- •Краткое содержание лекций.
- •Наука .
- •Наука как элемент культуры.
- •Наука как способ познания мира.
- •Наука как социальный институт
- •Проблема классификации наук.
- •Естественнонаучная и гуманитарная культуры.
- •Критерии различия гуманитарного и естественнонаучного знания
- •Основные формы научного познания
- •Методы научного познания.
- •3. Конкретно-научные методы - применение в отдельных разделах науки.
- •Эволюционные и революционные периоды развития естествознания. Определение научной революции, ее этапы и виды.
- •Исторические этапы познания природы
- •Физическая картина мира
- •Теория относительности а.Эйнштейна (1879-1955).
- •Специальная теория относительности (сто).
- •Общая теория относительности (ото)
- •Основные понятия и принципы электромагнитной картины мира .
- •Формирование квантовой механики. Элементарные частицы
- •Астрономическая картина мира
- •Возникновение и эволюция Вселенной. Модель Большого взрыва
- •Структура Вселенной
- •Солнечная система – часть Вселенной.
- •Химические концепции
- •Биологическая картина мира
- •Постнеклассическое (интегральное) естествознание.
Астрономическая картина мира
Космос (от греч. Космос - мир), термин, идущий из древнегреческой философии для обозначения мира как структурно организованного и упорядоченного целого, в отличие от Хаоса.
Сейчас под Космосом понимают все находящееся за пределами атмосферы Земли. Иначе Космос называют Вселенной.
Вселенная - место вселения человека, весь существующий материальный мир. Близкое понятие (в латинских языках) «Универсум»
Вселенная - самая крупная материальная система, мегамир.
Космология (раздел астрономии) - это наука о свойствах, строении, происхождении и эволюции Вселенной как единого упорядоченного целого.
Метагалактика - часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований.
В основе современной космологии лежит общая теория относительности и космологический постулат (представления об однородности и изотропности Вселенной). Во Вселенной все точки и направления равноправны.
Основной метод получения астрономических знаний - наблюдение, поскольку за редким исключением, эксперимент при изучении Вселенной невозможен.
Возникновение и эволюция Вселенной. Модель Большого взрыва
Проблема эволюции Вселенной является центральной в естествознании.
В классической науке (космология Ньютона) существовала так называемая теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас.
Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации. Вопрос об эволюции Вселенной не ставился.
Возникновение современной космологии связано с созданием релятивистской теории тяготения - общей теории относительности Эйнштейном (1916). Из уравнений ОТО следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии). В 1917 г. Эйнштейн вывел фундаментальные уравнения, связывающие распределение материи с геометрическими свойствами пространства и на их основе разработал модель Вселенной.
Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична, но при этом замкнута в пространстве, как поверхность любой сферы.
Однако из общей теории относительности вытекало в качестве следствия, что искривленное пространство не может быть стационарным, оно должно расширяться или сжиматься. Поэтому Эйнштейн ввел в полученные уравнения дополнительное слагаемое, обеспечивающее стационарность Вселенной. В 1922 г. советский математик А.А Фридман впервые решил уравнения общей теории относительности не накладывая условия стационарности. Он создал модель нестационарной, расширяющейся Вселенной.
Этот вывод означал необходимость радикальной перестройки принятой в то время картины мира.
Модель Вселенной по Фридману носила эволюционный характер. Стало ясно, что Вселенная имеет начало и наблюдаемые сегодня ее свойства могут и должны быть объяснены предшествующим периодом развития.
Наблюдательным подтверждением модели расширяющейся Вселенной явилось открытие в 1929 году американским астрономом Э.Хабблом эффекта красного смещения.
Согласно эффекту Доплера спектры излучения удаляющихся объектов должны быть сдвинуты в красную область, а спектры приближающихся в фиолетовую.
Э.Хаббл установил, что все далекие галактики от нас удаляются, причем с увеличением расстояния это происходит всё быстрее.
Закон разбегания — это закон Хаббла V=H0r, где H0 — постоянная, ныне называемая постоянной Хаббла.
Если Вселенная расширяется, значит она возникла в определенный момент времени.
Когда это произошло?
По значению постоянной Хаббла определяют возраст Вселенной. По современным данным он составляет 13,7 млрд. лет.
Как это произошло?
Еще А.А. Фридман пришел к выводу, что в силу каких-то пока не ясных причин Вселенная внезапно возникла в очень малом, практически точечном объеме чудовищной плотности и температуры и стала стремительно расширяться.
Наиболее общепринятой моделью Вселенной в современной космологии является модель однородной изотропной горячей нестационарной расширяющейся Вселенной.
В настоящее время большинство космологов исходят из модели Большого взрыва в ее модифицированном варианте с инфляционным началом.
Автором гипотезы Большого взрыва является Г.А. Гамов, ученик Фридмана.
В 1946 году он заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии - модели "горячей Вселенной" («Большого взрыва»). Он впервые высказал предположение, что на начальной стадии эволюции Вселенная была "горячей" и в ней могли идти термоядерные процессы.
Эта модель объясняет поведение Вселенной в первые три минуты ее жизни, которые являются решающими для понимания современной структуры Вселенной.
Вселенная, согласно модели Большого Взрыва ограничена в пространстве и времени, по крайней мере, со стороны прошлого. До самого взрыва не существовало ни вещества, ни времени, ни пространства.
Итак, по современным воззрениям, Вселенная возникла в результате стремительного расширения, взрыва сверхплотного горячего вещества, обладавшего сверхвысокой температурой. Сам этот взрыв наука связывает с перестройками структуры физического вакуума, с его фазовыми переходами от одного состояния к другому, которые сопровождались выделением огромных энергий.
В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть и описать изменение физических параметров Вселенной в процессе ее расширения.
Основные этапы возникновения Вселенной.
Краткая история развития Вселенной Время |
Температура |
Состояние Вселенной |
10-45 - 10-37 сек |
> 1026K |
Инфляционное расширение (Инфляционная стадия ) |
10-6 сек |
> 1013K |
Появление кварков и электронов |
10-5 сек |
1012K |
Образование протонов и нейтронов |
10-4 сек - 3 мин |
1011-109K |
Возникновение ядер дейтерия, гелия и лития (эпоха нуклеосинтеза) |
400 тыс. лет |
4000 К |
Образование атомов (эпоха рекомбинации) |
15 млн. лет |
300 K |
Продолжение расширения газового облака |
1 млрд. лет |
20 K |
Зарождение первых звезд и галактик |
3 млрд. лет |
10 K |
Образование тяжелых ядер при взрывах звезд |
10 - 15 млрд. лет |
3 K |
Появление планет и разумной жизни |
Сингулярность - особое начальное состояние Вселенной, в котором плотность, кривизна пространства и температура принимают бесконечное значение.
Инфляционная стадия - самая начальная сверхплотная стадия расширения Вселенной, завершилась к моменту времени 10-36 сек.
Эпоха нуклеосинтеза. Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия.
Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты.
К концу этого процесса вещество Вселенной состояло на 75% из протонов (ядер водорода), около 25% составляли ядра гелия, сотые доли процента пришлись на ядра дейтерия, лития, бериллия.
Затем почти 500 тысяч лет не происходило никаких качественных изменений — шло медленное остывание и расширение Вселенной. Вселенная, оставаясь однородной, становилась все более разреженной.
Эпоха рекомбинации - образование нейтральных атомов.
Наступила примерно через миллион лет после начала расширения. Когда Вселенная остыла до 3000 К, ядра атомов водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться при этом в нейтральные атомы водорода и гелия.
После эпохи рекомбинации вещество во Вселенной было распределено почти равномерно и состояло преимущественно из атомов водорода 75% и гелия 25%, самых распространенных элементов во Вселенной.
С эпохи рекомбинации взаимодействие излучения с веществом практически прекратилось, пространство стало для излучения прозрачным. Излучение, сохранившееся с начальных моментов эволюции (реликтовое) равномерно заполняет всю Вселенную. Вследствие расширения Вселенной температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2,7 град К.
Модель горячей Вселенной (Большого Взрыва) подтверждается
обнаружением предсказанного ею реликтового излучения, заполняющего Вселенную (1965 г). Американские ученые Пензиас и Уилсон за свое открытие удостоены Нобелевской премии в 1978 г.
химическим составом (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и межзвездной среды молодых галактик
Основное количество водорода и гелия содержится не в звездах, а распределено в межзвездном и межгалактическом пространстве.
После рекомбинации атомов вещество, заполняющее Вселенную, представляло собой газ, который вследствие гравитационной неустойчивости стал собираться в сгущения.
Результаты этого процесса мы видим в виде скоплений галактик, галактик и звезд. Структура Вселенной весьма непроста, и изучение механизма ее образования — это одна из самых интересных задач настоящего времени. Как ни странно, она далека от решения — мы более ясно представляем себе, что происходило в первые секунды после «большого взрыва», чем в период от миллиона лет до нашего времени.
Существуют альтернативные модели возникновения Вселенной.