Модель большого взрыва и хронология вселенной

Министерство образования и науки Российской Федерации

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение 
высшего профессионального образования 
«Южно-Уральский государственный университет» 
(национальный исследовательский университет)

 

Факультет «Экономика и управление»

Кафедра «Экономическая теория, мировая и региональная экономика»

 

«Модель большого взрыва и хронология вселенной».

 

РЕФЕРАТ

по дисциплине (специализации) «Концепция современного естествознания»

 

 

 

 

 

 

    Проверил, доц., к.т.н.

Н.М.Танклевская

    ____________________2015 г.

 

    Автор работы (проекта)

    студент группы ЗЭиУ-220

          Т.В.Талулинова

    ____________________2015 г.

 

     Реферат защищен

    с оценкой 

    ___________________________

    _____________________2015 г.

 

 

 

 

 

 

 

 

Челябинск 2015

 

АННОТАЦИЯ

 

 

 

 

 

 

Талулинова Т.В. Модель большого взрыва и хронология вселенной. – Челябинск: ЮУрГУ, ЗЭиУ-220, 2015. -22 с., 4 ил., библиографический список – 9 наим.

 

Эта работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной. В данной работе рассматриваются теория Большого Взрыва, а так же первые мгновения жизни Вселенной.

В реферате не будут рассматриваться альтернативные теорий, не поддерживаемых большинством ученых.

Использованы труды российских и иностранных учёных, а так же новейшие астрономические безавторские материалы, полученные по сети Internet.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ОГЛАВЛЕНИЕ

 

ВВЕДЕНИЕ……………………………………………….…………………..…..4

1. ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА . .…………..….………….5

 

2 ГИПОТЕЗА БОЛЬШОГО ВЗРЫВА   ...…………………………….…..……9

 

3 ЭТАПЫ РАЗВИТИЯ ВСЕЛЕННОЙ СОГЛАСНО ТЕОРИИ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА  ………………….....................................................................………..14

ЗАКЛЮЧЕНИЕ …………...…………………………………….…….…………21

БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ СПИСОК ………….….……………………………22

 

 

 

ВВЕДЕНИЕ

 

За последние десятилетия достигнуты определенные успехи в понимании современного состояния и ряда этапов эволюции Вселенной. Эти успехи — результат работы многих людей, совместных усилий астрономов и физиков. В настоящее время многое о Вселенной известно нам вполне достоверно.

Целью данной работы станет:

- изучение ключевых  дат в истории изучения Теории  большого взрыва

- анализ теории Большого Взрыва ее особенностей,

- анализ этапов и ее доказательств.

 

ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА

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

1917 г. -- 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 Л. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Л-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 г. -- 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, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс -- Большой взрыв.

1923 г. -- 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 г. -- 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 г. -- 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 г. -- 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 г. -- 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 г. -- 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 г. -- Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K

1964 г. -- американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: и она оказалась равной именно 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 г. -- 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 ЛCDM 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 %).

2009 г. -- запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ГИПОТЕЗА БОЛЬШОГО ВЗРЫВА.

Вопрос о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. Но только в XX веке, после обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу проясняться. Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва (рис.1). Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой.

Рисунок 1 – Теория Большого взрыва.

 

 Большой Взрыв – начало  расширения Вселенной, перед которым  Вселенная находилась в сингулярном  состоянии. Примерно 15 миллиардов лет назад, в гигантском взрыве началась Вселенная.  

Её последующая эволюция от одной сотой секунды до сегодняшнего дня может быть надежно описана моделью Большого взрыва. Эта модель включает расширение Вселенной, возникновение легких элементов и реликтовое излучение от первоначального ядра, а также общие контуры понимания формирования галактик и других крупномасштабных структур. Фактически, модель Большого взрыва в настоящее время является настолько хорошо подтвержденной, что её называют стандартной космологией.

Согласно космологической модели Фридмана – Леметра (рис.2), Вселенная возникла в момент Большого взрыва – около 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь.

Рисунок 2 – модель Фридмана – Леметра Большого взрыва.

 

В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечную плотность и температуру – такое состояние называют сингулярностью.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным.

Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает.

 С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было  сингулярное состояние, если относительности  применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной. Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной.

 Но астрономические наблюдения  не дают для этого никаких  оснований. Изучая процессы, происходившие  сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические  теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной  зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало.

Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи. Физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли формироваться при температуре порядка 1012 К, когда гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

 Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений.

В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов (рис.3) – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

Рисунок 3  – Элементарные частицы

После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное) взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения.