Модель большого взрыва

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ  И НАУКИ РФ МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ  МАШИНОСТРОИТЕЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ (МАМИ)     РЕФЕРАТ По теме Модель большого взрыва     Дисциплина Концепция современного естествознания     Выполнила студентка:        Порохина К.И.        №    23778 Курс:  1   Семестр:  2 Группа:   экономика                       МОСКВА 2013

 

План:

 

1.Предисловие.

 

2. Современная наука.

 

3. Основные этапы развития  Вселенной.

 

4. История развития представлений  о Большом Взрыве.

 

5. Большой Взрыв и инфляция.

 

6. Модель Большего Взрыва  и расширяющейся Вселенной.

 

7. Выводы.

 

8. Литература.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Предисловие.

 

Учение о Вселенной  является одной из основных  и  сложнейших концепций естествознания  нынешнего времени не только  как о едином целом, но и как  части целого- т.е. непосредственно  космология как предмет дающий представления  обо всей охваченной астрономическими наблюдениями в области Вселенной (Метагалактике). 
  Выводы космологии могут основываться не только на физике как науке и законах физики, но также и на основных данных наблюдательной астрономии. Космология, как любая наука, в своей структуре имеет, кроме эмпирического и теоретического уровней, также и уровень, который состоит из философских оснований и  философских предпосылок.  
 Например, предположение, которое лежит в основании новейшей космологии, говорит о том, что законы природы, которые смогли быть установленными лишь  на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть пролонгированы на значительно большее количество областей, и как итого всего этого- на всю Вселенную. Таким образом мы видим, что данное представление об устойчивости законов природы во времени и пространстве относится уже к уровню философских оснований современной космологии.

Вселенная (мир, космос) - бесконечен в пространстве и во времени и  является  бесконечно разнообразным  по своим формам мир, т. е. все, что существует. 
Основной смысл термина «Вселенная» зависит от контекста, в котором он используется (например:  «Вселенная» в идеалистической философии, «Вселенная» в материалистической философии). 
 
Терминами "известная Вселенная», «видимая Вселенная»  под частую пользуются для описания той части Вселенной, которая является доступной  для нашего наблюдения. А поскольку с видимого горизонта исключаются, посредством космического расширения, значительные части Вселенной, то много космологов считают, что невозможно наблюдать весь континуум, и что правильным использованием термина «наша Вселенная» будет лишь в отношении известной человечеству части Вселенной. 
Вселенная структурно состоит из скоплений миллиардов галактик, которые заполняют собой пространство, которое расширяется. Каждая галактика состоит из сотен миллиардов звезд, обращающихся вокруг центрального ядра. Считается, что большинство звезд являются центрами планетарных систем из нескольких планет.

Возраст Вселенной – период времени, который  прошел с самого момента появления Вселенной (звезд, планет, времени, материи и т.д.). Стоит  акцентировать внимание на том, что  существуют  различные научные  оценки возраста Вселенной и хронологии. Согласно последним научным разработкам, возраст Вселенной от момента  Большого взрыва составляет 13,7 ± 0,2 млрд. лет. 
 
Современная наука 
 
Считается, что Вселенная основалась около 13,75 ± 0,11 млрд. лет назад. Этот возраст является современной оценкой  принятой на основе одной из самых распространенных моделей вселенных,  которая называется стандартной космологической ΛCDM-моделью. 
Так как уже в специальной теории относительности  о зависимости времени от движения наблюдателя, а в общей теории относительности - также и от положения, то имеет смысл уточнить, что именно понимается в таком случае под возрастом Вселенной. Возраст Вселенной в нынешнем представлении - это максимальное возможное время, которое могли бы измерить часы с момента Большого взрыва до нынешнего времени, если бы он смог попасть  сейчас нам в руки. 
 
Возраст Вселенной можно определить как минимум тремя способами: 
 
   1. Посредством оценки возраста элементов. А в свою очередь, возраст химических элементов можно оценивать, берем в расчет явление радиоактивного распада для того, чтобы определить возраст определенной смеси изотопов. 
   2. Провести оценку возраста скоплений. Например, возраст самых старых шаровых скоплений звезд можно оценивать, если использовать кривую в координатах светимости- температуры для звезд крупных шаровых скоплений. Так этот метод показал, что возраст Вселенной больше, чем 12,07 млрд. лет, с 95%-й долей вероятности.  . 
   3. Оценить возраст звезд. Можно оценить возраст старейших звезд белых карликов, если  использовать измерения яркости белых карликов. Так наиболее старые белые карлики являются более холодными и потому будут менее яркими. Посредством обнаружения слабых белых карликов, можно оценить продолжительность времени, в течение которого этот белый карлик охлаждался. Например, Oswalt, Smith, Wood и Hintzen  провели это и получили возраст 9,5 +1,1-0,8 млрд. лет для звезд основного диска Млечного пути. Они смогли оценить возраст Вселенной как минимум на 2 млрд лет старше возраста диска, то есть более 11,5 млрд лет. 
Кроме всего вышеперечисленного, также возможны и способы оценки возраста Вселенной, которые исходят из космологических моделей на основе определения постоянной Хаббла. 

Основные этапы  развития Вселенной 
 
Огромное значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных процессов, протекавших во Вселенной. В настоящее время принято использовать следующую периодизацию. 
Планковское время ( с по прошествии Большого взрыва) считается самой ранней эпохой, о которой существуют какие-либо теоретические предположения. В это время происходило отделение гравитационного взаимодействия от остальных фундаментальных взаимодействий. Исходя из современных  представлений, данная эра квантовой космологии могла продолжаться порядком с по прошествии Большого взрыва.

Следующей эпохой считается  тот период, который  характеризуется  зарождением первоначальных частиц кварков и разделением видов  взаимодействий. Эта эпоха продолжалась порядком с по прошествии Большого взрыва. В наше время уже есть специальные возможности, которые достаточно подробно дают физическое описание процессов этого периода. Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период времени стали образовываться ядра первичных элементов, возникли звезды, галактики, и наконец Солнечная система. 
Считается, что эра рекомбинации является важнейшим этапом в истории развития Вселенной в эту эпоху. Эта эра характеризуется расширением материи, которая стала прозрачной для излучения. Как показывают современные представления-  это могло произойти через 380 тыс. лет после Большого взрыва. Это излучение в настоящее время мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Большой взрыв (англ.: Big Bang) –  это такое гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым  Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Сейчас очень часто  автоматически соединяют теорию Большого взрыва к моделью горячей  Вселенной. Это не может быть верным, так как эти концепции независимы друг от друга. Исторически существовало представление о холодном начале Вселенной вокруг Большого взрыва. Именно сочетанием теории о Большом  Взрыве  с теорией горячей Вселенной, подтверждается  существование реликтового  излучения, что рассматривается  далее.

Хронологией Большого Взрыва описывается развитие Вселенной  в соответствии с теорией о  Большом Взрыве, которая является самой популярной на сегодня гипотезой происхождения Вселенной. 
В этой  теории оговаривается о чрезвычайно небольших размерах, громадной плотности и температуре, которые Вселенная имела в начале своего существования. На протяжении всего своего развития, Вселенная становилась холоднее и менее плотной, расширяясь в размерах одновременно. Постепенно Вселенная из однородного начального состояния перешла к структурированному, складываясь из множества макроскопических объектов (звезд, планет и др.) и их скоплений. 
Наиболее фундаментальные изменения произошли в первые доли секунды после Большого взрыва. В течение первой триллионной (10-12) части секунды состояние Вселенной было настолько отличающимся от современного, что фундаментальные силы природы имели иной вид, чем сейчас. История этого времени в значительной степени спекулятивная, так как энергии, которыми он характеризуется, недоступны в сегодняшних лабораторных условиях.

 

История развития представлений о Большом Взрыве

Так например в 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою работу по физике «Основы общей теории относительности», в которой он осветил завершение создания релятивистской теории гравитации.

А в 1917 году он же смог развить представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной на основе своих уравнений поля ( эта модель Вселенной Эйнштейна, которая знаменует зарождение космологии). По мимо всего прочего он так же ввёл космологическую постоянную Λ. (введение которой, впоследствии назвал одной из самых больших своих ошибок). Однако уже в настоящее время стало возможным выяснить, что Λ-член играет одну из важнейших ролей в эволюции Вселенной). Виллем де Ситтер выдвенул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».

В 1922 году советский геофизик и математик  Александр Александрович Фридман нашёл нестандартные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и высказал мнение о расширении Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная так же как решение Фридмана). Если перенести эту ситуацию в прошлое, то напрашивается вывод о том, что в самом своем начале вся материя Вселенной была скоплена в одной компактной области, из которой и начала свое расширение. Так как Вселенную очень часто атаковали процессы взрывного характера, то у Фридмана естественным образом возникло предположение того, что начало её развития получило также от взрывного процесса — Большого взрыва.

Так в 1923 году немецкий математик Герман Вейль полагал, что если поместить вещество в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, она должна будет расшириться. Так же Артур Эддингтон говорил  о нестатичности Вселенной де Ситтера в своей книге, которую опубликовал в том же году.

А в 1924 году Карл Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием.

В 1925 году Лундмарк К. Э., а после него и Штремберг, которые повторили работу Вирца, не смогли получить убедительных результатов, а Штремберг даже сделал заявление, согласно которому «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако лишь стало ясным то, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надёжными критериями их расстояния. В этом же году была опубликована первая космологическая работа бельгийского теоретика Жоржа Леметра, в которой также говорилось  о расширении непустой Вселенной.

Уже в 1927 году тот же Леметр опубликовал статью «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». В ней говорилось о коэффициенте пропорциональности между скоростью и расстоянием, который получил Леметр, и который оказался близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Так Леметр стал первым, кто чётко смог заявить о том, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это не звёзды, а галактики и гигантские звёздные системы. Леметр в своих доводах опирался на результаты Хаббла, с которыми он смог ознакомиться, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

В 1929 году 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, именующаяся как «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Если проводить сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями, то определяется чёткая линейная зависимость скорости от расстояния, которая по праву называется теперь законом Хаббла.

В 1948 году Гаманов Г. А. выпускает в свет работу, в которой описывается  «горячая Вселенная». Эта работа оказалась построена на теории расширяющейся Вселенной Фридмана. Так по Фридману, вначале был взрыв. В этот взрыв Вселенная была вовлечена одновременно и повсюду. Таким образом пространство оказалось заполнено очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, галактики, звёзды, планеты, в том числе наша Земля и всё что на ней находится. Помимо всего вышеперечисленного, Гамов добавил, что первичное вещество мира было не только очень плотное, но и очень горячее. Если говорить о смысл этой идеи  Гамова, то он  состоит в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и именно в этом ядерном котле были синтезированы за несколько минут лёгкие химические элементы. В дальнейшем эта теория имела самый эффектный результат о предсказании космического фона излучения. Получается, что электромагнитное излучение должно было, согласно законам термодинамики, существовать наряду с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не могло исчезнуть при общем расширении мира и должно сохраниться — только сильно охлаждённым — и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли получить лишь ориентировочную оценку того, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалась очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. Так выходило, что если учесть возможные неопределённости, неизбежные при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, что предсказанная температура должна была лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году Гамов в одной научно-популярной статье объявил о том, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.