескоп ы , а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд . На рис . 3.1 показано , какой увидел бы нашу Галактику наблюдатель , живущий в какой-нибудь другой галактике . Наша Галактика имеет около ста тысяч световых лет в поперечнике . О н а медленно вращается , а звезды в ее спиральных рукавах каждые несколько сотен миллионов лет делают примерно один оборот вокруг ее центра . Наше Солнце представляет собой обычную желтую звезду средней величины , расположенную на внутренней стороне одного из с пиральных рукавов . Какой же огромный путь мы прошли от Аристотеля и Птолемея , когда Земля считалась центром Вселенной ! в ее атмосфере . В 20-х годах , когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик , обнаружилось нечто еще бол е е странное : в нашей собственной Галактике оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов , что и у звезд , но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спектра . Чтобы понять смысл сказанного , следует сначала разобраться с эффектом Доплера . Как мы уже знаем , видимый свет - это колебания , или волны электромагнитного поля . Частота (число волн в одну секунду ) световых колебаний чрезвычайно высока - от четырехсот до семисот миллионов волн в секунду . Человеческий глаз восприним а ет свет разных частот как разные цвета , причем самые низкие частоты соответствуют красному концу спектра , а самые высокие - фиолетовому . Представим себе источник света , расположенный на фиксированном расстоянии от нас (например , звезду ), излучающий с пост о янной частотой световые волны . Очевидно , что частота приходящих волн будет такой же , как та , с которой они излучаются (пусть гравитационное поле галактики невелико и его влияние несущественно ). Предположим теперь , что источник начинает двигаться в нашу ст о рону . При испускании следующей волны источник окажется ближе к нам , а потому время , за которое гребень этой волны до нас дойдет , будет меньше , чем в случае неподвижной звезды . Стало быть , время между гребнями двух пришедших волн будет меньше , а число волн, принимаемых нами за одну секунду (т . е . частота ), будет больше , чем когда звезда была неподвижна . При удалении же источника частота приходящих волн будет меньше . Это означает , что спектры удаляющихся звезд будут сдвинуты к красному концу (красное смещени е ), а спектры приближающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение . Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера , и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жизни . Прислушайтесь к тому , как идет по шоссе машина : когда о на приближается , звук двигателя выше (т . е . выше частота испускаемых им звуковых волн ), а когда , проехав мимо , машина начинает удаляться , звук становится ниже . Световые волны и радиоволны ведут себя аналогичным образом . Эффектом Доплера пользуется полиция, определяя издалека скорость движения автомашин по частоте радиосигналов , отражающихся от них . Доказав , что существуют другие галактики , Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этих галактик и наблюдению их спектров . В то в р емя большинство ученых считали , что движение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров , смещенных в красную сторону , должно наблюдаться столько же , сколько и смещенных в фиолетовую . Каково же было удивление , когда у большей части галактик о б наружилось красное смещение спектров , т . е . оказалось , что почти все галактики удаляются от нас ! Еще более удивительным было открытие , опубликованное Хабблом в 1929 г .: Хаббл обнаружил , что даже величина красного смещения не случайна , а прямо пропорционал ь на расстоянию от нас до галактики . Иными словами , чем дальше находится галактика , тем быстрее она удаляется ! А это означало , что Вселенная не может быть статической , как думали раньше , что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галакт и ками все время растут . Открытие расширяющейся Вселенной было одним из великих интеллектуальных переворотов двадцатого века . Задним числом мы можем лишь удивляться тому , что эта идея не пришла никому в голову раньше . Ньютон и другие ученые должны были бы сообразить , что статическая Вселенная вскоре обязательно начала бы сжиматься под действием гравитации . Но предположим , что Вселенная , наоборот , расширяется . Если бы расширение происходило достаточно медленно , то под действием гравитационной силы о н о в конце концов прекратилось бы и перешло в сжатие . Однако если бы скорость расширения превышала некоторое критическое значение , то гравитационного взаимодействия не хватило бы , чтобы остановить расширение , и оно продолжалось бы вечно . Все это немного на п оминает ситуацию , возникающую , когда с поверхности Земли запускают вверх ракету . Если скорость ракеты не очень велика , то из-за гравитации она в конце концов остановится и начнет падать обратно . Если же скорость ракеты больше некоторой критической (около о диннадцати километров в секунду ), то гравитационная сила не сможет ее вернуть , и ракета будет вечно продолжать свое движение от Земли . Расширение Вселенной могло быть предсказано на основе ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII век а . Однако вера в статическую Вселенную была столь велика , что жила в умах еще в начале нашего века . Даже Эйнштейн , разрабатывая в 1915 г . общую теорию относительности , был уверен в статичности Вселенной . Чтобы не вступать в противоречие со статичностью , Эй н штейн модифицировал свою теорию , введя в уравнения так называемую космологическую постоянную . Он ввел новую "антигравитационную " силу , которая в отличие от других сил не порождалась каким-либо источником , а была заложена в саму структуру пространства-врем е ни . Эйнштейн утверждал , что пространство-время само по себе всегда расширяется и этим расширением точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной , так что в результате Вселенная оказывается статической . По-видимому , лишь один человек полностью поверил в общую теорию относительности : пока Эйнштейн и другие физики думали над тем , как обойти не статичность Вселенной , предсказываемую этой теорией , русский физик и математик А . А . Фридман , наоборот , занялся ее объяснением . Фридман сделал два очень простых исходных предположения : во-первых , Вселенная выглядит одинаково , в каком бы направлении мы ее ни наблюдали , и во-вторых , это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае , если бы мы производили наблюдения из какого-ни б удь другого места . Не прибегая ни к каким другим предположениям , Фридман показал , что Вселенная не должна быть статической . В 1922 г ., за несколько лет до открытия Хаббла , Фридман в точности предсказал его результат ! Предположение об одинаковост и Вселенной во всех направлениях на самом деле , конечно , не выполняется . Как мы , например , уже знаем , другие звезды в нашей Галактике образуют четко выделяющуюся светлую полосу , которая идет п o всему небу ночью - Млечный Путь . Н o если говорить о далеких га л актиках , то их число во всех направлениях примерно одинаково . Следовательно , Вселенная действительно "примерно " одинакова во всех направлениях - при наблюдении в масштабе , большом по сравнению с расстоянием между галактиками , когда отбрасываются мелкомасш т абные различия . Правда , на первый взгляд , тот факт , что Вселенная кажется нам одинаковой во всех направлениях , может говорить о какой-то выделенности нашего местоположения во Вселенной . В частности , раз мы видим , что все остальные галактики удал я ются от нас , значит , мы находимся в центре Вселенной . Но есть и другое объяснение : Вселенная будет выглядеть одинаково во всех направлениях и в том случае , если смотреть на нее из какой-нибудь другой галактики . Это , как мы знаем , вторая гипотеза Фридмана. У нас нет научных доводов ни за , ни против этого предположения , и мы приняли его , так сказать , из скромности : было бы крайне странно , если бы Вселенная казалась одинаковой во всех направлениях только вокруг нас , а в других ее точках этого не было ! В модел и Фридмана все галактики удаляются друг от друга . Это вроде бы как надутый шарик , на который нанесены точки , если его все больше надувать . Расстояние между любыми двумя точками увеличивается , но ни одну из них нельзя назвать центром расширения . Притом чем б ольше расстояние между точками , тем быстрее они удаляются друг от друга . Но и в модели Фридмана скорость , с которой любые две галактики удаляются друг от друга , пропорциональна расстоянию между ними . Таким образом , модель Фридмана предсказывает , что красн о е смешение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас , в точном соответствии с открытием Хаббла . Несмотря на успех этой модели и на согласие ее предсказаний с наблюдениями Хаббла , работа Фридмана оставалась неизвестной на Западе , и л ишь в 1935 г . американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели в связи с открытием Хаббла. Сам Фридман рассматривал только одну модель , но можно указать три разные модели , для которых выполняются оба фундаментальных предположения Фридмана . В модели перво го типа (открытой самим Фридманом ) Вселенная расширяется достаточно медленно для того , чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось . После этого галактики начинают приб л ижаться друг к другу , и Вселенная начинает сжиматься . На рис . 3.2 показано , как меняется со временем расстояние между двумя соседними галактиками . Оно возрастает от нуля до некоего максимума , а потом опять падает до нуля . В модели второго типа расширение В селенной происходит так быстро , что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение , не может его остановить . На рис . 3.3 показано , как изменяется в этой модели расстояние между галактиками . Кривая выходит из нуля , а в конце концов галактики удаляют с я друг от друга с постоянной скоростыо . Есть , наконец , и модель третьего типа , в которой скорость расширения Вселенной только-только достаточна для того , чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса ). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала рав н о нулю (рис . 3.4), а потом все время возрастает . Правда , галактики "разбегаются " все с меньшей и меньшей скоростью , но она никогда не падает до нуля . Модель Фридмана первого типа удивительна тем , что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, хотя пространство не имеет границ . Гравитация настолько сильна , что пространство , искривляясь , замыкается с самим собой , уподобляясь земной поверхности . Ведь , перемещаясь в определенном направлении по поверхности Земли , вы никогда не натолкнетесь на абсол ю тно непреодолимую преграду , не вывалитесь через край и в конце концов вернетесь в ту же самую точку , откуда вышли . В первой модели Фридмана пространство такое же , но только вместо двух измерений , поверхность Земли имеет три измерения . Четвертое измерение, время , тоже имеет конечную протяженность , но оно подобно отрезку прямой , имеющему начало и конец . Потом мы увидим , что если общую теорию относительности объединить с квантово-механическим принципом неопределенности , то окажется , что и пространство , и врем я могут быть конечными , не имея при этом ни краев , ни границ . Мысль о том , что можно обойти вокруг Вселенной и вернуться в то же место , годится для научной фантастики , но не имеет практического значения , ибо , как можно показать , Вселенная успеет с жаться до нуля до окончания обхода . Чтобы вернуться в исходную точку до наступления конца Вселенной , пришлось бы передвигаться со скоростью , превышающей скорость света , а это невозможно ! В первой модели Фридмана (в которой Вселенная расширяется и сжимается ) пространство искривляется , замыкаясь , само на себя , как поверхность Земли . Поэтому размеры его конечны . Во второй же модели , в которой Вселенная расширяется бесконечно , пространство искривлено иначе , как поверхность седла . Таким образом , во вт о ром случае пространство бесконечно . Наконец , в третьей модели Фридмана (с критической скоростью расширения ) пространство плоское (и , следовательно , тоже бесконечное ). Но какая же из моделей Фридмана годится для нашей Вселенной ? Перестанет ли Вселенная , на к онец расширяться и начнет сжиматься или же будет расширяться вечно ? Чтобы ответить на этот вопрос , нужно знать нынешнюю скорость расширения Вселенной и ее среднюю плотность . Если плотность меньше некоторого критического значения , зависящего от скорости ра с ширения , то гравитационное притяжение будет слишком мало , чтобы остановить расширение . Если же плотность больше критической , то в какой-то момент в будущем из-за гравитации расширение Вселенной прекратится и начнется сжатие . Сегодняшнюю скорость расширения Вселенной можно определить , измеряя (по эффекту Доплера ) скорости удаления от нас других галактик . Такие измерения можно выполнить очень точно . Но расстояния до других галактик нам плохо известны , потому что их нельзя измерить непосредственно . М ы знаем лишь , что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5-10%. Однако неопределенность в современном значении средней плотности Вселенной еще больше . Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и других галактиках , то даже при само й низкой оценке скорости расширения сумма окажется меньше одной сотой той плотности , которая необходима для того , чтобы расширение Вселенной прекратилось . Однако и в нашей , и в других галактиках должно быть много темной материи , которую нельзя видеть непос р едственно , но о существовании , которой мы узнаем по тому , как ее гравитационное притяжение влияет на орбиты звезд в галактиках . Кроме того , галактики в основном наблюдаются в виде скоплений , и мы можем аналогичным образом сделать вывод о наличии еще больш е го количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений , влияющего на движение галактик . Сложив массу всей темной материи , мы получим лишь одну десятую того количества , которое необходимо для прекращения расширения . Но нельзя исключить возможн о сть существования и какой-то другой формы материи , распределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистрированной , которая могла бы довести среднюю плотность Вселенной до критического значения , необходимого , чтобы остановить расширение . Таким обр а зом , имеющиеся данные говорят о том , что Вселенная , вероятно , будет расширяться вечно . Единственное , в чем можно быть совершенно уверенным , так это в том , что если сжатие Вселенной все-таки произойдет , то никак не раньше , чем через десять тысяч миллионов л ет , ибо по крайней мере столько времени она уже расширяется . Но это не должно нас слишком сильно тревожить : к тому времени , если мы не переселимся за пределы Солнечной системы , человечества давно уже не будет - оно угаснет вместе с Солнцем ! Все в арианты модели Фридмана имеют то общее , что в какой-то момент времени в прошлом (десять-двадцать тысяч миллионов лет назад ) расстояние между соседними галактиками должно было равняться нулю . В этот момент , который называется большим взрывом , плотность Все л енной и кривизна пространства-времени должны были быть бесконечными . Поскольку математики реально не умеют обращаться с бесконечно большими величинами , это означает , что , согласно общей теории относительности (на которой основаны решения Фридман а ), во Вселенной должна быть точка , в которой сама эта теория неприменима . Все наши научные теории основаны на предположении , что пространство-время гладкое и почти плоское , а потому все эти теории неверны в сингулярной точке большого взрыва , в которой кри в изна пространства-времени бесконечна . Следовательно , даже если бы перед большим взрывом происходили какие-нибудь события , по ним нельзя было бы спрогнозировать будущее , так как в точке большого взрыва возможности предсказания свелись бы к нулю . Точно так ж е , зная только то , что произошло после большого взрыва (а мы знаем только это ), мы не сможем узнать , что происходило до него . События , которые произошли до большого взрыва , не могут иметь никаких последствий , касающихся нас , и поэтому не должны фигурирова т ь в научной модели Вселенной . Следовательно , нужно исключить их из модели и считать началом отсчета времени момент большого взрыва . В 1963 г . два советских физика , Е . М . Лифшиц и И . М . Халатников , сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, а с ним и начало времени . Лифшиц и Халатников высказали предположение , что большой взрыв - особенность лишь моделей Фридмана , которые в конце концов дают лишь приближенное описание реальной Вселенной . Не исключено , что из всех моделей , в какой-то мере оп и сывающих существующую Вселенную , сингулярность в точке большого взрыва возникает только в моделях Фридмана . Согласно Фридману , все галактики удаляются в прямом направлении друг от друга , и поэтому все они находились в одном месте . Однако в реально существ у ющей Вселенной галактики никогда не расходятся точно по прямой : обычно у них есть еще и небольшие составляющие скорости , направленные под углом . Поэтому на самом деле галактикам не нужно находиться точно в одном месте - достаточно , чтобы они были располож е ны очень близко друг к другу . Тогда нынешняя расширяющаяся Вселенная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва , а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия ; может быть , при сжатии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы . Какая-то д о ля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны , в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной . Как тогда определить , был ли началом Вселенной большой взрыв ? Лифшиц и Халатников занялись изучением моделей, которые в общих чертах были бы похожи на модели Фридмана , но отличались от фридмановских тем , что в них учитывались нерегулярности и случайный характер реальных скоростей галактик во Вселенной . В результате Лифшиц и Халатников показали , что в таких моделя х большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае , если галактики не всегда разбегаются по прямой , по это могло выполняться лишь для очень ограниченного круга моделей , в которых движение галактик происходит определенным образом . Поскольку же мод е лей фридмановского типа , не содержащих большой взрыв , бесконечно больше , чем тех , которые содержат такую сингулярность , Лифшиц и Халатников утверждали , что на самом деле большого взрыва не было . Однако позднее они нашли гораздо более общий класс моделей ф р идмановского типа , которые содержат сингулярности и в которых вовсе не требуется , чтобы галактики двигались каким-то особым образом . Поэтому в 1970 г . Лифшиц и Халатников отказались от своей теории . Тем не менее их работа имела очень важное знач е ние , ибо показала , что если верна общая теория относительности , то Вселенная могла иметь особую точку , большой взрыв . Но эта работа не давала ответа на главный вопрос : следует ли из общей теории относительности , что у Вселенной должно было быть начало вре м ени - большой взрыв ? Ответ на этот вопрос был получен при совершенно другом подходе , предложенном в 1965 г . английским математиком и физиком Роджером Пенроузом . Исходя из поведения световых конусов в общей теории относительности и того , что гравитационные силы всегда являются силами притяжения , Пенроуз показал , что когда звезда сжимается под действием собственных сил гравитации , она ограничивается областью , поверхность которой в конце концов сжимается до нуля . А раз поверхность этой области сжимается до ну л я , то же самое должно происходить и с ее объемом . Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме , так что ее плотность и кривизна пространства-времени станут бесконечными . Иными словами , возникнет сингулярность в некоей области пространства-времени , наз ы ваемая черной дырой . В теореме Пенроуза , согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку . А что если в теореме Пенроуза изменить направление времени на обратное , так , чтобы сжатие перешло в расширение , то эта теорема тоже будет верна , коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана . По теореме Пенроуза конечным состоянием любой коллапсируюшей звезды должна быть сингулярность ; пр и обращении времени эта теорема утверждает , что в любой модели фридмановского типа начальным состоянием расширяющейся Вселенной тоже должна быть сингулярность . По соображениям технического характера в теорему Пенроуза было введено в качестве условия требов а ние , чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве . Поэтому на основании этой теоремы я мог доказать лишь , что сингулярность должна существовать , если расширение Вселенной происходит достаточно быстро , чтобы не началось повторное сжатие (ибо только такие фридмановские модели бесконечны в пространстве ). Потом Воронин Т.П . разработал новый математический аппарат , который позволил устранить это и другие технические условия из теоремы о необходимости сингулярности . В итоге в 1970 г . Воронин и Пенр о узом написали совместную статью , в которой наконец доказали , что сингулярная точка большого взрыва должна существовать , опираясь только на то , что верна общая теория относительности и что во Вселенной содержится столько вещества , сколько мы видим . Эта раб о та вызвала массу возражений , частично со стороны советских ученых , которые из-за приверженности марксистской философии верили в научный детерминизм , а частично и со стороны тех , кто не принимал саму идею сингулярностей как нарушающую красоту теории Эйнште й на . Но с математической теоремой не очень поспоришь , и поэтому , когда работа была закончена , ее приняли , и сейчас почти все считают , что Вселенная возникла в особой точке большого взрыва. 1.3. Рождение и гибель Вселенной В общей теории относительн ости Эйнштейна , самой по себе , делается вывод , что пространство-время возникло в сингулярной точке большого взрыва , а свой конец оно должно находить в сингулярной точке большого хлопка (если коллапсирует вся Вселенная ) и в сингулярности внутри черной дыры (если коллапсирует какая-нибудь локальная область типа звезды ). Любое вещество , упавшее в такую дыру , в сингулярности должно разрушиться , и снаружи будет ощущаться лишь гравитационное воздействие его массы . Когда же были учтены квантовые эффекты , то оказа л ось , что масса и энергия вещества в конце концов должны , по-видимому , возвращаться оставшейся части Вселенной , а черная дыра вместе со своей внутренней сингулярностью должна испариться и полностью исчезнуть . Будет ли столь же большим влияние квантовой мех а ники на сингулярности в точках большого взрыва и большого хлопка ? Что в действительности происходит на очень ранних и очень поздних стадиях развития Вселенной , когда гравитационные поля настолько сильны , что нельзя пренебрегать квантовыми эффектами ? Есть л и действительно у Вселенной начало и конец ? А если есть , то каковы они ? Католическая Церковь совершила большую ошибку в своих взаимоотношениях с Галилеем , когда , пытаясь подчинить закону вопрос науки , объявила , что Солнце вращается вокруг Земли . Т е перь , через века , Церковь решила пригласить специалистов и получить у них консультацию по космологии . В конце конференции участники были удостоены аудиенции Папы . Он сказал , что эволюцию Вселенной после большого взрыва изучать можно , но не следует вторгат ь ся в сам большой взрыв , потому что это был момент Сотворения и , следовательно , Божественный акт . Папа не знал , что пространство-время конечно не имеет границ , т . е . что оно не имеет начала , а значит , нет и момента Сотворения. Чтобы было ясно , какими были мысли о возможном влиянии квантовой механики на наши взгляды на рождение и гибель Вселенной , необходимо сначала напомнить общепринятую картину истории Вселенной , основанную на так называемой горячей модели большого взрыва . В ней считается , что Вселенная о т наших дней до большого взрыва описывается одной из моделей Фридмана . В подобных моделях оказывается , что по мере расширения Вселенной вещество и излучение в ней охлаждаются . (С удвоением размеров Вселенной ее температура становится вдвое ниже ). Поскольк у температура - это просто мера энергии (т . е . скорости ) частиц , охлаждение Вселенной должно сильно воздействовать на вещество внутри нее . При очень высоких температурах частицы движутся так быстро , что могут противостоять любому взаимному притяжению , вызв а нному ядерными или электромагнитными силами , но при охлаждении можно ожидать , что некоторые частицы будут притягиваться друг к другу и начнут сливаться . Более того , даже типы частиц , существующих во Вселенной , должны зависеть от температуры . При достаточн о высоких температурах энергия частиц столь велика , что при любом столкновении образуется много разных пар частица-античастица , и , хотя некоторая доля этих частиц аннигилирует , сталкиваясь с античастицами , их образование происходит все равно быстрее анниги л яции . Но при более низких температурах , когда энергия сталкивающихся частиц меньше , пары частица-античастица будут образовываться медленнее и аннигиляция частиц будет происходит быстрее рождения . Считается , что в момент большого взрыва размеры В с еленной были равны нулю , а сама она была бесконечно горячей . Но по мере расширения температура излучения понижалась . Через секунду после большого взрыва температура упала примерно до десяти тысяч миллионов градусов ; это примерно в тысячу раз больше темпер а туры в центре Солнца , но такие температуры достигаются при взрывах водородной бомбы . В это время Вселенная состояла из фотонов , электронов , нейтрино (нейтрино - легчайшие частицы , участвующие только в слабом и гравитационном взаимодействиях ) и их античаст и ц , а также из некоторого количества протонов и нейтронов . По мере того как Вселенная продолжала расширяться , а температура падать , скорость рождения электрон антиэлектронных пар в соударениях стала меньше скорости их уничтожения за счет аннигиляции . Поэто м у почти все электроны и антиэлектроны должны были аннигилировать друг с другом , образовав новые фотоны , так что осталось лишь чуть-чуть избыточных электронов . Но нейтрино и антинейтрино не аннигилировали друг с другом , потому что эти частицы очень слабо в з аимодействуют между собой и с другими частицами . Поэтому они до сих нор должны встречаться вокруг нас . Если бы их можно было наблюдать , то у нас появился бы хороший способ проверки модели очень горячей ранней Вселенной . К сожалению , их энергии сейчас слиш к ом малы , чтобы их можно было непосредственно наблюдать . Однако если нейтрино не является без массовой частицей , а обладает небольшой собственной массой , обнаруженной в неподтвержденном эксперименте советских ученых 1981 г ., то мы смогли бы обнаружить их к о свенно : они могли бы оказаться одной из форм темной материи , упоминавшейся ранее , гравитационное притяжение которой достаточно для того , чтобы прекратить расширение Вселенной и заставить ее опять сжиматься . Примерно через сто секунд после большо г о взрыва температура упала до тысячи миллионов градусов , что отвечает температуре внутри самых горячих звезд . При такой температуре энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для сопротивления сильному ядерному притяжению , и они начинают объединяться д р уг с другом , образуя ядра дейтерия (тяжелого водорода ), которые состоят из протона и нейтрона . Затем ядра дейтерия присоединяют к себе еще протоны и нейтроны и превращаются в ядра гелия , содержащие два протона и два нейтрона , а также образуют небольшие ко л ичества более тяжелых элементов - лития и бериллия . Вычисления показывают , что , согласно горячей модели большого взрыва , около четвертой части протонов и нейтронов должно было превратиться в атомы гелия и небольшое количество тяжелого водорода и других эл е ментов . Оставшиеся нейтроны распались на протоны , представляющие собой ядра обычных атомов водорода . Описанная картина горячей Вселенной на ранней стадии развития была предложена ученым Джорджем (Г . А .) Гамовым в знаменитой работе , которую Гамов написал в 1948 г . вместе со своим аспирантом Ральфом Альфером . Обладая прекрасным чувством юмора , Гамов уговорил физика-ядерщика Ганса Бете добавить свою фамилию к списку авторов , чтобы получилось "Альфер , Бете , Гамов ", что звучит , как названия первых тре х букв греческого алфавита - альфа , бета , гамма , и чрезвычайно подходит для статьи о начале Вселенной ! В этой статье было сделано замечательное предсказание о том , что излучение (в виде фотонов ), испущенное на очень ранних стадиях развития Вселенной , должн о до сих пор существовать вокруг нас , но за это время его температура упала и равна всего лишь нескольким градусам выше абсолютного нуля . Это именно то излучение , которое в 1965 г . обнаружили Пензиас и Вильсон . Когда Альфер , Бете и Гамов писали свою работу, ядерные реакции с участием протонов и нейтронов были плохо изучены . Поэтому предсказанные ими соотношения между концентрациями разных элементов в ранней Вселенной оказались весьма неточными , однако , будучи повторены в свете новых представлений , все вычис л ения дали результаты , прекрасно согласующиеся с современными наблюдениями . Кроме того , очень трудно объяснить как-то иначе , почему во Вселенной должно быть так много гелия . Поэтому мы совершенно уверены в том , что эта картина правильна , по крайней мере сп у стя секунду после большого взрыва и позже . Всего через несколько часов после большого взрыва образование гелия и других элементов прекратилось , после чего в течение примерно миллиона лет Вселенная просто продолжала расширяться и с ней не происхо д ило ничего особенного . Наконец , когда температура упала до нескольких тысяч градусов и энергии электронов и ядер стало недостаточно для преодоления действующего между ними электромагнитного притяжения , они начали объединяться друг с другом , образуя атомы. Вся Вселенная как целое могла продолжать расширяться и охлаждаться , но в тех областях , плотность которых была немного выше средней , расширение замедлялось из-за дополнительного гравитационного притяжения . В результате некоторые области перестали расширять с я и начали сжиматься . В процессе сжатия под действием гравитационного притяжения материи , находящейся снаружи этих областей , могло начаться их медленное вращение . С уменьшением размеров коллапсирующей области ее вращение ускорялось , подобно тому , как уско р яется вращение фигуриста на льду , когда он прижимает руки к телу . Когда наконец коллапсирующая область стала достаточно малой , скорости ее вращения должно было хватить для уравновешивания гравитационного притяжения - так образовались вращающиеся дискообра з ные галактики . Те области , которые не начали вращаться , превратились в овальные объекты , называемые эллиптическими галактиками . Коллапс этих областей тоже прекратился , потому что , хотя отдельные части галактики стабильно вращались вокруг ее центра , галакт и ка в целом не вращалась . Состоящий из водорода и гелия газ внутри галактик со временем распался на газовые облака меньшего размера , сжимающиеся и од действием собственной гравитации . При сжатии этих облаков атомы внутри них сталкивались друг с д р угом , температура газа повышалась , и в конце концов газ разогрелся так сильно , чти начались реакции ядерного синтеза . В результате этих реакций из водорода образовалось дополнительное количество гелия , а из-за выделившегося тепла возросло давление и газов ы е облака перестали сжиматься . Облака долго оставались в этом состоянии , подобно таким звездам , как наше Солнце , превращая водород в гелий и излучая выделяющуюся энергию в виде тепла и света . Более массивным звездам для уравновешивания своего более сильног о гравитационного притяжения нужно было разогреться сильнее , и реакции ядерного синтеза протекали в них настолько быстрее , что они выжгли свой водород всего за сто миллионов лет . Затем они слегка сжались , и , поскольку нагрев продолжался , началось превращен и е гелия в более тяжелые элементы , такие как углерод и кислород . Но в подобных процессах выделяется не много энергии , и потому , как уже говорилось в главе о черных дырах , должен был разразиться кризис . Не совсем ясно , что произошло потом , но вполне правдоп о добно , что центральные области звезды коллапсировали в очень плотное состояние вроде нейтронной звезды или черной дыры . Внешние области звезды могут время от времени отрываться и уноситься чудовищным взрывом , который называется взрывом сверхновой , затмева ю щей своим блеском все остальные звезды в своей галактике . Часть более тяжелых элементов , образовавшихся перед гибелью звезды , была отброшена в заполняющий галактику газ и превратилась в сырье для последующих поколений звезд . Наше Солнце содержит около дву х процентов упомянутых более тяжелых элементов , потому что оно является звездой второго или третьего поколения , образовавшейся около пяти миллионов лет назад из облака вращающегося газа , в котором находились осколки более ранних сверхновых . Газ из этого об л ака в основном пошел на образование Солнца или был унесен взрывом , но небольшое количество более тяжелых элементов , собравшись вместе , превратилось в небесные тела - планеты , которые сейчас , как и Земля , обращаются вокруг Солнца . Сначала Земля б ы ла горячей и не имела атмосферы . Со временем она остыла , а вследствие выделения газа из горных пород возникла земная атмосфера . Ранняя атмосфера была непригодна для нашей жизни . В ней не было кислорода , но было много других , ядовитых для нас газов , наприм е р сероводорода (это тот газ , который придает специфический запах тухлым яйцам ). Правда , есть и другие , примитивные формы жизни , которые могут процветать в таких условиях . Предполагают , что они развились в океанах , возможно , в результате случайных объедине н ий атомов в большие структуры , называемые макромолекулами , которые обладали способностью группировать другие атомы в океане в такие же структуры . Таким образом они самовоспроизводились и множились . Иногда в воспроизведении могли произойти сбои . Эти сбои б о льшей частью состояли в том , что новая макромолекула не могла воспроизвести себя и в конце концов разрушалась . Но иногда в результате сбоев возникали новые макромолекулы , даже более способные к самовоспроизведению , что давало им преимущество , и они стреми л ись заменить собой первоначальные . Так начался процесс эволюции , который приводил к возникновению все более и более сложных организмов , способных к самовоспроизведению . Самые первые примитивные живые организмы потребляли различные вещества , в том числе се р оводород , и выделяли кислород . В результате происходило постепенное изменение земной атмосферы , состав которой в конце концов стал таким , как сейчас , и возникли подходящие условия для развития более высоких форм жизни , таких , как рыбы , рептилии , млекопита ю щие и , наконец , человеческий род . Картина , в которой Вселенная сначала была очень горячей и охлаждалась по мере своего расширения , па сегодняшний день согласуется с результатами всех наблюдений . Тем не менее целый ряд важных вопросов остается бе з ответа . 1. Почему ранняя Вселенная была такой горячей ? 2. Почему Вселенная так однородна в больших масштабах ? Почему она выглядит одинаково во всех точках пространства и во всех направлениях ? В частности , почему температура космическо г о фона микроволнового излучения практически не меняется при наблюдениях в разных направлениях ? Когда на экзамене нескольким студентам подряд задается один и тот же вопрос и их ответы совпадают , вы можете быть совершенно уверены в том , что они советовались друг с другом . Однако в описанной модели с момента большого взрыва у света не было времени , чтобы попасть из одной удаленной области в другую , даже если эти области располагались близко друг к другу в ранней Вселенной . Согласно же теории относительности , е сли свет не может попасть из одной области в другую , то и никакая другая информация тоже не может . Поэтому разные области ранней Вселенной никак не могли выровнять свои температуры друг с другом , если у них не были одинаковые по какой-то непонятной причин е температуры прямо с момента рождения . 3. Почему Вселенная начала расширяться со скоростью , столь близкой к критической , которая разделяет модели с повторным сжатием и модели с вечным расширением , так что даже сейчас , через десять тысяч миллионо в лет , Вселенная продолжает расширяться со скоростью , примерно равной критической ? Если бы через секунду после большого взрыва скорость расширения оказалась хоть на одну сто тысяча миллион миллионную (1/100.000.000.000.000.000) меньше , то произошло бы повт о рное сжатие Вселенной и она никогда бы не достигла своего современного состояния . 4. Несмотря на крупномасштабную однородность Вселенной , в ней существуют неоднородности , такие , как звезды и галактики . Считается , что они образовались из-за небол ь ших различий в плотности ранней Вселенной от области к области . Что было причиной этих флуктуаций плотности ? Общая теория относительности сама по себе не в состоянии объяснить перечисленные свойства или ответить на поставленные вопросы , так как о на говорит , что Вселенная возникла в сингулярной точке большого взрыва и в самом начале имела бесконечную плотность . В сингулярной же точке общая теория относительности и все физические законы неверны : невозможно предсказать , что выйдет из сингулярности . К ак мы уже говорили , это означает , что большой взрыв и все события до него можно выбросить из теории , потому что они никак не могут повлиять на то , что мы наблюдаем . Следовательно , пространство-время должно иметь границу - начало в точке большого взрыва . Наука , по-видимому , открыла все те законы , которые в пределах погрешностей , налагаемых принципом неопределенности , позволяют предсказать , как Вселенная изменится со временем , если известно ее состояние в какой-то момент времени . Может быть , эти за к оны были даны Богом , но с тех пор Он , судя по всему , предоставил Вселенной развиваться в соответствии с ними и теперь не вмешивается в ее жизнь . Но какими он выбрал начальное состояние и начальную конфигурацию Вселенной ? Какие "граничные условия " были в м о мент "начала времени "? Один из возможных ответов - это сказать , что при выборе начальной конфигурации Вселенной Бог руководствовался соображениями , понять , которые нам не дано . Это , безусловно , было во власти Бога , но почему , выбрав такое странн о е начало , он все же решил , чтобы Вселенная развивалась , но понятным нам законам ? Вся история науки была постепенным осознанием того , что события не происходят произвольным образом , а отражают определенный скрытый порядок , который мог или не мог быть устан о влен божественными силами . Было бы лишь естественно предположить , что этот порядок относится не только к законам науки , но и к условиям на границе пространства-времени , которые определяют начальное состояние Вселенной . Возможно большое число разных моделе й Вселенной с иными начальными условиями , подчиняющихся законам науки . Должен существовать какой-то принцип для отбора одного начального состояния и , стало быть , одной модели для описания нашей Вселенной . Одну из таких возможностей называют хаоти ч ескими граничными условиями . В них молчаливо принимается , либо что Вселенная бесконечна в пространстве , либо что существует бесконечно много вселенных . Согласно хаотическим граничным условиям , вероятность того , что любая выделенная область пространства ср а зу после большого взрыва окажется в любом заданном состоянии , примерно равна вероятности того , что она окажется в любом другом состоянии : начальное состояние Вселенной выбирается совершенно произвольным образом . Это означало бы , что ранняя Вселенная была, вероятно , очень хаотичной и нерегулярной , потому что хаотических и беспорядочных состояний Вселенной гораздо больше , чем гладких и упорядоченных . (Если все состояния равновероятны , то Вселенная с большой вероятностью возникла в одном из хаотических и бесп о рядочных состояний просто потому , что таких состояний гораздо больше ). Трудно сказать , как подобные хаотические начальные условия могли породить такую гладкую и однородную в больших масштабах Вселенную , как наша сейчас . Можно также ожидать , что в такой мо д ели флуктуации плотности приведут к образованию гораздо большего числа первичных черных дыр , чем верхний предел , вытекающий из наблюдений фона гамма-излучения . Если Вселенная в самом деле бесконечна в пространстве или если существует бесконечно м ного вселенных , то где-то могли бы существовать довольно большие области , возникшие в гладком и однородном состоянии . Вспомним хорошо известный пример со стаей обезьян , барабанящих на пишущих машинках : большая часть их работы пойдет в корзину , но в принци п е они могут совершенно случайно напечатать один из сонетов Шекспира . Так и здесь - не могла ли область Вселенной , в которой мы живем , случайно оказаться гладкой и однородной ? На первый взгляд это может показаться крайне маловероятным , потому что таких гла д ких областей должно быть намного меньше , чем хаотических и неоднородных . Но предположим , что галактики и звезды образовывались только в гладких областях и только там условия были пригодны для развития таких сложных самовоспроизводящихся организмов , как мы, способных задать вопрос : "Почему Вселенная такая гладкая ?" Это пример применения так называемого антропного принципа , который можно сформулировать следующим образом : "Мы видим Вселенную так , как мы ее видим , потому что мы существуем ". Антропный п ринцип существует в двух вариантах - слабом и сильном . Слабый антропный принцип утверждает , что во Вселенной , которая велика или бесконечна в пространстве или во времени , условия , необходимые для развития разумных существ , будут выполняться только в некот о рых областях , ограниченных в пространстве и времени . Поэтому разумные существа в этих областях не должны удивляться , обнаружив , что та область , где они живут , удовлетворяет условиям , необходимым для их существования . Так богач , живущий в богатом районе , н е видит никакой бедности вокруг себя . Один из примеров применения слабого антропного принципа - "объяснение " того , что большой взрыв произошел около десяти тысяч миллионов лет назад : примерно столько времени требуется разумным существам для их ра з вития . Как уже говорилось , прежде всего должно было образоваться раннее поколение звезд . Эти звезды превращали часть первоначального водорода и гелия в элементы типа углерода и кислорода , из которых мы состоим . Затем звезды взрывались как сверхновые , а из их осколков образовывались другие звезды и планеты , в том числе и входящие в нашу Солнечную систему , возраст которой около пяти тысяч миллионов лет . В первые одну или две тысячи миллионов лет существования Земли на ней было слишком жарко для развития каки х бы то ни было сложных организмов . Остальные примерно три тысячи миллионов лет происходит медленный процесс биологического развития , в результате которого простейшие организмы прошли путь до разумных существ , умеющих измерять время , прошедшее с момента бо л ьшого взрыва . Мало кто возражает против справедливости и применимости слабого антропного принципа . Некоторые же идут значительно дальше , предлагая его сильный вариант . Он заключается в том , что существует либо много разных вселенных , либо много р азных областей одной вселенной , каждая из которых имеет свою собственную начальную конфигурацию и , возможно , свой собственный набор научных законов . В большей части этих вселенных условия были непригодны для развития сложных организмов ; лишь в нескольких, похожих на нашу , вселенных смогли развиваться разумные существа , и у этих разумных существ возник вопрос : "Почему наша Вселенная такая , какой мы ее видим ?" Тогда ответ прост : "Если бы Вселенная была другой , здесь не было бы нас !" Законы науки в т ом виде , в котором мы их знаем сейчас , содержат много фундаментальных величин , таких , как электрический заряд электрона и отношение массы протона к массе электрона . Мы не умеем , но крайней мере сейчас , теоретически предсказывать значения этих величин - он и находятся только из эксперимента . Может быть , придет день , когда мы откроем полную единую теорию , с помощью которой все эти величины будут вычислены , но может оказаться , что некоторые из них , а то и все изменяются при переходе от вселенной к вселенной ил и и пределах одной вселенной . Удивительно , что значения таких величин были , по-видимому , очень точно подобраны , чтобы обеспечить возможность развития жизни . Если бы , например , электрический заряд электрона был чуть-чуть другим , звезды либо не сжигали бы во д ород и гелий , либо не взрывались . Разумеется , могут быть и другие формы разумной жизни , о которых не грезили даже писатели-фантасты . Для поддержания этой жизни не требуются ни свет звезды , как , скажем , наше Солнце , ни тяжелые элементы , синтезирующиеся вну т ри звезд и разлетающиеся по космическому пространству при взрыве звезды . Тем не менее , по-видимому , ясно , что величины , о которых мы говорим , имеют сравнительно немного областей значений , при которых возможно развитие какой бы то ни было разумной жизни . Б о льшая же часть значений отвечает вселенным , в которых , как бы они ни были прекрасны , нет никого , кто мог бы ими восхищаться . Это можно воспринимать либо как свидетельство божественного провидения в сотворении Вселенной и выборе законов науки , либо как под т верждение сильного антропного принципа . Можно выдвинуть несколько возражений против привлечения сильного антропного принципа для объяснения наблюдаемого состояния Вселенной . Во первых , в каком смысле можно говорить , что все эти вселенные существ у ют ? Если они действительно изолированы друг от друга , то события , происходящие не в нашей Вселенной , не могут иметь наблюдаемых следствий в нашей Вселенной . Поэтому нам следует воспользоваться принципом экономии и исключить их из теории . Если же эти вселе н ные - просто разные области одной и той же вселенной , то научные законы должны быть одинаковы в каждой области , потому что иначе был бы невозможен непрерывный переход из одной области в другую . Тогда области отличались бы друг от друга только начальными к о нфигурациями , и сильный антропный принцип сводился бы к слабой формулировке . Второе возражение против сильного антропного принципа - это то , что он направлен против хода всей истории науки . Развитие науки шло от геоцентрических космологии Птолем е я и его предшественников через гелиоцентрическую космологию Коперника и Галилея к современной картине мира , согласно которой Земля является планетой среднего размера , обращающейся вокруг обычной звезды внутри обычной спиральной галактики , которая в свою о ч ередь является всего лишь одной из миллиона миллионов галактик в наблюдаемой части Вселенной . Тем не менее , согласно сильному антропному принципу , все это гигантское сооружение существует просто ради нас . В это очень трудно поверить . Наша Солнечная систем а безусловно является необходимым условием нашего существования ; те же самые рассуждения можно распространить на всю нашу Галактику , чтобы учесть звезды раннего поколения , благодаря которым произошел синтез тяжелых элементов . Но , по-видимому , нет никакой н е обходимости в том , чтобы все эти другие галактики , да и вся Вселенная были такими однородными и одинаковыми в больших масштабах в любом направлении . Можно было бы не беспокоиться насчет антропного принципа , особенно в его слабой формулировке , ес л и бы удалось показать , что из разных начальных конфигураций Вселенной лишь некоторые могли развиться во Вселенную , как та , которую мы наблюдаем . Если это правильно , то Вселенная , возникшая из случайных начальных условий , должна содержать в себе гладкие и о днородные области , пригодные для развития разумной жизни . Если же для того , чтобы получилось то , что мы видим вокруг , требовался чрезвычайно тщательный выбор начального состояния Вселенной , то вряд ли в ней оказалась бы хоть одна область , в которой могла з ародиться жизнь . В горячей модели большого взрыва было слишком мало времени для передачи тепла из одной области в другую . Это значит , что для объяснения того факта , что температура микроволнового фона одинакова в любом направлении наблюдения , необходимо , ч тобы в начальном состоянии Вселенной ее температура была везде в точности одинаковой . Кроме того , требовался и очень точный выбор начальной скорости расширения , потому что для избежания повторного сжатия скорость расширения должна оставаться достаточно бл и зкой к критическому значению . Следовательно , выбор начального состояния Вселенной должен производиться очень тщательно , если горячая модель большого взрыва применима до самого момента начала отсчета времени . Почему начало Вселенной должно было быть именно таким , очень трудно объяснить иначе , как деянием Бога , которому захотелось создать таких живых существ , как мы . Попытки построить модель Вселенной , в которой множество разных начальных конфигураций могло бы развиться во что-нибудь вроде нашей ны н ешней Вселенной , привели Алана Гута , ученого из Массачусетского технологического института , к предположению о том , что ранняя Вселенная пережила период очень быстрого расширения . Это расширение называют раздуванием , подразумевая , что какое-то время расшир е ние Вселенной происходило со все возрастающей скоростью , а не с убывающей , как сейчас . Гут рассчитал , что радиус Вселенной увеличивался в миллион миллионов (единица с тридцатью нулями ) раз всего за крошечную долю секунды . Гут высказал предположе н ие , что Вселенная возникла в результате большого взрыва в очень горячем , но довольно хаотическом состоянии . Высокие температуры означают , что частицы во Вселенной должны были очень быстро двигаться и иметь большие энергии . Как уже говорилось , при таких вы с оких температурах сильные и слабые ядерные силы и электромагнитная сила должны были все объединиться в одну . По мере расширения Вселенной она охлаждалась и энергии частиц уменьшались . В конце концов должен был бы произойти так называемый фазовый переход и симметрия сил была бы нарушена : сильное взаимодействие начало бы отличаться от слабого и электромагнитного . Известный пример фазового перехода - замерзание воды при охлаждении . Жидкое состояние воды симметрично , т . е . вода одинакова во всех точках и во вс е х направлениях . Образующиеся же кристаллы льда имеют определенные положения и выстраиваются в некотором направлении . В результате симметрия воды нарушается . Если охлаждать воду очень осторожно , то ее можно "переохладить ", т . е . охладить ниже точ к и замерзания (0 град . Цельсия ) без образования льда . Гут предположил , что Вселенная могла себя вести похожим образом : ее температура могла упасть ниже критического значения без нарушения симметрии сил . Если бы это произошло , то Вселенная оказалась бы в не с табильном состоянии с энергией , превышающей ту , которую она имела бы при нарушении симметрии . Можно показать , что эта особая дополнительная энергия производит антигравитационное действие аналогично космологической постоянной , которую Эйнштейн ввел в общую теорию относительности , пытаясь построить статическую модель Вселенной . Поскольку , как и в горячей модели большого взрыва , Вселенная уже вращалась , отталкивание , вносимое космологической постоянной , заставило бы Вселенную расширяться со все возрастающей с к оростью . Даже в тех областях , где число частиц вещества превышало среднее значение , гравитационное притяжение материи было бы меньше отталкивания , вносимого эффективной космологической постоянной . Следовательно , такие области должны были тоже расширяться с ускорением , характерным для модели раздувающейся Вселенной . По мере расширения частицы материи расходились бы все дальше друг от друга , и в конце концов расширяющаяся Вселенная оказалась бы почти без частиц , но все еще в переохлажденном состоянии . В резу л ьтате расширения все неоднородности во Вселенной должны были просто сгладиться , как разглаживаются при надувании морщины на резиновом шарике . Следовательно , нынешнее гладкое и однородное состояние Вселенной могло развиться из большого числа разных неоднор о дных начальных состояний . Во Вселенной , скорость расширения которой растет из-за космологической постоянной быстрее , чем замедляется из-за гравитационного притяжения материи , свету хватило бы времени для перехода из одной области ранней Вселенно й в другую . Это было бы решением ранее поставленной задачи о том , почему разные области ранней Вселенной имеют одинаковые свойства . Кроме того , скорость расширения Вселенной стала бы автоматически очень близка к критическому значению , определяемому плотнос т ью энергии во Вселенной . Тогда такую близость скорости расширения к критической можно было бы объяснить , не делая предположения о тщательном выборе начальной скорости расширения Вселенной . Раздуванием Вселенной можно было бы объяснить , почему в н ей так много вещества . В доступной наблюдениям области Вселенной содержится порядка ста миллионов (единица с восьмьюдесятью нулями ) частиц . Откуда все они взялись ? Ответ состоит в том , что в квантовой теории частицы могут рождаться из энергии в виде пар ч а стица-античастица . Но тогда сразу возникает вопрос : откуда берется энергия ? Ответ таков . Полная энергия Вселенной в точности равна нулю . Вещество во Вселенной образовано из положительной энергии . Но все вещество само себя притягивает под действием гравита ц ии . Два близко расположенных куска вещества обладают меньшей энергией , чем те же два куска , находящиеся далеко друг от друга , потому что для разнесения их в стороны нужно затратить энергию на преодоление гравитационной силы , стремящейся их соединить . След о вательно , энергия гравитационного ноля в каком-то смысле отрицательна . Можно показать , что в случае Вселенной , примерно однородной в пространстве , эта отрицательная гравитационная энергия в точности компенсирует положительную энергию , связанную с вещество м . Поэтому полная энергия Вселенной равна нулю . Поскольку дважды нуль тоже нуль , количество положительной энергии вещества во Вселенной может удвоиться одновременно с удвоением отрицательной гравитационной энергии ; закон сохранения энергии при эт о м не нарушится . Такого не бывает при нормальном расширении Вселенной , в которой плотность энергии вещества уменьшается по мере увеличения размеров Вселенной . Но именно так происходит при раздувании , потому что в этом случае Вселенная увеличивается , а плот н ость энергии переохлажденного состояния остается постоянной : когда размеры Вселенной удвоятся , положительная энергия вещества и отрицательная гравитационная энергия тоже удвоятся , в результате чего полная энергия остается равной нулю . В фазе раздувания ра з меры Вселенной очень сильно возрастают . Следовательно , общее количество энергии , за счет которой могут образовываться частицы , тоже сильно увеличивается . Гут по этому поводу заметил : "Говорят , что не бывает скатерти-самобранки . А не вечная ли самобранка с а ма Вселенная ?" Сейчас Вселенная расширяется без раздувания . Значит , должен существовать какой-то механизм , благодаря которому была устранена очень большая эффективная космологическая постоянная , а скорость расширения перестала расти и под действ и ем гравитации начала уменьшаться , как продолжает уменьшаться и сейчас . Можно ожидать , что при раздувании в конце концов нарушится симметрия сил , так же как переохлажденная вода в конце концов замерзнет . Тогда лишняя энергия состояния с ненарушенной симмет р ией должна выделиться , и за счет этого Вселенная разогреется до температуры , чуть-чуть меньшей , чем критическая температура , при которой симметрия сил еще не нарушается . Затем Вселенная опять начнет расширяться и охлаждаться , так же как в горячей модели б о льшого взрыва , но теперь мы уже сможем объяснить , почему скорость ее расширения в точности равна критической и почему разные области Вселенной имеют одинаковую температуру . В гипотезе Гута фазовый переход происходил очень быстро , как возникают в д руг кристаллы льда в очень холодной воде . Идея Гута заключалась в том , что внутри старой фазы образуются "пузырьки " новой фазы нарушенной симметрии , подобно тому , как в кипящей воде зарождаются пузырьки пара . Гут предположил , что пузыри расширяются и слив а ются друг с другом до тех пор , пока вся Вселенная не окажется в новой фазе . В 1983 г . Линде предложил более удачную модель , называемую хаотической моделью раздувания . В ней нет ни фазового перехода , ни переохлаждения , а взамен присутствует бес спиновое по л е , которое из-за квантовых флуктуаций принимает большие значения в некоторых областях ранней Вселенной . В таких областях энергия поля будет вести себя как космологическая постоянная . Результатом действия поля будет гравитационное отталкивание , под влияние м которого вышеуказанные области начнут раздуваться . По мере увеличения этих областей энергия поля в них будет медленно уменьшаться , пока раздувание не перейдет в такое же расширение , как в горячей модели большого взрыва . Одна из областей могла бы преврати т ься в современную наблюдаемую Вселенную . Модель Линде обладает всеми преимуществами ранней модели раздувания , но не требует сомнительного фазового перехода и , кроме того , может дать реальную оценку флуктуаций температуры фона микроволнового излучения , сог л асующуюся с результатами наблюдений . Проведенные исследования моделей раздувания показали , что современное состояние Вселенной могло возникнуть из большого числа разных начальных конфигураций . Это важный вывод , ибо из него следует , что выбор нач а льного состояния той части Вселенной , в которой мы живем , мог быть не очень тщательным . Но вовсе не из всякого начального состояния могла получиться такая Вселенная , как наша . Это можно доказать , предположив , что Вселенная сейчас находится в совершенно др у гом состоянии , каком-нибудь очень нерегулярном и комковатом . Воспользовавшись законами науки , можно проследить развитие Вселенной назад во времени и определить ее конфигурацию в более ранние времена . По теоремам о сингулярности классической общей теории о т носительности сингулярность в точке большого взрыва все равно должна была существовать . Если такая Вселенная будет развиваться вперед во времени в соответствии с законами науки , то в конце мы придем к тому комковатому и нерегулярному состоянию , с которого начинали . Следовательно , должны существовать начальные конфигурации , из которых не может получиться такая Вселенная , какой сейчас мы видим нашу . Значит , даже модель раздувания ничего не говорит о том , почему начальная конфигурация оказалась не той , при ко т орой получилась бы Вселенная , сильно отличающаяся от наблюдаемой нами . Следует ли обратиться для объяснения к натронному принципу ? Было ли все происшедшее просто счастливой случайностью ? Такой ответ выглядел бы как выражение отчаяния , отрицание всех наших надежд понять , какой же порядок лежит в основе Вселенной . Для предсказания того , каким должно было быть начало Вселенной , необходимы законы , справедливые в начале отсчета времени . Если классическая общая теория относительности верна , то из доказ а нных Роджером Пенроузом и мной теорем о сингулярности следует , что в точке начала отсчета времени плотность и кривизна пространства-времени принимают бесконечные значения . В такой точке нарушаются все известные законы природы . Можно было бы предположить , ч то в сингулярностях действуют новые законы , но их трудно формулировать в точках со столь непонятным поведением , и мы не знали бы , как из наблюдений вывести вид этих законов . Но на самом деле из теорем о сингулярности следует , что гравитационное поле насто л ько усиливается , что становятся существенными квантовые гравитационные эффекты : классическая теория перестает давать хорошее описание Вселенной . Поэтому при изучении очень ранних стадий развития Вселенной приходится привлекать квантовую теорию гравитации. Как мы потом увидим , в квантовой теории обычные законы науки могут выполняться везде , в том числе и в начале отсчета времени : нет необходимости постулировать новые законы для сингулярностей , потому что в квантовой теории не должно быть никаких сингулярнос т ей . Пока у нас еще нет полной и согласованной теории , объединяющей квантовую механику и гравитацию . Но мы совершенно уверены в том , что подобная единая теория должна иметь некоторые определенные свойства . Во-первых , она должна включать в себя фе й нмановский метод квантовой теории , основанный на суммах по траекториям частицы (и по "историям " Вселенной ). При таком методе в отличие от классической теории частица уже не рассматривается как обладающая одной-единственной траекторией . Напротив , предполаг а ется , что она может перемещаться по всем возможным путям в пространстве-времени и любой ее траектории отвечает пара чисел , одно из которых дает длину волны , а другое - положение в периоде волны (фазу ). Например , вероятность того , что частица пройдет через некоторую точку , получается суммированием всех волн , отвечающих каждой возможной траектории , проходящей через эту точку . Но попытки произвести такое суммирование наталкиваются на серьезные технические затруднения . Их можно обойти , лишь воспользовавшись сл е дующим специальным рецептом : складываются волны , образующие те истории (траектории ) частиц , которые происходят не в ощущаемом нами реальном (действительном ) времени , а в так называемом мнимом времени . Мнимое время звучит , возможно , научно фантастически , н о на самом деле это строго определенное научное понятие . Умножив обычное (или действительное ) число само на себя , мы получим положительное число . (Например , число 2, умноженное на 2, дает 4, и то же самое получается при умножении -2 на -2). Но существуют о с обые числа (они называются мнимыми ), которые при умножении сами на себя дают отрицательный результат . (Одно из таких чисел , мнимая единица i, при умножении само на себя дает -1, число 2i, умноженное само на себя , дает -4 и т . д .). Во избежание усложнений т ехнического характера при вычислении фейнмановский сумм по траекториям следует переходить к мнимому времени . Это означает , что при расчетах время надо измерять не в действительных единицах , а в мнимых . Тогда в пространстве-времени обнаруживаются интересны е изменения : в нем совершенно исчезает различие между временем и пространством . Пространство-время , в котором временная координата событий имеет мнимые значения , называют евклидовым , в честь древнегреческого ученого Евклида , основателя учения о геометрии д в умерных поверхностей . То , что мы сейчас называем евклидовым пространством-временем , очень похоже на первоначальную геометрию Евклида и отличается от нее лишь числом измерений : четыре вместо двух . В евклидовом пространстве-времени не делается различий межд у осью времени и направлениями в пространстве . В реальном же пространстве-времени , где событиям отвечают действительные значения координаты времени , эти различия видны сразу : для всех событий ось времени лежит внутри светового конуса , а пространственные ос и - снаружи . В любом случае , пока мы имеем дело с обычной квантовой механикой , мнимое время и евклидово пространство-время можно рассматривать просто как математический прием для расчета величин , связанных с реальным пространством-временем . Второ е условие , которое должна включать в себя любая завершенная теория , - это предположение Эйнштейна о том , что гравитационное поле представляется в виде искривленного пространства-времени : частицы стремятся двигаться по траекториям , заменяющим в искривленном пространстве-времени прямые , но , поскольку пространство-время не плоское , эти траектории искривляются , как будто на них действует гравитационное ноле . Если фейнмановское суммирование по траекториям соединить с представлением Эйнштейна о гравитации , то тог д а аналогом траектории одной частицы станет все искривленное пространство-время , которое представляет собой историю всей Вселенной . Для того чтобы избежать технических затруднений , которые могут встретиться при конкретном вычислении суммы по историям , искр и вленные четырехмерные пространства надо считать евклидовыми . Это означает , что ось времени мнимая и не отличается от пространственных осей . Для вычисления вероятности того , что действительное пространство-время обладает некоторым свойством , например выгля д ит одинаково во всех точках и во всех направлениях , надо сложить волны , соответствующие всем тем историям , которые обладают этим свойством . В классической общей теории относительности может существовать много разных видов искривленного пространс т ва-времени , и все они отвечают разным начальным состояниям Вселенной . Зная начальное состояние нашей Вселенной , мы знали бы целиком всю ее историю . Аналогично в квантовой теории гравитации возможно много разных квантовых состояний Вселенной , и точно так ж е , зная , как вели себя в ранние времена искривленные евклидовы четырехмерные пространства в сумме по историям , мы могли бы определить квантовое состояние Вселенной . В классической теории гравитации , использующей действительное пространство-время, возможны лишь два типа поведения Вселенной : либо она существовала в течение бесконечного времени , либо ее началом была сингулярная точка в какой-то конечный момент времени в прошлом . В квантовой же теории гравитации возникает и третья возможность . Посколь к у используются евклидовы пространства , в которых временная и пространственные оси равноправны , пространство-время , будучи конечным , может тем не менее не иметь сингулярностей , образующих его границу или край . Тогда пространство-время напоминало бы поверхн о сть Земли с двумя дополнительными измерениями . Поверхность Земли имеет конечную протяженность , но у нее нет ни границы , ни края : поплыв по морю в сторону заката , вы не вывалитесь через край и не попадете в сингулярность. Если евклидово пространст в о-время простирается назад по мнимому времени до бесконечности или начинается в сингулярной точке мнимого времени , то , как и в классической теории относительности , возникает вопрос об определении начального состояния Вселенной - Богу , может быть , и извест н о , каким было начало Вселенной , но у нас нет никаких оснований мыслить это начало таким , а не иным . Квантовая же теория гравитации открыла одну новую возможность : пространство-время не имеет границы , и поэтому нет необходимости определять поведение на гра н ице . Тогда нет и сингулярностей , в которых нарушались бы законы науки , а пространство-время не имеет края , на котором пришлось бы прибегать к помощи Бога или какого-нибудь нового закона , чтобы наложить на пространство-время граничные условия . Можно было б ы сказать , что граничное условие для Вселенной - отсутствие границ . Тогда Вселенная была бы совершенно самостоятельна и никак не зависела бы от того , что происходит снаружи . Она не была бы сотворена , ее нельзя было бы уничтожить . Она просто существовала бы. Как и всякое теоретическое положение , оно может быть первоначально выдвинуто из эстетических или метафизических соображений , но затем должно пройти реальную проверку - позволяет ли оно делать предсказания , согласующиеся с наблюдениями . В случае квантов о й теории гравитации такая проверка затруднена по двум причинам . Во-первых , как будет показано в следующей главе , мы еще не имеем теории , которая успешно объединяла бы общую теорию относительности с квантовой механикой , хотя нам во многом известна форма , к о торую должна иметь такая теория . Во-вторых , всякая модель , детально описывающая всю Вселенную , несомненно , будет в математическом отношении слишком сложна , чтобы можно было на ее основе выполнять точные вычисления . Поэтому в расчетах неизбежны упрощающие п редположения и приближения , и даже при этом задача извлечения предсказаний остается чудовищно сложной . Если принять условие отсутствия границ , то оказывается , что вероятность развития Вселенной но большинству возможных историй пренебрежимо мала , но существует некоторое семейство историй , значительно боле е вероятных , чем остальные . Эти истории можно изобразить в виде как бы поверхности Земли , причем расстояние до Северного полюса соответствует мнимому времени , а размеры окружностей , все точки которых равно удалены от Северного полюса , отвечают пространств е нным размерам Вселенной . Вселенная начинается как точка на Северном полюсе . При движении на юг такие широтные окружности увеличиваются , что отвечает расширению Вселенной с течением мнимого времени (рис . 8.1). Вселенная достигает максимального размера на э к ваторе , а затем с течением мнимого времени сжимается в точку на Южном полюсе . Несмотря на то , что на Северном и Южном полюсе размер Вселенной равен нулю , эти точки будут сингулярными не более , чем Северный и Южный полюс на поверхности Земли . Законы науки б удут выполняться в них так же , как они выполняются на Северном и Южном полюсах Земли . Но в действительном времени история Вселенной выглядит совершенно иначе . Десять или двадцать тысяч миллионов лет назад размер Вселенной имел минимальное значен и е , равное максимальному радиусу истории в мнимом времени . Затем , с течением действительного времени , Вселенная расширялась в соответствии с хаотической моделью раздувания , предложенной Линде (но теперь уже нет необходимости предполагать , что Вселенная был а каким-то образом создана в правильном состоянии ). Вселенная достигла очень больших размеров , а потом должна опять сжаться в нечто , имеющее в действительном времени вид сингулярности . Поэтому в каком-то смысле все мы обречены , даже если будем держаться по д альше от черных дыр . Сингулярностей не будет лишь в том случае , если представлять себе развитие Вселенной в мнимом времени . Если Вселенная на самом деле находится в таком квантовом состоянии , то ее история в мнимом времени не будет иметь никаких сингулярностей . Но , как уже отмечалось , главное значение теорем о сингулярностях таково : они показывают , что гравитационное поле должно стать очень сильным , так что нельзя будет пренебречь квантовыми гравитационными эффектами . Именно это ведет к выводу , ч т о в мнимом времени Вселенная должна быть конечной , но без границ и сингулярностей . По возвращении же в реальное время , в котором мы живем , обнаруживается , что сингулярности появляются опять . Астронавт , упавший в черную дыру , все равно придет к трагическом у концу , и только в мнимом времени у него не было бы встречи с сингулярностями . Может быть , следовало бы заключить , что так называемое мнимое время - это на самом деле есть время реальное , а то , что мы называем реальным временем , - просто плод на ш его воображения . В действительном времени у Вселенной есть начало и конец , отвечающие сингулярностях , которые образуют границу пространства-времени и в которых нарушаются законы науки . В мнимом же времени нет ни сингулярностей , ни границ . Так что , быть мо ж ет , именно то , что мы называем мнимым временем , на самом деле более фундаментально , а то , что мы называем временем реальным , - это некое субъективное представление , возникшее у нас при попытках описать , какой мы видим Вселенную . Поэтому не имеет смысла сп р ашивать , что же реально - действительное время или время мнимое ? Важно лишь , какое из них более подходит для описания. Мы можем теперь , пользуясь методом суммирования , по историям и предположением об отсутствии границ , посмотреть , какими свойствами Всел е нная может обладать одновременно . Например , можно вычислить вероятность того , что Вселенная расширяется примерно с одинаковой скоростью во всех направлениях в то время , когда плотность Вселенной имеет современное значение . В упрощенных моделях , которыми м ы до сих пор занимались , эта вероятность оказывается весьма значительной ; таким образом , условие отсутствия границ приводит к выводу о чрезвычайно высокой вероятности того , что современный темп расширения Вселенной почти одинаков во всех направлениях . Это с огласуется с наблюдениями фона микроволнового излучения , которые показывают , что его интенсивность во всех направлениях почти одинакова . Если бы Вселенная в одних направлениях расширялась быстрее , чем в других , то интенсивность излучения в этих направлени я х уменьшалась бы за счет дополнительного красного смещения . Сейчас изучаются и другие следствия из условия отсутствия границ . Особенно интересна задача о малых отклонениях плотности от однородной плотности ранней Вселенной , в результате которых в озникли сначала галактики , потом звезды и наконец мы сами . В силу принципа неопределенности ранняя Вселенная не может быть совершенно однородной , потому что должны обязательно присутствовать некоторые неопределенности в положениях и скоростях частиц - флу к туации . Исходя из условия отсутствия границ , мы найдем , что в начальном состоянии во Вселенной действительно должна быть неоднородность , минимально возможная с точки зрения принципа неопределенности . Затем Вселенная пережила период быстрого расширения , ка к в моделях раздувания . В течение этого периода начальные неоднородности усиливались , пока не достигли размеров , достаточных , чтобы объяснить происхождение тех структур , которые мы видим вокруг себя . В такой расширяющейся Вселенной , в которой плотность вещ е ства слабо меняется от места к месту , расширение более плотных областей под действием гравитации могло замедлиться и перейти в сжатие . Это должно привести к образованию галактик , звезд и , наконец , даже таких незначительных существ , как мы . Таким образом , в озникновение всех сложных структур , которые мы видим во Вселенной , можно объяснить условием отсутствия у нее границ в сочетании с квантово-механическим принципом неопределенности . Из представления о том , что пространство и время образуют замкнут у ю поверхность , вытекают также очень важные следствия относительно роли Бога в жизни Вселенной . В связи с успехами , достигнутыми научными теориями в описании событий , большинство ученых пришло к убеждению , что Бог позволяет Вселенной развиваться в соответс т вии с определенной системой законов и не вмешивается в ее развитие , не нарушает эти законы . Но законы ничего не говорят нам о том , как выглядела Вселенная , когда она только возникла , - завести часы и выбрать начало все-таки могло быть делом Бога . Пока мы с читаем , что у Вселенной было начало , мы можем думать , что у нее был Создатель . Если же Вселенная действительно полностью замкнута и не имеет ни границ , ни краев , то тогда у нее не должно быть ни начала , ни конца : она просто есть , и все ! Остается ли тогда м есто для Создателя ? Заключение Каждой исторической эпохе присущ свой горизонт науки , своя ограниченность представлений о природе вещей , явлений , окружающих человека . На протяжении тысячелетий человек не мог охватить взглядом свою планету . И первонач ально он со здавал примитивные космологические представления типа : “Зем ля держится на трех слонах” (или на черепахе , в зависимости от того , что он видел перед собой )... Благодаря усилиям Н . Коперника , И . Кеплера и И . Ньютона более 300 лет назад гориз онт астрономии был расширен за ор биту планеты Сатурн . В . Гаршель отодвинул его до края Га лактики , а совсем недавно Хаббл — в далекое межгалактическое пространство . Ныне нельзя не испытывать чувство гордости от того , что человеческий разум оказался спосо б ным раскрывать тайны далеких звезд и галактик , устанавливать законы их строе ния и развития . Но с каждым годом перед человеком встают все более слож ные вопросы , затрагивающие фундаментальные свойства мате рии и конкретные формы ее существования . Симм етрична ли Вселенная относительно вещества и антивещества ? Состоят ли элементарные частицы из более простых ? Неизменны ли на са мом деле так называемые постоянные величины — постоянная тяготения С , постоянная Планка h , скорость света с и другие ? И почему о ни имеют именно такие , а не другие численные зна чения ? И если некоторые из них медленно изменяются , то как это влияет на развитие Вселенной и ее отдельных составные частей. Да , сегодня нам известно уже многое о строении Вселенной и ее отдельных ' объектов . Но ... с каждым годом расширяется горизонт науки , расширяются пределы в пространстве и вре мени , до которых проникает человеческий разум . И , как говорил римский философ Сенека , несомненно , что на долю наших по томков " останется большая часть исти н , еще не открытых... 1. Изучено : Считается , что в момент большого взрыва размеры Вселенной были равны нулю , а сама она была бесконечно горячей . Но по мере расширения температура излучения понижалась . Через секунду после большого взрыва температур а упала примерно до десяти тысяч миллионов градусов . В это время Вселенная состояла из фотонов , электронов , нейтрино и их античастиц . По мере того как Вселенная продолжала расширяться , а температура падать , скорость рождения электрон антиэлектронных пар в соударениях стала меньше скорости их уничтожения за счет аннигиляции . Поэтому почти все электроны и антиэлектроны должны были аннигилировать друг с другом , образовав новые фотоны , так что осталось лишь чуть-чуть избыточных электронов. Примерно через сто с екунд после большого взрыва температура упала до тысячи миллионов градусов , что отвечает температуре внутри самых горячих звезд . При такой температуре энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для сопротивления сильному ядерному притяжению , и они начи н ают объединяться друг с другом , образуя ядра дейтерия , которые состоят из протона и нейтрона . Затем ядра дейтерия присоединяют к себе еще протоны и нейтроны и превращаются в ядра гелия , содержащие два протона и два нейтрона , а также образуют небольшие кол и чества более тяжелых элементов - лития и бериллия . Вычисления показывают , что , согласно горячей модели большого взрыва , около четвертой части протонов и нейтронов должно было превратиться в атомы гелия и небольшое количество тяжелого водорода и других эле м ентов . Оставшиеся нейтроны распались на протоны , представляющие собой ядра обычных атомов водорода . Всего через несколько часов после большого взрыва образование гелия и других элементов прекратилось , после чего в течение примерно миллиона лет Вс е ленная просто продолжала расширяться и с ней не происходило ничего особенного . Наконец , когда температура упала до нескольких тысяч градусов и энергии электронов и ядер стало недостаточно для преодоления действующего между ними электромагнитного притяжени я , они начали объединяться друг с другом , образуя атомы . Вся Вселенная как целое могла продолжать расширяться и охлаждаться , но в тех областях , плотность которых была немного выше средней , расширение замедлялось из-за дополнительного гравитационного притяж е ния . В результате некоторые области перестали расширяться и начали сжиматься . В процессе сжатия под действием гравитационного притяжения материи , находящейся снаружи этих областей , могло начаться их медленное вращение . С уменьшением размеров коллапсирующе й области ее вращение ускорялось , подобно тому , как ускоряется вращение фигуриста на льду , когда он прижимает руки к телу . Когда наконец коллапсирующая область стала достаточно малой , скорости ее вращения должно было хватить для уравновешивания гравитацион н ого притяжения - так образовались вращающиеся дискообразные галактики . Те области , которые не начали вращаться , превратились в овальные объекты , называемые эллиптическими галактиками . Коллапс этих областей тоже прекратился , потому что , хотя отдельные част и галактики стабильно вращались вокруг ее центра , галактика в целом не вращалась . Состоящий из водорода и гелия газ внутри галактик со временем распался на газовые облака меньшего размера , сжимающиеся и од действием собственной гравитации . При сж а тии этих облаков атомы внутри них сталкивались друг с другом , температура газа повышалась , и в конце концов газ разогрелся так сильно , чти начались реакции ядерного синтеза . В результате этих реакций из водорода образовалось дополнительное количество гели я , а из-за выделившегося тепла возросло давление и газовые облака перестали сжиматься . Облака долго оставались в этом состоянии , подобно таким звездам , как наше Солнце , превращая водород в гелий и излучая выделяющуюся энергию в виде тепла и света . Более ма с сивным звездам для уравновешивания своего более сильного гравитационного притяжения нужно было разогреться сильнее , и реакции ядерного синтеза протекали в них настолько быстрее , что они выжгли свой водород всего за сто миллионов лет . Затем они слегка сжал и сь , и , поскольку нагрев продолжался , началось превращение гелия в более тяжелые элементы , такие как углерод и кислород . Но в подобных процессах выделяется не много энергии , и потому , как уже говорилось в главе о черных дырах , должен был разразиться кризис. Не совсем ясно , что произошло потом , но вполне правдоподобно , что центральные области звезды коллапсировали в очень плотное состояние вроде нейтронной звезды или черной дыры . Внешние области звезды могут время от времени отрываться и уноситься чудовищным взрывом , который называется взрывом сверхновой , затмевающей своим блеском все остальные звезды в своей галактике . Часть более тяжелых элементов , образовавшихся перед гибелью звезды , была отброшена в заполняющий галактику газ и превратилась в сырье для пос л едующих поколений звезд . Наше Солнце содержит около двух процентов упомянутых более тяжелых элементов , потому что оно является звездой второго или третьего поколения , образовавшейся около пяти миллионов лет назад из облака вращающегося газа , в котором нах о дились осколки более ранних сверхновых . Газ из этого облака в основном пошел на образование Солнца или был унесен взрывом , но небольшое количество более тяжелых элементов , собравшись вместе , превратилось в небесные тела - планеты , которые сейчас , как и Зе м ля , вращаются вокруг Солнца 2. Рассмотрено : В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга . Это вроде бы как надутый шарик , на который нанесены точки , если его все больше надувать . Расстояние между любыми двумя точками увеличивается , но ни од ну из них нельзя назвать центром расширения . Притом чем больше расстояние между точками , тем быстрее они удаляются друг от друга . Но и в модели Фридмана скорость , с которой любые две галактики удаляются друг от друга , пропорциональна расстоянию между ними. Таким образом , модель Фридмана предсказывает , что красное смешение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас , в точном соответствии с открытием Хаббла . Несмотря на успех этой модели и на согласие ее предсказаний с наблюдениями Хаб б ла , работа Фридмана оставалась неизвестной на Западе , и лишь в 1935 г . американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели в связи с открытием Хаббла. Сам Фридман рассматривал только одну модель , но можно указать три разные модели , для которых выполняются оба фундаментальных предположения Фридмана . В модели первого типа (открытой самим Фридманом ) Вселенная расширяется достаточно медленно для того , чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конц е концов прекращалось . После этого галактики начинают приближаться друг к другу , и Вселенная начинает сжиматься . На рис . 3.2 показано , как меняется со временем расстояние между двумя соседними галактиками . Оно возрастает от нуля до некоего максимума , а пот о м опять падает до нуля . В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро , что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение , не может его остановить . На рис . 3.3 показано , как изменяется в этой модели расстояние между галактиками . К ривая выходит из нуля , а в конце концов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростыо . Есть , наконец , и модель третьего типа , в которой скорость расширения Вселенной только-только достаточна для того , чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса ). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала равно нулю (рис . 3.4), а потом все время возрастает . Правда , галактики "разбегаются " все с меньшей и меньшей скоростью , но она никогда не падает до нуля. 3.Исследовано : Если бы через секунду после большого взрыва скорость расширения оказалась хоть на одну сто тысяча миллион миллионную (1/100.000.0 00.000.000.000) меньше , то произошло бы повторное сжатие Вселенной и она никогда бы не достигла своего современного состояния . СОДЕРЖАНИЕ 1. Модель большого Взрыва 1.1. Гипотетическое представления о Вселенной 1.2. Расширяющаяся Вселенная 1.3. Р ождение и гибель Вселенной 2. Заключение 3. список использованной литературы Список используемой литературы 1. П . Г . Куликовский :“Справочник любителя АСТРОНОМИИ” М .1971 г. 2. Б . А . Воронцов - Вельяминов :“Очерки о Вселенной” М . “Наука” 1976 г. 3. И. А . Климишин “Астрономия наших дней” М . “Наука” 1980 г. 4. П . Девис “Случайная Вселенная” М . “МИР” 1985 г. 5. В . Н . Комаров Б . Н . Пановский “ Занимательная астрономия” М . “Наука” 1984 г. 6. И . А . Климишин “Открытие Вселенной” М . “ Наука” 1987 г. 7. И . С . Ш коловский “Вселенная Жизнь Разум” М . “ Наука” 1976г . 8. В.В . Казютинский “Вселенная Астрономия , Философия” , М.“Знание” 1972 г. 9. И.Д . Новиков “Эволюция Вселенной” , М . 1983 г. 10. С.П . Левитан . “Астрономия” , М ., “Просвещение” 1994 г.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Женщина-астронавт на Луне:
— Хьюстон, у нас проблемы...
— Говорите!
— А.. нет, ничего!
— Что случилось?
— Не важно...
— Какие проблемы?
— Ой, всё!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Модель большого взрыва и расширяющейся Вселенной", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru