Шпаргалки к экзаменам и зачётам

Эволюционная проблема в астрономии и космологии

Астрономы стремятся изучить по-возможности все доступные наблюдениям объекты Вселенной, узнать их природу, строение и развитие. Эволюционный подход к изучению мира — важнейшая особенность современной астрономии. Однако исследование отдельных объектов еще не достаточно для выяснения свойств Вселенной как целого. Происхождение и эволюция нашего мира — предмет особого раздела астрономии — космологии. Космология изучает физическую природу, строение и эволюцию Вселенной как целого. Она рассматривает наиболее общие свойства всей области пространства, доступной прямым наблюдениям, которую называют Метагалактикой. Космология в первую очередь опирается на наблюдения. Однако вся безграничная Вселенная не может быть охвачена наблюдениями. Поэтому то, что известно о Метагалактике, приходится экстраполировать на всю Вселенную, а также исходить из того, что к ней применимы известные из физики фундаментальные законы природы. Плодотворной для космологии оказалась идея об одинаковой средней плотности вещества для достаточно больших объемов пространства во Вселенной. Размеры областей, в пределах которых среднюю плотность вещества можно считать практически одинаковой, что гораздо меньше размеров Метагалактики. Однако они велики по сравнению с масштабами локальных неоднородностей, связанных с существованием звезд, галактик и скоплений галактик. Наблюдения показывают, что данная идея хорошо согласуется с реальностью. В космологии свойства Вселенной рассматривается, как более общие — вселенная однородна и изотропна. Однородность означает одинаковость плотности всех видов материи в пространстве при усреднении в достаточно больших объемах, а изотропия — отсутствие во Вселенной выделенных направлений. Отметим, что ситуация была бы совсем иной для иерархической Вселенной, в которой объекты каждого масштаба образуют системы следующего, более крупного масштаба. В этом случае ни однородности, ни изотропии не наблюдалось бы. Предположение об однородности и изотропии Вселенной называют космологическим принципом. Ранние космологические представления наряду с выводом об однородности исходили из принципа неизменности или статичности нашего мира. Однако при первых же попытках экстраполировать эти свойства на бесконечное евклидово пространство возникли трудности, известные в виде двух парадоксов — фотометри­ческого и гравитационного. Фотометрический парадокс – если пространство безгранично и равномерно заполнено звездами, то в любом направлении луч зрения рано или поздно пересечет какую-либо звезду. В общем, нам должно казаться, что все небо равномерно светится, скажем, как диск Солнца. Фотометри­ческого парадокса не будет, если учесть, что энергия света от удаленных объектов уменьшается из-за красного смещения. Кроме того, объем пространства, который фактически доступен наблюдениям, по-видимому, конечен и ограничен так называ­емым горизонтом видимости во Вселенной, под которым понимают сферу, все точки которой удалены от наблюдателя на расстояние, пройденное светом за все время существования расширяющейся Вселенной. Гравитационный парадокс заключается в том, что в бесконечной Вселенной, равномерно заполненной веществом, пользуясь законом Ньютона, нельзя одно­значно рассчитать силу гравитации в заданной точке. Так, например, если ее вычислить, суммируя силы, действующие на пробную массу в этой точке и созда­ваемые концентрическими слоями с центром в этой точке, то получится нуль. Если же подсчет вести для концентрических слоев с центром в некоторой другой точке, удаленной на расстояние от рассматриваемой, то легко сообразить, что сила тяготения окажется равной силе, с которой шар притягивает точку, расположенную на его поверхности. Гравитационный парадокс связан с неприменимостью к безграничной Вселенной математического аппарата, использующего закон всемирного тяготения Нью­тона. Поэтому в космологии при изучении огромных масштабов Метагалактики пользуются общей теорией относительности (ОТО), основы которой были заложены в 1916 г. А. Эйнштейном. В ОТО гравитационный парадокс отсутствует. Рассмотрим модель однородной изотропной Вселенной, пользуясь законами Ньютона для описания гравитационных взаимодействий тел. Поскольку законы Ньютона заведомо применимы только к конечным массам, будем считать, что наша модель относится к очень большой, но конечной части Вселенной, содержащей конечную массу. Если вещество распределено достаточно однородно и не вращается вокруг какой-либо оси, то такая масса должна либо сжиматься под действием гравитационных взаимодействий между ее частями, либо, если она обладает достаточным запасом кинетической энергии, расширяться. Под действием тех же гравитационных сил это расширение со временем должно тормозиться. В однородной изотропной Вселенной должен быть справедлив закон Хаббла. В рамках данной модели была найдена критическая плотность.Так при средней плотности во Вселенной, большей и меньшей, чем критическая, осуществляются случаи соответственно ограниченно и неограниченно расширяющейся Вселенной. На основании данных наблюдений о далеких галактиках и реликтовом излучении получен вывод о том, что средняя плотность Вселенной действительно близка к критической, но 60-70 % приходятся на плотность энергии вакуума («темная энергия»). Рассмотрим теперь физический смысл постоянной Хаббла. Она имеет размерность частоты, так что обратная ей величина соответствует времени 13 • 10⁹ лет, если принять H= 75 км/(с • Мпк). Такое время необходимо для расширения Метагалактики до современного состояния при условии, что скорость расширения в прошлом не менялась. В пределах погрешностей оценок этот срок согласуется с возрастом большинства галактик и старейших звезд нашей Галактики, определенным на основании изучения их спектров и звездного состава с привлечением теории звездной эволюции. Отсюда следует, что большинство галактик образовалось на достаточно ранних стадиях расширения Вселенной, по-видимому, в первый миллиард лет, когда средняя плотность вещества была значительно выше современной. Итак, в рамках классической физики удается описать ряд важных свойств Вселенной: нестационарность, возможный характер расширения или сжатия, значение критической плотности, оценку времени расширения («возраст» Вселенной). Заведомо можно сказать, что в прошлом вещество находилось в более плотном состоянии. Как известно, теория относительности приводит к выводу о том, что присут­ствие больших масс влияет на свойства пространства-времени. Свойства привычного нам евклидова пространства вблизи больших масс изменяются или, как говорят, пространство искривляется. Суммарное действие гравитирующих масс может вызвать определенную кри­визну пространства в целом, что существенным образом повлияет на его свойства, а, следовательно, и на эволюцию всей Вселенной. На геометрические свойства пространства влияет и его расширение. Выводы в целом не разнятся от выводов вышеприведенной теории. Она ее дополняет. Так при плотности равной критической пространство имеет евклидову геометрию, радиус кривизны пространства равен нулю. При плотности меньшей относительно критической радиус кривизны отрицателен, т.е. вселенная расширяется безгранично, при обратной зависимости вселенная расширяется, но потом процесс тормозится, и она начинает сжиматься, радиус кривизны в этом случае положителен. Так же появилось представление о пространстве вселенной. Оно представляет собой объект с безграничным пространством, но ограниченным объемом. Двумерной моделью такого замкнутого трехмерного пространства является поверхность сферы. Галактики в такой модели изображаются начерченными на ней плоскими фигурами. Важным дополнением к описанной картине явилось обобщение уравнений Эйнштейна для однородной изотропной вселенной. Оно было выполнено еще самим Эйнштейном путем добавления так называемой космологической постоянной, или лямбда-члена. Его можно интерпретировать как существование поля той же природы, что и гравитационное, но не связанное ни с каким веществом или излучением. Такое свойство может иметь вакуум, который, согласно современным физическим представлениям, не просто отсутствие чего бы то ни было, а образование с определенной плотностью энергии, являющееся самым низким из возможных энергетических состояний всех полей. Имеющиеся результаты наблюдений лучше всего согласуются с законом расширения при неравенстве лямбда-члена нулю. В 1965 г. было сделано очень важное для космологии открытие, подтвердившее правильность предположения об изотропии и однородности Вселенной. Случайно при отладке радиоаппаратуры для наблюдений ИСЗ было обнаружено фоновое радиоизлучение с интенсивностью, одинаковой по всем направлениям. Согласно современным наблюдениям, это излучение изотропно, т. е. его температура с большой степенью точности не зависит от направления. По распределению энергии по длинам волн оно оказалось тепловым и соответствующим температуре 2,73 К. Астрономам не известны объекты во Вселенной, которые могли бы дать излучение в миллиметровом диапазоне спектра, обладающее планковским спектром со столь высокой плотностью энергии и необычайной изотропией. На этом основании излучение с температурой 2,73 К было отождествлено с излучением, сохранившимся с тех времен, когда плотность вещества Вселенной была очень велика и среда была сильно непрозрачной (реликтовое излучение). Со временем, в результате расширения вещество охладилось, перешло из ионизованной в нейтральную фазу, стало прозрачным. Не поглощаясь более средой, излучение как бы оторвалось от вещества и, распространяясь по всем направлениям, сохранилось до нашего времени. Существование реликтового излучения является не только указанием на большую плотность Вселенной в прошлом, но и на ее высокую температуру («горячая» модель Вселенной). О еще более плотных состояниях Вселенной, сопровождавшихся значительно более высокими температурами, в принципе, можно было бы судить на основании аналогичного излучения реликтовых нейтрино. Для них непрозрачность Вселенной должна была иметь место при еще больших плотностях, что могло быть только на очень ранних этапах расширения Вселенной. Когда плотность стала меньше этого значения, с нейтрино произошло то же. К сожалению, регистрация таких нейтрино, которые в настоящее время должны обладать энергией всего лишь несколько десятитысячных долей электрон-вольта, — дело будущего. Вот краткая история вселенной. Свыше 10 миллиардов лет назад Вселенная находилась в очень плотном и го­рячем состоянии, это состояние называется сингулярностью. Начало этого расширения условно называют Большим взрывом. Формально давление и плотность в этот момент стремятся к бесконечности. Это означает, что состояние вещества вблизи самой сингулярности не описываются известными на сегодняшний день законами физики. Начальную фазу роста можно назвать инфляционной, когда расширение пространства происходило с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной. Оказалось, что такое состояние вещества возможно только при условии от­рицательного давления (какое существует, например, при растяжении твердого тела внешними силами). Его связывают с особыми свойствами вакуума, проявляв­шимися на этой стадии. После завершения стадии инфляции начинается процесс «рождения» элемен­тарных частиц и их непрерывного взаимопревращения. Это очень краткое, горячее и сверхплотное состояние Вселенной в последующем ее развитии сыграло фундаментальную роль, поскольку важнейшими процессами при огромных значениях температуры и плотности вещества стали взаимопревращения частиц, античастиц и квантов излучения. На очень ранних этапах эволюции Вселенной могли возникать чрезвычайно короткоживущие и очень массивные гипотетические частицы, в том числе еще не открытые современной наукой, но предсказываемые физикой элементарных частиц. С падением температуры стали воз­никать менее массивные частицы: нуклоны (протоны, нейтроны) и антинуклоны, мезоны, электроны и позитроны, нейтрино и антинейтрино и другие. При этом более массивные как бы «вымирали» за счет аннигиляции или распада, так что их убыль не компенсировалась рождением новых частиц. «Вымирание» частиц и соответствующих им античастиц происходило не строго одинаково, так что в результате аннигиляции те из них, которые мы называем античастицами, практически все исчезли, а ничтожная избыточная доля частиц осталась. В результате наблюдаемый мир оказался устроенным из вещества, а не из антивещества. Образованием нуклонов завершается так называемая эра адронов эволюции Вселенной (адроны — частицы, подверженные сильным взаимодействиям: протоны, нейтроны, мезоны и др.). После адронной эры наступает эра лептонов. По мере дальнейшего расширения Вселенной происходит аннигиляция мюонов, а также электронов и позитронов. Затем прекращается взаимодействие нейтрино с веществом и к моменту 0,2 с после сингулярности, как уже упоминалось, происходит «отрыв» нейтрино. В настоящее время тепловые энергии этих реликтовых нейтрино уменьшились и стали соответствовать температуре около 2 К. Примерно через 10 с после сингулярности начинается эра излучения. На этом этапе по численности пре­обладают фотоны, все еще сильно взаимодействующие с веществом, а также нейтрино, которые уже «оторвались» от него. По истечении около 100 с после Большого взрыва начинаются первые процессы нуклеосинтеза. Особенно важно, что некоторая часть протонов успевает соединиться с нейтронами и образовать ядра гелия. В них перешло около 10 процентов общего числа протонов. Почти весь гелий, существующий в природе в настоящее время, образовался именно в эту эпоху, вскоре после начала расширения. Эра излучения заканчивается переходом плазмы из ионизованного в нейтральное состояние, уменьшением непрозрачности вещества и «отрывом» излучения. Через миллион лет после начала расширения начинается эра вещества, когда плотность материи стала в основном опреде­ляться плотностью вещества, а не излучения, и из горячей водородно-гелиевой плазмы с ничтожной примесью других ядер стало развиваться все многообразие нашего мира.

При рассмотрении этих этапов расширения Вселенной возникает важный вопрос о причинах возникновения неоднородностей, из которых впоследствии возникли все структурные образования Вселенной. Предполагается, что эти неоднородности, имевшие очень малую амплитуду, существовали на самых ранних этапах расширения, но они стали быстро расти только с остыванием вещества — в эпоху, когда ионизованный газ во Вселенной стал нейтральным, т. е. когда излучение «оторвалось» от вещества. При образовании наиболее крупных структур Вселенной существенную роль могли играть частицы, слабо взаимодействующие с веществом (типа нейтрино), но имеющие ненулевую массу покоя. По имеющимся представлениям, возможно, они образуют то «скрытое» вещество, на долю которого сегодня приходится основная масса Вселенной. Галактики, образовавшиеся из обычного вещества - слабовзаимодействующие частицы образуют центры притяжения для гигантских сгущений масс, являясь, таким образом, источником скрытой массы скоплений галактик. Изучая законы Вселенной, мы еще глубже познаем свойства вещества, пространства и времени. Некоторые из них, например свойства реального физического пространства и времени, в больших масштабах можно изучить только в рамках космологии. Поэтому ее результаты имеют важнейшее значение не только для астрономии и физики, которые получают возможность лучше понять существую­щие законы природы, но и для философии, приобретающей обширный материал для обобщения закономерностей нашего мира. Для общего развития современной науки, для которого характерно взаимопро­никновение различных ее разделов, достижения космологии фактически замыкают связь между макромиром, традиционно изучавшимся астрономией, и микромиром, раскрытие законов которого было триумфом физики XX столетия.

Целью химии на всех этапах её развития является получение вещества с заданными свойствами. Эта цель, иногда именуемая основной проблемой химии, включает в себя две важнейших задачи – практическую и теоретическую, которые не могут быть решены отдельно друг от друга. Получение вещества с заданными свойствами не может быть осуществлено без выявления способов управления свойствами вещества, или, что то же самое, без понимания причин происхождения и обусловленности свойств вещества. Таким образом, химия есть одновременно и цель и средство, и теория и практика.

Теоретическая задача химии имеет ограниченное и строго определённое число способов решения, которые задаются структурной иерархией самого вещества, для которого можно выделить следующие уровни организации:

Субатомные частицы.

Атомы химических элементов.

Молекулы химических веществ как унитарные (единые) системы.

Микро- и макроскопические системы реагирующих молекул.

Мегасистемы (Солнечная система, Галактика и т.п.)

Объектами изучения химии является вещество на 2 – 4 уровнях организации. Исходя из этого, для разрешения проблемы происхождения свойств необходимо рассмотреть зависимость свойств вещества от четырех факторов:

От элементарного состава;

От структуры молекулы вещества;

От термодинамических и кинетических условий, в которых вещество находится в процессе химической реакции;

От уровня организации системы.

Таким образом, иерархия изучаемых материальных объектов предопределяет иерархию т.н. концептуальных систем химии – относительно самостоятельных систем теорий, описывающих вещество на каком-либо уровне организации.

При всем многообразии химических явлений выделяют четыре основные концептуальные системы:

Учение о составе;

Структурная химия;

Учение о химическом процессе;

Эволюционная химия.

Эти системы появлялись последовательно во времени, причем каждая новая химическая концепция возникала на основе научных достижений предыдущей (рис. 1).

Первая химическая концепция - учение о составе - возникла в 1660-х гг. и связана с исследованием свойств веществ в зависимости от их химического состава. Основной тезис учения о составе состоит в следующем: свойства вещества определяются его составом, т.е. тем, из каких элементов и в каком их соотношении образовано данное вещество. В период с середины XVII до второй половины XIX в. учение о составе веществ представляло собой практически всю химию. Объектом учения о составе является вещество как совокупность атомов. В настоящее время в ее рамках рассматриваются проблемы периодичности, стехиометрии (соотношения между количествами вступивших в реакцию реагентов и образующихся продуктов), а также физико-химический анализ как основа изучения многокомпонентных систем на основе построения диаграмм состав-свойство.

В 1800-е гг., когда стало очевидным, что свойства веществ и их качественное разнообразие обусловливаются не только составом, но и структурой молекул, возникла концепция структурной химии, предполагающая исследование структуры, т.е. способа взаимодействия элементов. Структура - это устойчивая упорядоченность качественно неизменной системы (молекулы). Эта концепция опирается на атомно-молекулярную концепцию строения вещества и исходит из следующего тезиса: свойства вещества определяются структурой молекулы вещества, т.е. её элементным составом, порядком соединения атомов между собой и их расположением в пространстве. Развитие современной структурной химии связано с познанием в области квантово-механической теории строения атома, химической связи и строения вещества.

Рис. 1. Иерархия уровней химического знания, или концептуальные системы химии

Третья концептуальная система - учение о химическом процессе - в 1950-е гг. завершает свой этап становления. Главный ее тезис - свойства вещества определяются его составом, структурой и условиями среды, в которой это вещество находится. В основании ее лежит представление о химической кинетике и химической термодинамике, а в ее рамках исследуются внутренние механизмы и условия протекания химических процессов (скорости протекания процессов, температура, давление и т.п., влияние катализаторов, ингибиторов и пр.). Именно в данной концепции впервые вводится понятие окружающей среды как необходимого условия протекания процесса.

Идеи четвертой концептуальной системы - эволюционной химии - были сформулированы в 1970-х гг. Эта система находится в стадии становления. В центре ее внимания - открытые высокоорганизованные химические системы, развитие которых приводит к возникновению биологической формы движения. Эволюционная химия включает в себя учение об эволюционном катализе (теории саморазвития химических систем), а также теории биоорганической и бионеорганической химии.