Релятивистская космология: прошлое и будущее нашей Вселенной

Характерные особенности наиболее актуальных концепций возникновения и развития Вселенной: статическая модель Эйнштейна, теория Большого Взрыва, Антропный принцип. Основные эры эволюции Вселенной, зависимость ее будущего от гравитационного взаимодействия.

Рубрика Астрономия и космонавтика
Вид дипломная работа
Язык русский
Дата добавления 09.01.2011
Размер файла 70,6 K

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

14

  • Министерство образования и науки Российской Федерации
  • ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ
  • Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования
  • Горно-Алтайский государственный университет
  • Физико-математический факультет
  • Кафедра физики и МПФ
  • Дипломная работа
  • РЕЛЯТИВИСТСКАЯ КОСМОЛОГИЯ: ПРОШЛОЕ И БУДУЩЕЕ НАШЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
  • Выполнил: Шагаев А.А.
  • Научный руководитель:
  • Д. ф.-м. н., проф.
  • Михайличенко Г.Г.
  • Горно-Алтайск 2007
  • Содержание
  • Введение
  • Глава I. Сценарий далекого прошлого
  • 1.1 Статическая модель Эйнштейна
  • 1.2 Большой Взрыв
  • 1.3 Антропный принцип
  • Глава II. Эволюция Вселенной
  • 2.1 Адронная эра
  • 2.2 Лептонная эра
  • 2.3 Фотонная эра или эра излучения
  • 2.4 Звездная эра
  • Глава III. Будущее Вселенной
  • 3.1 Процесс расширения Вселенной
  • 3.2 Темная энергия и судьба Вселенной
  • Заключение
  • Литература

Введение

Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для его обозрения - оно было для него интересным. Недаром астрономия - самая древняя из наук о природе - и, по сути, почти самая древняя наука вообще.

Не потерял интереса к изучению проблем космоса и Современный Человек. Но он смотрит уже немного глубже: ему не просто интересно, что есть Вселенная сейчас - он жаждет знаний о том

что было, когда Вселенная рождалась?

рождалась ли она вообще?

как давно это было и как происходило?

Французский ученый Анри Пуанкаре однажды сказал: «Невозможно наблюдать картину звездной Вселенной, не задавая себе вопрос, как она создавалась». В каждой исторической эпохе люди стремились составить определенные представления о структуре и эволюции Вселенной, т.е. построить определенную космологическую модель исходя из общей совокупности знаний о природе, накопленных усилиями предыдущих поколений. Поэтому данная тема дипломной работы актуальна и в наше время.

Для поиска ответа на все эти непростые вопросы была отведена специальная ниша в астрономии - космология.

Космология - это физическое учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями мира как части Вселенной.

Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбу Вселенной.

Поэтому космология, как и любая другая наука, живет и бурно развивается, принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире. Хотя и не так стремительно, как, например, компьютерные технологии, и в большей мере за счет «альтернативных» теорий, но все-таки развивается.

Построить космологическую модель - значит с помощью формул или графиков показать, как будут изменяться со временем расстояния между произвольно взятыми «частицами» (галактиками), а так же описать, как будут изменяться параметры вещества, какие процессы (превращение элементарных частиц, синтез химических элементов и др.) происходят во Вселенной в различные моменты времени и т.д.

Задача данной дипломной работы состоит в том, чтобы выяснить, какие модели возникновения и развития Вселенной наиболее актуальны в настоящее время, проанализировать литературу, выяснить новые данные. За последние десятилетия возможности для проверки теории возросли, так как техника наземных и космических обсерваторий полностью изменилась.

Время от времени вспыхивают дискуссии на тему: можно ли построить "окончательную" физическую теорию, описывающую количественно любое физическое явление. Иначе говоря, обсуждается вопрос: можно ли все физические законы закодировать в единое уравнение или систему уравнений?

То обстоятельство, что сейчас можно сравнительно четко сформулировать те вопросы (проблемы), которые нужно решить для создания теории происхождения Метагалактики (Вселенной).

Глава I. Сценарий далекого прошлого

Итак, нас будет интересовать эпоха, которая отделена от нынешней на 13-20 млрд. лет. Поскольку всё это время наша Вселенная расширялась, и плотность ее непрерывно уменьшалась, в прошлом плотность должна была быть очень большой.

Из теории Фридмана следует, что в прошлом плотность могла быть бесконечно большой (на самом деле существует некий предел значения плотности (1097 кг/м3).

Нам необходимо определиться с некоторыми параметрами, из которых, пожалуй, самым важным, является температура. Вопрос о том, холодной или горячей была материя в ту отдаленную от нас эпоху, долгое время оставался спорным. Приводились доводы в пользу обоих состояний. Решающее доказательство того, что Вселенная была горячей, удалось получить лишь в середине 1960-х.

В настоящее время большинство космологов считает, что в начале расширения Вселенной материя была не только очень плотной, но и очень горячей. А теория, рассматривающая физические процессы, происходившие на ранних стадиях расширения Вселенной, начиная с первой секунды после «начала», получила название теории «горячей Вселенной».

1.1 Статическая модель Эйнштейна

Когда Эйнштейн сформулировал Теорию Относительности, чтобы проверить теорию Ньютона его собственной Специальной Теорией Относительности, он добавил так называемую, "космическую константу''. Это представляло собой отталкивающий гравитационный эффект, который мог бы компенсировать эффект притяжения материи во вселенной. Таким образом, было возможно иметь статическую модель вселенной.

Эйнштейн позже сказал: космическая константа была величайшей ошибкой моей жизни. Это произошло после наблюдений отдаленных галактик Эдвином Хабблом в 1929 году, показавшему, что они удаляются от нас, со скоростями, которые были приблизительно пропорциональными их расстоянию от нас. Другими словами, Вселенная не статическая, как прежде было принято думать: она расширяется. Расстояние между галактиками возрастает со временем.

Уравнения Эйнштейна связывают между собой свойства материи, заполняющей искривлённое пространство-время, с его кривизной. Выглядят они следующим образом:

,

где Rab - тензор Риччи, получающийся из тензора кривизны пространства-времени Rabcd посредством свёртки его по паре индексов,

R - скалярная кривизна, то есть свёрнутый тензор Риччи,

gab - метрический тензор,

- космологическая постоянная,

Tab представляет собой тензор энергии-импульса материи, ( - число пи, c - скорость света в вакууме, G - гравитационная постоянная Ньютона).

Кривизна и энергия-импульс в них входит лишь линейно, а кроме того, в левой части стоят все тензорные величины валентности 2, которые могут характеризовать пространство-время.

Некоторое время дискутировался вопрос о наличии в этих уравнениях третьего члена в левой части - о равенстве космологической постоянной нулю. Данные современной количественной космологии говорят в пользу модели Вселенной, расширяющейся с ускорением, то есть с положительной космологической постоянной, не равной нулю. Тем не менее, величина этой постоянной настолько мала, что позволяет её не учитывать в любых физических расчётах, кроме связанных с астрофизикой в масштабах скоплений галактик и выше.

Существенным моментом является то, что уравнения Эйнштейна нелинейные и сумма их решений не является новым решением. Это связано с тем, что кривизна (определение тензора кривизны) нелинейно зависит от метрических коэффициентов. Приближённо линейность существует лишь для слабых гравитационных полей, когда отклонения метрических коэффициентов от их значений для плоского пространства-времени малы, и так же мала кривизна.

Дополнительное обстоятельство, затрудняющее решение этих уравнений - их самосогласованность. Уравнения Эйнштейна связывают изменения метрических коэффициентов пространства-времени, то есть его искривление, с содержащейся в нем материей, но материя в свою очередь должна двигаться в искривлённом пространстве. Получаем замкнутый круг: материя в своём движении искривляет пространство, которое заставляет в свою очередь материю двигаться определённым образом, из-за чего материя по-другому искривляет пространство, которое опять корректирует движение материи, и так далее до бесконечности. Поэтому поиск решений превращается в игру в рулетку: задавшись определённым исходным состоянием материи, мы рискуем обнаружить, что она не может находиться в таком состоянии, когда решим уравнения Эйнштейна. Именно поэтому такое большое значение придаётся известным точным решениям этих уравнений.

Впервые принципиально новые космологические следствия общей теории относительности установил выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.). Фридман привел две модели Вселенной. Своими выводами Фридман теоретически способствовал открытию глобальной эволюции Вселенной.

Существует несколько теорий эволюции:

Теория пульсирующей Вселенной утверждает, что наш мир произошел в результате гигантского взрыва. Но расширение Вселенной не будет продолжаться вечно, т.к. его остановит гравитация. По этой теории наша Вселенная расширяется в течение 18 млрд. лет со времени взрыва. В будущем расширение полностью замедлится и произойдет остановка, а затем она начнёт сжиматься до тех пор, пока вещество опять не сожмется и произойдет новый взрыв.

Теория стационарного взрыва: согласно ей Вселенная не имеет ни начала, ни конца. Она все время пребывает в одном и том же состоянии. Постоянно идет образование нового вещества, чтобы возместить вещество удаляющихся галактик. Вот по этой причине Вселенная всегда одинакова, так как если Вселенная, начало которой положил взрыв, будет расширяться до бесконечности, то она постепенно охладится и совсем угаснет.

В 1929 году Хаббл открывает так называемый эффект «красного смещения». Он утверждает, что во всех спектрах наблюдаемых галактик он видит красную подсветку в части спектра. Он брал в пример наблюдателя, стоящего около источника света, который удалялся или приближался. При удалении источника света мы наблюдаем красный свет спектра, а при приближении - фиолетовый.

Это означает, что все галактики от нас удаляются. Но наука, как ни странно, забыла об этом до 1964 года. И лишь в 1964 году ученые Пензиас и Вильсон открывают эффект «реликтового фона». Они утверждают, что во всех точках Вселенной наблюдается постоянный и однородный шум - реликтовый фон с температурой, равной 3 градусам К. Это означает, что галактики удаляются с определенной скоростью, а наблюдаемая, Вселенная расширяется. А если они удаляются, значит, была и начальная точка отсчета.

Эти два неоспоримых и полностью доказанных факта подтверждают теорию Большого Взрыва.

1.2 Большой Взрыв

Началом работы Вселенского ускорителя был Большой Взрыв. Этот термин очень часто применяют сегодня космологи. Наблюдаемый разлет галактик и скоплений галактик - следствие Большого взрыва. Однако, Большой Взрыв, который академик Я.Б. Зельдович назвал астрономическим, качественно отличается от каких-либо химических взрывов.

У обоих взрывов есть черты сходства: например, в обоих случаях вещество после взрыва охлаждается при расширении, падает и его плотность. Но есть и существенные отличия. Главное из них заключается в том, что химический взрыв обусловлен разностью давлений во взрывающемся веществе и давлением в окружающей среде (воздухе). Эта разность давлений создает силу, которая сообщает ускорение частицам заряда взрывчатого вещества.

В астрономическом взрыве подобной разности давлений не существует. В отличие от химического астрономический взрыв не начался из определенного центра (и потом стал распространяться на все большие области пространства), а произошел сразу во всем существовавшем тогда пространстве. Представить себе это очень трудно, тем более, что «все пространство» могло быть в начале взрыва конечным (в случае замкнутого мира) и бесконечным (в случае открытого мира).

Пока мало что известно, что происходило в первую секунду после начала расширения, и еще меньше о том, что было до начала расширения. Но, к счастью, это незнание не явилось помехой для очень детальной разработки теории «горячей Вселенной» и сценарий, к рассмотрению которого мы сейчас переходим, основан не на умозрительных рассуждениях, а на строгих расчетах.

Итак, в результате Большого взрыва 13-20 млрд. лет назад начал действовать уникальный ускоритель частиц, в ходе работы которого непрерывно и стремительно сменяли друг друга процессы рождения и гибели (аннигиляции) разнообразных частиц. Как мы увидим, эти процессы во многом определили всю последующую эволюцию Вселенной, нынешний ее облик и создали необходимые предпосылки для возникновения и развития жизни.

Итак, мы выяснили, что Вселенная постоянно расширяется; тот момент с которого Вселенная начала расширяться, принято считать ее началом; тогда началась первая и полная драматизма эра в истории Вселенной, которую называют “Большим Взрывом” или английским термином Big Bang.

Как ни удивительно, вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120оС) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Темная энергия практически никакой роли не играла.

События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно модели дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200. Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило, - дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, а это препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось крайне маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности темной массы все же существовали. Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно одного миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

Доказательством в пользу Большого взрыва является избыток легких элементов, таких, как водород, дейтерий (тяжелый водород), гелий и литий. По мере расширения Вселенной, фотоны реликтового излучения теряют энергию благодаря красному смещению, и микроволновое излучение становится холоднее. Это означает, что температура реликтового излучения в прошлом была выше. Когда возраст Вселенной был лишь несколько минут, температура была достаточно высокой, чтобы происходил термоядерный синтез легких элементов. Теория Ядерного синтеза в ходе Большого взрыва предсказывает, что около 1/4 массы Вселенной должен быть гелий, что очень близко к его наблюдаемому содержанию. Распространенность дейтерия обратна плотности нуклонов во Вселенной, и наблюдаемое количество дейтерия показывает, что имеется один нуклон на каждые 4 кубических метра пространства во Вселенной.

1.3 Антропный принцип

Антропный (человеческий) принцип первым сформулировал в 1960 году Иглис Г.И., но он является как бы неофициальным его автором. А официальным автором был ученый по фамилии Картер.

Антропный принцип говорит о том, что в начале Вселенной был план мироздания, венцом этого плана является возникновение жизни, а венцом жизни - человек. Антропный принцип очень хорошо укладывается в религиозную концепцию программирования жизни.

Антропный принцип утверждает, что Вселенная такая, какая она есть потому, что есть наблюдатель или же он должен появиться на определенном этапе развития. В доказательство создатели этой теории приводят очень интересные факты. Это критичность фундаментальных констант и совпадение больших чисел.

Естественно, ни та, ни другая гипотеза не в состоянии дать объяснение того, что было до возникновения нашей Вселенной, и откуда взялась первоначальная, не поддающаяся оценке энергия, которая инициировала начало и продолжение эволюции Вселенной. Именно с этого места многие, даже представители научного мира, вынуждены допускать возможность существования высшей всемогущей инстанции бытия, в религиозных учениях называемой Богом. И надо признать, что такое, в общепринятом понятии ненаучное, объяснение исходных начал сотворения нашей Вселенной ничем не отличается по обоснованности от эмпирически найденных, но не объяснимых с позиций строгой науки формул Ньютона, Эйнштейна, Шредингера, позволяющих в пределах доступного нам опыта достаточно точно описывать существующие во Вселенной причинно-следственные связи. Известно, что в Библии - книге Бытия в первых двух главах представлена альтернативная концепция эволюции - так называемая доктрина сотворения Вселенной, жизни и Человека на Земле.

Глава II. Эволюция Вселенной

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на Земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования, проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной приблизительно десять миллиардов лет назад был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав был весьма прост. Этот огненный шар был настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при любой температуре, постоянно осуществляется процесс частица + античастица гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс материализации гамма-фотон частица + античастица мог протекать лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация в результате понижения температуры раскаленного вещества приостановилась, эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.

2.1 Адронная эра

Длилась примерно от t=10-6с до t=10-4 с. Плотность порядка 1017 кг/м3 при T=1012…1013 К.

При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны.

Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура T упала на 10 биллионов Кельвинов(1013 K). Средняя кинетическая энергия частиц kT и фотонов h составляла около миллиарда эв (103 Мэв), что соответствует энергии покоя барионов.

В первую миллионную долю секунды эволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, так же, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионов прекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не обладали уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов (протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов - гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад гиперонов происходил на этапе с 10?-6 до 10?-4 секунды.

К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды (10?-4 с.), температура ее понизилась до 1012? K, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной достиг 10?-4 с., в ней исчезли все мезоны.

На этом и кончается адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.

2.2 Лептонная эра

Длилась примерно от t=10-4 до t=101. К концу эры плотность порядка 107 кг/м3 при T=109.

Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже. Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”.

Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

2.3 Фотонная эра или эра излучения

На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура Вселенной понизилась до 1010K, а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов. Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от антивещества.

Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.

Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной, была введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 см3, точнее, среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной распределено равномерно). Если сложить вместе энергию h ?всех фотонов, присутствующих в 1 см3, то мы получим плотность энергии излучения Er. Сумма энергии покоя всех частиц в 1 см3 является средней энергией вещества Em во Вселенной. Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er) падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em).

Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц (имеется в виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор, пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие (то есть Er = Em). Кончается эра излучения и вместе с этим период “Большого Взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем в настоящее время.

“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока, это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда после этого эволюция Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, во время “большого взрыва”. Все события во Вселенной в тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции.

Не следует забывать, что в очень короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

2.4 Звездная эра

После “Большого Взрыва” наступила продолжительная эра вещества. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “Большого Взрыва” до наших дней. По сравнению с периодом “Большого Взрыва”, её развитие представляется как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры.

Таким образом, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной. Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики - ничтожные явления в сравнении с большим взрывом.

Процесс возникновения первых звезд более простой, чем процесс образования звезд современного типа, благодаря химической чистоте исходного материала - смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с темной массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил конденсации темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов, для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса - давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр "металлами" (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них "звездный ветер" обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет. Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, темной материей. Размеры протогалактик были небольшими, и они находились близко одна к другой, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в галактики, тоже небольшие. Размеры первых галактик составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды, а диаметр нашей Галактики 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени. Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение - просто результат старения света, а не эффект Доплера.

Глава III. Будущее Вселенной

3.1 Процесс расширения Вселенной

Оставляя в стороне спорный вопрос, касающийся образования галактик, посмотрим, что говорят современная теория и данные наблюдений относительно будущего развития Вселенной и ее вероятного конца.

Вне всякого сомнения, именно гравитационное взаимодействие определит дальнейший ход событий. Достаточно ли во Вселенной вещества для того, чтобы силы тяготения в конечном счете остановили процесс расширения и заставили галактики вновь начать падать друг на друга, в результате чего Вселенная закончила бы свое существование в неком «Большом сжатии». Или же наоборот. Вселенная будет расширяться бесконечно?

Процесс расширения Вселенной можно рассматривать, используя уже знакомое нам понятие скорости убегания. Согласно закону всемирного тяготения Ньютона, эффективная гравитационная сила, действующая на частицу, находящуюся внутри пустой сферической оболочки, равна нулю, притяжение, вызываемое разными частями оболочки, взаимно компенсируется. То же имеет место и в общей теории относительности. Следовательно, если выбрать для исследования типичную сферическую область Вселенной, то все остальное можно считать полой толстостенной оболочкой, расположенной вне интересующей нас области, поскольку в силу космологического принципа все направления во Вселенной равноправны, а вещество в ней распределено равномерно. Тогда можно допустить, что на галактику, расположенную у края выбранной нами области, действуют силы притяжения только со стороны вещества, находящегося внутри выбранной сферы. Если это вещество распределено равномерно, то галактика будет притягиваться к центру сферы так, как если бы там была сосредоточена вся заключенная внутри сферы масса. В своем движении относительно центра сферы эта «пробная» галактика должна вести себя, как снаряд, выпущенный «наружу» из этой точки. Если скорость галактики достаточно велика, т. е. если она превышает скорость убегания, характерную для этой сферической области, то галактика будет продолжать свое движение вечно (открытая вселенная), но если скорость галактики недостаточна, то она в конце концов уменьшится до нуля, после чего галактика начнет двигаться к центру сферы (замкнутая вселенная).

Зная скорость разбегания галактик - она определяется значением постоянной Хаббла, - можно оценить необходимую величину массы, которая должна содержаться в данном объеме пространства, чтобы расширение когда-то прекратилось; иначе говоря, требуется рассчитать среднее значение плотности вещества, которая обеспечила бы существование замкнутой вселенной. Если окажется, что средняя плотность вещества превышает некоторое значение, называемое критической плотностью, то Вселенная через какое-то время должна перестать расширяться - тогда поле битвы останется за силами тяготения и коллапс вещества Вселенной будет неизбежным.

Принимая Но=55 км/с*Мпс, находим, что значение критической плотности примерно равно 5*10-27 кг/м3, или в среднем примерно 3 атома водорода в 1 м3 - это очень немного! При такой плотности Вселенная должна быть очень большой, а вещество в ней - очень разреженным. Определение средней плотности вещества во Вселенной - одна из важнейших задач современной астрономии.

Другой способ выяснения, открыта или замкнута Вселенная, заключается в непосредственном измерении замедления расширения, т.е. в измерении величины, известной под названием параметра замедления qо. Производя наблюдения очень удаленных объектов, мы как бы путешествуем во времени в далекое прошлое, когда - если верна теория Большого взрыва - Вселенная расширялась быстрее, чем сейчас. В принципе, производя измерения в очень широком интервале расстояний до галактик и их красных смещений, можно выявить отклонения от закона Хаббла вплоть до самых удаленных звездных систем. Но на практике этот метод не дал, по крайней мере, на сегодняшний день, согласующихся между собой надежных результатов. Здесь остается еще много трудностей, включая проблему правильной оценки расстояний и возможность неизвестных пока процессов эволюции: например, вполне возможно, что в прошлом галактики имели большую светимость, чем сейчас, но вопрос в том, насколько большую? Чтобы определить, является ли наша Вселенная открытой или замкнутой, необходимо исследовать объекты с красным смещением выше 0,5, а это соответствует расстояниям, значительно превышающим те, на которых можно увидеть обычные галактики (положение может изменить космический телескоп, выведенный на орбиту вокруг Земли). Ясно, что в качестве объектов исследования следует взять квазары, но в их природе, эволюции и расстояниях до них слишком много неясного, так что надежность полученных результатов остается пока сомнительной. На сегодняшний день мы располагаем наблюдательными данными, свидетельствующими в пользу как открытой, так и замкнутой модели.

Предпринимались также попытки определять возраст Вселенной разными методами и сравнивать его с хаббловским временем - тем возрастом, который имела бы Вселенная, не будь замедления расширения (около 18 млрд. лет при Но=55 км/с*Мпс). Оценки возраста самых старых звезд в шаровых скоплениях, делавшиеся на основе их химического состава с использованием современных теорий звездной эволюции, дали значения в интервале 8-18 млрд. лет, тогда как метод радиоактивной датировки дает гораздо меньшую цифру - около 6 млрд. лет. В 1978 г. Д. Казанас и Д.Н. Шрамм из Чикагского университета, основываясь на данных своих наблюдений, пришли к выводу, что лучше всего согласующийся с известными фактами возраст Вселенной должен составлять 13,5-15,5 млрд. лет, что соответствует открытой, вечно расширяющейся вселенной.

С другой стороны, в 1977 г. Д. Линден-Белл в Кембридже получил значение Но, примерно равное 110 км/с*Мпс, основываясь при этом на своей модели, разработанной для объяснения кажущегося разбегания со сверхсветовыми скоростями радиокомпонентов некоторых квазаров. Это значение Но, если оно, конечно, верно, должно означать, что определяемый из закона Хаббла возраст Вселенной составляет всего 9 млрд. лет, а эта величина находится на грани противоречия с возрастом, наиболее старых из известных звезд.

30 июня 2005 г - в журнале Nature появилось письмо, содержащее новое определение возраста Вселенной на основе возраста изотопов. 238U и 232Th, которые оба радиоактивны с периодами полураспада 4.468 и 14.05 миллиардов лет, однако уран мало распространен в Солнечной системе по сравнению с ожидаемым соотношением выхода при взрывах сверхновых. Это не удивительно, поскольку 238U имеет короткий период полураспада, и величина этого различия дает оценку возраста Вселенной. Однако соотношение производства из моделей ядерной физики точно не известно, поэтому [Dauphas (2005, Nature, 435, 1203)] комбинирует отношение 238U:232Th в солнечной системе с отношением, наблюдавшимся для очень старых, с небольшим содержанием металлов звезд, чтобы решить систему совместных уравнений как для соотношения производства, так и для возраста Вселенной, получая результат 14.5+2.8-2.2 млрд. лет [цитата из архива Новости Космологии].

Если принять во внимание замедление скорости разбегания галактик (т.е. расширения Вселенной), то возникает существенная проблема, как «увязать» этот возраст с простейшей моделью Большого взрыва. В результатах, опубликованных Д. Хэйнсом в 1979 г. в Кембридже, хаббловский возраст Вселенной оценивается в 13 млрд. лет, а в том же году М. Ааронсом в Стьюартской обсерватории, Дж. Хучра в Гарвардском университете и Дж. Моулд в Национальной обсерватории Кит-Пик опубликовали результаты, основанные на измерении светимости галактик в инфракрасном диапазоне, которые указывают на возраст Вселенной около 10 млрд. лет (Но=100 км/с*Мпс).

Еще позднее, в 1980 г., Ж.М. Люк, Ж.Л. Бирк и Ш.Ж. Альянд из Парижского университета опубликовали результаты анализа найденного в метеоритах радиоактивного элемента рения, который имеет очень большой период полураспада (половина любого количества этого элемента распадается, превращаясь в осмий, в течение 60 млрд. лет). Сравнивая количества рения и осмия в веществе метеоритов и считая при этом, что рений образовался при взрывах сверхновых на раннем этапе эволюции Вселенной, эти ученые установили, что возраст Вселенной, по-видимому, составляет от 13 до 22 млрд. лет.

Итак, хотя сегодня большинство астрономов и сходятся во мнении, что значение Но должно соответствовать возрасту Вселенной, равному примерно 18 млрд. лет, в этом вопросе по-прежнему имеются большие расхождения, и до сих пор не представляется возможным сравнить возраст Вселенной, следующий из закона Хаббла, с возрастом отдельных составных частей Вселенной, чтобы таким образом оценить степень замедления расширения Вселенной.

Так величина, полученная Хабблом эквивалентна примерно 2 млрд. лет. Поскольку эта величина должна быть близка к Возрасту Вселенной, а мы знаем (и это было известно в 1929 году) что возраст Земли превышает 2 миллиарда лет, то величина Хаббла для Ho вызвала значительный скепсис по поводу космологической модели, и явилась основанием модели Стационарной Вселенной. Однако более поздними работами было показано, что Хаббл спутал два разных вида звезд переменных Цефеид, использованных в целях калибровки расстояний, а также оказалось, что то, что Хаббл считал яркими звездами в удаленных галактиках, на самом деле было H II regions. Исправление этих ошибок привело к снижению величины постоянной Хаббла: сегодня имеются две группы ученых, использующих Цефеиды: HST Distance Scale Key Project команда (Freedman, Kennicutt, Mould с соавт.), которые дают величину 72 ± 8 км/сек/МПс, тогда как команда Sandage, также использующая HST наблюдения Цефеид для калибровки сверхновых типа Ia, дает 57 ± 4 км/сек/МПс. другие методы определения шкалы расстояний включают задержки времени в гравитационных линзах и эффект Сюняева-Зельдовича в удаленных скоплениях: оба измерения независимы от калибровки по Цефеидам и дают значения, согласующиеся со средним их двух величин, сообщенных HST группами: 65 ± 8 км/сек/МПс. Эти результаты соответствуют комбинации результатов измерения анизотропии CMB и ускоряющемуся расширению Вселенной, что дает 71 ± 3.5 км/сек/МПс. При таком значении Ho, "возраст" 1/Ho равен 14 млрд.лет, тогда как действительный возраст, определенный в соответствии с подходящей моделью, равен 13.7 ± 0.2 млрд.лет. [11]

Если наша Вселенная будет неограниченно расширяться - а об этом свидетельствуют почти все данные наблюдений, - то что ее ожидает в будущем? По мере расширения пространства материя становится все более разреженной, галактики и скопления все более удаляются друг от друга, а температура фонового излучения неуклонно приближается к абсолютному нулю. Со временем все звезды завершат свой жизненный цикл и превратятся либо в белых карликов, остывающих до состояния холодных черных карликов, либо в нейтронные звезды или черные дыры. Эра светящегося вещества закончится, и темные массы вещества, элементарных частиц и холодного излучения будут бессмысленно разлетаться в непрерывно разрежающейся пустоте.

Впрочем, черные дыры не останутся без работы. Имея на то, достаточно времени, черные дыры поглотят огромное количество вещества Вселенной. Если теория Хокинга верна, то черные дыры будут испускать излучение, но черным дырам с массой Солнца потребуется очень длительное время, прежде чем это что-то заметно изменит. Фоновое излучение остынет гораздо раньше, чем черные дыры начнут излучать больше, чем они будут поглощать из этого фонового излучения. Такой момент наступит только тогда, когда возраст Вселенной станет примерно в 10 000 000 раз больше предполагаемого на сегодня. Должно пройти около 1066 лет, прежде чем черные дыры солнечной массы начнут взрываться, выбрасывая потоки частиц и излучения.

Дж.Б. Берроу из Оксфордского университета и Ф. Типлер из Калифорнийского университета нарисовали такую картину отдаленного будущего неограниченно расширяющейся вселенной. Даже внутри старой нейтронной звезды сохраняется еще достаточно энергии, чтобы время от времени сообщать частицам, находящимся вблизи ее поверхности, скорость, превышающую скорость убегания; предполагается, что в результате этого через достаточно продолжительное время все вещество нейтронной звезды должно испариться. Распадутся и черные дыры, вызвав рождение (в равных пропорциях) частиц и античастиц. По мнению Берроу и Типлера, если запас энергии во Вселенной достаточен только для того, чтобы обеспечить ее неограниченное расширение, то эффект электрического притяжения в электронно-позитронных парах перевесит и гравитационное притяжение, и общее расширение Вселенной как целого; поэтому за конечное время все электроны проаннигилируют со всеми позитронами. В конечном итоге последней стадией существования материи окажутся не разлетающиеся холодные темные тела или черные дыры, а безбрежное море разреженного излучения, остывающего до конечной, повсюду одинаковой, температуры.

Второе начало термодинамики предсказывает, что конец Эволюции Вселенной наступит, когда выровняется температура ее вещества - так как тепло передается от более теплых тел к более холодным, различие их температур со временем сглаживается, и совершение работы становится невозможным. Эта мысль о «тепловой смерти» Вселенной была высказана еще в 1854 г. Германом Гельмгольцем (1821-1894). Современное представление о неограниченно расширяющейся Вселенной вместе с концепцией квантового излучения черных дыр, которая основана на аналогии между гравитацией и термодинамикой, по существу, привело, только более сложным путем, к выводам, сделанным Гельмгольцем.

Мы не знаем с определенностью, каков должен быть исход противоборства расширения Вселенной и гравитационного притяжения ее вещества. Если победит тяготение, Вселенная когда-нибудь сколлапсирует в процессе Большого сжатия, которое может оказаться либо концом ее существования, либо прелюдией к новому циклу расширения. Если же силы тяготения проиграют сражение, то расширение будет продолжаться неограниченно долго, но, тем не менее, гравитация будет играть существенную роль в определении окончательного состояния вещества Вселенной: станет ли оно безбрежным морем однородного излучения или же будет рассеиваться множеством темных холодных масс. В неясном далеком будущем прошедшая эпоха звездной активности может показаться лишь кратчайшим мгновением в бесконечной жизни Вселенной.

Так неужели, же Вселенная обречена на вечное расширение? Пока все данные говорят именно об этом, хотя неприятно думать о превращении нашего удивительного и сложного мира в бесформенную темную пустоту. По-видимому, многим была бы больше по душе пульсирующая модель, дающая надежду на возрождение пусть не живых существ, но, по крайней мере, таких привычных для нас вещей, как вещество и излучение. Однако, что бы мы ни предпринимали, это не изменит ни плотности космического вещества, ни судьбы космоса - нам остается принимать его таким, каков он есть.

Вернемся к 20-м годам прошлого века. Революционную теорию относительности Эйнштейна сразу же принял математик Александр Александрович Фридман, который принадлежал к Петербургской математической школе и был тогда директором Санкт-Петербургской геофизической обсерватории. Он понял, что в уравнениях Эйнштейна нет места для стационарной Вселенной, и в своих работах показал неизбежность ее расширения. Более того, Фридман был первым, кто высказал мысль о том, что когда-то Вселенная могла быть сжатой до невообразимо высокой плотности. Но следует отметить, что в его время о существовании других галактик ничего не было известно. Он писал: "Возможны случаи, когда Вселенная сжимается в точку (ни во что), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения…" Эйнштейн поначалу не понял работ Фридмана и даже выступил в печати с их критикой. Было это в 1922 году. Но через год опубликовал новую статью в том же журнале, в которой писал, что Фридман прав.

Из области наблюдательной астрофизики к Эйнштейну тоже приходили захватывающие новости. Еще в 1912 году астроном Весто Слайфер из Флагстафской обсерватории в Аризоне (США), наблюдая спектры некоторых странных туманностей, обнаружил, что линии в их спектрах сильно смещены в "красную" сторону. Позже это явление было названо красным смещением. (Красное смещение - это эффект Доплера, то же, что резкое понижение тона сигнала автомобиля или шума самолета, когда они пронеслись и удаляются от вас.) Свои результаты Слайфер опубликовал в 1917 году. Тогда не было известно, что "странные" туманности - далекие гигантские острова звезд, другие галактики, подобные нашей. Более того, о существовании иных галактик вообще никто ничего не подозревал. Галактика потрясала своими размерами, а с ней отождествлялась и вся Вселенная. Как ни вспомнить, что и Землю когда-то воспринимали плоской, той, что в пределах горизонта. Слайфер продолжал свои наблюдения много лет. Затем к нему присоединился Эдвин Хаббл: в его распоряжении был самый большой тогда 2,5-метровый телескоп обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии (США). В 1927-1929 годах Хаббл пришел к выводу, что красное смещение - это следствие взаимного удаления галактик. Оставался всего один шаг, чтобы понять, что Вселенная расширяется, как и предсказывал Фридман. (Следует отметить, что другое фундаментальное свойство Вселенной - существование реликтового излучения, которое предсказал в 1948 году ученик Фридмана - Георгий (Джордж) Гамов) Хаббл обнаружил, что, чем дальше находятся галактики, тем с большей скоростью они удаляются. Оказалось, что скорость удаления галактики просто определяется умножением расстояния до нее на некоторую постоянную, которая и получила название постоянной Хаббла.

У постоянной Хаббла странная размерность: единиц чего-то в секунду. Скорости разбегания галактик получаются огромными, до сотен тысяч километров в секунду, а где-то приближаются к скорости света. Исследователи быстро сообразили, что на определенном расстоянии галактики просто перестанут быть видны - именно там, где скорость их удаления компенсирует скорость света. Это расстояние - горизонт Вселенной. Из совсем современных данных (в том числе о постоянной Хаббла) получается, что горизонт отстоит от нас на 13,7 миллиарда… Чего? Расстояние в астрофизике измеряют в световых годах, то есть временем, которое требуется свету, чтобы его преодолеть (или в парсеках, что составляет 3,26 светового года). В километрах один световой год выражается единицей с 13-ю нулями, или 10-ю триллионами (то есть миллионами миллионов) километров. А 13,7 миллиарда лет потребовалось бы для того, чтобы свет от звезд такой воображаемой галактики на горизонте Вселенной дошел до нас; это расстояние и составляет 13,7 миллиарда световых лет. И звезд, и этих далеких галактик давно уже нет, но их свет все еще несется к нам. Интересно, что хотя во времена Фридмана постоянная Хаббла еще не существовала, но из совсем других соображений он оценил расстояние до горизонта Вселенной в 10 миллиардов световых лет.


Подобные документы

  • Характеристика наиболее известных моделей Вселенной: модель де-Ситтера, Леметра, Милна, Фридмана, Эйнштейна-де Ситтера. Космологическая модель Канта. Теория Большого взрыва. Календарь Вселенной: основные эры в развитии Вселенной и их характеристика.

    презентация [96,5 K], добавлен 17.11.2011

  • Сущность понятия "Вселенная". Изучение истории развития крупномасштабной структуры Вселенной. Модель расширяющейся Вселенной. Теория большого взрыва (модель горячей Вселенной). Причина расширения в рамках ОТО. Теория эволюции крупномасштабных структур.

    контрольная работа [19,8 K], добавлен 20.03.2011

  • Космология как наука о Вселенной, методика и закономерности изучения. Структура и составные части Вселенной, законы взаимодействия, существующие модели. Теории эволюции Вселенной, их отличительные особенности и доказательства, современные исследования.

    контрольная работа [28,5 K], добавлен 25.11.2010

  • Идеи современной физики. Основные этапы развития представлений о Вселенной. Модель Птолемея, Коперника. Эпоха Великих географических открытий. Релятивистская космология (А. Эйнштейн, А. А. Фридман). Концепция расширяющейся Вселенной, "Большого Взрыва".

    реферат [42,4 K], добавлен 07.10.2008

  • История развития представлений о Вселенной. Космологические модели происхождения Вселенной. Гелиоцентрическая система Николая Коперника. Рождение современной космологии. Модели Большого взрыва и "горячей Вселенной". Принцип неопределенности Гейзенберга.

    реферат [359,2 K], добавлен 23.12.2014

  • История эволюции вселенной и первые мгновения ее жизни. Теория "Большого взрыва", анализ попыток создания математической модели Вселенной. Что такое звезды, галактики и млечный путь. Строение солнечной системы, характеристика ее планет и их спутников.

    реферат [1,3 M], добавлен 09.11.2010

  • Происхождение Вселенной - гипотезы и модели; космологические теории Большого взрыва и горячей Вселенной. Образование Солнечной системы. Биологическая, экологическая, социально-экономическая и культурно-историческая эволюции; возникновение жизни на Земле.

    контрольная работа [35,7 K], добавлен 24.09.2011

  • Происхождение и эволюция Вселенной, ее дальнейшие перспективы. Креативная роль физического вакуума. Парадоксы стационарной Вселенной. Основные положения теории относительности Эйнштейна. Этапы эволюции горячей Вселенной, неоднозначность данного сценария.

    курсовая работа [62,6 K], добавлен 06.12.2010

  • Модель Большого Взрыва как модель эволюционной истории Вселенной, согласно которой она возникла в бесконечно плотном состоянии и с тех пор расширяется, ее преимущества и недостатки. Расширяющаяся Вселенная, теории рождения и гибели, их сторонники.

    курсовая работа [182,1 K], добавлен 27.11.2010

  • Главное звено в эволюции Вселенной - жизнь, разум. Самоорганизация пространства-времени в процессе эволюции Вселенной. Случайность в научной картине Вселенной. Философско-мирровоззренческие проблемы космологической эволюции.

    реферат [61,9 K], добавлен 24.04.2007

Работы в архивах красиво оформлены согласно требованиям ВУЗов и содержат рисунки, диаграммы, формулы и т.д.
PPT, PPTX и PDF-файлы представлены только в архивах.
Рекомендуем скачать работу.