Контрольная: Большой Взрыв и эволюция Вселенной - текст контрольной. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Контрольная

Большой Взрыв и эволюция Вселенной

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Контрольная работа
Язык контрольной: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 41 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникальной работы

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Ахмедзянов С.М . Концепции современного естествознания . ЭиУ -285, ЮУрГУ , 1999. 19 Ахмедзянов С.М . Модель Большого Взрыва и хронология Вселенной. ЭиУ -285, ЮУрГУ , 1999. Министерство общего и профессиональн ого образования РФ Южно-Уральский Государственный Университет Кафедра физической химии Концепции современного естеств ознания 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 жиз ни Вселенной . Автор не рассматривает альтернативных тео рий , не поддерживаемы х большинством учены х. Использованы труды российских и иностранн ых учёных , а так же новейшие астрономическ ие безавторские материалы , полученные по сети Internet . Содержание : Аннотация 2 Содержание : 3 Введение 4 А бал ли Большой Взрыв ? 6 Реликтовое излучение 7 Сценарий д алекого прошлого. 8 «Горячая Вс еленная» 8 Большой Вз рыв : 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 пер вых шагов Маленькой Вселенной» 17 Заключение 18 Список литературы 21 Введение Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый д ревний 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 пробле м 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 л и она Вообще или она глобально стационарн а ? - как давно это было и как происходило ? Для поис к а ответа на все эти Непростые от веты была отведена специальная ниша в аст рономии – космология. Космология Определение А.Л . Зельм анова (1913-1987). - эт о физическое учение Здесь : совокупность накопл енных теорретических положений о строении вещ ества и структуре Вселенной. о Вселенной как в целом , включающее в себя теорию всего охваченного астроном ическими наблюдениями мира как части Вселенно й. Космология попыталась дать ответы Точ нее сказать , возможные варианты ответов , гипот езы. на эти вопросы . Был а создана теория Большого Взрыва , а так же теории , описывающие первые мгновения рождения Вселенной , ее появление и структ уризаци.. Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов , показывает источники , создающие совр еменные законы физики , даёт в озможность 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 сч ет «альтернативных» теорий , но все-таки развив ается. Данная работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной : в ней расс матриваются теория Большого Взрыва , а так же первый мгновения жизни Вселенной. А бал ли Большой Взрыв ? На этот вопрос современная на ука дает совершенно определенный ответ : Больш ой Взрыв был ! Вот что , например , написал по этому поводу академик Я.Б . Зельдович в 1983 г .: «Теория «Большого Взрыва» в настоящ ий момент не имеет сколько-нибудь заметн ых недостатков . Я бы даже сказал , что о на столь же надежно установлена и верна , сколь верно то , что Земля вращается вок руг Солнца . Обе теории занимали центральное место в картине мироздания своего времени , и обе имели много п р отивнико в , утверждавших , что новые идеи , заложенные в них , абсурдны и противоречат здравому смыслу . Но подобные выступления не в со стоянии препятствовать успеху новых теорий» Авт ор не полностью разделяет мнение академика Зельдовича (см . заключение ). . На чем основана уверенность в с праведливости теории « горячей В селенной » См . сноску № 7 или г лаву Сценарий далекого прошлого. ? Неужели существуют совершенно неопровержимые свидетельства в её пользу ? Отвечая на все эти вопросы , заметим , что имеется ряд данн ых , которые не противоречат теории «горячей Вселенной» . К их числу относятся , например , данные о в озрасте небесных тел . Мы знаем , что возрас т Солнечной системы близок к 4,6 млрд . лет . Менее точно известен возраст самых старых звезд . Скорее всего , он близо к к возрасту нашей и других галактик . (10-15 м лрд . лет ). Следовательно , данные о возрасте небесных тел не противоречат данным о воз расте Метагалактики . Если бы , например , получил ось , что время , прошедшее от Большого Взры ва меньше , чем возраст Земли , Солнца или Галактики , то это следовало бы рассматривать как факты , противоречащие космоло гическим моделям Фридмана и «горячей Вселенно й». Данные радиоастрономии свидетельствуют о том , что в прошлом далекие внегалактические радиоисточники излучали больше , чем сейч ас . Следовательно , эти радиоисточники эвол юционируют . 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 наза д ). Тот факт , что радиогалактики и квазары эволюционируют , причем время их эволю ции соизмеримо со временем существования Мета галактики , принято так же рассматривать в пользу теории Большого Взрыва. Важное подтверждение «горячей Вселенной» следует из сравнени я наблюдаемой распрост раненности химических элементов с тем соотнош ением между количеством гелия и водородв ( около ј гелия и примерно ѕ в одорода ), которое возникло во время первичного термоядерного синтеза. Реликтовое излучение И все-таки главным подтвержд ением теории «горячей Вселенной» считается открытие реликтового излучения . Для космологии это открытие имело фундаментальное значение . В истории наблюдат ельной космологии открытие реликтового излучения , пожалуй , сопоставимо по зна чению с открытием расширения Метагалактики. Что же это за излучение и как оно было открыто ? При «отрыве» См . главу Эволюция вещества : лептонная эра. излуче ния от вещества , когда температура в расши ряющейся Вселенной была порядка 3000-4000 К , в хо лде пос ледующего расширения Вселенной тем пература излучения падала , но его характер (спектр ) сохранился до наших дней , напоминая о далекой молодости Метагалактики . Вот по этому советский астрофизик И.С . Шкловский пред ложил называть это излучение р еликтовым . Таким образом , теория «горяч ей Вселенной» предсказывает существование реликт ового излучения. Еще в конце 40-х – начале 50-х гг . в работах Г.А . Гамова , а затем его учениеков Р . Альфера и Р . Германа содержал ись предполагаемые оценки температуры реликтовог о излуче ния (от 25 до 5 К ). В 1964 г . со ветские астрофизики И.Д . Новиков и А.Г . Доро шкевич впервые выполнили более конкретные рас четы . Они сравнили интенсивность других источ ников (звезды , межзвездная пыль , галактики и т.д .) в сантиметровом диапазоне длин волн . П р имерно в это же время гр уппа 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 ( т акового офици альное название реликтового излучения ) на вол не 7,35 см . В отличие от группы Р . Дикке , будущ ие лауреаты Нобелевской премии не искали реликтовое излучение , а в основном занимались отладкой радиоантенны для работ по прогр амме спутниковой связи : во время наблюде ний с июля 1964 г . по апрель 1965 г . они , а так же их коллеги , при различных поло жениях антенны , регистрировали космическое излуче ние ,. Природа которого им была неясна – этим излучением как раз и оказалось ре ликтовое излучение. Сценарий далекого прошлого. Итак , нас будет интересовать э поха , которая отделена от нынешней на 13 – 20 млрд . лет (20 млрд . лет вычислено в соот ветствии с теорией «открытого мира» , 13 млрд . лет – в соответствии с теорией «откры того 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 бо льшой (на самом деле существует не кий предел значения плотности ( 10 97 кг /м 3 ). А с начала рассматриваемой нами андронной эр ы Большого Взрыва Вселенной она не превыш ает плотности атомного ядра ( 10 17 кг /м 3 ). Нам необходимо так же определиться и с другими параметрами , из которых , п ожалуй , самым важным , является температура . Воп рос о том , холодной или горячей была м атерия в ту отдаленную от нас эпоху , д олгое время оставался спорным . Приводились до воды в пользу обоих состояний . Ре ш ающее доказательство того , что Вселенная была горячей , удалось получить лишь в середине 1960-х. В настоящее время большинство космологов считает , что в начале расширения Вселенно й материя была не только очень плотной , но и очень горячей . А теория , рассматр ивающая физические процессы , происходившие на ранних стадиях расширения Вселенной , нач иная с первой секунды после «начала» , полу чила название теории «горячей Вселенной». «Горячая В селенная» Согласно этой теории , ранняя В селенная н апоминала гигантский ускоритель «элементарных» частиц . Слово «элементарных» взя то 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 э ти частицы относят к числу составных , построенных из кварков. Большой Взрыв : самое начало Началом работы Вселенского ускори теля был Большой Взрыв . Этот термин очень часто применяют сегодня космологи . Наблюдаемый разлет галактик Отк рытие Хаббла на основе эффекта Доплера. и скопления галактик – следств ие Большого взрыва . Однако , Большой Взрыв , который академик Я.Б . Зельдович назвал астроно мическим , качественно отличается от каких-либо химических взрывов . У обоих взрывов есть че рты сх одства : например , в обоих случаях вещество после взрыва охлаждается при расширении , пада ет и его плотность . Но есть и существе нные отличия . Главное из них заключается в том , что химический взрыв обусловлен разн остью давлений во взрывающемся веществе и давлением в окружающей среде (воздух е ). Эта разность давлений создает силу , кот орая сообщает ускорение частицам заряда взрыв чатого вещества. В астрономическом взрыве подобной разност и давлений не существует . В отличие от химического астрономический взры в не н ачался из определенного центра (и потом ст ал распространяться на все б о льшие области пространства ), а произошел сразу во всем существовавше м тогда пространстве . Представить себе это очень трудно , тем более , что «все простр анство» могло быть в начале взрыва конечным (в случае замкнутого мира ) и беск онечным (в случае открытого мира )… Пока мало что известно , что происходил о в первую секунду после начала расширени я , 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 умозрител ьных рассуждениях , а на строгих расчетах. Итак , в результате Большого взрыва 13-20 м лрд . лет назад начал дейс твовать уника льный ускоритель частиц , в ходе работы кот орого непрерывно и стремительно сменяли друг друга процессы рождения и гибели (аннигил яции ) разнообразных частиц . Как мы увидим в следующих главах , эти процессы во многом определили всю последующую эв о лю цию Вселенной , нынешний облик нашей Вселенной и создал необходимые предпосылки для воз никновения и развития жизни. Большой Взрыв : продолжение Итак , мы выяснили , что В селенная постоянно расширяется ; тот момент с которого Вселенна я начала расширятся , принято считать ее началом ; тогда началась первая и полная драматизма эра в ист ории вселенной , ее называют “ Большим Взрывом ” или английским термином Big Bang. Что же так ое – расширение Вселенной на более низко м , конкретном уровне ? По д расширением Вселенной подразумевается такой процесс , к огда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастаю щий объём . Итак , кратко изложим все те умозаключения о возможных параметрах Вселенной на стадии Большого Вз рыва , к которым мы пришли. Средняя плотность Вселенной в результате расширени я постепенно понижается . Из этого следует , что в прошлом плотность Вселенной была больше , чем в настоя щее время . Можно предположить , что в глубо кой древности (примерно десять миллиард ов лет назад ) плотность Вселенной была очень большой . Кроме того высокой должна была быть и температура Отс юда – название теории «горячая Вселенная» - теория первых мгновений развития Вселенной. , настолько высокой , что плотность излучения превышала пло тность вещества . Ин аче 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 р аскаленной и густой смесью ч астиц , ан тичастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов . Частицы при столкновении с соответствующими античаст ицами аннигилировали , но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. Подробный анализ показывает , что температур а ве щества Т понижалась во времени в соответствии с простым соотношением : Зависимость темпер атуры Т от времени t дает нам возможность определить , что например , в м омент , когда возраст Вселенной исчислялся все го одной десятитысячной секунды , её температу ра представляла один биллион Кельвинов . Эволюция вещества Тем пература раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенн ой со временем понижалась , что и отражаетс я в соотношении . Это значит , что понижалас ь средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению h n= kT понижалась и энергия фотонов . Это возм о жно лишь в том случае , если умень шится их частота n . Понижение энергии фотонов во вр емени имело для возникновения частиц и ан тичастиц путем материализации важные последствия . Для того чтобы фотон превратился (материализовал ся ) в частицу и античастицу с ма сс ой m o и энергией покоя m o c 2 , ему необхо димо обладать энергией 2 m o c 2 или большей . Эта зависимость вы ражается так : Со врем енем энергия фотонов пониж алась , и как только она упала ниже произведения энерг ии частицы и античастицы ( 2m o c 2 ), фотоны уже не способны были обеспе чить возникновение частиц и античастиц с массой m o . Так , например , фотон , обладающий энергией меньшей , чем 2*938 Мэв , не способен матер иализоваться в протон и антипротон , потому что энергия покоя про тона равна 938 мэв. В пре дыдущем соотношении можно заменить энергию фо тонов h n кинетической энергией частиц kT , то есть Знак не равенства означает следующее : частицы и соотв етствующие им античастицы возникали при м атериализации 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 Здесь и далее : см . словарь с пециальных терминов. . Этот процесс постоянно ослабевал , что привело к вымиранию частиц и античастиц . Поскольку аннигиляция Здечь и далее : см . словарь специальных терминов. может происходить при любой температуре , по стоянно осуществляется процесс част ица + античастица Ю 2 гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом . Процесс материализации гамма-фотон Ю ча стица + античастица мог протекать лишь при достаточно высокой температуре . Согласно тому , как материализация в результате п они жающейся температуры раскаленного вещества приостанов илась , эвол юцию Вселенной принято разделять на четыре эры : адронную , лептонную , фотонную и звездную . а ) Адронная эра. Длилась пр имерно от t =0 соответствует момент у отсчёта времени начала расширения и начала отсче та времени существования Метагалактики. t =10 -6 до t =10 -4 . Плотность порядка 10 17 кг /м 3 при T =10 12 … 10 13 . При оче нь высоких температурах и плотности в сам ом начале существования Вселенной материя сос тояла и з элементарных частиц . Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего из адронов , и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной , несмотр я на то , что в то время существовали и лептоны . Через миллионную долю секунды с момен та рождения Вс еленной , температура T упала на 10 биллио нов Кельвинов ( 10 13 K ) . Средняя кин етическая энергия частиц kT и фотонов h n составляла около милл иарда эв ( 10 3 Мэв ), что соответствует энергии покоя барионов . В первую миллионную долю секунды эвол юции Вселенной проис ходила материализация всех барионов неограниченно , так же , как и аннигиляция . Но по прошествии этого в ремени материализация барионов прекратилась , так как при температуре ниже 10 13 K фотоны не обладали уже достаточной энергией для ее осуществле ния . Процесс аннигиляции барионов и анти барионов продолжался до тех пор , пока давл ение излучения не отделило вещество от ан тивещества . Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов ) в процессе самопроизвольного р аспада превратились в самые легкие из бар ионов (прот о ны и нейтроны ). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов - гипероны . Нейтроны могли дальше р аспадаться в протоны , которые далее не рас падались , иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда . Распад гиперонов происход ил на этапе с 10 -6 до 10 -4 секунды. К моменту , когда возраст Вселенной дос тиг одной десятитысячной секунды ( 10 -4 с .), температура ее понизилась до 10 1 2 K , а энергия частиц и фот онов представляла лишь 100 Мэв . Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов . Пионы , существовавшие ранее , распадал ись , а новые не могли возникнуть . Это о значает , 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 самым и легки ми мезонами , но и легчайшими адронами . Никогда после этого сильное взаим одействие (ядерная сила ) не проявлялась во Вселенной в такой мере , как в адронную эру , длившуюся всего лишь одну десятитысячн ую долю секунды. б ) Лептонна я эра. Д лилась примерно от t =0 соответствует моменту отсчёта врем ени начала расширения и начала отсчета вр емени существования Метагалактики. t =10 -4 до t =10 1 . К концу эры плотность порядка 10 7 кг /м 3 при T =10 9 . Когда э нергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в веществе было много лептонов . Температура была достаточно в ысокой , чтобы обеспечить интенсивное возникновени е электронов , позитронов и нейтрино . Барионы (протоны и нейтроны ), пережившие адронную эр у , стали по сравнению с леп тонами и фотонами встречаться гораздо реже. Лептонная эра начинается с распада по следних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино , а кончается через несколько сек унд при температуре 10 10 K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализаци я электронов и позитронов прекратилась . Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтри но , которые мы называем “ реликтовыми ” . Всё пространство Вселенной наполнилось ог ромным количеством реликтовых электронных и м юон ных нейтрино . Возникает нейтринное мор е. в ) Фотонная эра или эра излучения. Д лилась примерно от t =0 соответствует моменту отсчёта врем ени начала расширения и начала отсчета вр емени существования Метагалактики. t =10 -6 до t =10 -4 . Плотность порядка 10 17 кг /м 3 при T =10 12 … 10 13 . На смен у лептонной эры пришла эра излучения , как только температура Вселенной понизилась до 10 10 K , а энергия гамма фотонов дост игла 1 Мэ в , произошла только аннигиляция электронов и позитронов . Новые эл ектронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализ ации , потому , что фотоны не обладали доста точной энергией . Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше , пока давлени е 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 мил лиарда раз больше , чем протонов и электрон ов . Важнейшей составной Вселенной после лепто нной эры становятся фотоны , причем не толь ко по коли честву , но и по энергии. Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной , б ыла введена величина плотности энергии . Это количество энергии в 1 куб.см , точнее , среднее коли чество (исходя из предпосылки , что вещество во Вселенной рас пределено равномерно ). Е сли сложить вместе энергию h n всех фотонов , присутствующих в 1 куб.см , то м ы получим плотность энергии излучения E r . Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией вещест ва E m во Вселенной. Вследствие расширени я Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц . С увеличением расстояния во Вселенно й в два раза , объём увеличился в восемь раз . Иными словами , плотность частиц и фотонов понизилась в восемь р аз . Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе , чем частицы . В то вр емя как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется , энергия фотонов пр и расширении уменьшается . Фотоны понижают сво ю частоту колебания , словно “устают” со вр еменем . Вследствие этого плотность энергии фо тонов ( E r ) падает б ыстрее , чем плотность энергии частиц ( E m ). Преобладание во вселенной фотонной состав ной над составной частиц (имеется в виду плотность энергии ) на протяжении эры излу чения уменьшалось до тех пор , пока не исчезло полностью . К этому моменту обе сос тавные пр ишли в равновесие (то есть E r = E m ). Кончается эра излучения и вместе с этим период “Большого Взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет . Расстояния в тот п ериод были в тысячу раз короче , чем в настоящее время. “Большой взрыв” продолж ался сравнительно недолг о , всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной . Несмотря на краткость срока , это всё же была самая славная эра Вселенной . Никогда после этого эволюция Вселенной не была столь стремительна , как в самом её начале , в о время “большого взрыва” . Все события во Вселенн ой в тот период касались свободных элемен тарных частиц , их превращений , рождения , распад а , аннигиляции . Не следует забывать , что в столь к ороткое время ( всего лишь несколько секунд ) из богатого р азнообразия видов элемент арных частиц исчезли почти все : одни путем аннигиляции (превращен ие в гамма-фотоны ), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны ) и на самы е легкие заряженные лептоны (электроны ). г ) Звездная эра. После “ Большого Взры ва ” наступила продолжительная эра вещества , эпоха преобладания частиц . Мы называем её звездной эрой . Она продолжается со времени завершения “ Бол ьшого Взрыва ” (приблизительно 300 000 лет ) до наших дней . По сравнению с периодо м “ Большого Взры ва ” её развитие представляет ся как будто слишком замедленным . Это прои сходит по причине низкой плотности и темп ературы . Таким образом , эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком , который окончился . О стались горящие искры , пепел и дым . Мы стоим на ост ывшем пепле , вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной . Взрыв суперновой или гиг антский взрыв галактики - ничтожные явления в сравнении с большим взрывом. «Итоги первых шагов Маленькой Вселенной» Академик Я.Б . Зельдович. Согласно гипотезе «горячей Вселен ной» расширение Метагалактики началось от сос тояния материи , характеризующегося чрезвычайно вы сокой плотностью и температурой , с «Большого Взрыва». В пользу этой гипотезы свидетельствует · реликтов ое излучение ; · закон Хаббл а , основанный на эффекте Доплера ; · характер ра спространения химических элементов во Вселенной . На ранних стадиях расширения Метагалактики в ходе ре акций , происходивших между «элементарными» частиц ами , образовались ядра атомов водорода и гелия . Более тяжелые химические элементы появили сь позже , как продукты ядерных реакций , пр оисходивших в недрах звезд. Эти элементы рассеивались в пространстве (например , в результате взрыва сверхновых ), и из них постепенно возникали новые тела : звезды и планеты. Будущее нашей Вселенной зависит от ее критичес кой плотности . То есть от ее фактического определения . А здесь главная проблема состоит в том , есть ли на самом деле огромные массы какого-либо скрытог о вещества Замедление расширения пропор ци онально плотности Вселенной. Возможна ситуация , когда при сегодняшней скорости расширения плотность вещества Вселенной достаточно мала и замедление мало . Тогда расширение будет протек ать неограниченно . Н о возможно , что плотность дост аточно велика , а знач ит велико замедление расширения . В результате расширени е прекратится и заменится сжатием . Заключение Хотя академик Я.Б . Зельдович не сомневался в правильности теории «Большого взрыва» , и в его пользу говорят , как это было уже у помянуто выше : рели ктовое излучение ; закон Хаббла , основанный на эффекте Доплера ; характер распространения хи мических элементов во Вселенной – автор данной работы всё же оставляет за собой право немного скептически относиться к дан ной теории. Во-первых , те ор ия не дает ответа на следующие вопросы : 1. Что заставил о вещество Вселенной расширяться ? 2. Что происход ило до начала расширения , до момента сингу лярнгости ? 3. Конечны ли пространство и масса ? Откуда они берутся. Во-вторых , несмотря на то , что теория «Большого Взрыва» основывается на ОТО , допускается разбегание некоторых частиц со скоростями , в несколько раз превышающими скорость света . Так же в теории указываютс я ограничения на возможную плотность вещества (не более 10 97 ), хотя с другой стороны выдви гается ги потеза о первоначальной точечности Вселенной , а следовательно и все-таки о бесконечной плотности (т.к . масса бесконечна ). В-третьих , по нашем у мнению , довольно абстрактно , альтернативно р ассматриваются такие вопросы , плотно примыкающие к теории «Б ольшого взрыва» , как г раницы и открытость Вселенной , евклидова и неевклидова Пространственно-временное искривление до ша ровой Вселенной. модель Вселенной. Наконец , не находя т веского фактического подтверждения (хотя по теоретическим выкладкам все получ ается хорошо и главное – «удобно» ) существова ние таких частиц как гипероны , мезоны. То есть все методы анализа полученных данных , исследования , выдвижения гипотез осущ ествляются при довольно высокой степени допущ ений . Такая степень не позволительна для г и потезы , хотя может быть и подходит для столь глобальной теории. Остается только верить ил надеяться , ч то космология когда-либо заполнит эти «белые дыры» , сделает свои выводы обоснованными и по возможности фактически подтвержденными. Кстати , о «белых дырах» . Вероятнее всего , именно их изучение позволит нам узнать ответы на многие вопросы , потому чт о существует гипотеза : именно белые дыры я вляются кусками первозданной сингулярности , перво зданного ядра расширения. В этот направлении , по-видимому , и стои т ждать новых открытий в данной обл асти , т.к . данный вопрос в целом является еще не полностью изученным и требует серьёзных исследований. Словарь специал ьных терминов. Адроны – общее название элемента рных частиц ( барионов, включая все резонансы и мезоны ), подвер женных сильному взаимодействию (это взаимодействи е ответственно за устойчивость атомных ядер ). Античастиц ы – электрические частицы , масса и спин которых точно равен массе и спину данной частицы , а электрический заряд , магнитный момент и другие подобные хар актеристики равны по величине и противоположны по знаку тем же характеристик ам частицы . Характерным свойством таких пар ( частица-античастица ) является их аннигиляция при столкновен ии и рождение их в процессах взаимодейств ия частиц высоких энергий. Аннигиля ция – превращение частиц и античестицц при их столкновении в другие частицы (н апример , протон + антипротон = n – мезонов ; электрон + позитрон = n Фотонов ). Барионы – «тяжёлые» элементарные частицы с массой ме ньше протона и спино м , равным Ѕ . К ним отн осят , например нуклоны (протоны и нейтроны ), а так же много других частиц / см . кварки /. Бозоны – большой класс элементарных частиц с целочи сленным спином (например , фотоны со спином 1). К этому классу принадлежат мезоны , промежуточн ые векторные бозоны и др . частицы. Векторные нуклоны – см . барионы. Гамма-излучение – излучение , возникающее при торможени и заряженных частиц большой энергии в вещ естве , аннигиляции пар и т.д. Глюоны – гипотетические элементарные частицы (спин равен 1, ма сса покоя 0), обеспечивающие взаимодейст вие между кварками . Лептоны – физически наиболее легкие элементарные частицы со спином Ѕ , не имеющие барионного заряда , но обладающие лептонным зарядом ; к лептонам относятся электрон , тяжелый ле птон , позитрон , нейтри но , мюон , несущий электрический заряд и их а нтичастицы. Мезоны – нестабильные элементарные частицы с массами , промежуточными между массами протона и эле ктрона (спин равен 0) / см . ква рки /. Мюон - нестаб ильные положительно и отрицательно заряженные элемента рные частицы со спином Ѕ и массой ок . 207 электронных масс и временем жизни ~ 10 -6 с ; относятс я к лептонам . Нейтрино – физически нестабильная нейтральная элементарная частица с массой , равной , по-видимому 0, и спином Ѕ . Относится к лептонам. Возникает при бета-распаде атомных ядер и при распаде элементарных частиц ; чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом. Нейтроны – физически - электрически нейтральный элемент частицы с массой , почти равной массе прото на и спином Ѕ ; входит в состав атомных ядер ; в с вободном состоянии нестабилен ; время жизни 16 минут / см . барионы /. Пионы - – мезоны – группа трех нестабильных элементарн ых частиц ( адронов ) с нулевым спином и массой около 270 электронных масс ; 2 пиона ( + и - )несут элементарный заряд , третий ( 0 ) электрически нейтрален ; являются п ереносчиками ядерных сил. Протон - стаб ильная элементарная частица со спином Ѕ и массой в 1836 электронных масс (~10 -24 г ), относящаяся к барионам ; ядро легкого изотопа атома водорода (про тия ). Вместе с нейтронами протоны образуют все атомные ядра. Электрон - ст абильная отрицательно заряженная элементарная ча стица со спином Ѕ , массой ок . 9· 10 -28 г и магнитным моментом , равным магнетону Бора ; относится к лептонам и участвует в электромагнитном , слабом и гр авитационном взаимодействиях . Электрон один из основных структурных элементов вещества ; электр онные оболочки атомов определяют оптические , электрические , магн итные и химические сво йства атомов и молекул , а также большинств о свойств твердых тел. Список л итературы 1. Клечек Й . и Якеш П . Вселенная и земля . - П рага : Артия / из д . на рус . яз /, 1986. 2. Кеса рев В. В . Эво ?люция вещества во вселенной . - М .: Атомиздат , 1989. 3. Леви тан Е. П . Эво ?люционирующая Вселе нная . – М .: Про ?свещение , 1993. 4. Нови ков И. Д . Эво ?люция Вселенной – 3- е изд ., переработанное . – М .: Наука , 1993. 5. www.rambler.ru/ 6. www1.rambler.ru/sites/217000/217217.html 7. www1.rambler.ru/sites/21792/189324.html
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Окончательную правду русскому человеку всегда сообщают матом.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, контрольная по астрономии, авиации, космонавтике "Большой Взрыв и эволюция Вселенной", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru