Реферат: Развитие Вселенной - текст реферата. 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

Реферат

Развитие Вселенной

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 42 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

3 Введение Если взглянуть в неб о ясной, звездной ночью, можно увидеть всего лишь часть Все ленн ой, м ы ни когда не сможем у видеть всю Вселенн ую : она бесконечна . Вселенн ая содержит все вещест во и энергию . Зе мля, Солнце, звез ды, галактики, планеты составляют только крошечн ую часть ее . Благодаря телескопам мы можем видеть миллиарды д ругих га лактик и гигантски х скоплени й галактик . Веками л юди задавали себе вопрос ы : откуда произ ошла Вселенн ая? к ак она развивалась? Существовало много различных теорий происхождения Вселенн ой, однако, они были отклонен ы. Важнейшими на правлениями разработки теории нестационарной Вселенной в XX веке явилось исследование физических процессов в начальные моменты Вселенной. Центральным оказа лся вопрос о сингулярности. Что происходило в начальные моменты Вселенн ой? что привело к расширению? Выдающимся достижением на этом пути было со здание теории горячей Вселенной и разработка принципов и понятий инфля ционной космологии. В наше время ученые считают, что началом Вселенной б ыл взрыв, который называют «Большим взрывом». Никто не знает, что именно в ызвало большой взрыв, что было до него; эти вопросы остаются предметом ум озрительных рассуждений, теория Большого взрыва ими не занимается. Теор ия Большого взрыва описывает события только с первой секунды Большого в зрыва до наших дней и пытается предсказать, что будет дальше. Инфляция физического вакуума Вблизи сингулярности решения релятивистских уравнений непр именимы, там должны проявляться квантовые свойства гравитации. Важной в ехой на пути разработки квантовой теории тяготения является создание и нфляционной космологии. Эта теория объясняет условия и причины Большог о взрыва. В ее основе – представление о существовании силы космического отталкивания невероятной величины, которая могла разорвать начальное состояние материи и вызвать ее расширение. Начальным состоянием Вселен ной является физический вакуум. Вселенная возникла из ф изического вакуума за счет фазового перехода первого рода. Физический в акуум – это низшее энергетическое состояние квантовых полей, для котор ого характерно отсутствие каких-либо реальных частиц. Он обладает нулев ым значением плотности энергии и давления, поэтому в нем происходят вирт уальные процессы (порождение и аннигиляция частиц). Вакуумное состояние может быть разнообразным, существует непрерывный спектр вакуумных сос тояний. Вакуум описывается скалярными полями, для которых характер ны квантовые флуктуации. Флуктуации - случайные отклонения физических величин от их средних знач ений; происходят у любых величин, зависящих от случайных факторов. В стат истической физике флуктуации вызываются тепловым движением частиц сис темы . Флуктуации характерны дл я любых случайных процессов. Физический вакуум – фор ма материи, характеризующаяся активностью возникновения и уничтожения виртуальных частиц и способностью находиться в одном из многих состоян ий с сильно различающимися энергиями и давлениями. Возбужденное состоя ние физического вакуума называют «ложным вакуумом», который способен с оздать гигантскую силу космического отталкивания. Эта сила и вызвала ра здувание «пузырей пространства» с запасами энергии. Данная фаза раздув ания названа инфляцией. Но фаза инфляции не может быть длительной. Отрицательный вакуум не устойчив и стремится к распаду. К огда распад завершился, отталкивание исчезло. Вселенная перешла во влас ть гравитационного притяжения. Благодаря полученному первоначальному импульсу, приобретенному в процессе инфляции, Вселенная продолжала рас ширяться, но скорость расширения замедлилась. В фазе инфляции Вселенная была пустой и холодной. По окончании фазы инфляции огромные запасы энерг ии, сосредоточенные в физическом вакууме высвободились в виде излучени я, которое мгновенно нагрело Вселенную до температуры 10 27 К и энергии 10 14 ГэВ. А это и есть Большой взрыв. Теория Большо го взрыв а Основные модели го рячей Вселенной были заложены в трудах Американского физика Д. Гамова Согласно теории Большого взрыва, в прошлом Вселенн ая была более плотной и гор ячей и о чень нерегулярной . Во время Большого взрыва выделилось огромное количество теплоты. Около 20 млрд. лет назад началось космолог ическое расширение. Нерегулярность и анизотропия постепенно исчезали. В течени е считанных минут после Большого взрыва протекали некоторые ядерные реакции. По существу весь гелий и водород во Вселенн ой син тезировал и с ь в то время. На протяжении около миллиона лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препя тствовало образованию атомов. Космическое вещество имело вид разогрет ой плазмы, состоящей из ионизированного водорода и гелия. По мере расширения Вселенн ая охлаждалась, примерно также, расширяясь, охлаждается гор ячий воздух. Через 1 миллион лет после Большого взрыва т емпература Вселенной понизилась до температуры плотности Солнца, тогд а и возникли первые атомы. Согласно одному сценар ию эволюции Вселенн ой, по мере того, как вещество во Вселенн о й остывало, оно конденсировалось в галактики. Галактики фрагментировал и на звезды и собирались вместе, образуя большие скопления, охватывающие огромные области пространства. В процессе рожде ния и умирания первых поколений звезд постепенно синтезировались тяже лые элементы, такие, как углерод, кремний и железо. Когда звезды превращал ись в красные гиганты, они выбрасывали наружу вещество, которое конденси ровалось в пылевых структурах. Из газово-пылевых облаков образовывалис ь новые звезды. Сталкиваясь, частицы пыли сливались одна с другой, собира лись в более крупные тела, которые увеличивались в размере под действием своего собственного притяжения. Так возникло многообразие космически х тел – от крошечных астероидов до гигантских планет, составляющих нашу Солнечную систему. Теория Большого взрыва показывает нам эволюцию Вселенн ой в целом, от первых мик росекунд ее возникновения до образования Земли и развития жизни. Свидетельства в пользу Бол ьшого взрыва Р асширение Вселенн ой было открыто 70 лет назад , однако, долгое время ученые не могли найти точные доказательс тва в пользу теории Большого взрыва. Теперь они у нас есть. Самое убедительное из них появилось в 1965 с открытием так называемого космическо го микроволнового фонового излучения. Космическое ми кроволновое излучение обладает почти идеальным тепловым спектром. Одн ако оно интенсивно лишь в миллиметровой области спектра. Длина волны в м аксимуме его интенсивности соответствует эффективной температуре все го 3 К выше абсолютного нуля. Это, в самом деле, очень «холодное излучение». Такая низкая температура согласуется с представлением о том, что наблюд аемое излучение – бледный остаток от чрезвычайно горячего первичного огненного шара, которым была ранняя Вселенн ая. Т ел ескопы в наше время достаточно мощны , чтобы изуч а ть далекие галактики. Поскольку свет отдаленных источников идет до нас миллионы лет, мы можем видеть только прошлое далеки х галактик. Таким образом, чем дальше от нас галактика, тем более раннюю эр у ее развития мы видим. Именно э ти события дают нам картину развития нашей Вселенн ой от Большо го взрыв а до наших дней. За последние 10 лет появилос ь много разных открытий, полученных при изучении космического фонового излучения спутник ами, а также вследствие наблюд ения за галактик ами и газ ом между галактиками не только в видимом свете, но и в других диапазонах вол н . Много данных было получено во время поиска рентгено вских лучей, поиск рентгеновских лучей помогает определить самые горячие объек ты во Вселенн ой, потому что тол ько они испускают рентген овские лучи . Самые отдаленные галактики, которые мы видим, расположены так далеко, что их свет шел до на с 90 процентов промежутка времени от Большого взры ва до наших дне й . Т аким образом , в наш и оптически е телескоп ы мы можем видеть время , когда Вселенн ая была одной десятой ее су ществую щего возраста . Фактически это время, когда галактики только сформировались . Однако мы полагаем, что первым галактикам потребовался милли ард лет, чтобы сформироватьс я. Конечно , у нас есть и другие свидетельства прото галактической эры космического раз вития: распределение по небу и спектр космического фонового излучения, пропорции атомов вод орода, гелия и дейтерия во Всел енн ой. В течение первых нескольких минут космиче ской ис тории были ядерные реак ции , которые преобра зовали около 23 - 24 процент ов вещества в гелий и образовали тяжел ый водоро д - дейтерий. В настоящий момент Вселенн ая, по-видимому, состоит , грубо говоря, из 90% водорода, 9% гелия и 1% более сложных атомов. Изобилие атомов водорода и гел ия является доказательством теории Большого взрыва. Расширение Вселенн ой - свидетельство в пользу теории большого взрыва. В 1929 а мериканский ученый Эдвин Хаббл и зучил свет далеких галактики и нашел, что галактики отдаляются друг от друга во всех направлениях . Ученые проследили пути отдаления галактик от их первоначального расположения . Оказалось , что все галактики, должно б ыть, в прошлом были сосредоточены в одном и том же мест е . Сосредоточение всего вещества в одной маленьк ой област и, которая должна была бы быть очень плотным огненным шаром – могло вызвать больш ой взрыв. В 1990-е годы косми ческому кораблю COBE ( the Cosmic Background Explorer ) удалось зарегистрироват ь лучи света, которые , возможно, начали свой путь в прос транстве Вселенн ой , когда она была намного меньше , горячее и плотнее. Все это доказывает верность теории Большого взрыва, о днако, в космологии осталось немало вопросов, на которые нет ответа. Вселенн ую продолжают изучать, внося, та ким образом, небольшие изменения и дополнения в тео ри ю Большого взрыва. Было открыто существование темного вещества и темной энергии, заставляющей Вселенн ую ра сширяться, а не замедляться, причем скорость расширения постоянно увели чивается, была также открыта сама скорость расширения Вселенн ой, равная 71 км/с в миллион парсек. Первая миллисекунда Если проследить эволюцию Вселенн ой по времени в прошлое, то она становится все более пл отной и горячей. Область пространства, которую может видеть наблюдатель , оказывается все меньше и меньше. Наблюдаемая Вселенн ая ограничена расстоянием, которое свет может про йти за время, прошедшее с момента Большого взрыва; в реальности Вселенн ая намного больше. Самые далекие галактики, которые мы можем видеть, удаляются от нас со скоростью более 1/3 от скорости света и расположены на расстоянии свыше 5 млрд. световых лет. Сегодня наблюдаемая Вселенн ая охватывает около 10 млрд. галакти к. Если проследить историю Вселенн ой в прошлое, когда ее возраст был около 10 лет, то мы постепенно пришли бы к тому моменту, когда наблюдаемая Вселенн ая ограничивалась бы веществом, содержащимся в од ной-единственной галактике. Все атомы наблюдаемой Вс еленн ой в ту эпоху составили бы по массе не более, чем массу одной галактики , и бы ли бы сконцентрированы внутри области протяженностью порядка 10 световы х лет. Если заглянуть в еще более далекое прошлое, когда минуло лишь неско лько секунд после Большого взрыва, то наблюдаемая Все ленн ая содержала бы вещества столько же, сколько его содержится в Солнце. Конечно, все вещество, которое мы сейчас видим во Вселенн ой, существовало бы и тогда – п росто ни один наблюдатель не мог бы увидеть все это вещество одновременн о. Однако можно представить себе множество гипотетических наблюдателе й, которые прослеживают в прошлое историю различных областей. Эти наблюд атели могли бы подойти еще ближе к моменту Большого взрыва и зафиксирова ть те моменты времени, когда в наблюдаемой Вселенн ой содержалось бы одно атомное ядро. Возраст Вселенн ой в этот момент составлял ничтожную д олю секунды (около 10 - 23 с); размер наб людаемой тогда Вселенн ой равнялся размеру атомного ядра, или около 10 - 13 см. Самый далекий моме нт в прошлом соответствует времени, еще более близкому к Большому взрыву . В этот момент плотности были столь большие, что гравитационные приливн ые силы были способны разорвать вакуум. В более поздние эпохи в результа те действия ядерных сил происходило рождение пар элементарных частиц. Е сли гравитационные силы были достаточно велики, то оказалось бы возможн ым рождение пар частиц из вакуума. Другими словами, в момент сингулярнос ти пространство-время по существу было разрушено действием гравитацио нных сил. Чтобы судить о самом раннем моменте, доступном нашему исследованию, мы должны воспользоваться квантовой механикой. Согласно отношению неопределенностей Гейзенберга, невозможно точно определить положение какой либо элементарной частицы. Атомные ядра и электроны тер яют свою индивидуальность и приобретают волновые свойства на масштабе, называемом комптоновской длиной волны. Мы не можем ра ссматривать элементарные частицы в какой-то точке пространства, а говор им лишь о какой-то конкретной области, при этом отдельные частицы неразл ичимы. Размер этой области неопределенности равен длине волны, соответс твующей данной частице. Если обратиться к эпохе настолько ранней , что вся наблюдаемая Вселенн ая была сосредоточена в пределах одной длины волны частицы, то в э тот момент (который называют планковским), отстоящий от сингулярности вс его лишь на 10 - 43 с, все вещество, набл юдаемое сегодня во Вселенн ой и охв атывающее миллионы галактик, было сжато в сферу, радиусом в 0,001 см, т. е. до ра змера острия иголки. В этот момент наблюдаемая Вселен н ая была намного меньше, чем даже атомное ядро, - она име ла всего лишь 10 - 33 см в диаметре. Если все атомы существующих в настоящее время звезд и галактик однородно распределить по пространству, то в каждом кубическо м метре пространства оказались бы приблизительно один атом водорода и п римерно в 10 раз меньше гелия. Все более тяжелые атомы, взятые вместе, соста вили бы не более 1% от числа атомов гелия. В ранней Вселен н ой плотность вещества была намного больше. Через сек унду после взрыва плотность упала до 10 кг/см 3 . Обычные горные породы имеют плотность порядка нескольких г рамм на 1 см 3 . В пл анковский момент плотность достигала 10 90 кг/см 3 . Физические условия тогда были столь экстремальными, что кажется вполне уместным считать, чт о планковский момент – это момент «рождения» Вселен н ой. Большой взрыв был чрезвычайно горячим, но вопрос о том , насколько высока была тогда температура, пока остается предметом споро в. Неопределенность в этом вопросе показывает, как скудны наши познания в физике экстремальных условий в ранней Вселенн ой. Однако мы можем теоретически оценить верхний предел т емпературы Большого взрыва. Чтобы понять природу предельной температуры, необходимо обратиться к ф изике элементарных частиц. Большинство этих частиц относиться к так наз ываемым адронам (тяжелым элементарным частицам) : мезоны, нейтроны и другие, более тяжелые, но короткоживущи е частицы. Элементарные частицы характеризуются не массой, которая може т изменяться, а полной массой покоя. Ей соответствует энергия покоя, кото рая полностью высвобождается только при аннигиляции частицы. Аннигиляция частицы – это процесс взаимодействия ча стицы и античастицы Аннигиляция одного протона и антипротона дает 1 млрд . эВ энергии, которой едва ли достаточно, чтобы фонарик вспыхнул на одну ми ллиардную долю секунды. Пока мы рассматриваем небольшое число протонов и антипротонов, э т о небольшая энерг ия. Процесс аннигиляции – это самый эффективный источник энергии. В рез ультате этого превращения вещество исчезает полностью. В центре Солнца температура соответствует энергии около 1000 эВ на атом. Эн ергия типичных химических связей м ежду атомами сост авляет около 1 эВ, а для разрушения и ли соединения ядер, удерживаемых ядерными силами, требуются энергии в ми ллионы электрон-вольт. В ядерных взрывах высвобождается приблизительн о в миллион раз больше энергии, чем в химических реакциях . При полной ядерной аннигиляции на 1 г вещества высвобождается эн ергия, более чем в 100 раз превышающая энергию ядерного взрыва. В ранней Вселенн ой существовал естественный барьер, который помешал температуре превы сить предельное значен ие, составляющее около 160 млн. эВ. Кроме аннигиляции частиц может происходить и рожде ние частицы в интенсивном поле излучения. Возникающие в результате част ицы, мезоны, обычно существуют лишь короткие мгновения в глубинах атомны х ядер: благодаря этим частицам нуклоны удерживаются вместе. Однако в ра нней Вселенн ой, когда плотность вещества превосходила плотность я дер, могли возникнуть новые со стояния частиц. На возникновение новых состояний частиц затрачивается так м ного энергии, что это препятствует повышению температуры выше критичес кого значения, соответствующего 160 млн. эВ. В теории элементарных частиц рассм атривается конечное число элементарных частиц. По мере приближения к са мым ранним моментам новые типы элементарных частиц быстро исчерпывают ся, поэтому температура непрерывно растет в прошлое вплоть до планковск ого момента, когда она достигает огромной величины – 10 31 К. Даже при работе с гигантскими ускорителя ми такие условия недостижимы. Ранняя Вселенн ая была однородно запол нена излучением и нейтрино, в ней также содержалось ср авнительно небольшое число электронов , протонов и не йтронов. В ходе расширения излучение остывало, становясь тем реликтовым фоновым излучением, которое измерено радиоастрономами. Сегодня темпер атура этого излучения составляет 3К, что эквивалентно энергии менее 0,001 эВ на атом. Температура росла пропорционально плотности энергии в степени ј. Когда температура повышает 1 млн. эВ, рождаются пары частиц, электронов и позитронов, из поля излучения. Есл и электронная пара полностью аннигилирует, то высвобождается энергия о коло 1 МэВ. К вантовая механика рассматривает излучение как обладающее волновой при родой и как состоящее из фотонов, частиц, масса которых равна нулю. Фотоны высокой энергии, возникающие при аннигиляции электрон-позитронной пар ы, называются гамма-лучами. Они обладают огромной проникающей способнос тью. Каждый такой фотон гамма-излучения обладает энергией 0,5 МэВ. Гамма-лу чи могут быть и намного более энергичными (при аннигиляции протона с ант ипротоном энергия возникающих гамма-фотонов со ставляет около 1 ГэВ ) . Процессы рождения и аннигиляции можно записать след ующей реакцией: частица + античастица гамма-излучени е. В ранние моменты жизни Вселенн ой, при равных температурах выше 1 МэВ, число электронов, позитронов и фотонов было примерно одинаково. Однако по прошествии нескольких секунд температура упала на столько, что фотоны уже не обладали энергией, достаточной для рождения н овых пар частица-античастица. В этот момент аннигиляция электрон - позитронных пар н е могла полностью компенсироваться рождением частиц и античастиц. Полн ой аннигиляции не происходило, потому что имелся небольшой избыток част иц над античастицами. Выжили лишь немногие частицы. Ес ли бы во Вселенн ой присутствовало р а вное количество вещества и анти ве щества, то сейчас она была бы почти полностью лишена вещества. В моменты более ранние, чем секунда, температура была н астолько высока, что могли рождаться более массивные частицы: мезоны и а нтимезоны, протоны и антипротоны. Все эти частицы могли аннигилировать с о своими античастицами. Они могли также рождаться интенсивным полем изл учения. В результате все типы элементарных частиц распространились в то время почти одинаково и по своему обилию уступали фотонам. Но могло ли сильное гравитационное поле само приводить к рождению вещес тва и излучения из вакуума? Очень ранняя Вселенн ая, возможно, была пуста. Если Вселенн ая остается изотропной, то рождение частиц должно было быть слабым. Однако рождение частиц могло происходить, если начальное р асширение было хаотическим или анизотропным (т. е . в любой заданной точке Вселенн ая расширялась в разных направлениях с раз личными скоростями). Огромные гравитационные силы, возникшие вследстви е Большого взрыва, разрушили непрерывность пространства-времени в проц ессе рождения частиц. Сильное приливное гравитационное поле в состояни и разрывать пары частиц и античастиц, позволяя этим частицам появиться в реальном мире. Процесс рождения пар частиц оказывал стабилизирующе е действие. Начальная анизотропия быстро сглаживалась, Вселенн ая становилась изотропной и заполнял ась излучением. Пары частиц аннигилируют , возникающий при этом поток излучения распространяется во всех н аправлениях, приводя, таким образом, к ослаблению анизотропии. Эти процессы предшествовали времени, которое охватывается моделью Большог о взрыва Ранняя Вселенн ая, если она была достаточно хаотическ ой, содержала большое число гравитонов, квантов гравитационного поля, которые создавались быстро меняющимися гравитацио нными полями. Гравитоны приобретают характерное распределение по энер гиям. По мере падения плотности вещества гравитоны выходят из равновеси я и перестают взаимодействовать с веществом. После этого гравитоны испы тывают свободное расширение, сопровождающееся уменьшением их энергии. Согласно альтернативной точке зрения теории составных частиц, темпера тура и плотность энергии не достигали теплового равновесия с веществом, поэтому никакого коротковолнового космологического гравитационного фона не могло возникнуть. К сожалению, энергия космологических гравитон ов очень мала, чтобы ее обнаружить. Термоядерные реакции Спустя несколько миллисекунд после Большого взрыва пары адр онов практически полностью проаннигилировали. Завершилась адронная эр а, когда доминировали сильные взаимодействия. Далее в игру вступили слаб ые взаимодействия, в результате которых происходил радиоактивный расп ад свободных нейтронов, оставшихся после адронной эры, на электроны и пр отоны. Небольшое количество нейтронов осталось от предшествующей эры, п отому что не хватило соответствующих античастиц, с которыми они могли бы проаннигилировать. Слабые взаимодействия охватывают также нейтрино а нтинейтрино. После окончания адронной эры наступила лептонная эра (эра л егких части ц ). В лептонную эру Вселенн ая состоит из фотонов, нейтрино и антинейтрино, в течени е короткого периода в самом начале эры присутствовали также электрон-позитронные п ары. Самым важным является то, что за счет слабых взаимодействий происходит р еакция слияния протона и электрона, в результате чего образуется нейтрон и антинейтрино. Когда возраст Все ленн ой достигает 1с, ситуация резко меняется и условия перестают быть благоприятными для этой реакции. Температура падает ниж е 10 млрд. К (1 млн. эВ) и электрон-позитронные пары аннигилируют. Реакции, в ход е которых происходит рождение нейтронов, прекращаются, но еще остается з начительное число нейтронов. Свободный нейтрон – нестабильная частиц а и спонтанно распадается за 15 минут. Нейтроны также играют важную роль в ядерных реакциях синтеза. Соединение нейтронов с ядрами приводит к обра зованию более массивных и стабильных ядер. Благодаря большим ядерным си лам, которые связывают нейтроны с протонами, масса нового ядра оказывает ся немного меньше, чем масса составляющих его частей. Энергия связи, удер живающая ядро как целое, проявляется в дефекте массы. Эта огромная энерг ия высвобождается при синтезе ядер. Происходит термоядерный синтез. Ранняя Вселенн а я во многом была похожа на водородную бомбу, хотя Вселе нн ая не нуждалась в атомном «спусковом крючке», котор ый обеспечивает высокую температуру, необходимую для протекания реакц ии синтеза. Сначала нейтроны оставались свободными, их энергия была слиш ком велика, чтобы они могли вступить в реакцию. Через минуту, когда темпер атура упала до 1 млрд. К, начинаются реакции синтеза. Соединяясь с одним нейтроном, протон образовыва л бы ядро тяжелого водорода , или д ейтерия (1 протон + 1 нейтрон), который легко поглощает нейтроны. Водород-2 (дейтерий), присоединив еще один нейтрон, образовал бы водород-3, или трит ий (1протон + 2 нейтрона). Однако тритий неустойчив. Один из нейтронов его ядр а испускает электрон и становится протоном, а все ядро становится ядром гелия-3 (2 протона + 1 нейтрон). Ядро гелия-3 захватывает нейтрон и становится о бычным гелием-4 (2 протона + 2 нейтрона). Этот процесс продолжается, и постепе нно, путем присоединения одного нейтрона за другим, возникают все элемен ты. Почти все нейтроны оказываются связанными в ядрах гелия. Поскольку каждое ядро гелия содержит два нейтр она и два протона, в результате на каждые десять ядер водорода приходитс я одно ядро гелия. Большой взрыв создал гелий. Дейтерий – малораспространенный изотоп. Обнаружено , что на 30000 атомов водорода приходится примерно 1 атом дейтерия. Однако в от личи е от всех других атомов дейтери й не может создаваться в звездах. При высоких температурах , существующих в центрах звезд, непрочный дейтерий должен был бы п олностью разрушаться. Значит весь дейтерий, который мы сегодня наблюдае м в галактике, вероятно, синтезировался в первые минуты Большого взрыва. Появление первичного огненног о шара Через несколько минут после Большого взрыва ядерный фейерве рк прекратился. В следующие треть миллиона лет расширение Вселенн ой происходило без особых происшеств ий. Это период радиационной эры, во время которого появился первичный ог ненный шар. Когда произошла аннигиляция электрон-позитронных па р – возраст Вселенн ой был тогда ок оло 1 секунды, - излучение стало доминирующей частью Вс еленн ой. Сначала в изобилии просуществовало гамма-из лучение. Фотоны этого излучения, обладающие огромной проникающей спосо бностью, в обычных условиях возникают при ядерных взрывах и при радиоакт ивном распада нестабильных ядер. Присутствовали также нейтрино и антин ейтрино – элементарные частицы, имеющие нулевую массу покоя (в других источниках - почти нулевую, равную 5• 10 - 32 г), но чрезвычайно слабо взаимодействует с веществом, поэтому их очень трудно обнаружить. Хотя на каждый атом во Вселенн ой приходится 100 млн. нейтрино, энергия нейтрино, оставшихс я после Большого взрыва, падала по мере расширения Все ленн ой. Сегодня их энергия составляет всего лишь 0,001 эВ, что должно быть более, чем в миллиард раз меньше энергии солнечных нейтр ино. По мере расширения Вселенн ой фоновое излучение прошло через весь спектр, переходя из га мма-излучения в рентгеновское, затем в ультрафиолетовое, оптическое, инф ракрасное, и энергия фонов упала до величины, соответствующей диапазону радиоволн. В любой заданный момент времени эффективная температура фон ового излучения имела определенное значение, и спектр излучения всей Вселенн ой однозначно определялся э той температурой. Излучение и вещество были неразрывно связаны, поэтом у единственной характеристикой излучения, имеющей смысл, является темп ература. Расп ределение излучения по длинам волн или ч астотам, т. е. его спектр, имеет максимум на некоторой определенной частот е, которая определяет цвет излучения. Цвет зависит только то температуры или от средней энергии атомов, которые эффективно воздействуют с излуче нием. Такое излучение всегда возникает при тепловом равновесии, когда пр оисходит полный обмен энергией между излучением и его окружением. Ранняя Вселенн ая бы ла той уникальной средой, где высокая температура и высокая плотность га рантировали тепловое равновесие. Число фотонов этого излучения должно изменяться обратно пропорционально кубу их средней волны, т. е. пропорци онально кубу характерной температуры излучения. По мере расширения Вселенн ой длина волны излучения пропо рционально увеличивается. Это явление есть не что иное, как доплеровское смещение. Таким образом, фотоны теряют энергию, с расширением Вселенн ой увеличивается средняя длина волны излучения, а его температура падает. Уравнение плотности вещества с плотностью излучения может нам многое сказать об условиях в ранней Вселенн ой. Излучение – это форма энергии и массы, и мы можем вы разить энергию через массу, поделив энергию на квадрат скорости света – в соответствии с уравнением Эйнштейна E=mc 2 . В настоящее время температура излучения равна всего лишь 3К, а пл отность излучения мала по сравнению с плотностью атомов. Плотность излу чения составляет приблизительно 0,0001 полной плотности массы, которую мы м ожем наблюдать в виде галактик и звезд. Однако чем раньше эпоха развития Вселенн ой, тем большую роль в ней игр ала плотность излучения. Отношение плотности вещества пропорционально температуре излучения, поэтому, когда температура была примерно в 10000 раз выше, чем сегодня, плотность излучения равнялась плотности вещества. В е ще более ранние эпохи плотность излучения намного превосходила плотно сть вещества . Гравитация в ранней Вселенн ой в основном определялась плотностью излучения во Вселенн ой. В первую секунду существования Вселенн ой, когда температура была так высока, что происходило рождение к оличества пар частица-античастица, массы лептонов были примерно равны э квивалентной энергии фотонов. В первую секунду расширения количества э лектронов, позитронов и фотонов были более или менее равны. Хотя плотность энергии растет быстрее, чем плотность вещества, число фотонов, как и число частиц, зависит только от размера соп утствующего объема, зафиксированного после окончания аннигиляции пар. Под числом частиц мы понимаем разность между числом частиц и числом анти частиц. Хотя происходит рождение (и уничтожение) пар частица-античастица , полное число частиц изменяется только при изменении объема. Отношение числа фотонов к числу атомов остается неизменным, если проследить за эво люцией Вселенн ой в прошлое вплоть д о эпохи рождения пар. В процессе рождения и аннигиляции пар возникают (и у ничтожаются) фотоны. В настоящее время на каждый атом во Вселенн ой приходятся примерно 100 млн. фотонов т еплового излучения. Мы знаем это из прямых изменений сегодняшней темпер атуры и средней плотности атомов во Вселенн ой. В наиболее ранние моменты расширения количества пар частиц и фотонов были сравнимы, т. е. Вселенн ая содержала почти равные количества вещества и антивещества. Из быток вещества над антивеществом составлял тогда всего лишь 10 - 8 . Этим ничтожным избытком и определяется результирующее отношение числа фотонов к числу частиц. Спустя миллисек унду после начала расширения происходила аннигиляция протонов и антип ротонов, а аннигиляция электрон-позитронных пар началась примерно чере з секунду. Оставшиеся частицы обязаны своим существованием этой ничтож но малой асимметрии Большого взрыва. То, что осталось после процесса анн игиляции приобрело вид 100 млн. фотонов теплового излучения на каждое сохр анившееся атомное ядро. Кроме фонового излучения, от первой секунды могла оставаться еще одна фо рма энергии. Однако ее очень трудно обнаружить. Это нейтринный фон, котор ый остался после самых первых секунд. Плотность энергии нейтринного фон а должна быть того же порядка (но чуть меньше), что и у теплового излучения, и мы ожжем охарактеризовать ее, введя понятие эффективной нейтринной те мпературы, которая сегодня должна составлять около 2К. Как в случае фотон ов, эти неуловимые нейтрино должны быть либо бледной тенью тех частиц вы сокой энергии, которые играют определенную роль в эволюции ранней Вселенн ой. Если бы м ы смогли обнаружить эти космические нейтрино малых энергий, то, возможно , мы получили бы подтверждения наших представлений о радиационной эре, о которой мы узнали благодаря тепловому фоновому излучению. В первую миллисекунду после Большого взрыва существ овало много частиц и античастиц, которые аннигилировали , создавая излучение, и сами рождались излучением. Поскольку в ход е этих реакций частицы и фотоны одновременно уничтожались и возникали м ежду веществом и излучением поддерживался баланс – существовало тепл овое равновесие между веществом и излучением. Когда протоны и антипрото ны находились в тепловом равновесии, температура должна была превышать 10000 млрд. К. Когда же при тепловом равновесии оставались одни только позитр оны и электроны, температура упала до 10 млрд. К. По мере расширения Вселенн ой излучение «остывало» и фотоны з аполняли все больший объем, при этом их длина волны увеличивалась. Когда температура упала ниже 10 млрд. К , электрон-позитронные пары почти полностью исчезли. Оста лось излучение, первоначально имевшее характерную температуру, соотве тствующую массе покоя электрона (около 5 млрд. К). Это излучение носило чис то тепловой характер, поскольку все фотоны возникли тогда, когда веществ о м излучение находились в равновесии. После того, как проаннигилировали электрон-позитронн ые пары, равновесие поддерживается все с большим трудом, но, кроме охлажд ения, обусловленного расширением, на спектре излучения мало что могло ск азаться. Остаточная плотность вещества и излучения были достаточно вел ики, так что атомы и фотоны оставались тесно связанными друг с другом. Эта связь поддерживалась за счет частных столкновений фотонов и электроно в, которые приводили к рассеянию фотонов. Фотоны не могли распространять ся свободно и оставались связанными с электронами. Энергия свободно рас пределялась между фотонами и частицами, и этот процесс рассеяния был нас только эффективен, что частицы вещества оставались при температуре, соо тветствующей равновесному тепловому излучению. Представим фотон, падающий на электрон, в виде импульс а электрического поля. Испытав резкий толчок со стороны электрического поля, свободный электрон мгновенно ускоряется и приобретает импульс. В с вою очередь импульс фотона уменьшается. Хотя энергия фотона при этом сущ ественно не изменилась, импульс его действительно меняется. Это приводи т к изменению направления распространения волны, т. е. к рассеянию излуче ния. В среднем связанные электроны (электроны, движущиеся по орбитам вок руг ядер) довольно слабо рассеивают падающие на них фотоны, потому что в п ервую очередь электроны подвержены действию атомных сил связи, которые удерживают их на орбите. По мере расширения Вселенн ой харак терная температура теплового излучения постепенно падает, но характер излучения при этом не изменяется. Это было бы возможным лишь в случае пог лощения фотонов или рождения новых. Когда температура излучения упала н иже 10 млрд. К (на этой стадии возраст Вселенн ой достигал 6 месяцев), плотность вещества понизилась настолько, что никаких существенных процессо в поглощения или испускания происходить не могло. Число фотонов теплово го излучения превышало число протонов и электронов, поэтому маловероят но, чтобы впоследствии мог возникнуть какой-либо источник излучения, спо собный заметно исказить спектр равновесного излучения. Характер спект ра излучения поддерживался неизменным, по мере расширения Вселенн ой лишь сдвигался в сторону более низк ой характерной температуры. По мере расширения роль излучения постепенно уменьша ется. По-прежнему остается около 100 млн. фотонов на 1 протон и это соотношени е сохранилось до сегодняшнего дня. Однако с уменьшени ем температуры фотоны постепенно теряли энергию, тогда как масса покоя п ротонов оставалась без изменения. Вклад протонов в плотность Вселенн ой все время возрастал. Плотность м ассы начинает доминировать над плотностью энергии излучения примерно через 100000 лет после начала расширения. В течение радиационной эры по мере расширения Вселенн ой плотность протонов и электронов уменьшалась, и излучение рассеивалось на них все в меньшей степени. Когд а температура упала ниже 4000К, электроны и протоны объединились в атомы во дорода. Этот период в космологии называется эпохой отделения вещества о т излучения. Он знаменует важный этап в эволюции Вселе нн ой. Излучение распространяется независимо от вещес тва – оно не взаимодействует с веществом. Для этого не обходимо, чтобы вещество находилось в виде атомов. В более ранние эпохи а томы не могли образоваться, т. к. температура была слишком велика и любые о бразовавшиеся атомы мгновенно «распадались» на протоны и электроны по д воздействием наиболее высокоэнергетических фотонов теплового излуч ения. Однако по мере падения температуры число «горячих» фотонов быстро уменьшалось и даже самые «горячие» из них не в состоянии были ионизирова ть атомы водорода. Образование атомов водорода (рекомбинация) происходи ло очень быстро. Оно началось, когда возраст Вселенн ой был 300 тыс. лет и почти полностью завершился, когда Вселенн ой было около 1 млн. лет. Проце сс рекомбинации протекал настолько эффективно, что примерно на каждые 100 тыс. атомов осталось лишь по одному свободному протону и электрону. Важнейшим последствием прекращения взаимодействия между излучением и веществом явилось то, что, поскольку протоны оказалис ь связанными, Вселенн ая стала полностью прозрачной – «туман», который был в прошлые э похи, рассеялся. С того момента фотоны теплового излучения, продолжая «о стывать» (терять энергию), начали двигаться прямолинейно, не испытывая р ассеяния. В пространстве уже не было достаточного количества свободных электронов, чтобы вызвать заметное рассеивание фотонов. Температура из лучения протонов продолжала падать с расширением Все ленн ой. К настоящему времени она понизилась до 3 К. Мы зн аем это вполне определенно, потому что радиоастрономы измерили как спек тр, так и температуру фонового излучения. Поскольку температуру упала от 3000 К до 3 К, можно сделать вывод, что с той эпохи, когда произошло отделение в ещества от излучения, длина волны типичного фотона увеличилась, а сама Вселенн ая испытала расширение приб лизительно в 1000 раз. После эпохи отделения вещества от излучения вещество остывает довольно быстро по сравнению с излучением. «Остывание» атомов водорода происходит вследствие того, что в своем хаотическом движе нии атомы не успевают за темпом общего расширения, в результате чего они удаляются друг от друга. Скорости хаотических движен ий атомов уменьшаются с ростом расстояния между атомами. Хаотические движения атомов проявляются в том, что мы называем температурой. При расширении обычного газа темп уменьшения те мпературы в два раза превышает темп расширения. Температура равновесно го излучения уменьшается лишь линейно в зависимости от скорости рассто яния. Это различие вытекает из положений специальной теории относитель ности: когда скорость частиц приближается к скорости света, их становитс я труднее сжимать. При этом они приобретают меньше энергии, чем медленны е частицы. Расширение приводит к тому, что энергия релятивистских частиц (т. е. движущихся со скоростью света) - фотонов уменьшается менее существе нно, чем энергия нерелятивистских частиц. Следовательно, фотоны теряют в ходе расширения меньше энергии, чем медленно движущиеся частицы. Можно ожидать, что к современной эпохе оставшееся во Вселенн ой вещество с охранило очень малую долю прежней тепловой эн ергии и является очень холодным, его эквивалентная температ ура не превышает всего лишь долей градуса Кельвина. В действительности же температура не столь низка, поскольку в игру вступа ют другие источники энергии и тепла, связанные с образованием галактик и их активностью в прошлом. Излучение углового распределения фонового излучени я на небе дает непосредственную информацию о распределении вещества в м омент, когда возраст Вселенн ой был менее миллиона лет, и когда излучение в последний раз испытывало рассеян ие. В то время расстояние между двумя любыми далекими галактиками состав ляло лишь 0,001 от сегодняшней величины. Длина волны излучения возросла в 1000 р аз по сравнению с эпохой отделения излучения от вещества. Увеличение дли ны волны в оптической части спектра эквивалентно покраснению света. У величение длин волн линий в сп ектре источника излучения (смещение линий в сторону красной части спект ра) по сравнению с линиями эталонных спектров называю т красным смещением. Красное смещение возникает, когда расстояние между источником излучения и его приемником (наблюдат елем) увеличивается или когда источник находится в сильном гравитацион ном поле (гравитационное красное смещение). Отделение излучения от вещества должно происходить при вели чине красного смещения около 1000, потому что именно во столько раз к сегодн яшней эпохе увеличилась длина волны излучения, испытавшего последнее р ассеяние в эпоху отделения излучения от вещества . Красное смещение широко используют в качестве метки событий, происходящих в ранней Вселенн ой. Оно также является мерой расстояния. Чем больше красное смеще ние, тем более удален объект и труднее его обнаружить. Фоновое излучение – та компонента Вселенн ой, которую мы можем наблюдать при красных смещениях, намного превосходящих те крас ные смещения, которые доступны всем остальным наблюдателям. Исследование космического фонового излучения показало, что излучение абсолютно однородно. Никаких нерегулярностей или неоднородностей не б ыло обнаружено вплоть до верхнего предела точности, который равен 0,001. Фон овое излучение позволяет нам заглянуть в прошлое Большого взрыва дальш е, чем любой другой объект во Вселенн ой. Происхождение галактик Самой впечатляющей особенностью Вселенн ой должна быть ее структура. Первоначально во Вселенн ой царил всеобъемлющий хаос и расширение было в высшей степени анизот ропным и неоднородным. Вселенн ая могла расширяться в одних направлениях значительно бы стрее, чем в других. Она могла даже расширяться в одном направлении, однов ременно сжимаясь в другом. После отделения излучения от вещества сохранившиеся неоднородности начали расти. Область повыше нной плотности создает небольшое гравитационное притяжение, действующ ее на окружающее вещество. Близлежащее вещество стремится упасть в эту о бласть, но «падение» происходит очень медленно. В результате вещество во круг флуктуации в своем расширении несколько отстает от расширения ост альной Вселенн ой. По мере того, как в се больше вещества падает по направлению к флуктуации, это отставание по степенно возрастает . Флуктуация в свою очередь станов ится больше и создаваемое ею гравитационное поле непрерывно увеличива ется. В конце концов гравитационное самопритяжение вещества домстигае т такой величины, что расширение неоднородности прекращается, она дости гает максимальных размеров, после чего расширение сменяется сжатием. Газовые облака бывают очень массивны (протогалактиче ские газовые облака), но в основном имеют довольно малую массу, сравнимую с массой шарового скопления. После сжатия протогалактического облако н е могло оставаться однородным и сферически симметричным, т. к. гравитаци я должна превалировать над силами давления. Поэтому скорость, с которой сжималось вещество, намного превышала скорость распространения звуков ой волны (волны давления ). Сжатие происходило в сверхз вуковом режиме. Однако сверхзвуковые газовые потоки неизбежно продолж ают турбулентность, при этом малые неоднородности должны быстро нараст ать. С увеличением малых неоднородностей процесс сжатия становится все более хаотическим. Турбулентный газовый поток – это яркий пример хаоти ческого движения. Турбулентный газовый поток состоит из множества мимо летных вихрей всевозможных масштабов, которые, в конце концов, распадают ся, выделяя тепло. Толчком к этому служит гравитационное сжатие большого облака, и энергия, выделяемая при сжатии, распределяется между вихрями. В язкость – процесс, аналогичный трению в твердых телах; она возникает пр и скольжении вихрей друг по другу. При стремительном сжатии образовывал ся блиннообразный сгусток газа. В различных участках газового облака мо гло возникнуть много таких короткоживущих «блинов». Далее плотность «б линов» возрастала, они нагревались и распадались на более мелкие частиц ы. Этот процесс газовой фрагментации носил, скорее всего, случайный хара ктер, но создавал специфические условия для образования галактик. Процесс фрагментации массивного газового облака при водит к образованию фрагментов с размерами галактик. Деление фрагменто в могло продолжаться, она могли сталкиваться друг с другом и разрушаться в процессе сжатия облака. Турбулентность такого сорта могла включать в себя лишь короткоживущие структуры. Выживание фрагмента зависит от его способности излучать энергию, заключенную в неупорядоченном движении атомов. Излучение энергии заставляет фрагмент сжиматься и становиться менее рыхлой, более крепко связанной структурой, заключенной в движении атомов, определяет температуру газа. Газовое облако охлаждается, теряя часть кинетической энергии входящих в него атомов. Отдельные атомы сталкиваются друг с дру гом, и связанные в атомах электроны приобретают энергию, переходя в возб ужденное состояние. Почти мгновенно электрон из возбужденного состоян ия переходит на самую низкую из возможных для него орбит. При этом испуск ается фотон излучения. Конечным результатом столкновений атомов является превращение их кинетической энергии в излучени е. В обычных условиях излучение свободно уходит из газового облака, поэтом у в результате столкновений между атомами происходит охлаждение газов ого облака. Чем больше атомов в облаке, тем больше столкновений и тем боль ше испускается излучения. При больших плотностях газовое облако охлажд ается быстрее. Если газовое облако охлаждается, то оно также и сжимае тся, при этом становится в меньшей степени подвержено разрушению при сто лкновениях с другими фрагментами. Еще более существенно то, сто достаточ но быстрое охлаждение фрагмента способствует его дальнейшей фрагмента ции, поскольку гравитация начинает все более преобладать над давлением. Фрагмент продолжает делиться на более мелкие фрагменты, из которых потом образуются звезды. Сначала сжимающееся облако очень разрежено и протяженно. Эффективное о хлаждение его, требующее довольно высокой плотности, происходить не мож ет . Однако рано или поздно достигаются высокие плотно сти, когда некоторые облака газового облака сжимаются в тонкие, блиннооб разные, более плотные подсистемы. В последних процесс охлаждения протек ает интенсивно. Как только образовавшийся протогалактический фрагм ент начал охлаждаться в ходе сжатия, дальнейшая его фрагментация на более мелкие и плот ные подструктуры протекала очень быстро. Газовая фрагментация являлас ь весьма хаотическим процессом с высокой степенью турбулентности. Всле дствие турбулентности распределение газа оставалось в высшей степени нерегулярным. Турбулентные вихри непрерывно сталкивались, и энергия их переходила в тепло и излучение. Пок а газ продолжал эффективно излучать, он не мог заметно разогреться. Если температура не возрастает, то градиенты давления остаются незначитель ными и сжатие продолжается беспрепятственно. По мере фрагментации обра зуется все больше новых подструктур, меньшего размера и более плотных. В итоге сформировались весьма плотные и непрозрачные подсистемы. Излуче ние почти целиком поглощалось внутри них, и интенсивное охлаждение прек ратилось. Охлаждение происходило теперь очень медленно, лишь за счет про сачивания излучения наружу. Далее газ разогревался, продолжая сжиматьс я. Внутри фрагментов температура возрастала и возникал градиент давления. Разность давлений в горячей вн утренней части и более холодной наружной части облака препятствовала с жатию, постепенно замедляя его , про исходило постепенное сжатие непрозрачных подсистем. Дальнейшая фрагментация была уже невозможна. По-видимому, эти окончательные фрагменты и стали звездами. Ядро звезды представляет собой термо ядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Последние реакции синтеза приводят к превращен ию дейтерия в гелий, гелия – в углерод, а затем образуются более сложные э лементы. По мере исчерпывания запасов ядерного горючего звезды, ее внут ренняя структура представляется слоями различных химических элементо в, каждый из которых отражает различные стадии ядерного синтеза. На прот яжении своей «жизни» звезда постепенно превращается из смеси первично го водорода и гелия в хранилище тяжелых элементов. Прекратив существова ние, звезда может разбросать элементы по просторам Галактики. Со времене м они могут войти в состав того межзвездного газопылевого облака, из кот орого образуются звезды нового поколения со своими планетными система ми. Заключение Теория Большого взрыва не претендует на роль единственно воз можного описания Вселенн ой. Однако она действительно дает удовлетворительную схему для объяснения многог о из того, что наблюдают астрономы. Сегодня большинств о космологов принимают теорию Боль шого взрыва в качестве описания видимой части Вселен н ой вплоть до эпохи ядерного синтеза, когда возраст Вселенн ой составлял около одной ми нуты. Тем не менее, когда речь идет о более ранних моментах существования Вселенн ой, эта теория выходит за пр еделы области, доступной современной физике и астрономии. Список литерат уры: 1. Азимов А., « Вселенн ая», - М., 1979 2. Найдыш, «Концепц ии современного естествознания», - М., 1999 3. Силк Дж., «Большой взрыв», - М., 1989 4. Электронная энциклопедия « Encarta Premium 2006 » (на анг л. яз. ) , 2006
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
А знаете ли вы, что, чтобы скрыть применение допинга израильскими спортсменами, Моссад подменяет их анализы мочой христианских младенцев?!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Развитие 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