Теория большого взрыва астрономия реферат

Проблема энтропии

Энтропия была аномально низкой в ​​первые моменты существования Вселенной, и космологи не могут объяснить увеличение энтропии до нынешних уровней.

Проблема плоскостности

Считается, что мы живем в плоской Вселенной, однако теория большого взрыва не предлагает физического механизма, который бы удовлетворительно объяснял почему.

Проблема горизонта

Эта проблема связана с тем фактом, что скорость света конечна и ничто не движется быстрее, чем она, однако оказывается, что области, которые во время Большого взрыва не могли контактировать из-за их разделения, находились в тепловом равновесии. .

Начальная стадия

Начиная с 10 -43 секунд после большого взрыва и включает:

— Эпоха Планка, когда четыре фундаментальных взаимодействия — электромагнитное, сильное ядерное, слабое ядерное и гравитация — составляли единую фундаментальную силу.

-Эра объединения произошла 10 -36 секунды спустя, когда гравитация отделена от других сил, но остальные остались слитыми в том, что называется GUT (теория великого единства) по мере расширения и охлаждения Вселенной.

Проблема магнитного монополя

Теория большого взрыва предсказывает существование магнитных монополей, но пока они не обнаружены. Каждый раз, когда мы пытаемся разделить магнит, мы всегда получаем более мелкие магниты с северным и южным полюсами, а не отдельные магнитные полюса (монополи).

Однако, хотя Теория большого взрыва невероятна как фантастический рассказ, на данный момент – это самая “стройная” из теорий, которой мы мы располагаем для объяснения того откуда появился привычный нам мир с незыблемыми законами физики.

Теоретические основы большого взрыва

Большой взрыв основан на:

-The уравнения теории относительности предложенный Эйнштейном.

-The стандартная модель частиц, который описывает структуру материи в терминах элементарных частиц и взаимодействий между ними.

-The космологический принцип, который утверждает, что Вселенная однородна и изотропна, когда мы видим ее в большем масштабе. Это означает, что его свойства идентичны во всех направлениях, и законы физики одинаковы везде.

Конечно, мы знаем, что существуют скопления материи, разделенные пространствами гораздо меньшей плотности. С этой точки зрения свойства Вселенной, безусловно, различаются. Но масштабы космологического принципа намного шире.

Согласно космологическому принципу, Вселенная не имеет ни центра, ни границ, ни пределов, потому что предпочтительных мест просто не существует.

Таким образом, делается вывод, что Вселенная имеет происхождение во времени и, следовательно, конечный возраст, хотя еще не ясно, является ли ее протяженность конечной или бесконечной.

В теория большого взрыва Это космологическая теория, объясняющая происхождение Вселенной, и она в настоящее время более принята в научном сообществе. Он утверждает, что Вселенная началась с большого взрыва, около 13,8 миллиарда лет назад, и с тех пор постоянно расширяется.

Из этого великого взрыва возникли материя, время и пространство, которые позже стали галактиками и звездными системами, включая наш Млечный Путь, Солнечную систему и, наконец, нас самих.

Эта теория возникла в 1915 году из уравнений относительности Альберта Эйнштейна, которые, среди прочего, предсказывают расширение Вселенной — факт, с которым немецкие ученые никогда не чувствовали себя комфортно.

Американский астроном Эдвин Хаббл продвигал новую теорию, подтвердив в 1929 году, что галактики удаляются друг от друга, а также от нас.

Если вернуться в прошлое, то галактики наверняка были намного ближе, чем сегодня. И поэтому должен был быть момент, когда вся материя была невероятно сжатой, занимая бесконечно маленькое пространство: сингулярность.

Главный постулат теории

Вся Вселенная изначально была в невероятно горячем и плотном состоянии, а затем внезапно расширилась, медленно остывая. Это расширение продолжается и сегодня.

Большой взрыв не объясняет, как возникла изначальная сингулярность, и в особенности то, что существовало до нее. Это объясняет то, что произошло со Вселенной в первые дни, когда сингулярность перестала существовать.

Когда это случилось

По оценкам ученых, Большой взрыв произошел 13,8 миллиарда лет назад, и невозможно узнать, что произошло раньше, поскольку время, пространство и материя были созданы именно в этот момент.

Теория большого взрыва. doc

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Федеральное государственное автономное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

Кафедра педагогической психологии

Проверил: к. ф.-м. н., доцент

Актуальность темы данного реферата объясняется тем, что одной из основных концепций современного естествознания является учение о Вселенной как едином целом и обо всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого — космология. Выводы космологии основываются и на законах физики, и на данных наблюдательной астрономии. Как любая наука, космология в своей структуре кроме эмпирического и теоретического уровней имеет также уровень философских предпосылок, философских оснований. Так, в основании современной космологии лежит предположение о том, что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счете — на всю Вселенную. Это предположение об устойчивости законов природы в пространстве и времени относится к уровню философских оснований современной космологии.

Цель реферата – выяснить, в чем заключается сущность теории «большого взрыва».

— изучить литературу по теме реферата;

— рассмотреть историю термина;

— проследить историю открытия Большого взрыва;

— проанализировать современные представления теории Большого взрыва;

— охарактеризовать хронологию Вселенной в теории Большого взрыва;

— представить критику теории Большого взрыва.

Первоначально теория Большого взрыва называлась «динамической эволюционирующей моделью». Впервые термин «Большой взрыв» применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 (сам Хойл придерживался гипотезы «непрерывного рождения» материи при расширении Вселенной). Он сказал:

На русский язык Big Bang можно перевести и как «Большой хлопок», что, вероятно, точнее соответствует уничижительному смыслу, который вложил в него Хойл. Однако после того, как его лекции были опубликованы, термин стал широко употребляться.

2. История открытия Большого взрыва

1916 — вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», которой он завершил создание релятивистской теории гравитации.

1917 — Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Λ. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Λ-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной). В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».

1922 — советский математик и геофизик Ал. Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение о том, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс — Большой взрыв.

1923 — немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году.

1924 — К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием.

1925 — К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надёжными критериями их расстояния. О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году.

1927 — опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

1929 — 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.

1948 — выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется — только сильно охлаждённым — и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.

1955 — Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K.

1964 — американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: она оказалась равной 3 К! Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский.

2003 — спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. Вместе с данными предшествующих измерений (COBE, Космический телескоп Хаббла и др.), полученная информация подтвердила космологическую модель ΛCDM и инфляционную теорию. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя — 4 %, тёмная материя — 23 %, тёмная энергия — 73 %).

3. Современные представления теории Большого взрыва

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,73 ± 0,12 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с температурой примерно 10 10 K и плотностью около 105 г/см 3 , и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10 −35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10 −43 секунд после Большого взрыва (в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной.

Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

4.1. Начальное состояние Вселенной

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Более того, теория не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (лишь потому, что Большой взрыв радикально изменил законы Вселенной: при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва), а размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью и сигнализирует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности. Насколько близко к сингулярности можно экстраполировать известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность «рождением» (или «сотворением») Вселенной. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана в числе прочих теорем о сингулярностях Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-ых годов. Её существование является одним из стимулов построения альтернативных теорий гравитации.

4.2. Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

1. История Вселенной согласно стандартной модели Большого взрыва.2. Будущее Вселенной.3. Какая судьба ожидает вечно расширяющуюся Вселенную?Список использованной литературы.

Вложенные файлы

В то время энергия была в форме фотонов, безмассовых элементарных частиц, из которых состоит свет. Благодаря им были созданы электронно-позитронные пары вещества и антивещества, которые аннигилируют при встрече, снова излучая энергию в виде фотонов.

Однако в какой-то момент материя немного преобладала над антивеществом, что позже привело к появлению первых субатомных частиц.

Космологи считают, что этот этап длился около 700000 лет, и в нем выделяют следующие периоды:

Этапы Вселенной согласно теории большого взрыва

Ученые выделяют три основных этапа, первый во Вселенной. очень примитивный, второй — собственно первозданной вселенной, а третий — стадии формирование структуры.

В течение первых двух во Вселенной преобладала радиация, а затем материя.

Космический радиационный фон

Большой взрыв все еще наблюдается сегодня, несмотря на прошедшее время, благодаря излучению, исходящему из самых далеких мест во Вселенной.

Фон космического микроволнового излучения (космический микроволновый фон) был обнаружен в середине 1960-х годов двумя исследователями из Bell Laboratories: Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном.

Это свечение, которое оставил после себя большой взрыв, на что теория уже указала заранее, но это не было обнаружено до экспериментов Пензиаса и Вильсона.

Характеристики теории большого взрыва

Хотя его название наводит на мысль о каком-то катастрофическом событии, физики и космологи теперь считают, что это не было ни великим, ни катаклизмом, от которого галактики разлетелись во всех направлениях.

Но это было настолько мощно, что четыре фундаментальных взаимодействия физики были объединены в те первые моменты.

Теория большого взрыва. docx

Министерство сельского хозяйства РФ

ФГОУ ВПО Орловский Государственный Аграрный Университет

Выполнил: Студент 1 курса

Специальность: Финансы и кредит

Проверила: Кирсанова Е.И.

Человек с давних пор интересовался устройством Вселенной. Звезды притягивали к себе наших предков, заставляли смотреть на них с удивлением и трепетом. Физика добилась больших успехов в изучении макроскопических и микроскопических свойств природы, однако понимание и объяснение свойств Вселенной в целом происходило не так уверенно. Извечные вопросы, которые всегда волновали человечество, во многом не разрешены и до сих пор. Как возникли звезды, планеты, вся Вселенная? Как развивалась эта Вселенная в прошлом, куда движется в настоящем и что ждет её в будущем? На некоторые вопросы мы можем ответить уже сейчас, другие ждут своего ответа. Но каждый шаг вперёд ставит также и новые вопросы, раздвигая области неведомого.

Проблемы зарождения и существования Вселенной занимали самого древнего человека. Небо, которое было доступно его обозрению, было для него очень интересно. Недаром астрономия считается одной из самых древних наук о природе. Не потерял интереса к изучению проблем космоса и современный человек, но он смотрит глубже, его уже интересует не просто выяснение вопроса, что есть Вселенная?

В предлагаемом Вашему вниманию реферату, я постараюсь осветить проблемы происхождения Вселенной, в частности теорию Большого взрыва, первые этапы жизни Вселенной, перспективы ее развития.

Итак, одна из современных теорий – теория Большого Взрыва (Big Bang) смогла к настоящему времени объяснить почти все факты, связанные с космологией.

В основе этой теории лежит предположение, что физическая Вселенная образовалась в результате гигантского взрыва примерно 15 – 20 млн. лет назад, когда всё вещество и энергия современной Вселенной были сконцентрированы в одном сгустке. Модель Большого Взрыва была предложена в 1948 году Г.А. Гамовым. К настоящему времени она смогла объяснить почти все факты, связанные с проблемой зарождения Вселенной.

Основные черты этой модели сохранились до сих пор, хотя она была позже дополнена теорией инфляции, или теорией раздувающейся Вселенной, разработанной американскими учеными А. Гутом и П. Стейнхардтом, и дополненной советским физиком А.Д. Линде.

Результаты наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики.

Например, не может быть одновременно бесконечной плотности и температуры, т.к. при бесконечной плотности мера хаоса стремится к нулю, что не может совмещаться с бесконечной температурой. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьёзных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после космологической сингулярности, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.

Экспериментальные доказательства теории Большого Взрыва.

Во-первых, это данные о возрасте небесных тел. Мы знаем, что возраст Солнечной системы близок к 4,6 млрд. лет. Менее точно известен возраст самых старых звезд, скорее всего он близок к возрасту нашей и других галактик (10-15 млрд. лет). Следовательно, данные о возрасте небесных тел сопоставимы с данными о возрасте Метагалактики.

Второе подтверждение состоит в том, что данные радиоастрономии свидетельствуют, что в прошлом далекие внегалактические источники радиоизлучения излучали интенсивней, чем сегодня, следовательно, эти источники эволюционируют. Когда сегодня мы наблюдаем мощный источник радиоизлучения, необходимо помнить о том, что перед нами его далекое прошлое, ведь сегодня радиотелескопы принимают волны, которые были излучены миллиарды лет назад. Факт, что радиогалактики и квазары эволюционируют, причем время их эволюции совпадает со временем существования Метагалактики, говорит в пользу теории Большого взрыва.

Третьим важным подтверждением рассматриваемой теории, является наблюдаемая распространенность химических элементов с тем соотношением гелия и водорода (1/4 и 3/4 соответственно), которое возникло во время первичного термоядерного синтеза.

Стандартный сценарий Большого Взрыва

В теории космологии приято эволюцию вселенной разделять на 4 эры:

в) фотонная эра или эра излучения (характеризуется снижением температуры до 10 К, аннигиляцией электронов и позитронов, давление излучения полностью отделяет вещество от антивещества);

г) звездная эра (продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц, продолжается со времени завершения Большого взрыва (примерно 300 000 лет назад) до наших дней.

Великая инфляция

От 10 -36 до 10 -33 секунды, за которые Вселенная претерпела ускоренный рост, остыла, и ее плотность быстро уменьшилась в результате расширения.

Так Вселенная выросла из чего-то меньшего, чем острие булавки, в сферу размером с несколько солнц, подобных нашему, и все это с огромной скоростью.

Эпоха темной материи

Расширение Вселенной не остановилось, наоборот, похоже, ускорилось.

Теперь ученые считают, что существует нечто иное, чем то, что мы видим, и называется темная материя, ответственный за это ускоренное расширение.

Как была создана Теория “большого взрыва”

В 1917 г. было обнаружено, что в спектре некоторых “туманностей”, спектральные линии явственно смещены к красному концу спектра. А надо сказать, что в ту пору, как и во времена Шарля Мессье, “туманностями”, из-за не совершенства оптических приборов, именовали любые светящиеся объекты на небосклоне, имеющие неясные очертания (т.е. “туманностью” могла быть и классическая туманность и далекая галактика и звездное скопление).

Эдвин Хаббл и красное смещение галактик

Постепенно к началу 30-х годов сложилось мнение, что главные вещественные составляющие Вселенной — галактики, каждая из которых в среднем состоит приблизительно из ста миллиардов звезд. Солнце вместе с Солнечной системой входит в нашу Галактику “Млечный путь”, и основная масса звезд которую мы наблюдаем на небосклоне, принадлежит той же галактике. Кроме звезд и планет Галактика содержит также значительное количество разреженных газов и космической пыли.

Величина красного смещения была пропорциональной расстоянию до источника излучения — такова была строгая формулировка неожиданно открытого Хабблом закона, по-простому звучавшего так – если объект удаляется от наблюдателя, его спектр смещается в красную часть, и чем дальше объект от наблюдателя, тем сильнее происходит это смещение.

Расширяющаяся вселенная – проблема не только математики, но и философии!

К началу 30-х годов широкую популярность приобрела теория конечной, замкнутой Вселенной, разработанная Альбертом Эйнштейном. При некоторых упрощающих предположениях о структуре Вселенной и использовании теории относительности можно доказать, что вследствие действия гравитации трехмерное космическое пространство должно быть замкнутым, конечным, хотя и безграничным, как поверхность шара. Это, правда, только аналогия, не больше. Если Вселенную и можно назвать шаром, то шаром четырехмерным, не поддающимся наглядному представлению. В сферическом замкнутом космосе Эйнштейна количество галактик хотя и очень велико, но все же конечно. Значит, конечна и масса такой замкнутой Вселенной, как конечны ее объем и радиус.

Астроном Эдвин Хаббл – в честь абы кого, целый космический телескоп не назовут!

Строго говоря, в переводе с языка философии и науки на обычный, это звучало так – да, вселенная постоянно расширяется. И да, когда-то очень давно, она была значительно меньше, плотнее и (с сохранением всего того же, что и сейчас объема атомов, молекул, материи и энергии) сжата в непостижимо плотный с нашей точки зрения “клубочек”, который однажды был “развязан” неким не поддающимся осмыслению и описанию событием, которое мы называем “большой взрыв”.

Сплошные вопросы! И, к сожалению, у нас (по названным выше причинам, включая возраст Земли) нет никакой возможности “отмотать” время назад и увидеть – как же происходил “большой взрыв”, и что было до него.

Однако, благодаря расчетам и наблюдениям, мы можем приблизительно восстановить хронологию событий.

И вот тут самое главное:

Необходимо отметить, что на всех стадиях Большого взрыва выполняется так называемый космологический принцип — Вселенная в любой данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в любой точке пространства. В частности, в любой данный момент во всех точках пространства плотность материи в среднем одна и та же.

То есть Большой взрыв не похож на некий взрыв динамитной шашки в пустом пространстве, когда вещество начинает расширяться из небольшого объёма в окружающую пустоту, образуя сферическое газовое облако с чётким фронтом расширения, за пределами которого — вакуум. Это популярное представление ошибочно.

На самом деле Большой взрыв происходил во всех точках пространства одновременно и синхронно, нельзя указать на какую-либо точку как на центр взрыва, в пространстве нет крупномасштабных градиентов давления и плотности и нет никаких границ или фронтов, отделяющих расширяющееся вещество от пустоты.

Большой взрыв следует представлять как расширение самого пространства вместе с содержащейся в нём материей, которая в среднем в каждой данной точке покоится.

Инфографика хронологии Большого взрыва – время в секундах с начала взрыва, и температура вселенной в (в Кельвинах). Хорошо видно, какие элементы и в какое время сформировались

Создание легких атомов

Через три минуты протоны и нейтроны столкнулись и образовали первые ядра. Затем эти ядра встретились и образовались легкие атомы.

Где это произошло

Это не было локализованным мероприятием. Оказывается, чем дальше мы видим объекты с помощью самых мощных телескопов, тем дальше мы возвращаемся в то время, когда произошел Большой взрыв, независимо от того, с какой стороны мы на него смотрим.

Курганская государственная сельскохозяйственная

академия им. Т. С. Мальцева

Кафедра концепции современного естествознания

Выполнил: студент I курса, эконо-мического факультета, I группы, I подгруппы Аленькин Константин

Проверил: Калинин С.С.

Лесниково 1999 г.

Когда возраст Вселенной достиг одной сотой доли секун­ды, ее температура упала примерно до 1011К, став ниже порогового значения, при котором могут рождаться протоны и нейтроны, но некоторые из этих частиц все-таки избежали взаимной аннигиляции со своими античастицами — иначе в современной нам Вселенной не было бы вещества! Через 1 с после Большого взрыва температура понизилась примерно до 1010К, и нейтрино, по существу, перестали взаимодейство­вать с веществом: Вселенная стала практически прозрачной для нейтрино. Электроны и позитроны еще продолжали аннигилировать и возникать снова, но примерно через 10с уровень плотности энергии излучения упал ниже и их порога, и огромное число электронов и позитронов превратилось в излучение в катастрофическом процессе взаимной аннигиля­ции, оставив после себя лишь незначительное количество электронов, достаточное, однако, для того, чтобы, объеди­нившись с протонами и нейтронами, дать начало тому количеству вещества, которое мы наблюдаем сегодня во Вселенной.

Судя по всему, должна была существовать некоторая диспропорция между частицами (протонами, нейтронами, электронами и т. д.) и античастицами (антипротонами, анти­нейтронами, позитронами и т. д.), так как все частицы (а не только все античастицы) исчезли бы в процессе аннигиляции. В окружающей нас части Вселенной вещества несравнимо больше, чем антивещества, которое лишь изредка встречается в виде отдельных античастиц. Не исключено, конечно, что на ранней стадии эволюции Вселенной в ней были области, где доминировало вещество, и области с преобладанием антиве­щества — в этом случае возможно существование звезд и целых галактик, состоящих из антивещества; на больших расстояниях они были бы неотличимы от привычных нам звезд и галактик из вещества. Однако у нас нет никаких свидетельств в пользу этого предположения, поэтому более разумным кажется считать, что с самого начала возник небольшой, но заметный дисбаланс частиц и античастиц. В настоящее время разрабатывается ряд теорий, в которых такой дисбаланс находит вполне естественное объяснение.

Через 3 мин после Большого взрыва температура Вселен­ной понизилась до 109К и возникли подходящие условия для образования атомов гелия: на это были затрачены практиче­ски все имевшиеся в наличии нейтроны. Спустя примерно еще минуту почти все вещество Вселенной состояло из ядер водорода и гелия, находившихся примерно в той же количе­ственной пропорции, какую мы наблюдаем сегодня. Начиная с этого момента, расширение первичного огненного шара происходило без существенных изменений до тех пор, пока через 700000 лет электроны и протоны не соединились в нейтральные атомы водорода, тогда Вселенная стала прозрач­ной для электромагнитного излучения — возникло то, что сейчас наблюдают как реликтовое фоновое излучение.

После того как вещество стало прозрачным для электро­магнитного излучения, в действие вступило тяготение: оно начало преобладать над всеми другими взаимодействиями между массами практически нейтрального вещества, состав­лявшего основную часть материи Вселенной. Тяготение соз­дало галактики, скопления, звезды и планеты — все эти объекты образовались из первичного вещества, которое, в свою очередь, выделилось из быстро остывавшего и терявше­го плотность первичного огненного шара; тяготению же предстоит определить путь эволюции и исход жизни всей Вселенной в целом. Тем не менее, многие вопросы, касающи­еся эпохи, последовавшей за эпохой отделения излучения от вещества, остаются пока без ответа; в частности, остается нерешенным вопрос формирования галактик и звезд. Образо­вались ли галактики раньше первого поколения звезд или наоборот? Почему вещество сосредоточилось в дискретных образованиях — звездах, галактиках, скоплениях и сверхскоп­лениях, — когда Вселенная как целое разлеталась в разные стороны?

Есть два основных взгляда на проблему формирования галактик. Первый состоит в том, что в любой момент времени в расширяющейся смеси вещества и излучения могли суще­ствовать случайно распределенные области с плотностью выше средней. В результате действия сил тяготения эти области сначала отделились в виде очень протяженных сгустков вещества, в которых затем начался процесс фраг­ментации, приведший к образованию облаков меньших разме­ров, которые позднее превратились в скопления и отдельные галактики, наблюдаемые сегодня. Далее в этих меньших — галактических размеров — сгустках опять-таки под действием притяжения в случайных неоднородностях плотности нача­лось формирование звезд. Существует и другая точка зрения на ход развития событий: вначале из флукту­аций плотности в расширяющемся первичном шаре сформиро­вались многочисленные (малые) галактики, которые с течени­ем времени объединились в скопления, в сверхскопления и, возможно, даже в более крупные иерархические структуры.

Главным пунктом в этом споре является вопрос, имел ли процесс Большого взрыва вихревой, турбулентный, характер или протекал более гладко. Турбулентности в крупномасштаб­ной структуре сегодняшней Вселенной отсутствуют. Вселен­ная выглядит удивительно сглаженной в крупных масштабах; несмотря на некоторые отклонения, в целом далекие галакти­ки и скопления распределены по всему небу в высшей степени равномерно, а степень изотропности фонового излучения также довольно высока (выше, чем 1:3000). Все эти факты, видимо, говорят о том, что Большой взрыв был безвихревым, упорядоченным процессом расширения. Но откуда же в таком случае возникли флуктуации плотности, ставшие позднее галактиками? Решение этого вопроса затрудняется тем, что мы не располагаем наблюдательными данными, относящими­ся к критическому моменту образования звездных систем;

Согласно общепринятой точке зрения, микроволновое фоно­вое излучение дает нам информацию о той эпохе, когда возраст Вселенной насчитывал примерно 700 000 лет, чему соответствует красное смещение около 1000. Самый далекий от нас квазар имеет смещение 3,6, т.е. наблюдаемый свет этого квазара был испущен им, когда возраст Вселенной составлял чуть меньше 2 млрд. лет. В промежутке времени от 700 000 до 2 млрд. лет во Вселенной должно было произойти многое, в том числе сформировались галактики. Тем не менее, последние данные, скорее всего, свидетельствует в пользу второй из двух упомянутых выше гипотез, согласно которой образование галактик предшествовало формированию скопле­ний и сверхскоплений.

Оставляя в стороне спорный вопрос, касающийся образо­вания галактик, посмотрим, что говорят современная теория и данные наблюдений относительно будущего развития Вселен­ной и ее вероятного конца.

Зная скорость разбегания галактик — она определяется значением постоянной Хаббла, — можно оценить необходимую величину массы, которая должна содержаться в данном объеме пространства, чтобы расширение когда-то прекрати­лось; иначе говоря, требуется рассчитать среднее значение плотности вещества, которая обеспечила бы существование замкнутой вселенной. Если окажется, что средняя плотность вещества превышает некоторое значение, называемое крити­ческой плотностью, то Вселенная через какое-то время должна перестать расширяться — тогда поле битвы останется за силами тяготения и коллапс вещества Вселенной будет неизбежным.

Чем больше красное смещение, тем больше видимая величина у далекой галактики, а это означает, что длина волны ее света увеличивается по мере ее прохождения через расширяющуюся Вселенную.

Образование частиц

Рост Вселенной без остановки замедлился, и появились первые элементарные частицы: протоны, электроны и нейтроны.

До каких пор будет продолжаться расширение Вселенной?

Так вот, согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция Вселенной зависит от средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию.

Современные наблюдательные данные показывают, что средняя плотность в пределах экспериментальной погрешности (доли процента) равна критической.

У ученых до сих пор нет точных сведений о том, как появилась Вселенная. Наибольшее распространение получила в астрономии теория большого взрыва. Кратко и понятно разобрать эту концепцию сложно. Ее основу заложил Эйнштейн, который создал релятивистской теории гравитации и ввёл космологическую постоянную.

Проблемы и критика

Теоретически многие моменты остаются неясными, например, ученые до сих пор не знают, что спровоцировало большую инфляцию.

С другой стороны, многих экспертов не устраивает тот факт, что до Большого взрыва не существовало времени, материи и пространства, поскольку некоторые считают, что время существовало всегда.

Конечно, космологические теории указывают на крупномасштабные явления и уточняются или отбрасываются благодаря новым открытиям. Ученые надеются устранить следующие несоответствия:

Суть теории

Если рассматривать кратко гипотезу о большом взрыве, то она отражает идею о том, что Вселенная зародилась примерно 14 миллиардов лет назад. В тот момент она представляла собой небольшой сгусток энергии и веществ. Он был очень плотным, но что-то случилось и произошел взрыв. В итоге сгусток разлетелся на миллиарды осколков.

Если расширение будет продолжаться, то миру грозит полное растворение. Теория полностью противопоставлялась идеям о материальном мире. Понятие большого взрыва изменило представление об устройстве космоса.

Для того чтобы проще разобраться в особенностях теории нужно представить Вселенную в виде точки. Объяснить ее особенности с точки зрения физики не представляется возможным. После взрыва это точка, по сути, масштабно развернулся.

В качестве примера можно плотно скатать лист бумаги в шарик, а потом разгладить его. Примерно так появилась Вселенная. Еще одна теория объясняет, что до взрыва точка была очень горячей и поэтому после него объекты стали остывать.

Нельзя сравнивать этот процесс с подрывом шашки, когда образуется газовое облако с четким фронтом расширения. Он произошел сразу во всех точках, у него нет начала или центра, все случилось синхронно.

Эпохи развития Вселенной

Время: до Большого взрыва.Описание: Так ученые называют время до Большого Взрыва. Она названа в честь святого Августина, который сказал, что до Земли не было времени. Согласно Эйнштейну в его теории Относительности, до Большого взрыва не было времен.

Планковская эпоха

Время: секунды.Названы в честь Макса Планка, который предложил этот период времени. Предполагается, что в этот момент времени гравитация была такой же мощной, как и другие известные силы (электромагнетизм, слабое и сильное ядерное взаимодействие).

Великое объединение

Время: 10 -36 секунды.В этот момент гравитационные силы отделяются от трех других сил (электромагнетизм, слабое и сильное ядерное взаимодействие).

Электрослабая эпоха

Время: от 10 -36 до 10 -12 секунды.После того, как Вселенная начала охлаждаться, сильное ядерное взаимодействие отделилось от двух других сил.

Инфляционная эпоха

Время: от 10 -36 до 10 -32 секунды.Это точка быстрого роста, когда Вселенная вырастает до размеров, которые можно увидеть человеческим глазом. Вселенная была бы ненамного больше футбольного поля.

Кварковая эпоха

Время: 10 -36 секунды.В течение этого периода времени кварки и антикарки начали формироваться и разрушаться.

Адронная эпоха

Время: 10 -6 секунды до 1 секунды.Это время, когда кварки начали соединяться, создавая адроны (класс составных частиц, подверженных сильному взаимодействию). адроны были широко распространены, но потом адроны и антиадроны уничтожили друг друга.

Лептонная эпоха

Время: от 1 секунды до 3 минут.За это время лептоны (фундаментальные частицы с полуцелым спином, не участвующие в сильном взаимодействии) были многочисленны, но к концу этого периода лептоны и антилептоны сами себя уничтожили.

Фотонная эпоха

Время: от 3 минут до 380 000 лет.В это время лептоны стали исчезать и начали превращаться в фотоны.

Нуклеосинтез

Время: от 3 до 20 минутПодраздел предыдущей эпохи. Именно тогда начинают формироваться атомные ядра. За это время водорода было в 3 раза больше, чем Гелия-4.

Господство материи

Время: 70 000 летВ течение этого периода времени нерелятивистская материя (атомные ядра) и релятивистское излучение (фотоны) равны.

Рекомбинация

Время: 240 000 – 310 000 летВ этот момент времени начинают образовываться водород и гелий. К концу этого периода большинство атомов нейтральны, что означает, что фотоны беспрепятственно перемещаются.

Эпоха Материи

Время: от 300 000 летПериод, в котором мы сейчас находимся, когда материя сформировалась и галактика начинает обретать форму.

Первая звезда

Время: от 200 миллионов летУченые считают, что первые звезды сформировались бы примерно в этот период. Они были бы во много раз массивнее нашего Солнца. Планет ещё нет, поскольку тяжелые элементы, необходимые для планет, к тому времени не сформировались бы. Искать эти звезды было бы бесполезно, так как к настоящему времени они стали бы сверхновыми.

Ранние Галактики

Время: от 500 миллионов летВ отличие от ранних звезд, ранние галактики все еще существуют, поскольку они состоят из многих миллионов звезд. Когда ранняя звезда взорвется, ее останки будут использованы для создания новых звезд. В настоящее время самые ранние галактики, которые были обнаружены астрономами, образовались через 500 миллионов лет после Большого взрыва.

Внешний вид света

Парадоксально, но высокие температуры в ранней Вселенной не позволяли свету появляться примерно через 380000 лет после Большого взрыва.

Но тогда Вселенная уже достаточно остыла, чтобы образовался нейтральный водород, с которым фотоны — носители света — могли беспрепятственно перемещаться на большие расстояния.

Что произошло дальше

После большого взрыва температура упала, и субатомные частицы, которые мы знаем, сформировались: протоны, нейтроны и электроны, чтобы дать начало атомам.

Во время Большого взрыва возникла гравитация, объединяющая сила притяжения материи, а также другие фундаментальные взаимодействия.

Первыми образовавшимися химическими элементами были водород, самый простой из всех, а затем гелий и литий, в процессе, называемом нуклеосинтез. Со временем огромные облака этих элементов дали начало первым галактикам.

Равномерное распределение далеких галактик

Космический телескоп Хаббла подтверждает, что далекие галактики распределены однородно в соответствии с космологическим принципом.

Закон Хаббла-Леметра

В 1929 году Эдвин Хаббл подтвердил, что Вселенная расширяется, и в течение восьми лет он отвечал за сбор данных, необходимых для ее проверки в обсерватории Маунт-Вильсон, Калифорния.

Таким образом, он сформулировал следующий закон, согласно которому скорость v с которой галактики удаляются от нас, пропорционально расстоянию р, будучи ЧАС Постоянная Хаббла:

Где H = 22 x 10 -3 м / (световой год). Эта простая форма закона применима, когда речь идет о галактиках недалеко от нас.

Формирование звезд и галактик

Гравитация заставила газовые облака схлопнуться, чтобы сформировать первые звезды, которые позже соединились в галактики. Эксперты считают, что это произошло примерно через 400 миллионов лет после большого взрыва.

Преобладание материи

Вселенная, ранее непрозрачная из-за своей высокой плотности, стала прозрачной для излучения, и материя взяла верх.

Так образовались первые конгломераты, благодаря действию гравитации, и Вселенная начала приобретать свою нынешнюю форму. Это этап формирования структур.

Исторический экскурс

Если описывать концепцию простыми словами, то в астрономии большой взрыв — это теория о появлении Вселенной. Она родилась из маленькой точки и после нее появились планеты и звезды. Шарль Мессье в 1917 году в ходе наблюдений заметил, что у некоторых туманностей линий смещены к красному спектру.

Но в то время оптические приборы еще были не столь совершены и поэтому было сложно конкретизировать объекты наблюдения. Только Эдвину Хабблу удалось определить, что некоторые туманности являются скоплением звезд.

После его открытия стали так же выделять разреженные облака газа и пыли. Звезды системы назвали галактиками.

К 30-м годам астрономы сделали несколько выводов:

Эдвин Хаббл сумел собрать все данные и сделать вывод о том, что величина красного смещения была зависима от расстояния до источника излучения.

Чем дальше объект от наблюдателя, тем сильнее происходит изменение.

Принцип Доплера подтвердил, что Вселенная находится в движении и все время расширяется. До этого космос считали статичным пространством. Эйнштейн предложил модель замкнутой Вселенной. Она была четырехмерной, но ее невозможно представить визуально. По мнению ученого, у нее были:

Эту модель уточнил Алесандр Фридман. Он смог доказать, что она нестабильная и постоянно расширяется. После этого пришлось кардинально менять представления.

https://youtube.com/watch?v=gKmoTgY2wgQ