Типы космологических моделей

Все модели можно разделить на:

- стационарные, описывающую неподвижную, не изменяющуюся в пространстве Вселенную, и

- нестационарные, которые предполагают две возможности: расширяющуюся и сжимающуюся в зависимости от величины средней плотности материи во Вселенной, величины, о которой нет убедительных данных. В настоящее время наиболее признанной является модель расширяющейся или «открытой» Вселенной.

К стационарным моделям относятся (в порядке возникновения) модели:

• Ньютона;
• «тепловой смерти» Вселенной;
• Эйнштейна (1917);
• Хойла (1948).

В конце XVII в. – теория всемирного тяготения Ньютона – Идея бесконечного пространства вселенной. Вселенная – бесконечна.

Значение Ньютона

• Ньютон обосновал бесконечность Вселенной,
• Но не решил проблему начала движения планет, допускал существование перводвигателя – Бога.

«Ньютон был счастливейшим из смертных, ибо существует только одна Вселенная, и Ньютон открыл её законы» (Лагранж Ж.-Л.).

Релятивистская космология Эйнштейна моделирует наш мир как замкнутый пространственно-временной континуум. Вселенная имеет сферическую форму с конечной массой вещества. Эйнштейн моделирует вселенную как стационарную – не меняется во времени.

Стационарная модель опирается на космологический постулат:

1. Материя вселенной однородна, то есть вещество распределено в крупном масштабе однородно.

2. Вселенная изотропна, то есть все изменения происходят одинаково во всех направлениях.

Нестационарные космологические модели

• Фридмана (1922);
• «горячей Вселенной» Гамова (1942);
• инфляционной Вселенной Линде (1981),
• теория суперструн и др.

В 1922 году Александр Фридман разработал модель расширяющейся вселенной. Он предположил, что радиус кривизны пространства изменяется с течением времени. При этом вселенная имеет два варианта будущего: а) радиус кривизны увеличивается до бесконечности, и вселенная расширяется до бесконечности. Она имеет начало во времени – точку сингулярности; б) Вселенная пульсирует, так как радиус кривизны сначала увеличивается, а потом уменьшается. Модель Фридмана получила название нестационарной вселенной.

Теоретические расчеты Фридмана получили эмпирическое подтверждение. В 1929 Хаббл Э. открыл «красное смещение» в спектрах далеких галактик. В 1965 году американские астрофизики Арно АланПензиас и Уильямс открыли разнородность фонового излучения. Уильямс открыл реликтовые частицы, возникшие в момент большого взрыва

В разработке нестационарной теории участвовали Георгий Антонович Гамов, также известен как Джордж Гамов – «Теория горячей вселенной».

1981 году американский физик Алан Гут - «Теория инфляционной вселенной».

Современная наука проблему будущего рассматривает на основе данных о плотности вещества во вселенной, которая равна 3х10-31 г/см. Однако, существует критическое значение плотности: 3х10-29 г/см. Таким образом, нестационарная космологическая модель имеет некоторые эмпирические подтверждения для объяснения будущего вселенной.

Обобщенный вариант всех моделей расширения вселенной представлен в «стандартной космологической системе строения и эволюции вселенной». Это представление, что вселенная возникла 13,7 млрд. лет назад. Большому взрыву предшествовала «точка сингулярности». Сингулярность – материя, свернутая в точку, с бесконечно высокой плотностью, давлением, температурой.

Для начала теоретического описания эволюции материи вводят промежуток времени, который называют «планковское время» = 4х10-63 сек. Через этот промежуток мир был абсолютно симметричен, не было разделения частиц на фермионы и бозоны. То есть, это было состоянием материи в термодинамическом равновесии, а большой взрыв – спонтанное нарушение его и начало эволюции материи = мира.

 

Антропный принцип

 

Антропный принцип требует рассматривать наш мир как специально устроенный для появления в нем наблюдателя. Основа – осознание наличия «тонкой подстройки Вселенной». Изменение значения любой физической постоянной из нескольких десятков привел бы к невозможности появления человека. Имеет ряд версий: слабую, сильную и сверхсильную.