Вопросы к симпозиуму по КСЕ для студентов 5

Вопросы к симпозиуму по КСЕ для студентов 5 курса специальности «Русский язык и литература» • 1. Место естествознания в истории культуры: проблема соотношения с другими формами культуры. Наука и богословие. • 2. История движения. • 3. Феномен Ньютона и его классической механики. • 4. Эйнштейн и научная революция в истории человечества. • 5. Проблема измерения и антропный принцип. • 6. Тайны микромира: мир элементарных частиц и их классификации. • 7. Теория физического вакуума. • 8. Вопрос о торсионных полях. • 9. Проблема мира и антимира (вещества и антивещества). • 10. Суть принципов квантовой механики.

• 11. Современные модели Вселенной и их проблематика. • 12. Тайны Вселенной: галактики, «черные дыры» , квазары, «темная материя» , «темная энергия» и т. д. • 13. Пространство и Время. • 14. Космос и человек: миф, Зодиак, Логос, антропный принцип в космологии. • 15. Катастрофизм и современная наука.

Основная литература 1. Горелов А. А. Концепция современного естествознания. М. , 2001. (УБ, ч. з. N 5, 6, 7 2. Рузавин Г. И. Концепция современного естествознания. М. , 1997 (УБ). 3. Канке В. А. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов. Изд. 2 -е, испр. . М. , 2002. (Ч. з. N 7, НА). 4. Хокинг С. От большого взрыва до черных дыр. Краткая история времени (любое издание).

Сингулярность • Согласно теории Большого взрыва, Вселенная в момент образования была в чрезвычайно плотном и горячем состоянии, называемом космологической сингулярностью. Космологи ческая сингуля рность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации. • Возникновение этой сингулярности продолжении назад во времени любого решения ОТО, описывающего динамику расширения Вселенной, было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьезных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после космологической сингулярности, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.

Большой взрыв • Большо й взрыв (от англ. Big Bang) — гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Теория Большого взрыва в настоящее время является общепризнанной парадигмой физической космологии, наилучшим образом объясняющей весь массив наблюдательной информации. • По современным представлениям наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13, 7 ± 0, 2 млрд. лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с гигантскими температурой и плотностью, и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Первые этапы • Приблизительно через 10(-35) секунд после Большого взрыва - наступление Планковской эпохи. Планковское время -10 (-43) секунд после Большого взрыва. В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. • После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Падение температуры • Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу - образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. • Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии). • После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Эволюция Вселенной • Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра - средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когданибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. • Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

История открытия • 1916 - вышла в свет работа Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности» , которой он завершил создание релятивистской теории гравитации. • 1917 - Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Λ. • 1922 - советский математик и геофизик Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение о том, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс - Большой взрыв.

Закон Хаббла • 1926 – доклад Хаббла о связи радиальной скорости и расстояния до дальних галактических туманностей. • 1927 - опубликована статья бельгийского ученого Жоржа Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей» . Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, и должны быть предметом космологии: это - не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе. • 1929 - 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей» . Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.

Теория «горячей вселенной» • 1948 - выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной» , построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной - Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется - только сильно охлаждённым - и до сих пор.

Реликтовое излучение • В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К. • 1964 - американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: она оказалась равной 3 К! То есть Вселенная наполнена электромагнитным излучением в микроволновом диапазоне частот. Это характерное классическое излучение черного тела, свойственное объектам с температурой около 270°С (3 К), т. е. всего на три градуса выше абсолютного нуля. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский.

Модель Дж. Уиллера По определению, все наблюдатели являются частью Вселенной. В соответствии с моделью Дж. Уиллера, Вселенная постоянно расщепляется на бесконечное количество копий. Каждая параллельная Вселенная имеет своих наблюдателей, которые видят данный конкретный набор квантовых альтернатив, и все эти Вселенные реальны! В контексте этой модели – теория пространственно-временных туннелей ( «космические норы» ), рассмотренная в работе «Геометродинамика» (1962), согласно которой возможно путешествие через гиперпространство. В некоторых версиях этой теории космические туннели рассматриваются как переходы, связывающие прошлое и будущее или даже различные вселенные.

Темная материя • В течение XX столетия астрофизики постепенно пришли к заключению, что в видимых и ставших привычными образах галактик содержится не более 10% от реально содержащейся во Вселенной материи. Примерно на 90% Вселенная состоит из материи, форма которой остается для нас тайной, поскольку наблюдать ее мы не можем, и по совокупности вся эта темная материя получила название темной материи. • Впервые тайные откровения подобного рода 1933 году озвучил швейцарский астроном Фриц Цвики (Fritz Zwicky, 1898– 1974). Именно он указал, что скопление галактик в созвездии Волосы Вероники, судя по всему, удерживается вместе гораздо более сильным гравитационным полем, чем это можно было бы предположить, исходя из видимой массы вещества, содержащегося в этом галактическом скоплении, а значит большая часть материи, содержащаяся в этой области Вселенной, остается незримой для нас.

Тайна темной материи Темная материя незримо присутствует не только в пределах галактик, но и во всей Вселенной, включая межгалактическое пространство. О чем мы, однако, так и не имеем никакого представления, так это о ее природе. Какая-то ее часть может оказаться обычными небесными телами, не испускающими собственного излучения, например, массивными планетами типа Юпитера. Однако подавляющее большинство ученых сходится на том, что масса невидимой материи Вселенной далеко не ограничивается скрытой от нас массой обычных небесных тел и распыленного вещества, а склонны добавлять к ней и совокупную массу всё еще не открытых видов элементарных частиц. Их принято называть массивными частицами слабого взаимодействия (МЧСВ). Они никак не проявляют себя во взаимодействии со световым и прочим электромагнитным излучением. Их поиск сегодня - это своего рода возобновление, казалось бы, давно утратившего актуальность поиска «светоносного эфира» .

Темная материя против «галактического парадокса» Идея состоит в том, что если наша Галактика действительно со всех сторон облачена сферической оболочкой МЧСВ, холодной темной материей, поскольку они тяжелые и медленные. Предполагается, что они играли важную роль на стадии формирования галактик ранней Вселенной. Если во всем пространстве объемного большого взрыва обычная материя была перемешана со скрытыми частицами темной материи, после взрыва темная материя, будучи перемешанной с явной, могла послужить сдерживающим элементом против разлета протоматерии. По причине наличия огромного числа скрытых тяжелых частиц она первой стянулась под воздействием сил гравитационного притяжения в будущие ядра галактик, оказавшиеся стабильными по причине отсутствия взаимодействия между МЧСВ и мощным центростремительным энергетическим излучением взрыва. Таким образом, к моменту формирования ядер атомов темная материя успела оформиться в галактики и скопления галактик, а уже на них начали собираться под воздействием гравитационного поля высвобождающиеся элементы обычной материи.