Концепция большого взрыва

 

 

Министерство образования и науки РФ

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

«ПЕТРОЗАВОДСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»

КОЛЬСКИЙ ФИЛИАЛ

 

 

 

 

 

 

Дисциплина “Концепции современного естествознания”

 

 

 

 

Концепция большого взрыва

 

 

 

        Контрольная работа        

                                                                                студента 1 курса

                                                                                (группа ГиМУ-1/13-5)

                                                                                заочного отделения 

        экономического  факультета

                                                                                специальность 081100.62 -                                                                

                                                                                Государственное и  

                                                                                муниципальное управление

 

Долженкова Анна  Михайловна

 

                                                                                Научный руководитель или                     

                                                                                преподаватель –

                                                                                к.т.н., доцент Ртвеладзе В.В.

 

 

 

 

 

 

Апатиты

      2014

СОДЕРЖАНИЕ

 

Введение………………………………………………………………………………………...		3
1.	Космология и космогония Большого взрыва……………………………………………	4
2.	Космологические модели Вселенной……………………………………………………	9
3.	Космологические парадоксы……………………………………………………………..	11
4.	Модель расширяющей Вселенной……………………………………………………….	13
5.	«Начало» Вселенной……………………………………………………………………...	17
6.	Ранний этап эволюции Вселенной……………………………………………………….	19
7.	Рождение и эволюции галактик………………………………………………………….	21
8.	Будущее Вселенной……………………………………………………………………….	24
Заключение……………………………………………………………………………………..		26
Список использованных источников…………………………………………………………		28

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ВВЕДЕНИЕ

 

 

Большой взрыв, как полагают ученые, положил начало Вселенной примерно 15 млрд. лет назад. Первоначально это был горячий «шарик» размером меньше атома. Он быстро остыл до 10 млрд. градусов и вырос до размеров футбольного мяча. В доли секунды чудовищные силы раздули юную Вселенную во множество миллиардов раз.

После возникновения Вселенная оказалась заполненной материей и энергией, а чудовищные сверхсилы разделились на известные силы взаимодействия, в том числе электрического и гравитационного.

Атомов пока не было, а были только мельчайшие субчастицы, например, кварки, образовавшие очень плотную среду. В этой среде была и антиматерия (вещество, обладающее противоположными зарядами). При столкновении материи с антиматерией происходит аннигиляция (превращение в фотоны различной длины волны). Материи оказались больше, но Вселенная осталась почти пустой. Через три минуты кварки начали соединяться, образуя самые простые частицы – ядра водорода, из которых путем синтеза начали формироваться ядра гелия.

Через 1 млн. лет газы начали собираться в полосы, между которыми образовалось пустое пространство. Через 300 млн. лет полосы начали сгущаться в облака, а облака – в звезды и галактики.

Реликтовое излучение от Большого взрыва можно обнаружить как сверхвысокочастотное фоновое излучение, приходящее равномерно из всего окружающего пространство.

Я выбрала эту тему, потому что изучение Вселенной эта то, что не увидишь, не потрогаешь, до конца загадку возникновения Вселенной не разгадаешь.

Целью работы является раскрыть понятия о Вселенной, узнать кто является основоположниками к разгадке о Вселенной.

 

 

 

 

 

1. КОСМОЛОГИЯ И КОСМОГОНИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА

 

Окружающий нас мир при всем его многообразии и изменчивости — не хаотическое скопление предметов и событий, а единое системное образование. В природе отчетливо просматривается многоступенчатая иерархия структурных уровней организации материи от элементарных частиц до крупномасштабных галактик. Каждый структурный уровень характеризуется специфической организацией и размерами, каждая ступень иерархической лестницы закономерно связана с другими. Благодаря взаимным связям этот огромный и разнообразный мир предстает перед нами как гармония, полная загадок и тайн. Большая их часть связана с вопросами происхождения и устройства Вселенной, ответы на которые дают космология, космогония и астрономия.

Космология — наука о строении и эволюции Вселенной. Она изучает свойства всей доступной для наблюдений Вселенной как единого целого. Общие представления о ее строении сложились в астрономии, но задачи космологии можно было решать лишь в XX в. Создание крупных телескопов, развитие фотографической и всеволновой астрономии, спектроскопии и других методов исследования позволили изучить распределение галактик в пространстве, их движения на огромных расстояниях (до 10 млрд. св. лет). Мы теперь знаем, что окружены огромным и удивительным миром галактик и квазаров. Понять это было бы невозможно без общей теории относительности (ОТО) — математической базы современной космологии.

Эйнштейн обобщил закон тяготения Ньютона на случай сильных гравитационных полей. Изменились представления о пространстве и времени — они уже не были сценой для развития драмы истории Вселенной, а участвовали в самом процессе, и материя меняла свойства пространства и времени. Тяготеющие массы искривляют вокруг себя пространство-время, а оно воздействует на материю. Эйнштейн, объединив гравитацию и геометрию Римана, получил из средней плотности массы во Вселенной «абсолютные размеры Вселенной». Многие сомневаются в достаточности ОТО для понимания явлений Мегамира — ведь его масштабы превышают лабораторные условия на Земле в 1026 раз! Но изучение ближайших к нам галактик показало, что они состоят из тех же объектов — звезд, звездных скоплений, туманностей. Наука не может обойтись без построения рабочих моделей, независимо от изучаемого объекта. Модели уточняются, частично заменяются или отбрасываются. Можно построить цепочку объектов Мегамира: видимая Вселенная – галактика – Галактика – звезда - планета. Общие закономерности развития Вселенной строятся путем создания моделей.

Модель пустой Вселенной (1917), в которой два объекта расположены на столь большом расстоянии, что можно пренебречь силами притяжения между ними, рассмотрел нидерландский астроном Биллем де Ситтер. Стационарность мира требовала, чтобы галактики удалялись друг от друга с ускорением. Фактически в его решении содержалось предсказание расширения Вселенной, но до открытия Хаббла это представлялось неким казусом. Величина, обратная постоянной Хаббла Н, имеет размерность времени. Отсюда заключают, что за это время вещество галактик «разлетелось» из точки наблюдения. Значит, это время прошло с того момента, когда оно было сконцентрировано в точке. Наблюдаемые скорости разлета достигают 104 км/с, поэтому в момент «начала» должен был произойти взрыв, породивший Вселенную. Пока считали Н= 500 км/(с • Мпк), это время не превышало 2 млрд. лет (меньше возраста Земли). Это породило разные гипотезы: расширение Вселенной, изменение скорости света, или «старение» фотона на огромных расстояниях. Если значение H не очень надежно, то линейная зависимость в законе Хаббла считается твердо установленным фактом.

Взяв Н = 75 км/(с • Мпк) и считая, что «сегодняшнее» время жизни Вселенной t0 приблизительно равно Ro/V0, подставим V0 = H0R0 из закона Хаббла и получим t0 = 13 млрд. лет. Учитывая приближенность такой оценки, следует отметить, что величина этого времени, которое называют возрастом Вселенной, колеблется от 10 до 20 млрд .лет.

Фридман детально исследовал уравнения ОТО и показал, что теория допускает в качестве моделей и развивающиеся системы — коллапсирующие. Стабильная Вселенная Эйнштейна является нестабильной при малейшем возмущении. Фридман выделил три возможности, соответствующие трем моделям Вселенной: 1) к = 0; расширяющееся евклидово пространство; 2) к 0; пульсирующая модель, пространство неевклидово (сферический мир); 3) к 0; монотонно расширяющееся неевклидово пространство (гиперболический мир).

Массы звездных скоплений оказались по оценкам несколько больше масс, наблюдаемых в скоплениях объектов, в связи с чем возникла проблема скрытой массы. По опытным данным на каждый протон приходится примерно 1 млрд. нейтрино, обладающих массой покоя 5 • 10-35 кг. И это обилие нейтрино во Вселенной тоже приближает значение средней плотности к критическому значению. Поэтому осциллирующая модель может стать более вероятной, хотя она не сводится к простому повторению циклов «расширение - сжатие», как указывают Зельдович и Новиков.

Бельгийский аббат Ж. Леметр связал релятивистские модели с данными наблюдений: если разбегание галактик соответствует расширению пространства, то при проектировании на прошлое нужно представить уменьшение объема и увеличение плотности. Эти рассуждения связали с актом творения мира. Первоначальная плотность вещества (протоатом) достигала 1096 кг/м3, и это значение плотности определило границы применимости понятий пространства и времени. Поэтому не имеет смысла говорить ни о том, сколько длилась эта сингулярность, ни о том, что было до нее.

Расчеты Фридмана были многократно проверены и Эйнштейном, и Эддингтоном, и де Ситтером. О Фридмане справедливо говорят, что он «на кончике пера» открыл разбегание галактик. Открытие гравитационного красного смещения через несколько лет подтвердило догадки о нестационарном развитии, о расширении Вселенной. Вскоре теоретически было показано, что своеобразие релятивистской космологии вовсе не связано с теорией Эйнштейна, а обусловлено космологической постановкой проблемы. Из динамики Ньютона возможно получить необходимость эволюции, как это и сделал в 1934 г. английский астрофизик Э. Милн.

Модель расширяющейся Вселенной проявляется на уровне галактик, и не существует центра, от которого галактики «разбегаются». В общем случае постоянная Хаббла H зависит от времени, и скорость расширения убывает из-за тормозящего действия гравитации. Если допустить расширение Метагалактики и в прошлом, можно оценить ее возраст примерно в 13 млрд лет. Будущее Вселенной по современным представлениям зависит от средней плотности .

Скорость расширения по ОТО для горячей модели. Здесь Л — космологическая постоянная, учитывающая возможное существование в мире дополнительной силы, помимо силы тяготения; при — это сила отталкивания, при — сила притяжения.

Расчеты предшествующей истории Космоса в большинстве моделей дают для начала расширения пространства (13 — 20 млрд. лет назад) состояние с очень высокими плотностью материи и энергией излучения. В уравнениях появляется математическая сингулярность, и ни одна модель не двигается ранее этого момента. Так как при сжатии газа его температура возрастает, допускают, что в далеком прошлом Вселенная была очень горячей. Именно к модели «горячей Вселенной» пришел Гамов, назвав ее «Космология Большого Взрыва». Его интересовали относительная распространенность и происхождение химических элементов во Вселенной. С. Чандрасекар, Х. Бете, К. Вейцзеккер и другие ученые считали, что в глубинах Солнца не могут образовываться элементы тяжелее гелия.

Гамов предположил, что в самом Начале при больших плотностях и температурах ранней Вселенной возможно протекание реакций синтеза элементов. По законам термодинамики при этих условиях в разогретом веществе всегда должно находиться в равновесии с ним и излучение. После нуклеосинтеза, занимающего несколько минут, излучение должно остаться, продолжить движение вместе с веществом в расширяющейся Вселенной и сохраниться до нашего времени, только его температура должна понизиться за это время из-за расширения. Эту схему необходимо было рассчитать и сравнить с ней распространенность элементов в современной Вселенной. Эта работа заняла 10 лет. Гамов консультировался с Э. Ферми и А. Туркевичем, но в 1948 г., когда вместе с Альфером была подготовлена его статья, он вписал в последний момент и Бете. Так появилась знаменитая А-Б-Г-теория. Впоследствии она совершенствовалась в работах Гамова с С. Хаяши, Хойлом, Фаулером, М. Бербиджем, Дж. Бербиджем. Этим же занимались Зельдович, а позже Дж. Пиблс, используя уточненные данные ядерной физики и астрономических наблюдений.

Теория горячей Вселенной дала необходимые соотношения водорода и гелия в современной Вселенной из ядерных реакций в ранней Вселенной. Тяжелые элементы должны были рождаться иначе, возможно, при вспышках Сверхновых звезд. Предсказанное Гамовым фоновое излучение (1953) должно быть изотропным с температурой, близкой к 0 К, или до 10 К, если процесс нуклеосинтеза начинался с 109 К.

Гамов получил простое соотношение между плотностями вещества и излучения по мере расширения Вселенной. Плотность излучения уменьшается со временем быстрее, чем плотность вещества, но в прошлом их отношение когда-то было равно единице, а еще раньше излучение по плотности преобладало над веществом. По этой причине излучению должна принадлежать ведущая роль в эволюции Вселенной. Фридман получил формулу изменения во времени плотности излучения, если оно преобладает во Вселенной над веществом, а Вселенная расширяется по параболическому типу, т. е. неограниченно. Эту формулу Фридмана и использовал его ученик Гамов. Он нашел границу между двумя эпохами — преобладания излучения и преобладания вещества, и эта граница приходится на время t = 2,1 • 1015 = 73 млн. лет. В начальный период именно излучение определяло судьбу Вселенной, а после преобладало вещество. В тот момент их плотности были равны 9,4 • 10-23 кг/м3, а температура излучения составляла 320 К, отсюда можно найти ее современное значение: Т= 320 (2,2 • 10 15/t = = (7 • 1016/t) К. Полученная формула дает температуру излучения в эпоху преобладания вещества над излучением (7 К). Для излучения черного тела такая температура соответствует сантиметровому диапазону. Гамов не надеялся зарегистрировать это фоновое излучение в общем потоке радиоизлучения галактик и межзвездного газа, но Новиков и Дорошкевич считали, что излучение, оставшееся от начала расширения Вселенной, можно обнаружить в сантиметровом диапазоне.