Вселенная

ПЛАН Стр. 1. Эволюция Вселенной 2. Модель горячей вселенной 3. Жизнь и разум во Вселенной 4. Проблема внеземных цивилизаций Литература 1. Эволюция Вселенной. История окружающего нас мира, история Вселенной - это вопрос, который волновал человечество, начиная с самых ранних ступе¬ней познания. Мифы и религиозные учения предполагают свои «космологические систе¬мы», свои теории эволюции Вселенной.Эволюция Вселенной, начиная с Большого взрыва, рассматривается как совместное развитие микро- и мак¬роявлений, включающее процессы дифференциации и усложне¬ния в микро - и макроветвях эволюции.

Наша Вселенная участвует в закономерном эволюционном процессе. Но было бы ошибкой процесс эволюции Вселенной, равно, как и всякой другой материальной системы, отождествлять лишь с одной прогрессивной ветвью развития. Развитие всегда состоит из двух ветвей или этапов - прогрессивного и регрессивного, которые объединяются одной общей характеристикой: не¬обратимостью происходящих в них изменений.

Состояние вещества и ход физических про¬цессов, сами понятия о времени и пространст¬ве в «ранний» период эволюции Вселенной, когда плотность была грандиозна, еще недо¬статочно ясны и, вероятно, существенно отли¬чаются от понятий физики сегодняшнего дня. Но качественные изменения во Вселенной происходили не только в далеком прошлом. Имеются теоретические предположения, что при определенных условиях эволюция звезд приводит к образованию так называемых «чер¬ных дыр». Поле тяжести у поверхности этих дыр так велико, что силы гравитации «сковы¬вают» в этой части пространства все виды лу¬чистой энергии, в том числе и свет. Поэтому эти массивные звезды становятся невидимы¬ми, если только на них не падает вещество извне.

Выяснение того, как при этом все же обнаружить «черные дыры», является одной из интереснейших задач современной астро¬физики. Вселенная – это материальный мир, рассматриваемый со стороны его астрономических аспектов.

Существуют разные модели Вселенной: «Вселенная Эйнштейна», «Вселенная Фридмана», «Вселенная Леметра», «Вселен¬ная Наана», «Вселенная Зельманова», соответствующие разным представлениям о ней как в целом. Современная картина эволюционирующей Вселенной – не только расширяющейся, но и буквально «взрывающейся» пожалуй, так же мало похожа на картину статичной Вселенной, которую рисовала астрономия начала XX в как современные представления о взаимопревращаемости атомов и элементарных частиц на неделимые атомы классической физики.

Научная постановка вопроса об истории Вселенной-одно из важнейших завоеваний современной науки. Астрономия использует наблюдения с помощью телескопов, исследует спектры далеких небесных тел, изучает ра¬диоволны, приходящие из самых отдаленных областей. Выводы из этих наблюдений дела¬ются с учетом законов природы, изученных в земных лабораториях. Мы используем данные о спектрах атомов, о законах излучения и распространения радиоволн.

Мы применяем к Вселенной и к огромным скоплениям звезд теорию всемирного тяготения, проверенную в земных условиях и в Солнечной системе, в частности по движению созданных человеком космических аппаратов. Большим достижением нашего века явля¬ется установление факта эволюции, изменяе¬мой Вселенной. Звезды расходуют свой запас горючего - водорода. Горение здесь заключа¬ется в превращении водорода в гелий путем ядерных реакций. Удаляются друг от друга огромные скопления звезд.

Частью такого скопления является и наша Галактика с ее 100 тыс. млн. звезд. Нужно только пом¬нить, что ни сама Земля, ни Солнечная си¬стема, ни Галактика не расширяются. Новое, открытое в 1965 г. излучение объ¬ясняется тем, что много миллиардов лет на¬зад вся Вселенная была совершенно не похо¬жа на современную. Все пространство было заполнено тем, что физики называют плаз¬мой горячим газом, состоящим из электро¬нов, ядер водорода и гелия и излучением. Частицы из¬лучения при этом даже преобладали. Все¬ленная расширялась, и в ходе этого расшире¬ния происходило постепенное изменение, ос¬тывание плазмы.

Радиоволны, наблюдаемые в настоящее время это потомки горячего излучения в прошлом. Такой вывод подтверж¬дается и спектром радиоволн - теория по¬зволяет правильно предсказывать потоки волн в разных диапазонах. С охлаждением связано и выделение от¬дельных небесных тел. Всем известно, что при охлаждении теплого воздуха возникает туман: водяные пары, содержавшиеся в воз¬духе, превращаются в капельки воды. Нечто похожее происходит при охлаждении и с плазмой: электроны и ядра объединяются в атомы, атомы объединяются в облака газа, далее эти облака распадаются на отдельные звезды.

Часть вещества и сейчас остается в форме газа. Подробное теоретическое исследование про¬цесса образования Галактик и звезд является одной из центральных задач астрофизики. В теории космологии приято эволюцию вселенной разделять на 4 эры: а) адронная эра (начальная фаза, характеризующаяся высокой температурой и плотностью вещества, состоящего из элементарных частиц – «адронов»); б) лептонная эра (следующая фаза, характеризующаяся снижением энергии частиц и температуры вещества, состоящего из элементарных частиц «лептонов». Адроны распадаются в мюоны и мюонное нейтрино – образуется «нейтринное море»; в) фотонная эра или эра излучения (характеризуется снижением температуры до 10 К, аннигиляцией электронов и позитронов, давление излучения полностью отделяет вещество от антивещества); г) звездная эра (продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц, продолжается со времени завершения Большого взрыва (примерно 300 000 лет назад) до наших дней. В нулевой момент времени Вселенная возникла из сингулярности, то есть из точки с нулевым объемом и бесконечно высокими плотностью и температурой.

Пытаясь объяснить происхождение Вселенной, сторонники Большого взрыва сталкиваются с серьезной проблемой, поскольку исходное состояние Вселенной в разработанной ими модели не поддается математическому описанию.

В их описаниях Вселенная в начале представляла собой точку пространства бесконечно малого объема, имевшую бесконечно большую плотность и температуру.

Такое состояние вещества в принципе не может быть описано математически. На языке науки это явление получило название «сингулярности». В течение первой миллионной доли секунды, когда температура значительно превышала 10 12 К (по некоторым оценкам до 10 14 К), а плотность была немыслимо велика, происходили неимоверно быстро сменяющие себя экзотические взаимодействия, недоступные пониманию в рамках современной физики.

Мы можем лишь размышлять, каковы были эти первые мгновения, например, возможно, что четыре фундаментальные силы природы были слиты воедино. Есть основания полагать, что к концу первой миллионной доли секунды уже существовал первичный «бульон» богатых энергией («горячих») частиц излучения (фотонов) и частиц вещества. Иными словами материя Вселенной представляла собой электронно-позитронные пары (е– и е+); мюонами и антимюонами (м – и м +); нейтрино и антинейтрино, как электронными (v e, v e), так и мюонными (v m, v m) и тау-нейтрино (v t, v t); нуклонами (протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.

Эта самовзаимодействующая масса находилась в состоянии так называемого теплового равновесия. В те первые мгновения все имевшиеся частицы должны были непрерывно возникать (парами – частица и античастица) и аннигилировать. Это взаимное превращение частиц в излучение и обратно продолжалось до тез пор, пока плотность энергии фотонов превышала значение пороговой энергии образования частиц.

Когда возраст Вселенной достиг одной сотой доли секунды, ее температура упала примерно до 10 11 К, став ниже порогового значения, при котором могут рождаться протоны и нейтроны, некоторые из этих частиц избежали аннигиляции – иначе в современной нам Вселенной не было бы вещества. Через 1 секунду после Большого взрыва температура понизилась до 10 10 К, и нейтрино перестали взаимодействовать с веществом.

Вселенная стала практически «прозрачной» для нейтрино. Электроны и позитроны еще продолжали аннигилировать и возникать снова, но примерно через 10 секунд уровень плотности энергии излучения упал ниже и их порога, и огромное число электронов и позитронов превратилось в излучение катастрофического процесса взаимной аннигиляции. По окончанию этого процесса, однако, осталось определенное количество электронов, достаточное, чтобы, объединившись с протонами и нейтронами, дать начало тому количеству вещества, которое мы наблюдаем сегодня во Вселенной. 2.

Модель горячей вселенной

Модель горячей вселенной. Наиболее общепринятой в космологии является ... По его утверждению космологические начальные условия образования Вселе... Было предложено с помощью изучения спектра излучений звезд и космическ... Дикке приступила к попыткам обнаружить реликтовое излучение. 3.

Жизнь и разум во Вселенной

Àñòp&#238 ;íî&#23... планет. Îpãà&#237 ;è÷&#22... Ýòîò ïåp&#22... Âñå èçë&#238...