Учебная работа. Доклад: Модель горячей Вселенной
В данной модели основное внимание переносится на состояние вещества и физические процессы, идущие на различных стадиях расширения Вселенной, включая более ранешние стадии, когда состояние было необыкновенным.
С построением моделей «жаркой Вселенной» в космологии вместе с законами тяготения интенсивно используются законы термодинамики, данные ядерной физики и физики простых частиц. Возникает релятивистская астрофизика.
Модель жаркой Вселенной получила эмпирическое доказательство в 1965 году в открытии реликтового излучения южноамериканскими учеными Пензиасом и Уилсоном.
Реликтовое излучение — одна из составляющих общего фона галлактического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение умеренно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответсвует термическому излучению полностью темного тела при температкур около 3К.
Согласно модели жаркой Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранешних стадиях расширения Вселенной владели высочайшей плотностью и температурой. В процессе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, опосля что равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось — кванты излучения уже не владели нужной для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду. температура обособившегося излучения продолжала понижаться и к нашей эре составила около 3К. Таковым образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эры рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое нередко именуют Огромным взрывом.
В базе современной космологии лежат представления о однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-то выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение о однородности и изотропности Вселенной нередко именуют космологическим постулатом.
В теории однородной изотропной Вселенной оказываются вероятными две модели Вселенной: открытая и замкнутая.
В открытой модели кривизна трехмерного места отрицательна либо (в пределе) равна нулю, Вселенная нескончаема; в таковой модели рассотяния меж скоплениями галактик со временем неограниченно растут.
В замкнутой модели кривизна места положительна, Вселенная конечна (но так же беспредельна, как и в открытой модели); в таковой модели расширение с течением времени сменяется сжатием.
На основании имеющихся наблюдательных данных недозволено создать никакого выбора меж открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на общем нраве прошедшего и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (продолжительность расширения) — величину не довольно определенную по данным наблюдений.
В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особенное изначальное состояние — сингулярность. Это состояние характеризуется большой плотностью массы и кривизной места. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.
Значение неизменной Хаббла (точнее, параметра Хаббла) описывает время, истекшее с начала расширения Вселенной, которое на данный момент оценивается в 10-20 миллиардов. лет.
Современная космология отрисовывают картину Вселенной поблизости сингулярности. В критериях весьма высочайшей температуры поблизости сингулярности не могли существовать не только лишь молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; была только сбалансированная смесь различных простых частиц.
Уравнения современной космологии разрешают отыскать законрасширения однородной и изотропной Вселенной и обрисовать изменение ее физических характеристик в процессе расширения.
Из этих уравнений следует, что исходные высочайшие плотность и температура стремительно падали.
Общие законы физики накрепко испытаны при ядерных плотностях, а такую плотность Вселенная имеет спустя 10-4с от начала расширения. Как следует, с этого времени от состояния сингулярности физические характеристики эволюционирующей Вселенной полностью поддаются исследованию (в ряде всевозможных случаев эту границу отодвигают конкретно к сингулярности).
В крайние десятилетия развитие космологии и физики простых частиц позволило на теоретическом уровне разглядеть самую исходную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая закончилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту стадию расширения Вселенной окрестили инфляционной. На данной стадии, когда температура была неописуемо высока (больше 1028 К), Вселенная расширялась с убыстрением, а энергия в единице размера оставалась неизменной.
До момента рекомбинации, который наступил приблизительно через миллион лет опосля начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Потому при помощи электромагнитного излучения недозволено заглянуть в эру, предыдущую рекомбинации. На нынешний денек это можно создать при помощи теоретических моделей.
Сначала расширения Вселенной ее температура была настолько высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех узнаваемых частиц и античастиц. При температуре 1013 К во Вселенной рождались и погибали (аннигилировали) пары разных частиц и их античастиц. При снижении температуры до 5х1012 К практически все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались лишь те из их, для которых «не хватило» античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частички и античастицы. Наблюдения реликтового фона проявили, что начальный излишек частиц по сопоставлению с античастицами составлял жалкую долю (одну миллиардную) от их общего числа. Конкретно из этих «лишних» протонов и нейтронов в главном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.
При температуре 2х1010 К с веществом не стали вести взаимодействие нейтрино — от этого момента должен был остаться «реликтовый фон нейтрино», найти который, может быть, получится в дальнейшем.
Спустя несколько секунд опосля начала расширения Вселенной началась эра, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия — эра первичного нуклеосинтеза. Длилась эта эра примерно 3 минутки. Ее результатом в главном сделалось образование ядер гелия. Другие элементы, наиболее томные, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества.
Определение хим состава (в особенности содержание гелия, дейтерия и лития) самых старенькых звезд и межзвездной среды юных галактик является одним из методов проверки выводов теории жаркой Вселенной.
Опосля эры нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эры рекомбинации (t около 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.
]]>