Выполним любую студенческую работу

Учебная работа. Доклад: Модель горячей Вселенной

Учебная работа. Доклад: Модель горячей Вселенной

Южноамериканский физик Жора Антонович Гамов в 1946 году заложил базы одной из базовых концепций современной космологии – модели “жаркой 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.


]]>

Выполним любую студенческую работу