3. 4 Некоторые приложения концепций современного естествознания

Цели и задачи раздела:

1. Проиллюстрировать идеи синергетики на примерах самоорганизации и эволюции космических, планетарных, биологических и социальных систем (Вселенная, Земля, человек, общество).

План

1. Самоорганизация и эволюция Вселенной

2. Эволюция звезд и звездно-планетных систем

3. Самоорганизация и эволюция Земли

4. Самоорганизация и эволюция живого вещества

5. Самоорганизация и антропогенез

6. Самоорганизация, организация и социогенез

3. 4. 1 Самоорганизация и эволюция вселенной

1. Структура Вселенной

По оценкам современной науки возраст Вселенной около 15-20 млрд. лет. Она состоит из огромного числа метагалактик. Метагалактикой называют ту область Вселенной, которая доступна на сегодняшний день для наблюдения современными методами. Метагалактика состоит из галактик, пространство между которыми заполнено чрезвычайно разреженным межгалактическим газом. Оно пронизывается космическими лучами, в нем существуют гравитационные и электромагнитные поля. Одиночные галактики практически не встречаются. Как правило, они образуют скопления размерами до 10⁶ парсек (1 пс = 3*10¹³км). В масштабах ~ 10⁹пс и выше Вселенную можно считать однородной и изотропной.

Наша Галактика — Млечный Путь представляет спиралеобразное образование, сбоку напоминающее диск, в ней насчитывается порядка триллиона (10¹²) звезд. Диаметр этого диска 3*10⁴ парсек. Пространство между спиральными рукавами заполнено пылью, газом, излучениями, которые составляют около 1% от массы Галактики. Галактика вращается вокруг своего оси с переменной угловой скоростью. В центре Галактики и ее спиральных рукавах интенсивно идут процессы звездообразования, достаточно часто отмечаются вспышки сверхновых звезд. Наша звезда Солнце — маленький желтый карлик — находится далеко от центра Галактики. Земля, на которой мы живем и вовсе песчинка в океане Вселенной.

Если принимать Вселенную как открытую термодинамическую систему, то везде и всюду идет глобальный процесс самоорганизации материи, модель которого описана в разделе 3. 2. 3. Ежедневно где-то гаснут старые и загораются новые звезды, рождаются и умирают планеты, рассыпается и превращается в хаос микрочастиц вещество, а потом снова организуется в зримые макротела.

Как устроена Вселенная, как живет и развивается, конечна она или бесконечна, каков ее возраст, было ли у нее начало и будет ли конец — эти вопросы издавна волновали человечество. И сегодня на большинство этих вопросов наука не может дать однозначных ответов. Несмотря на огромные достижения в исследованиях Вселенной, она лишь приоткрыла краешек занавеса, за которым скрыта ее тайна.

История науки знает множество моделей эволюции Вселенной и отдельных ее частей. К концу XIX века сформировалась убежденность в том, что Вселенная неизменна и бесконечна в пространстве и времени (стационарная космологическая модель). Для построения такой модели были использованы принципы классической механики и евклидовой геометрии.

Однако, к началу ХХ века появились данные о том, что звездные скопления и туманности не остаются на месте, а удаляются от Земли с различными скоростями. Американский астроном П. Ловелл (1855-1916) измерил лучевые скорости некоторых из них по величине красного смещения в их спектрах. Это был первый сигнал о том, что мир, в котором мы живем далек от статичности.

В начале ХХ века А. Эйнштейном была создана общая теория относительности, которая стала прародительницей нескольких моделей Вселенной.

1. Модель Шварцшильда. Возможна такая тяготеющая система, у которой все массы сосредоточены внутри сферы радиуса r; из-за мощного притяжения никакое излучение не может выйти за пределы этой сферы. У большей части звезд нашей Вселенной (за исключением черных дыр) радиус Шварцшильда меньше их размеров, вследствие чего они излучают энергию в разных диапазонах длин волн и являются видимыми. Применив теорию Эйнштейна ко всей Вселенной, Шварцшильд нашел, что она является замкнутой.

2. Модель Эйнштейна-Фридмана. Чтобы не отступать от общепринятой идеи статичности Вселенной Эйнштейну пришлось в выведенные им уравнения, описывающие ее состояние, искусственно ввести так называемую «космологическую постоянную». В начале 20-х годов русский математик А. Фридман (1888-1925), пришел к выводу: если Вселенную считать однородной и изотропной, должно наблюдаться ее непрерывное расширение или сжатие в зависимости от величины плотности материи Вселенной.

V , км/с 100 500 0 R, Мпс Рис. 12 Зависимость скоростей галактик от их расстояний до Земли

И очень скоро нашлись подтверждения этой теории. В 1925 году американский астрофизик В. Слайфер (1875-1969), измерил лучевые скорости удаления от Земли 41 галактики. В 1926 году другой американский астроном Э. Хаббл (1889-1953), наблюдая за блеском переменных звезд — цефеид, определил расстояния до других галактик. Сравнение расстояний до галактик со скоростями их удаления позволило Хабблу в 1929 году установить следующую закономерность:

V = H*R,

где V — скорость удаления галактики, R — расстояние до нее, Н — постоянная Хаббла, причем Н = 1/Т₀, где Т₀ — возраст Вселенной (рис. 12).

Многочисленные исследования показали, что в среднем Н = 75 км/с*Мпс, а Т₀ = 20 млрд лет!.

Но, если Вселенная расширяется, то какие же размеры она имела 15-20 млрд лет назад? Что это было, и как шла эволюция Вселенной?