Николай П.
православный христианин
Тема: #48153
Сообщение: #1620140
25.10.05 19:20
|
Большой Взрыв
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(Перенаправлено с Большой взрыв)
Перейти к: навигация, поиск
Большой Взрыв (англ. Big Bang) — взрывной процесс в котором, по данным современной науки, наша Вселенная родилась из так называемой космологической сингулярности.
Содержание
[убрать]
* 1 Современные представления теории Большого Взрыва
* 2 Дальнейшая эволюция Вселенной
* 3 История открытия Большого Взрыва
* 4 Ссылки
[править]
Современные представления теории Большого Взрыва
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,2 миллиарда лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с бесконечно большими температурой и плотностью 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 после 10-35 секунд после наступления Планковской Эпохи фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенный. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени, темепература 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 ассиметричное 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 и гелия. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 300 тысяч лет после Большого Взрыва, протоны, комбинируясь с электронами образовали первые атомы, в основном водорода. После этого, материя стала прозрачной для излучения, которое стало свободно распространяться в пространстве, которое дошло до нас в виде реликтового излучения.
[править]
Дальнейшая эволюция Вселенной
Согласно теории Большого Взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если он меньше некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же больше, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнется обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности еще недостаточно надежны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.
Есть ряд вопросов, на которые теория Большого Взрыва ответить пока не может, однако основные ее положения обоснованы надежными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределенность на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.
[править]
История открытия Большого Взрыва
* 1916 — Вышла в свет работа 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), ввел космологическую постоянную. (Впоследствие, Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок.) В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и ее астрономических следствиях».
* 1922 — Александр Александрович Фридман нашел нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель). 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 Фридмано 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 Эддингтона, опубликованной в том же году.
* 1924 — Карл Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием.
* 1925 — 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 надежными 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». Коэфициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Эдвином Хабблом в 1929 г. Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это не звезды, а гигантские звездные 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 поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и статья Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.
* 1948 — Выходит работа Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошел одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звезды, галактики и планеты, в том числе Земля и все 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 все 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 охлажденным — 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 учетом возможных неопределенностей, неизбежных при весьма ненадежных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 Кельвинов. В 1950 году, в одной научно-популярной статье (Physics Today, No. 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 Кельвина.
* 1964 — американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: она оказалась равной 3 Кельвинам! Это было самое крупное открытие в космологии со времен открытия Эдвином Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время данное излучение носит название реликтового. (Данный термин ввел советский астрофизик И. С. Шкловский)
[править]
Ссылки
Популярная статья в журнале "Вокруг света"
Категории: Космология | Астрофизика
|
