Главная / Рефераты / Рефераты по астрономии

Реферат: Большой Взрыв и эволюция Вселенной


Министерство общего и профессионального образования РФ
Южно-Уральский Государственный Университет
Кафедра физической химии
Концепции современного естествознания
Модель Большого Взрыва и хронология Вселенной
Выполнил:
Ахмедзянов С.М.
Ст. гр. ЭиУ-285
Проверил:
Доцент, кандидат технических наук
Тепляков Ю.Н.

«_»1999 г.
Челябинск
1999
Аннотация
Эта работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной.
В данной работе рассматриваются теория Большого Взрыва, а так же первые мгновения жизни Вселенной.
Автор не рассматривает альтернативных теорий, не поддерживаемых большинством ученых.
Использованы труды российских и иностранных учёных, а так же новейшие астрономические безавторские материалы, полученные по сети Internet.
Содержание:

Аннотация 2
Содержание: 3
Введение 4
А бал ли Большой Взрыв? 6
Реликтовое излучение 7
Сценарий далекого прошлого. 8
«Горячая Вселенная» 8
Большой Взрыв: самое начало 8
Большой Взрыв: продолжение 9
Эволюция вещества 11
а) Адронная эра. 12
б) Лептонная эра. 13
в) Фотонная эра или эра излучения. 14
г) Звездная эра. 15
«Итоги первых шагов Маленькой Вселенной» 17
Заключение 18
Список литературы 21

Введение
Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек.
Небо было доступно для его обозрения – оно было для него интересным.
Недаром астрономия – самая древняя из наук о природе – и, по сути, почти самая древняя наука вообще.
Не потерял интереса к изучению проблем космоса и Современный Человек.
Но он смотрит уже немного глубже: ему не просто интересно что есть
Вселенная сейчас – он жаждет знаний о том
- что было когда Вселенная рождалась?
- рождалась ли она Вообще или она глобально стационарна?
- как давно это было и как происходило?
Для поиска ответа на все эти Непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии – космология.
Космология[1] - это физическое учение[2] о Вселенной как в целом, включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями мира как части Вселенной.
Космология попыталась дать ответы[3] на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризаци..
Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбу Вселенной.
Поэтому космология, как и любая другая наука живет и бурно развивается, принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире. Хотя и не так стремительно, как например, компьютерные технологии, и в большей мере за счет «альтернативных» теорий, но все-таки развивается.
Данная работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей
Вселенной: в ней рассматриваются теория Большого Взрыва, а так же первый мгновения жизни Вселенной.
А бал ли Большой Взрыв?
На этот вопрос современная наука дает совершенно определенный ответ:
Большой Взрыв был! Вот что, например, написал по этому поводу академик Я.Б.
Зельдович в 1983 г.: «Теория «Большого Взрыва» в настоящий момент не имеет сколько-нибудь заметных недостатков. Я бы даже сказал, что она столь же надежно установлена и верна, сколь верно то, что Земля вращается вокруг
Солнца. Обе теории занимали центральное место в картине мироздания своего времени, и обе имели много противников, утверждавших, что новые идеи, заложенные в них, абсурдны и противоречат здравому смыслу. Но подобные выступления не в состоянии препятствовать успеху новых теорий»[4].
На чем основана уверенность в справедливости теории «горячей
Вселенной»[5] ? Неужели существуют совершенно неопровержимые свидетельства в её пользу?
Отвечая на все эти вопросы, заметим, что имеется ряд данных, которые не противоречат теории «горячей Вселенной». К их числу относятся, например, 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 не противоречат данным о возрасте Метагалактики. Если бы, например, получилось, что время, прошедшее от Большого Взрыва меньше, чем возраст Земли, Солнца или
Галактики, то это следовало бы рассматривать как факты, противоречащие космологическим моделям Фридмана и «горячей Вселенной».
Данные радиоастрономии свидетельствуют о том, что в прошлом далекие внегалактические радиоисточники излучали больше, чем сейчас. Следовательно, эти радиоисточники эволюционируют. Когда мы сейчас наблюдаем мощный радиоисточник, мы не должны забывать о том, что перед нами его далёкое прошлое (ведь сегодня радиотелескопы принимают волны, которые были излучены миллиарды лет назад). Тот факт, что радиогалактики и квазары эволюционируют, причем время их эволюции соизмеримо со временем существования Метагалактики, принято так же рассматривать в пользу теории
Большого Взрыва.
Важное подтверждение «горячей Вселенной» следует из сравнения наблюдаемой распространенности химических элементов с тем соотношением между количеством гелия и водородв (около ј гелия и примерно ѕ водорода), которое возникло во время первичного термоядерного синтеза.
Реликтовое излучение
И все-таки главным подтверждением теории «горячей Вселенной» считается открытие реликтового излучения. Для космологии это открытие имело фундаментальное значение. В истории наблюдательной космологии открытие реликтового излучения, пожалуй, сопоставимо по значению с открытием расширения Метагалактики.
Что же это за излучение и как оно было открыто? При «отрыве»[6] излучения от вещества, когда температура в расширяющейся Вселенной была порядка 3000-4000 К, в холде последующего расширения Вселенной температура излучения падала, но его характер (спектр) сохранился до наших дней, напоминая о далекой молодости Метагалактики. Вот поэтому советский астрофизик И.С. Шкловский предложил называть это излучение реликтовым.
Таким образом, теория «горячей Вселенной» предсказывает существование реликтового излучения.
Еще в конце 40-х – начале 50-х гг. в работах Г.А. Гамова, а затем его учениеков Р. Альфера и Р. Германа содержались предполагаемые оценки температуры реликтового излучения (от 25 до 5 К). В 1964 г. советские астрофизики И.Д. Новиков и А.Г. Дорошкевич впервые выполнили более конкретные расчеты. Они сравнили интенсивность других источников (звезды, межзвездная пыль, галактики и т.д.) в сантиметровом диапазоне длин волн.
Примерно в это же время группа американских ученых во главе с Р. Дикке уже приступила к попыткам обнаружить реликтовое излучение, но их опередили А.
Пензиас и Р. Вильсон, получившие в 1978 г. Нобелевскую Премию за открытие космического микроволнового фона (такового официальное название реликтового излучения) на волне 7,35 см.
В отличие от группы Р. Дикке, будущие лауреаты Нобелевской премии не искали реликтовое излучение, а в основном занимались отладкой радиоантенны для работ по программе спутниковой связи: во время наблюдений с июля 1964 г. по апрель 1965 г. они, а так же их коллеги, при различных положениях антенны, регистрировали космическое излучение,. Природа которого им была неясна – этим излучением как раз и оказалось реликтовое излучение.

Сценарий далекого прошлого.
Итак, нас будет интересовать эпоха, которая отделена от нынешней на 13
– 20 млрд. лет (20 млрд. лет вычислено в соответствии с теорией «открытого мира», 13 млрд. лет – в соответствии с теорией «открытого мира»). Поскольку всё это время наша Вселенная расширялась и плотность ее непрерывно уменьшалась, в прошлом плотность должна была быть очень большой.
Из теории Фридамана следует, что в прошлом плотность могла быть бесконечно большой (на самом деле существует некий предел значения плотности ((1097 кг/м3). А с начала рассматриваемой нами андронной эры
Большого Взрыва Вселенной она не превышает плотности атомного ядра ((1017 кг/м3).
Нам необходимо так же определиться и с другими параметрами, из которых, пожалуй, самым важным, является температура. Вопрос о том, холодной или горячей была материя в ту отдаленную от нас эпоху, долгое время оставался спорным. Приводились доводы в пользу обоих состояний.
Решающее доказательство того, что Вселенная была горячей, удалось получить лишь в середине 1960-х.
В настоящее время большинство космологов считает, что в начале расширения Вселенной материя была не только очень плотной, но и очень горячей. А теория, рассматривающая физические процессы, происходившие на ранних стадиях расширения Вселенной, начиная с первой секунды после
«начала», получила название теории «горячей Вселенной».
«Горячая Вселенная»
Согласно этой теории, ранняя Вселенная напоминала гигантский ускоритель «элементарных» частиц. Слово «элементарных» взято в кавычки, так каакнаши представления о составных частях материи быстро изменяются. Если раньше к числу элементарных частиц уверенно от носили нейтроны и протоны, то сейчас эти частицы относят к числу составных, построенных из кварков.
Большой Взрыв: самое начало
Началом работы Вселенского ускорителя был Большой Взрыв. Этот термин очень часто применяют сегодня космологи. Наблюдаемый разлет галактик[7] и скопления галактик – следствие Большого взрыва. Однако, Большой Взрыв, который академик Я.Б. Зельдович назвал астрономическим, качественно отличается от каких-либо химических взрывов.
У обоих взрывов есть черты сходства: например, в обоих случаях вещество после взрыва охлаждается при расширении, падает и его плотность.
Но есть и существенные отличия. Главное из них заключается в том, что химический взрыв обусловлен разностью давлений во взрывающемся веществе и давлением в окружающей среде (воздухе). Эта разность давлений создает силу, которая сообщает ускорение частицам заряда взрывчатого вещества.
В астрономическом взрыве подобной разности давлений не существует. В отличие от химического астрономический взрыв не начался из определенного центра (и потом стал распространяться на все большие области пространства), а произошел сразу во всем существовавшем тогда пространстве. Представить себе это очень трудно, тем более, что «все пространство» могло быть в начале взрыва конечным (в случае замкнутого мира) и бесконечным (в случае открытого мира)…
Пока мало что известно, что происходило в первую секунду после начала расширения, и еще меньше о том, что было до начала расширения. Но, к счастью, это незнание не явилось помехой для очень детальной разработки теории «горячей Вселенной» и сценарий, к рассмотрению которого мы сейчас переходим, основан не на умозрительных рассуждениях, а на строгих расчетах.
Итак, в результате Большого взрыва 13-20 млрд. лет назад начал действовать уникальный ускоритель частиц, в ходе работы которого непрерывно и стремительно сменяли друг друга процессы рождения и гибели (аннигиляции) разнообразных частиц. Как мы увидим в следующих главах, эти процессы во многом определили всю последующую эволюцию Вселенной, нынешний облик нашей
Вселенной и создал необходимые предпосылки для возникновения и развития жизни.
Большой Взрыв: продолжение
Итак, мы выяснили, что Вселенная постоянно расширяется; тот момент с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом; тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют
“Большим Взрывом” или английским термином Big Bang.
Что же такое – расширение Вселенной на более низком, конкретном уровне
?
Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём.
Итак, кратко изложим все те умозаключения о возможных параметрах
Вселенной на стадии Большого Взрыва, к которым мы пришли.
Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности
(примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой.
Кроме того высокой должна была быть и температура[8], настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “Большого Взрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы.
Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась во времени в соответствии с простым соотношением :

Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность определить, что например, в момент, когда возраст Вселенной исчислялся всего одной десятитысячной секунды, её температура представляла один биллион
Кельвинов.
Эволюция вещества
Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению h?’kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если уменьшится их частота ?. Понижение энергии фотонов во времени имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные последствия.
Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу и античастицу с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать энергией 2 moc2 или большей. Эта зависимость выражается так :

Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала ниже произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo. Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2*938 Мэв, не способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя протона равна 938 мэв.
В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов h? кинетической энергией частиц kT ,

то есть

Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им античастицы возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор, пока температура вещества T не упала ниже указанного значения.
На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы[9]. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция[10] может происходить при любой температуре, постоянно осуществляется процесс
частица + античастица ? 2 гамма-фотона
при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс материализации
гамма-фотон ? частица + античастица
мог протекать лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась, эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.
а) Адронная эра.
Длилась примерно от[11] t=10-6 до t=10-4. Плотность порядка 1017 кг/м3 при T=1012…1013.
При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны.
Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура T упала на 10 биллионов Кельвинов(1013K). Средняя кинетическая энергия частиц kT и фотонов h? составляла около миллиарда эв (103 Мэв), что соответствует энергии покоя барионов.
В первую миллионную долю секунды эволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, так же, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионов прекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не обладали уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило вещество от антивещества.
Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов (протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов - гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад гиперонов происходил на этапе с 10-6 до 10-4 секунды.
К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды
(10-4 с.), температура ее понизилась до 1012 K, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны.
На этом и кончается адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.
б) Лептонная эра.
Длилась примерно от[12] t=10-4 до t=101. К концу эры плотность порядка 107 кг/м3 при T=109.
Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1
Мэв в веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.
Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010 K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”.
Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.
в) Фотонная эра или эра излучения.
Длилась примерно от[13] t=10-6 до t=10-4. Плотность порядка 1017 кг/м3 при T=1012…1013.
На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура
Вселенной понизилась до 1010 K , а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов. Новые электронно- позитронные пары не могли возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от антивещества.
Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена фотонами.
К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.
Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во
Вселенной, была введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 куб.см, точнее, среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной распределено равномерно). Если сложить вместе энергию h? всех фотонов, присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии излучения Er. Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией вещества Em во Вселенной.
Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы.
В то время как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er) падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em).
Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц
(имеется в виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор, пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие (то есть Er = Em). Кончается эра излучения и вместе с этим период “Большого Взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300
000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем в настоящее время.

ВНИМАНИЕ!
Текст просматриваемого вами реферата (доклада, курсовой) урезан на треть (33%)!

Чтобы просматривать этот и другие рефераты полностью, авторизуйтесь  на сайте:

Ваш id: Пароль:

РЕГИСТРАЦИЯ НА САЙТЕ
Простая ссылка на эту работу:
Ссылка для размещения на форуме:
HTML-гиперссылка:



Добавлено: 2011.03.18
Просмотров: 954

При использовании материалов сайта, активная ссылка на AREA7.RU обязательная!