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

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 42 kb, скачать бесплатно
Обойти Антиплагиат
Повысьте уникальность файла до 80-100% здесь.
Промокод referatbank - cкидка 20%!

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Введение

Если взглянуть в небо ясной, звездной ночью, можно увидеть всего лишь часть Вселенной, мы никогда не сможем увидеть всю Вселенную: она бесконечна. Вселенная содержит все вещество и энергию. Земля, Солнце, звезды, галактики, планеты составляют только крошечную часть ее. Благодаря телескопам мы можем видеть миллиарды других галактик и гигантских скоплений галактик. Веками люди задавали себе вопросы: откуда произошла Вселенная? как она развивалась? Существовало много различных теорий происхождения Вселенной, однако, они были отклонены.

Важнейшими направлениями разработки теории нестационарной Вселенной в XX веке явилось исследование физических процессов в начальные моменты Вселенной. Центральным оказался вопрос о сингулярности. Что происходило в начальные моменты Вселенной? что привело к расширению? Выдающимся достижением на этом пути было создание теории горячей Вселенной и разработка принципов и понятий инфляционной космологии. В наше время ученые считают, что началом Вселенной был взрыв, который называют «Большим взрывом». Никто не знает, что именно вызвало большой взрыв, что было до него; эти вопросы остаются предметом умозрительных рассуждений, теория Большого взрыва ими не занимается. Теория Большого взрыва описывает события только с первой секунды Большого взрыва до наших дней и пытается предсказать, что будет дальше.

Инфляция физического вакуума

Вблизи сингулярности решения релятивистских уравнений неприменимы, там должны проявляться квантовые свойства гравитации. Важной вехой на пути разработки квантовой теории тяготения является создание инфляционной космологии. Эта теория объясняет условия и причины Большого взрыва. В ее основе – представление о существовании силы космического отталкивания невероятной величины, которая могла разорвать начальное состояние материи и вызвать ее расширение. Начальным состоянием Вселенной является физический вакуум.

Вселенная возникла из физического вакуума за счет фазового перехода первого рода. Физический вакуум – это низшее энергетическое состояние квантовых полей, для которого характерно отсутствие каких-либо реальных частиц. Он обладает нулевым значением плотности энергии и давления, поэтому в нем происходят виртуальные процессы (порождение и аннигиляция частиц). Вакуумное состояние может быть разнообразным, существует непрерывный спектр вакуумных состояний. Вакуум описывается скалярными полями, для которых характерны квантовые флуктуации. Флуктуации - случайные отклонения физических величин от их средних значений; происходят у любых величин, зависящих от случайных факторов. В статистической физике флуктуации вызываются тепловым движением частиц системы. Флуктуации характерны для любых случайных процессов. Физический вакуум – форма материи, характеризующаяся активностью возникновения и уничтожения виртуальных частиц и способностью находиться в одном из многих состояний с сильно различающимися энергиями и давлениями. Возбужденное состояние физического вакуума называют «ложным вакуумом», который способен создать гигантскую силу космического отталкивания. Эта сила и вызвала раздувание «пузырей пространства» с запасами энергии. Данная фаза раздувания названа инфляцией. Но фаза инфляции не может быть длительной. Отрицательный вакуум не устойчив и стремится к распаду. Когда распад завершился, отталкивание исчезло. Вселенная перешла во власть гравитационного притяжения. Благодаря полученному первоначальному импульсу, приобретенному в процессе инфляции, Вселенная продолжала расширяться, но скорость расширения замедлилась. В фазе инфляции Вселенная была пустой и холодной. По окончании фазы инфляции огромные запасы энергии, сосредоточенные в физическом вакууме высвободились в виде излучения, которое мгновенно нагрело Вселенную до температуры 1027 К и энергии 1014 ГэВ. А это и есть Большой взрыв.

Теория Большого взрыва

Основные модели горячей Вселенной были заложены в трудах Американского физика Д. Гамова Согласно теории Большого взрыва, в прошлом Вселенная была более плотной и горячей и очень нерегулярной. Во время Большого взрыва выделилось огромное количество теплоты. Около 20 млрд. лет назад началось космологическое расширение. Нерегулярность и анизотропия постепенно исчезали. В течение считанных минут после Большого взрыва протекали некоторые ядерные реакции. По существу весь гелий и водород во Вселенной синтезировались в то время. На протяжении около миллиона лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов. Космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированного водорода и гелия. По мере расширения Вселенная охлаждалась, примерно также, расширяясь, охлаждается горячий воздух. Через 1 миллион лет после Большого взрыва температура Вселенной понизилась до температуры плотности Солнца, тогда и возникли первые атомы. Согласно одному сценарию эволюции Вселенной, по мере того, как вещество во Вселенной остывало, оно конденсировалось в галактики. Галактики фрагментировали на звезды и собирались вместе, образуя большие скопления, охватывающие огромные области пространства. В процессе рождения и умирания первых поколений звезд постепенно синтезировались тяжелые элементы, такие, как углерод, кремний и железо. Когда звезды превращались в красные гиганты, они выбрасывали наружу вещество, которое конденсировалось в пылевых структурах. Из газово-пылевых облаков образовывались новые звезды. Сталкиваясь, частицы пыли сливались одна с другой, собирались в более крупные тела, которые увеличивались в размере под действием своего собственного притяжения. Так возникло многообразие космических тел – от крошечных астероидов до гигантских планет, составляющих нашу Солнечную систему.

Теория Большого взрыва показывает нам эволюцию Вселенной в целом, от первых микросекунд ее возникновения до образования Земли и развития жизни.

Свидетельства в пользу Большого взрыва

Расширение Вселенной было открыто 70 лет назад, однако, долгое время ученые не могли найти точные доказательства в пользу теории Большого взрыва. Теперь они у нас есть.

Самое убедительное из них появилось в 1965 с открытием так называемого космического микроволнового фонового излучения. Космическое микроволновое излучение обладает почти идеальным тепловым спектром. Однако оно интенсивно лишь в миллиметровой области спектра. Длина волны в максимуме его интенсивности соответствует эффективной температуре всего 3 К выше абсолютного нуля. Это, в самом деле, очень «холодное излучение». Такая низкая температура согласуется с представлением о том, что наблюдаемое излучение – бледный остаток от чрезвычайно горячего первичного огненного шара, которым была ранняя Вселенная.

Телескопы в наше время достаточно мощны, чтобы изучать далекие галактики. Поскольку свет отдаленных источников идет до нас миллионы лет, мы можем видеть только прошлое далеких галактик. Таким образом, чем дальше от нас галактика, тем более раннюю эру ее развития мы видим. Именно эти события дают нам картину развития нашей Вселенной от Большого взрыва до наших дней.

За последние 10 лет появилось много разных открытий, полученных при изучении космического фонового излучения спутниками, а также вследствие наблюдения за галактиками и газом между галактиками не только в видимом свете, но и в других диапазонах волн. Много данных было получено во время поиска рентгеновских лучей, поиск рентгеновских лучей помогает определить самые горячие объекты во Вселенной, потому что только они испускают рентгеновские лучи.

Самые отдаленные галактики, которые мы видим, расположены так далеко, что их свет шел до нас 90 процентов промежутка времени от Большого взрыва до наших дней. Таким образом, в наши оптические телескопы мы можем видеть время, когда Вселенная была одной десятой ее существующего возраста. Фактически это время, когда галактики только сформировались. Однако мы полагаем, что первым галактикам потребовался миллиард лет, чтобы сформироваться.

Конечно, у нас есть и другие свидетельства протогалактической эры космического развития: распределение по небу и спектр космического фонового излучения, пропорции атомов водорода, гелия и дейтерия во Вселенной. В течение первых нескольких минут космической истории были ядерные реакции, которые преобразовали около 23 - 24 процентов вещества в гелий и образовали тяжелый водород - дейтерий. В настоящий момент Вселенная, по-видимому, состоит, грубо говоря, из 90% водорода, 9% гелия и 1% более сложных атомов. Изобилие атомов водорода и гелия является доказательством теории Большого взрыва.

Расширение Вселенной - свидетельство в пользу теории большого взрыва. В 1929 американский ученый Эдвин Хаббл изучил 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 быть, в прошлом были сосредоточены в одном и том же месте. Сосредоточение всего вещества в одной маленькой области, которая должна была бы быть очень плотным огненным шаром – могло вызвать большой взрыв.

В 1990-е годы космическому кораблю COBE (the Cosmic Background Explorer) удалось зарегистрировать лучи света, которые, возможно, начали свой путь в пространстве Вселенной, когда она была намного меньше, горячее и плотнее.

Все это доказывает верность теории Большого взрыва, однако, в космологии осталось немало вопросов, на которые нет ответа. Вселенную продолжают изучать, внося, таким образом, небольшие изменения и дополнения в теорию Большого взрыва. Было открыто существование темного вещества и темной энергии, заставляющей Вселенную расширяться, а не замедляться, причем скорость расширения постоянно увеличивается, была также открыта сама скорость расширения Вселенной, равная 71 км/с в миллион парсек.

Первая миллисекунда

Если проследить эволюцию Вселенной по времени в прошлое, то она становится все более плотной и горячей. Область пространства, которую может видеть наблюдатель, оказывается все меньше и меньше. Наблюдаемая Вселенная ограничена расстоянием, которое свет может пройти за время, прошедшее с момента Большого взрыва; в реальности Вселенная 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 Вселенная охватывает около 10 млрд. галактик. Если проследить историю Вселенной в прошлое, когда ее возраст был около 10 лет, то мы постепенно пришли бы к тому моменту, когда наблюдаемая Вселенная ограничивалась бы веществом, содержащимся в одной-единственной галактике. Все атомы наблюдаемой Вселенной в ту эпоху составили бы по массе не более, чем массу одной галактики, и были бы сконцентрированы внутри области протяженностью порядка 10 световых лет. Если заглянуть в еще более далекое прошлое, когда минуло лишь несколько секунд после Большого взрыва, то наблюдаемая Вселенная содержала бы вещества столько же, сколько его содержится в Солнце.

Конечно, все вещество, которое мы сейчас видим во Вселенной, существовало бы и тогда – просто ни один наблюдатель не мог бы увидеть все это вещество одновременно. Однако можно представить себе множество гипотетических наблюдателей, которые прослеживают в прошлое историю различных областей. Эти наблюдатели могли бы подойти еще ближе к моменту Большого взрыва и зафиксировать те моменты времени, когда в наблюдаемой Вселенной содержалось бы одно атомное ядро. Возраст Вселенной в этот момент составлял ничтожную долю секунды (около 10- 23 с); размер наблюдаемой тогда Вселенной равнялся размеру атомного ядра, или около 10- 13 см.

Самый далекий момент в прошлом соответствует времени, еще более близкому к Большому взрыву. В этот момент плотности были столь большие, что гравитационные приливные силы были способны разорвать вакуум. В более поздние эпохи в результате действия ядерных сил происходило рождение пар элементарных частиц. Если гравитационные силы были достаточно велики, то оказалось бы возможным рождение пар частиц из вакуума. Другими словами, в момент сингулярности пространство-время по существу было разрушено действием гравитационных 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 теряют свою индивидуальность и приобретают волновые свойства на масштабе, называемом комптоновской длиной волны. Мы не можем рассматривать элементарные частицы в какой-то точке пространства, а говорим лишь о какой-то конкретной области, при этом отдельные частицы неразличимы. Размер этой области неопределенности равен длине волны, соответствующей данной частице.

Если обратиться к эпохе настолько ранней, что вся наблюдаемая Вселенная была сосредоточена в пределах одной длины волны частицы, то в этот момент (который называют планковским), отстоящий от сингулярности всего лишь на 10- 43 с, все вещество, наблюдаемое сегодня во Вселенной и охватывающее миллионы галактик, было сжато в сферу, радиусом в 0,001 см, т. е. до размера острия иголки. В этот момент наблюдаемая Вселенная была намного меньше, чем даже атомное ядро, - она имела всего лишь 10- 33 см в диаметре.

Если все атомы существующих в настоящее время звезд и галактик однородно распределить по пространству, то в каждом кубическом метре пространства оказались бы приблизительно один атом водорода и примерно в 10 раз меньше гелия. Все более тяжелые атомы, взятые вместе, составили бы не более 1% от числа атомов гелия. В ранней Вселенной плотность вещества была намного больше. Через секунду после взрыва плотность упала до 10 кг/см3. Обычные горные породы имеют плотность порядка нескольких грамм на 1 см3. В планковский момент плотность достигала 1090 кг/см3. Физические условия тогда были столь экстремальными, что кажется вполне уместным считать, что планковский момент – это момент «рождения» Вселенной.

Большой взрыв был чрезвычайно горячим, но вопрос о том, насколько высока была тогда температура, пока остается предметом споров. Неопределенность в этом вопросе показывает, как скудны наши познания в физике экстремальных условий в ранней Вселенной. Однако мы можем теоретически оценить верхний предел температуры Большого взрыва.

Чтобы понять природу предельной температуры, необходимо обратиться к физике элементарных частиц. Большинство этих частиц относиться к так называемым адронам (тяжелым элементарным частицам): мезоны, нейтроны и другие, более тяжелые, но короткоживущие частицы. Элементарные частицы характеризуются не массой, которая может изменяться, а полной массой покоя. Ей соответствует энергия покоя, которая полностью высвобождается только при аннигиляции частицы.

Аннигиляция частицы – это процесс взаимодействия частицы и античастицы Аннигиляция одного протона и антипротона дает 1 млрд. эВ энергии, которой едва ли достаточно, чтобы фонарик вспыхнул на одну миллиардную долю секунды. Пока мы рассматриваем небольшое число протонов и антипротонов, это небольшая энергия. Процесс аннигиляции – это самый эффективный источник энергии. В результате этого превращения вещество исчезает полностью.

В центре Солнца температура соответствует энергии около 1000 эВ на атом. Энергия типичных химических связей между атомами составляет около 1 эВ, а для разрушения или соединения ядер, удерживаемых ядерными силами, требуются энергии в миллионы электрон-вольт. В ядерных взрывах высвобождается приблизительно в миллион раз больше энергии, чем в химических реакциях. При полной ядерной аннигиляции на 1 г вещества высвобождается энергия, более чем в 100 раз превышающая энергию ядерного взрыва.

В ранней Вселенной существовал естественный барьер, который помешал температуре превысить предельное значение, составляющее около 160 млн. эВ. Кроме аннигиляции частиц может происходить и рождение частицы в интенсивном поле излучения. Возникающие в результате частицы, мезоны, обычно существуют лишь короткие мгновения в глубинах атомных ядер: благодаря этим частицам нуклоны удерживаются вместе. Однако в ранней Вселенной, когда плотность вещества превосходила плотность ядер, могли возникнуть новые состояния частиц. На возникновение новых состояний частиц затрачивается так много энергии, что это препятствует повышению температуры выше критического значения, соответствующего 160 млн. эВ.

В теории элементарных частиц рассматривается конечное число элементарных частиц. По мере приближения к самым ранним моментам новые типы элементарных частиц быстро исчерпываются, поэтому температура непрерывно растет в прошлое вплоть до планковского момента, когда она достигает огромной величины – 1031К. Даже при работе с гигантскими ускорителями такие условия недостижимы.

Ранняя Вселенная была однородно заполнена излучением и нейтрино, в ней также содержалось сравнительно небольшое число электронов, протонов и нейтронов. В ходе расширения излучение остывало, становясь тем реликтовым фоновым излучением, которое измерено радиоастрономами. Сегодня температура этого излучения составляет 3К, что эквивалентно энергии менее 0,001 эВ на атом. Температура росла пропорционально плотности энергии в степени ?. Когда температура повышает 1 млн. эВ, рождаются пары частиц, электронов и позитронов, из поля излучения. Если электронная пара полностью аннигилирует, то высвобождается энергия около 1 МэВ.

Квантовая механика рассматривает излучение как обладающее волновой природой и как состоящее из фотонов, частиц, масса которых равна нулю. Фотоны высокой энергии, возникающие при аннигиляции электрон-позитронной пары, называются гамма-лучами. Они обладают огромной проникающей способностью. Каждый такой фотон гамма-излучения обладает энергией 0,5 МэВ. Гамма-лучи могут быть и намного более энергичными (при аннигиляции протона с антипротоном энергия возникающих гамма-фотонов составляет около 1 ГэВ). Процессы рождения и аннигиляции можно записать следующей реакцией: частица + античастица гамма-излучение.

В ранние моменты жизни Вселенной, при равных температурах выше 1 МэВ, число электронов, позитронов и фотонов было примерно одинаково. Однако по прошествии нескольких секунд температура упала настолько, что фотоны уже не обладали энергией, достаточной для рождения новых пар частица-античастица. В этот момент аннигиляция электрон-позитронных пар не могла полностью компенсироваться рождением частиц и античастиц. Полной аннигиляции не происходило, потому что имелся небольшой избыток частиц над античастицами. Выжили лишь немногие частицы. Если бы во Вселенной присутствовало равное количество вещества и антивещества, то сейчас она была бы почти полностью лишена вещества.

В моменты более ранние, чем секунда, температура была настолько высока, что могли рождаться более массивные частицы: мезоны и антимезоны, протоны и антипротоны. Все эти частицы могли аннигилировать со своими античастицами. Они могли также рождаться интенсивным полем излучения. 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 вещества и излучения из вакуума? Очень ранняя Вселенная, возможно, была пуста. Если Вселенная остается изотропной, то рождение частиц должно было быть слабым. Однако рождение частиц могло происходить, если начальное расширение было хаотическим или анизотропным (т. е. в любой заданной точке Вселенная расширялась в разных направлениях с различными скоростями). Огромные гравитационные силы, возникшие вследствие Большого взрыва, разрушили непрерывность пространства-времени в процессе рождения частиц. Сильное приливное гравитационное поле в состоянии разрывать пары частиц и античастиц, позволяя этим частицам появиться в реальном мире.

Процесс рождения пар частиц оказывал стабилизирующее действие. Начальная анизотропия быстро сглаживалась, Вселенная становилась изотропной и заполнялась излучением. Пары частиц аннигилируют, возникающий при этом поток излучения распространяется во всех направлениях, приводя, таким образом, к ослаблению анизотропии. Эти процессы предшествовали времени, которое охватывается моделью Большого взрыва

Ранняя Вселенная, если она была достаточно хаотической, содержала большое число гравитонов, квантов гравитационного поля, которые создавались быстро меняющимися гравитационными полями. Гравитоны приобретают характерное распределение по энергиям. По мере падения плотности вещества гравитоны выходят из равновесия и перестают взаимодействовать с веществом. После этого гравитоны испытывают свободное расширение, сопровождающееся уменьшением их энергии. Согласно альтернативной точке зрения теории составных частиц, температура и плотность энергии не достигали теплового равновесия с веществом, поэтому никакого коротковолнового космологического гравитационного фона не могло возникнуть. К сожалению, энергия космологических гравитонов очень мала, чтобы ее обнаружить.

Термоядерные реакции

Спустя несколько миллисекунд после Большого взрыва пары адронов практически полностью проаннигилировали. Завершилась адронная эра, когда доминировали сильные взаимодействия. Далее в игру вступили слабые взаимодействия, в результате которых происходил радиоактивный распад свободных нейтронов, оставшихся после адронной эры, на электроны и протоны. Небольшое количество нейтронов осталось от предшествующей эры, потому что не хватило соответствующих античастиц, с которыми они могли бы проаннигилировать. Слабые взаимодействия охватывают также нейтрино антинейтрино. После окончания адронной эры наступила лептонная эра (эра легких частиц). В лептонную эру Вселенная состоит из фотонов, нейтрино и антинейтрино, в течение короткого периода в самом начале эры присутствовали также электрон-позитронные пары.

Самым важным является то, что за счет слабых взаимодействий происходит реакция слияния протона и электрона, в результате чего образуется нейтрон и антинейтрино. Когда возраст Вселенной достигает 1с, ситуация резко меняется и условия перестают быть благоприятными для этой реакции. Температура падает ниже 10 млрд. К (1 млн. эВ) и электрон-позитронные пары аннигилируют. Реакции, в ходе которых происходит рождение нейтронов, прекращаются, но еще остается значительное число нейтронов. Свободный нейтрон – нестабильная частица и спонтанно распадается за 15 минут. Нейтроны также играют важную роль в ядерных реакциях синтеза. Соединение нейтронов с ядрами приводит к образованию более массивных и стабильных ядер. Благодаря большим ядерным силам, которые связывают нейтроны с протонами, масса нового ядра оказывается немного меньше, чем масса составляющих его частей. Энергия связи, удерживающая ядро как целое, проявляется в дефекте массы. Эта огромная энергия высвобождается при синтезе ядер. Происходит термоядерный синтез.

Ранняя Вселенная во многом была похожа на водородную бомбу, хотя Вселенная не нуждалась в атомном «спусковом крючке», который обеспечивает высокую температуру, необходимую для протекания реакции синтеза. Сначала нейтроны оставались свободными, их энергия была слишком велика, чтобы они могли вступить в реакцию. Через минуту, когда температура упала до 1 млрд. К, начинаются реакции синтеза.

Соединяясь с одним нейтроном, протон образовывал бы ядро тяжелого водорода, или дейтерия (1 протон + 1 нейтрон), который легко поглощает нейтроны. Водород-2 (дейтерий), присоединив еще один нейтрон, образовал бы водород-3, или тритий (1протон + 2 нейтрона). Однако тритий неустойчив. Один из нейтронов его ядра испускает электрон и становится протоном, а все ядро становится ядром гелия-3 (2 протона + 1 нейтрон). Ядро гелия-3 захватывает нейтрон и становится обычным гелием-4 (2 протона + 2 нейтрона). Этот процесс продолжается, и постепенно, путем присоединения одного нейтрона за другим, возникают все элементы. Почти все нейтроны оказываются связанными в ядрах гелия. Поскольку каждое ядро гелия содержит два нейтрона и два протона, в результате на каждые десять ядер водорода приходится одно ядро гелия. Большой взрыв создал гелий.

Дейтерий – малораспространенный изотоп. Обнаружено, что на 30000 атомов водорода приходится примерно 1 атом дейтерия. Однако в отличие от всех других атомов дейтерий не может создаваться в звездах. При высоких температурах, существующих в центрах звезд, непрочный дейтерий должен был бы полностью разрушаться. Значит весь дейтерий, который мы сегодня наблюдаем в галактике, вероятно, синтезировался в первые минуты Большого взрыва.

Появление первичного огненного шара

Через несколько минут после Большого взрыва ядерный фейерверк прекратился. В следующие треть миллиона лет расширение Вселенной происходило без особых происшествий. Это период радиационной эры, во время которого появился первичный огненный шар.

Когда произошла аннигиляция электрон-позитронных пар – возраст Вселенной был тогда около 1 секунды, - излучение стало доминирующей частью Вселенной. Сначала в изобилии просуществовало гамма-излучение. Фотоны этого излучения, обладающие огромной проникающей способностью, в обычных условиях возникают при ядерных взрывах и при радиоактивном распада нестабильных ядер. Присутствовали также нейтрино и антинейтрино – 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 Вселенной приходится 100 млн. нейтрино, энергия нейтрино, оставшихся после Большого взрыва, падала по мере расширения Вселенной. Сегодня их энергия составляет всего лишь 0,001 эВ, что должно быть более, чем в миллиард раз меньше энергии солнечных нейтрино.

По мере расширения Вселенной фоновое излучение прошло через весь спектр, переходя из гамма-излучения в рентгеновское, затем в ультрафиолетовое, оптическое, инфракрасное, и энергия фонов упала до величины, соответствующей диапазону радиоволн. В любой заданный момент времени эффективная температура фонового излучения имела определенное значение, и спектр излучения всей Вселенной однозначно определялся этой температурой.

Излучение и вещество были неразрывно связаны, поэтому единственной характеристикой излучения, имеющей смысл, является температура. Распределение излучения по длинам волн или частотам, т. е. его спектр, имеет максимум на некоторой определенной частоте, которая определяет цвет излучения. Цвет зависит только то температуры или от средней энергии атомов, которые эффективно воздействуют с излучением. Такое излучение всегда возникает при тепловом равновесии, когда происходит полный обмен энергией между излучением и его окружением. Ранняя Вселенная была той уникальной средой, где высокая температура и высокая плотность гарантировали тепловое равновесие. Число фотонов этого излучения должно изменяться обратно пропорционально кубу их средней волны, т. е. пропорционально кубу характерной температуры излучения. По мере расширения Вселенной длина волны излучения пропорционально увеличивается. Это явление есть не что иное, как доплеровское смещение. Таким образом, фотоны теряют энергию, с расширением Вселенной увеличивается средняя длина волны излучения, а его температура падает.

Уравнение плотности вещества с плотностью излучения может нам многое сказать об условиях в ранней Вселенной. Излучение – это форма энергии и массы, и мы можем выразить энергию через массу, поделив энергию на квадрат скорости света – в соответствии с уравнением Эйнштейна E=mc2. В настоящее время температура излучения равна всего лишь 3К, а плотность излучения мала по сравнению с плотностью атомов. Плотность излучения составляет приблизительно 0,0001 полной плотности массы, которую мы можем наблюдать в виде галактик и звезд. Однако чем раньше эпоха развития Вселенной, тем большую роль в ней играла 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 еще более ранние эпохи плотность излучения намного превосходила плотность вещества. Гравитация в ранней Вселенной в основном определялась плотностью излучения во Вселенной. В первую секунду существования Вселенной, когда температура была так высока, что происходило рождение количества пар частица-античастица, массы лептонов были примерно равны эквивалентной энергии фотонов. В первую секунду расширения количества электронов, 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 сопутствующего объема, зафиксированного после окончания аннигиляции пар. Под числом частиц мы понимаем разность между числом частиц и числом античастиц. 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 эволюцией Вселенной в прошлое вплоть до эпохи рождения пар. В процессе рождения и аннигиляции пар возникают (и уничтожаются) фотоны. В настоящее время на каждый атом во Вселенной приходятся примерно 100 млн. фотонов теплового излучения. Мы знаем это из прямых изменений сегодняшней температуры и средней плотности атомов во Вселенной.

В наиболее ранние моменты расширения количества пар частиц и фотонов были сравнимы, т. е. Вселенная содержала почти равные количества вещества и антивещества. Избыток вещества над антивеществом составлял тогда всего лишь 10- 8. Этим ничтожным избытком и определяется результирующее отношение числа фотонов к числу частиц. Спустя миллисекунду после начала расширения происходила аннигиляция протонов и антипротонов, а аннигиляция электрон-позитронных пар началась примерно через секунду. Оставшиеся частицы обязаны своим существованием этой ничтожно малой асимметрии Большого взрыва. То, что осталось после процесса аннигиляции приобрело вид 100 млн. фотонов теплового излучения на каждое сохранившееся атомное ядро.

Кроме фонового излучения, от первой секунды могла оставаться еще одна форма энергии. Однако ее очень трудно обнаружить. Это нейтринный фон, который остался после самых первых секунд. Плотность энергии нейтринного фона должна быть того же порядка (но чуть меньше), что и у теплового излучения, и мы ожжем охарактеризовать ее, введя понятие эффективной нейтринной температуры, которая сегодня должна составлять около 2К. Как в случае фотонов, эти неуловимые нейтрино должны быть либо бледной тенью тех частиц высокой энергии, которые играют определенную роль в эволюции ранней Вселенной. Если бы мы 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 существовало много частиц и античастиц, которые аннигилировали, создавая излучение, и сами рождались излучением. Поскольку в ходе этих реакций частицы и фотоны одновременно уничтожались и возникали между веществом и излучением поддерживался баланс – существовало тепловое равновесие между веществом и излучением. Когда протоны и антипротоны находились в тепловом равновесии, температура должна была превышать 10000 млрд. К. Когда же при тепловом равновесии оставались одни только позитроны и электроны, температура упала до 10 млрд. К. По мере расширения Вселенной излучение «остывало» и фотоны заполняли все больший объем, при этом их длина волны увеличивалась. Когда температура упала ниже 10 млрд. К, электрон-позитронные пары почти полностью исчезли. Осталось излучение, первоначально имевшее характерную температуру, соответствующую массе покоя электрона (около 5 млрд. К). Это излучение носило чисто тепловой характер, поскольку все фотоны возникли тогда, когда вещество м излучение находились в равновесии.

После того, как проаннигилировали электрон-позитронные пары, равновесие поддерживается все с большим трудом, но, кроме охлаждения, обусловленного расширением, на спектре излучения мало что могло сказаться. Остаточная плотность вещества и излучения были достаточно велики, так что атомы и фотоны оставались тесно связанными друг с другом. Эта связь поддерживалась за счет частных столкновений фотонов и электронов, которые приводили к рассеянию фотонов. Фотоны не могли распространяться свободно и оставались связанными с электронами. Энергия свободно распределялась между фотонами и частицами, и этот процесс рассеяния был настолько эффективен, что частицы вещества оставались при температуре, соответствующей равновесному тепловому излучению.

Представим фотон, падающий на электрон, в виде импульса электрического поля. Испытав резкий толчок со стороны электрического поля, свободный электрон мгновенно ускоряется и приобретает импульс. В свою очередь импульс фотона уменьшается. Хотя энергия фотона при этом существенно не изменилась, импульс его действительно меняется. Это приводит к изменению направления распространения волны, т. е. к рассеянию излучения. В среднем связанные электроны (электроны, движущиеся по орбитам вокруг ядер) довольно слабо рассеивают падающие на них фотоны, потому что в первую очередь электроны подвержены действию атомных сил связи, которые удерживают их на орбите.

По мере расширения Вселенной характерная температура теплового излучения постепенно падает, но характер излучения при этом не изменяется. Это было бы возможным лишь в случае поглощения фотонов или рождения новых. Когда температура излучения упала ниже 10 млрд. К (на этой стадии возраст Вселенной достигал 6 месяцев), плотность вещества понизилась настолько, что никаких существенных процессов поглощения или испускания происходить не могло. Число фотонов теплового излучения превышало число протонов и электронов, поэтому маловероятно, чтобы впоследствии мог возникнуть какой-либо источник излучения, способный заметно исказить спектр равновесного излучения. Характер спектра излучения поддерживался неизменным, по мере расширения Вселенной лишь сдвигался в сторону более низкой характерной температуры.

По мере расширения роль излучения постепенно уменьшается. По-прежнему остается около 100 млн. фотонов на 1 протон и это соотношение сохранилось до сегодняшнего дня. Однако с уменьшением температуры фотоны постепенно теряли энергию, тогда как масса покоя протонов оставалась без изменения. Вклад протонов в плотность Вселенной все время возрастал. Плотность массы начинает доминировать над плотностью энергии излучения примерно через 100000 лет после начала расширения.

В течение радиационной эры по мере расширения Вселенной плотность протонов и электронов уменьшалась, и излучение рассеивалось на них все в меньшей степени. Когда температура упала ниже 4000К, электроны и протоны объединились в атомы водорода. Этот период в космологии называется эпохой отделения вещества от излучения. Он знаменует важный этап в эволюции Вселенной. Излучение распространяется независимо от вещества – оно не взаимодействует с веществом. Для этого необходимо, чтобы вещество находилось в виде атомов. В более ранние эпохи атомы не могли образоваться, т. к. температура была слишком велика и любые образовавшиеся атомы мгновенно «распадались» на протоны и электроны под воздействием наиболее высокоэнергетических фотонов теплового излучения. Однако по мере падения температуры число «горячих» фотонов быстро уменьшалось и даже самые «горячие» из них не в состоянии были ионизировать атомы водорода. Образование атомов водорода (рекомбинация) происходило очень быстро. Оно началось, когда возраст Вселенной был 300 тыс. лет и почти полностью завершился, когда Вселенной было около 1 млн. лет. Процесс 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 оказались связанными, Вселенная стала полностью прозрачной – «туман», который был в прошлые эпохи, рассеялся. С того момента фотоны теплового излучения, продолжая «остывать» (терять энергию), начали двигаться прямолинейно, не испытывая рассеяния. В пространстве уже не было достаточного количества свободных электронов, чтобы вызвать заметное рассеивание фотонов. Температура излучения протонов продолжала падать с расширением Вселенной. К настоящему времени она понизилась до 3 К. Мы знаем это вполне определенно, потому что радиоастрономы измерили как спектр, так и температуру фонового излучения. Поскольку температуру упала от 3000 К до 3 К, можно сделать вывод, что с той эпохи, когда произошло отделение вещества от излучения, длина волны типичного фотона увеличилась, а сама Вселенная испытала расширение приблизительно 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 движении атомы не успевают за темпом общего расширения, в результате чего они удаляются друг от друга. Скорости хаотических движений атомов уменьшаются с ростом расстояния между атомами.

Хаотические движения атомов проявляются в том, что мы называем температурой. При расширении обычного газа темп уменьшения температуры в два раза превышает темп расширения. Температура равновесного излучения уменьшается лишь линейно в зависимости от скорости расстояния. Это различие вытекает из положений специальной теории относительности: когда скорость частиц приближается к скорости света, их становится труднее сжимать. При этом они приобретают меньше энергии, чем медленные частицы. Расширение приводит к тому, что энергия релятивистских частиц (т. е. движущихся со скоростью света) - фотонов уменьшается менее существенно, чем энергия нерелятивистских частиц. Следовательно, фотоны теряют в ходе расширения меньше энергии, чем медленно движущиеся частицы. Можно ожидать, что к современной эпохе оставшееся во Вселенной вещество сохранило очень малую долю прежней тепловой энергии и является очень холодным, его эквивалентная температура не превышает всего лишь долей градуса Кельвина. В действительности же температура не столь низка, поскольку в игру вступают другие источники энергии и тепла, связанные с образованием галактик и их активностью в прошлом.

Излучение углового распределения фонового излучения на небе дает непосредственную информацию о распределении вещества в момент, когда возраст Вселенной был менее миллиона лет, и когда излучение в последний раз испытывало рассеяние. В то время расстояние между двумя любыми далекими галактиками составляло лишь 0,001 от сегодняшней величины. Длина волны излучения возросла в 1000 раз по сравнению с эпохой отделения излучения от вещества. Увеличение длины волны в оптической части спектра эквивалентно покраснению света. Увеличение длин волн линий в спектре источника излучения (смещение линий в сторону красной части спектра) по сравнению с линиями эталонных спектров называют красным смещением. Красное смещение возникает, когда расстояние между источником излучения и его приемником (наблюдателем) увеличивается или когда источник находится в сильном гравитационном поле (гравитационное красное смещение). Отделение излучения от вещества должно происходить при величине красного смещения около 1000, потому что именно во столько раз к сегодняшней эпохе увеличилась длина волны излучения, испытавшего последнее рассеяние в эпоху отделения излучения от вещества.

Красное смещение широко используют в качестве метки событий, происходящих в ранней Вселенной. Оно также является мерой расстояния. Чем больше красное смещение, тем более удален объект и труднее его обнаружить. Фоновое излучение – та компонента Вселенной, которую мы можем наблюдать при красных смещениях, намного превосходящих те красные смещения, которые доступны всем остальным наблюдателям.

Исследование космического фонового излучения показало, что излучение абсолютно однородно. Никаких нерегулярностей или неоднородностей не было обнаружено вплоть до верхнего предела точности, который равен 0,001. Фоновое излучение позволяет нам заглянуть в прошлое Большого взрыва дальше, чем любой другой объект во Вселенной.

Происхождение галактик

Самой впечатляющей особенностью Вселенной должна быть ее структура. Первоначально во Вселенной царил всеобъемлющий хаос и расширение было в высшей степени анизотропным и неоднородным. Вселенная могла расширяться в одних направлениях значительно быстрее, чем в других. Она могла даже расширяться в одном направлении, одновременно сжимаясь в другом. После отделения излучения от вещества сохранившиеся неоднородности начали расти. Область повышенной плотности создает небольшое гравитационное притяжение, действующее на окружающее вещество. Близлежащее вещество стремится упасть в эту область, но «падение» происходит очень медленно. В результате вещество вокруг флуктуации в своем расширении несколько отстает от расширения остальной Вселенной. По мере того, как все больше вещества падает по направлению к флуктуации, это отставание постепенно возрастает. Флуктуация в свою очередь становится больше и создаваемое ею гравитационное поле непрерывно увеличивается. В конце концов гравитационное самопритяжение вещества домстигает такой величины, что расширение неоднородности прекращается, она достигает максимальных размеров, после чего расширение сменяется сжатием.

Газовые облака бывают очень массивны (протогалактические газовые облака), но в основном имеют довольно малую массу, сравнимую с массой шарового скопления. После сжатия протогалактического облако не могло оставаться однородным и сферически симметричным, т. к. гравитация должна превалировать над силами давления. Поэтому скорость, с которой сжималось вещество, намного превышала скорость распространения звуковой волны (волны давления). Сжатие происходило в сверхзвуковом режиме. Однако сверхзвуковые газовые потоки неизбежно продолжают турбулентность, при этом малые неоднородности должны быстро нарастать. С увеличением малых неоднородностей процесс сжатия становится все более хаотическим.

Турбулентный газовый поток – это яркий пример хаотического движения. Турбулентный газовый поток состоит из множества мимолетных вихрей всевозможных масштабов, которые, в конце концов, распадаются, выделяя тепло. Толчком к этому служит гравитационное сжатие большого облака, и энергия, выделяемая при сжатии, распределяется между вихрями. Вязкость – процесс, аналогичный трению в твердых телах; она возникает при скольжении вихрей друг по другу. При стремительном сжатии образовывался блиннообразный сгусток газа. В различных участках газового облака могло возникнуть много таких короткоживущих «блинов». Далее плотность «блинов» возрастала, они нагревались и распадались на более мелкие частицы. Этот процесс газовой фрагментации носил, скорее всего, случайный характер, но создавал специфические условия для образования галактик.

Процесс фрагментации массивного газового облака приводит к образованию фрагментов с размерами галактик. Деление фрагментов 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 другом, и связанные в атомах электроны приобретают энергию, переходя в возбужденное состояние. Почти мгновенно электрон из возбужденного состояния переходит на самую низкую из возможных для него орбит. При этом испускается фотон излучения. Конечным результатом столкновений атомов является превращение их кинетической энергии в излучение.

В обычных условиях излучение свободно уходит из газового облака, поэтому в результате столкновений между атомами происходит охлаждение газового облака. Чем больше атомов в облаке, тем больше столкновений и тем больше испускается излучения. При больших плотностях газовое облако охлаждается быстрее.

Если газовое облако охлаждается, то оно также и сжимается, при этом становится в меньшей степени подвержено разрушению при столкновениях с другими фрагментами. Еще более существенно то, сто достаточно быстрое охлаждение фрагмента способствует его дальнейшей фрагментации, 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 охлаждение его, требующее довольно высокой плотности, происходить не может. Однако рано или поздно достигаются высокие плотности, когда некоторые облака газового облака сжимаются в тонкие, блиннообразные, более плотные подсистемы. В последних процесс охлаждения протекает интенсивно.

Как только образовавшийся протогалактический фрагмент начал охлаждаться в ходе сжатия, дальнейшая его фрагментация на более мелкие и плотные подструктуры протекала очень быстро. Газовая фрагментация являлась весьма хаотическим процессом с высокой степенью турбулентности. Вследствие турбулентности распределение газа оставалось в высшей степени нерегулярным. Турбулентные вихри непрерывно сталкивались, и энергия их переходила в тепло и излучение. Пока газ продолжал эффективно излучать, он не мог заметно разогреться. Если температура не возрастает, то градиенты давления остаются незначительными и сжатие продолжается беспрепятственно. По мере фрагментации образуется все больше новых подструктур, меньшего размера и более плотных. В итоге сформировались весьма плотные и непрозрачные подсистемы. Излучение почти целиком поглощалось внутри них, и интенсивное охлаждение прекратилось. Охлаждение происходило теперь очень медленно, лишь за счет просачивания излучения наружу. Далее газ разогревался, продолжая сжиматься. Внутри фрагментов температура возрастала и возникал градиент давления. Разность давлений в горячей внутренней части и более холодной наружной части облака препятствовала сжатию, постепенно замедляя его, происходило постепенное сжатие непрозрачных подсистем.

Дальнейшая фрагментация была уже невозможна. По-видимому, эти окончательные фрагменты и стали звездами. Ядро звезды представляет собой термоядерный реактор, в котором горючим служат в основном ядра водорода (протоны). Последние реакции синтеза приводят к превращению дейтерия в гелий, гелия – в углерод, а затем образуются более сложные элементы. По мере исчерпывания запасов ядерного горючего звезды, ее внутренняя структура представляется слоями различных химических элементов, каждый из которых отражает различные стадии ядерного синтеза. На протяжении своей «жизни» звезда постепенно превращается из смеси первичного водорода и гелия в хранилище тяжелых элементов. Прекратив существование, звезда может разбросать элементы по просторам Галактики. Со временем они могут войти в состав того межзвездного газопылевого облака, из которого образуются звезды нового поколения со своими планетными системами.

Заключение

Теория Большого взрыва не претендует на роль единственно возможного описания Вселенной. Однако она действительно дает удовлетворительную схему для объяснения многого из того, что наблюдают астрономы. Сегодня большинство космологов принимают теорию Большого взрыва в качестве описания видимой части Вселенной вплоть до эпохи ядерного синтеза, когда возраст Вселенной составлял около одной минуты. Тем не менее, когда речь идет о более ранних моментах существования Вселенной, эта теория выходит за пределы области, доступной современной физике и астрономии.













Список литературы:

  1. Азимов А., «Вселенная», - М., 1979

  2. Найдыш, «Концепции современного естествознания», - М., 1999

  3. Силк Дж., «Большой взрыв», - М., 1989

  4. Электронная энциклопедия «Encarta Premium 2006» (на англ. яз.), 2006




1Авиация и космонавтика
2Архитектура и строительство
3Астрономия
 
4Безопасность жизнедеятельности
5Биология
 
6Военная кафедра, гражданская оборона
 
7География, экономическая география
8Геология и геодезия
9Государственное регулирование и налоги
 
10Естествознание
 
11Журналистика
 
12Законодательство и право
13Адвокатура
14Административное право
15Арбитражное процессуальное право
16Банковское право
17Государство и право
18Гражданское право и процесс
19Жилищное право
20Законодательство зарубежных стран
21Земельное право
22Конституционное право
23Конституционное право зарубежных стран
24Международное право
25Муниципальное право
26Налоговое право
27Римское право
28Семейное право
29Таможенное право
30Трудовое право
31Уголовное право и процесс
32Финансовое право
33Хозяйственное право
34Экологическое право
35Юриспруденция
36Иностранные языки
37Информатика, информационные технологии
38Базы данных
39Компьютерные сети
40Программирование
41Искусство и культура
42Краеведение
43Культурология
44Музыка
45История
46Биографии
47Историческая личность
 
48Литература
 
49Маркетинг и реклама
50Математика
51Медицина и здоровье
52Менеджмент
53Антикризисное управление
54Делопроизводство и документооборот
55Логистика
 
56Педагогика
57Политология
58Правоохранительные органы
59Криминалистика и криминология
60Прочее
61Психология
62Юридическая психология
 
63Радиоэлектроника
64Религия
 
65Сельское хозяйство и землепользование
66Социология
67Страхование
 
68Технологии
69Материаловедение
70Машиностроение
71Металлургия
72Транспорт
73Туризм
 
74Физика
75Физкультура и спорт
76Философия
 
77Химия
 
78Экология, охрана природы
79Экономика и финансы
80Анализ хозяйственной деятельности
81Банковское дело и кредитование
82Биржевое дело
83Бухгалтерский учет и аудит
84История экономических учений
85Международные отношения
86Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
87Финансы
88Ценные бумаги и фондовый рынок
89Экономика предприятия
90Экономико-математическое моделирование
91Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Да, я не пью. Но я не пью не это.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии "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 - 2017
Рейтинг@Mail.ru