Современные представления теории Большого взрыва

Содержание

 

Введение

1. Теории происхождения Вселенной

1.1 Теория Эйнштейна

1.2 Теория Фридмана

2. Теория Большого  взрыва

2.1 Концепция Большого  Взрыва

2.2 Модель «Горячей  Вселенной»

2.3 Модель «Холодной  Вселенной»

3. Современные представления теории  Большого взрыва

3.1 Развитие Вселенной

3.2 Наша Вселенная

3.3 Проблемы теории Большого  взрыва

3.4 Новые сценарии Большого Взрыва

Заключение

Список литературы

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Вселенная- это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Современная астрономия обнаружила уникальные явления: расширение Метагалактики, космическую распространённость химических элементов, реликтовое излучение, красное смещение, свидетельствующие о том, что Вселенная непрерывно развивается. Сама Вселенная возникла примерно 20 млрд. лет тому назад из некоего плотного и горячего протовещества. Сегодня можно только предполагать, каким было это вещество и что за процессы привели его к расширению. В настоящее время одной из самых актуальных проблем физики остаётся вопрос происхождения Вселенной. Решив эту проблему, учёные могут не только рассказать, что положило начало нашему миру, но и предсказать его дальнейшее развитие.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.Теории происхождения Вселенной

 

1. Теория Эйнштейна

 

Первая современная космологическая  теория была предложена Эйнштейном в 1917 году, основанная на новой теории тяготения  и претендующая на описание всей Вселенной. Однако она описывала статическую, неподвижную Вселенную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

2. Теория Фридмана

 

В 1922-1924 годах советским  математиком А.А. Фридманом были предложены общие уравнения для  описания всей Вселенной, меняющейся с течением времени. Звёздные системы не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Такой результат- неизбежное следствие наличия сил тяготения, которые главенствуют в космических масштабах. Вывод Фридмана означал, что Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться. Отсюда следовал пересмотр общих представлений для Вселенной. Известно, что Эйнштейн вначале счел выкладки Фридмана неверными и только после письма Фридмана и беседы с Крутковиым признал результаты Фридмана «правильными и проливающими новый свет». Когда работа Фридмана стала на Западе заслоняться вышедшей пятью годами позже нее и в сущности, эквивалентной работой Леметра, Эйнштейн не раз указывал, что начало теории расширяющейся Вселенной положил А. А. Фридман. 

 Через какое-то время теория расширяющейся Вселенной была подтверждена экспериментально. Из оптических наблюдений звезд было установлено, что кроме нашей Галактики, звездного скопления в виде Млечного пути, существует огромное количество других галактик. По смещению световых лучей  можно определить скорость движения объекта относительно наблюдателя. В 1929 году Эдвин Хаббл открыл так называемое «красное смещение». Красное смещение — это понижение частот электромагнитного излучения: в видимой части спектра линии смещаются к его красному концу. Для всех далеких источников света красное смещение было зафиксировано, причем, чем дальше находился источник, тем в большей степени. Это и подтвердило правильность выводов Фридмана о расширении Вселенной.

Модели Фридмана служат основой всего последующего развития космологии. Они описывают механическую картину движения огромных масс Вселенной  и её глобальную структуру. Модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с её предыдущей историей. Из этого следует, что в далёком прошлом Вселенная была совсем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда не было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным, быстро расширялось.

2.Теория Большого взрыва

 

2.1 Концепция Большого  Взрыва

Джордж Леметр был первым, кто  выдвинул концепцию «Большого взрыва»  из «первобытного атома» и последующего превращения его осколков в звезды и галактики. Он связал «расширене» пространства с данными астрономических наблюдений. Леметр ввёл понятие начала Вселенной как сингулярности (т.е. сверхплотного состояния) и рождения Вселенной как Большого взрыва.

 

2.2 Модель «Горячей  Вселенной»

 

Ученик Фридмана Г.А.Гамов предложил понятие горячей Вселенной. Согласно этой модели «первоатом» Леметра состоял из сильно сжатых нейтронов, плотность которых достигала невероятной величины - один кубический сантиметр первичного вещества весил миллиард тонн. В результате взрыва этого «первоатома» по мнению Г.А.Гамова образовался своеобразный космологический котел с температурой порядка трех миллиардов градусов, где и произошел естественный синтез химических элементов. Отдельные нейтроны затем распались на электроны и протоны, которые, в свою очередь, соединившись с не распавшимися нейтронами, образовали ядра будущих атомов. Все это произошло в первые 30 минут после «Большого Взрыва. Однако Гамову и его сотрудникам не удалось дать удовлетворительное объяснение естественному образованию и распространенности тяжелых химических элементов во Вселенной.

 

 

2.3 Модель «Холодной  Вселенной»

 

В 1961 году академик Я.Б. Зельдович выдвинул альтернативную холодную модель, согласно которой первоначальная плазма состояла из смеси холодных (с температурой ниже абсолютного нуля) вырожденных частиц - протонов, электронов и нейтрино.

 

3.Современные представления теории  Большого взрыва

 

3.1 Развитие Вселенной

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная  возникла 13,73 ± 0,12 млрд. лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.

 

Августинская эпоха

Св. Августин утверждал, что время  — это свойство вселенной, которое  появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса не существует, Георгий Гамов предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва. Такое состояние часто называется нулевой точкой или гравитационной сингулярностью.

Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Возникновение этой сингулярности было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом.

 

Планковская эпоха

Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10-43 секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.

Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10-35 и 10-32 с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10-37 секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.

 

Эпоха великого объединения

Длилась между 10-43 и 10-35 с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и  охлаждается после Планковской  эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга  по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.

 

Эпоха раздувания (инфляции)

Между 10-35 и 10-32 с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная  все еще преимущественно заполнена  излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны (которые забирают энергию от фотонов) быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.

Кварк — фундаментальная частица  в Стандартной модели, обладающая электрическим зарядом  e/3 и не наблюдающаяся в свободном состоянии. Из кварков состоят протон и нейтрон.

Нейтрино — стабильные нейтральные  лептоны с полуцелым спином, участвующие  только в слабом и гравитационном взаимодействиях.

 

 

 

 

Эпоха электрослабых взаимодействий

Между 10-32 и 10-12 с после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё  ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электро-слабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон, Z-бозон и бозон Хиггса. Бозон Хиггса надеются детектировать уже в 2009 году на большом адронном коллайдере в ЦЕРНе (Швейцария, Франция). Однако, будущее этого эксперимента всё ещё очень неясно.

 

Эпоха кварков

Между 10-12 и 10-6 с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются  в их современном состоянии. Температуры  и энергии все еще слишком  велики, чтобы кварки группировались в адроны.

 

Эпоха адронов

Между 10-6 и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и  кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после  Большого Взрыва нейтрино высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).

 

Эпоха лептонов

Между 1 с и 3 мин после Большого Взрыва. В ходе адронной эпохи большая  часть адронов и антиадронов аннигилируют (взаимоуничножаются) друг с другом и оставляют пары лептонов и антилептонов преобладающей массой во Вселенной. Приблизительно через 3 с после Большого Взрыва температура опускается до значения, при котором лептоны более не образуются. Лептоны и антилептоны, в свою очередь аннигилируют друг с другом и во Вселенной остается лишь небольшой остаток лептонов.

 

Эпоха нуклеосинтеза

Приблизительно с 1 секунды после  Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов и начался процесс первичного нуклеосинтеза. Он длился до возраста Вселенной 3 минуты, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4, 1 % дейтерия, следы более тяжёлых элементов до бора, остальное — водород.

 

Эпоха первичной рекомбинации

Вселенная постепенно охлаждалась  и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для  образования атомов (3000 К). Таким  образом, из состояния плазмы, непрозрачного  для большей части электромагнитного  излучения, материя перешла в газообразное состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения.

 

 

За счёт гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям («кластерам»). Затем, начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звёзды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия. В астрофизике любые элементы тяжелее гелия называют «металлами». 11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли когда Вселенной было только 500 миллионов лет. По самым точным современным оценкам, мы живём через 13,65-13,7 миллиардов лет после Большого Взрыва.

 

3.2 Наша Вселенная

 

В модели первого типа (открытой самим  Фридманом) Вселенная расширяется  достаточно медленно для того, чтобы  в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого галактики начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься. Расстояние между двумя соседними галактиками возрастает от нуля до некоего максимума, а потом опять падает до нуля. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение, не может его остановить .В конце концов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростью. Есть, наконец, и модель третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только-только достаточна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала равно нулю а потом все время возрастает. Правда, галактики «разбегаются» все с меньшей и меньшей скоростью, но она никогда не падает до нуля.

В первой модели Фридмана (в которой  Вселенная расширяется и сжимается) пространство искривляется, замыкаясь  само на себя, как поверхность  Земли. Поэтому размеры его конечны. Во второй же модели, в которой Вселенная расширяется бесконечно, пространство искривлено иначе, как поверхность седла. Таким образом, во втором случае пространство бесконечно. Наконец, в третьей модели Фридмана (с критической скоростью расширения) пространство плоское (и, следовательно, тоже бесконечное).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Список используемой литературы

1. Стивен Хокинг «Краткая история  времени

от Большого взрыва до чёрных дыр», Санкт-Петербург, 2001

2. Павленко А.Н. К.Э. Циолковский о «Причине космоса» и современная космология // Труды ХХIY Чтений, посвященных научной разработке наследия К.Э. Циолковского. М., 1991. 165 с

3. “Большие проблемы Большого взрыва” (журнал “Истоки”, вып. №1, 1999 г.)