Основы современных представлений о строении и эволюции Вселенной.

 

В 20 в. было до­стигнуто понимание Вселенной как единого целого. Первый важный шаг был сделан в 1920-х гг., когда уче­ные пришли к выводу, что наша Галактика – Млеч­ный Путь – одна из миллионов галактик, а Солнце – одна из миллионов звезд Млечного Пути. Последующее изучение га­лактик показало, что они удаляются от Млечного Пу­ти, причем чем дальше они находятся, тем больше эта скорость (измеренная по красному смещению в ее спек­тре). Т.о., мы живем в расширяющейся Вселенной. Разбегание галактик отражено в законе Хаббла, согласно которому красное смещение галактики пропорци­онально расстоянию до нее. Кроме того, в самом крупном масштабе, т.е. на уровне сверхскоплений галактик, Вселенная имеет ячеистую структуру. Современная космология (учение об эволюции Вселенной) базируется на двух постулатах: Вселенная однородна и изотропна.

Существует несколько моделей Вселенной.

В модели Эйнштейна - де Ситтера расширение Вселенной продолжается бесконечно долго, в статической модели Вселенная не расширяется и не эволюционирует, в пульсирующей Вселенной циклы расширения и сжатия повторяются. Однако статическая модель наименее вероятна, не в её пользу говорит не только закон Хаббла, но и обнаруженное в 1965 году фоновое реликтовое излучение (т.е. излучение первичного расширяющегося раскаленной четырехмерной сферы).

В основе некоторых космологических моделей лежит теория «горячей Вселенной», изложенная ниже.

В соответствии с решениями Фридмана уравнений Эйнштейна 10–13 миллиардов лет назад, в начальный момент времени, радиус Вселенной был равен нулю. В нулевом объеме была сосредоточена вся энергия Вселенной, вся ее масса. Плотность энергии бесконечна, бесконечна и плотность вещества. Подобное состояние называется сингулярным.

В 1946 году Георгий Гамов и его коллеги разработали физическую теорию начального этапа расширения Вселенной, объясняющую наличие в ней химических элементов синтезом при очень высоких температуре и давлении. Поэтому начало расширения по теории Гамова назвали «Большым Взрывом». Соавторами Гамова были Р. Альфер и Г. Бете, поэтому иногда эту теорию называют «б, в, г-теория».

Вселенная расширяется из состояния с бесконечной плотностью. В сингулярном состоянии обычные законы физики неприменимы. По-видимому, все фундаментальные взаимодействия при столь высоких энергиях неотличимы друг от друга. А с какого радиуса Вселенной имеет смысл говорить о применимости законов физики? Ответ – с планковской длины:

, начиная с момента времени t_p = R_p/c = 5*10^-44с (c – скорость света, h – постоянная Планка). Скорее всего, именно через t_P гравитационное взаимодействие отделилось от остальных. По теоретическим расчетам, в течение первых 10^-36 с, когда температура Вселенной была больше 10²⁸ К, энергия в единице объема оставалась постоянной, а Вселенная расширялась со скоростью, значительно превышающей скорость света. Этот факт не противоречит теории относительности, так как с такой скоростью расширялось не вещество, но само пространство. Эта стадия эволюции называется инфляционной. Из современных теорий квантовой физики следует, что в это время сильное ядерное взаимодействие отделилось от электромагнитного и слабого. Выделившаяся в результате энергия и явилась причиной катастрофического расширения Вселенной, которая за крошечный промежуток времени в 10^{– 33} с увеличилась от размеров атома до размеров Солнечной системы. В это же время появились привычные нам элементарные частицы и чуть меньшее количество античастиц. Вещество и излучение все еще находилось в термодинамическом равновесии. Эта эпоха называется радиационной стадией эволюции. При температуре 5∙10¹² К закончилась стадия рекомбинации: почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в фотоны; остались только те, для которых не хватило античастиц. Первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составляет одну миллиардную от их числа. Именно из этого «избыточного» вещества и состоит в основном вещество наблюдаемой Вселенной. Спустя несколько секунд после Большого Взрыва началась стадия первичного нуклеосинтеза, когда образовывались ядра дейтерия и гелия, продолжавшаяся около трех минут; затем началось спокойное расширение и остывание Вселенной.

Примерно через миллион лет после взрыва равновесие между веществом и излучением нарушилось, из свободных протонов и электронов начали образовываться атомы, а излучение стало проходить через вещество, как через прозрачную среду. Именно это излучение назвали реликтовым, его температура была около 3000 К. В настоящее время регистрируется фон с температурой 2,7 К. Реликтовое фоновое излучение открыли в 1965 году. Оно оказалось в высокой степени изотропным и своим существованием подтверждает модель горячей расширяющейся Вселенной. После первичного нуклеосинтеза вещество начало эволюционировать самостоятельно, из-за вариаций плотности вещества, образовавшихся в соответствии с принципом неопределенности Гейзенберга во время инфляционной стадии, появились протогалактики. Там, где плотность была чуть больше средней, образовались очаги притяжения, области с пониженной плотностью делались все разреженнее, так как вещество уходило из них в более плотные области. Именно так практически однородная среда разделилась на отдельные протогалактики и их скопления, а спустя сотни миллионов лет появились первые звезды.

Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Если она ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Этот вариант называется «открытая Вселенная». Похожий сценарий развития ждет и плоскую Вселенную, когда плотность равна критической. Через гугол лет прогорит все вещество в звездах, и галактики погрузятся во тьму. Останутся только планеты, белые и коричневые карлики, а столкновения между ними будут крайне редки.

Однако даже в этом случае метагалактика не вечна. Если верна теория великого объединения взаимодействий, через 10⁴⁰ лет распадутся составляющие бывшие звезды протоны и нейтроны. Спустя приблизительно 10¹⁰⁰ лет испарятся гигантские черные дыры. В нашем мире останутся лишь электроны, нейтрино и фотоны, удаленные друг от друга на огромные расстояния. В известном смысле это будет конец времени.

Если же плотность Вселенной окажется слишком велика, то наш мир замкнут, а расширение рано или поздно сменится катастрофическим сжатием. Вселенная закончит свою жизнь в гравитационном коллапсе в известном смысле это еще хуже.

 

1.Видимые движения светил, как следствие их собственного движения в пространстве, вращения Земли и ее обращения вокруг Солнца.

2.Назовите принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям.

3.Назовите причины смены фаз Луны. Перечислите условия наступления и периодичность солнечных и лунных затмений.

4.Назовите особенности суточного движения Солнца на различных географических широтах в различное время года.

5.Расскажите о принципе работы и назначении телескопа.

6.Перечислите способы определения расстояний до тел Солнечной системы и их размеров.

7. Расскажите о возможностях спектрального анализа и внеатмосферных наблюдений для изучения природы небесных тел.

8. Перечислите важнейшие направления и задачи исследования и освоения космического пространства.

9.Расскажите о законах Кеплера, их открытии, значение и границах применимости.

10. Перечислите основные характеристики планет земной группы и планет-гигантов

11.Назовите отличительные особенности Луны и спутников планет.

12. Расскажите о кометах и астероидах. Назовите основы современных представлений о происхождении Солнечной системы.

13.Расскажите о  Солнце, как типичной звезде. Перечислите основные характеристики.

14. Расскажите о важнейших проявлениях солнечной активности и их связи с геофизическими явлениями.

15. Расскажите о способах определения расстояний до звезд, единицах расстояния и связи между ними.

16. Перечислите об основных физических характеристиках звезд, расскажите о взаимосвязи  этих характеристик. Расскажите об условии равновесия звезд.

17. Расскажите о физическом смысл закона Стефана-Больцмана и его применение для определения физических характеристик звезд.

18. Расскажите о переменных и нестационарных звездах и их значении для изучения природы звезд.

19. Расскажите о двойных звездах и их роли в определении физических характеристик звезд.

20. Расскажите об эволюции звезд, ее этапах и конечных стадиях.

21. Расскажите о составе, структуре и размерах нашей Галактики.

22.Дайте определение звездным скоплениям. Расскажите о Физическом состоянии межзвездной среды.

23. Расскажите об основных типах галактик и их отличительных особенностях.

24. Расскажите об основах современных представлений о строении и эволюции Вселенной.

25. Что изучает астрономия. Ее значение и связь с другими науками.

26.Расскажите о структуре и масштабах Вселенной.

27.Расскажите об особенностях астрономии и об ее методах.

28. Перечислите сведения о планете Земля, которые необходимы для ее сравнения с другими планетами.

29.Расскажите о затмениях Солнца и Луны.

30. Обоснуйте понятия время и календарь. Перечислите виды календарей.

 

123456

Поделиться:

Воспользуйтесь поиском по сайту: