Космологическая проблема: Большой взрыв и основные этапы физической истории Вселенной

Размещено на http://www.allbest.ru/

Космологическая проблема: Большой взрыв и основные этапы физической истории Вселенной

План

Введение

1 Космологическая проблема

1.1 Основные понятия космологии

2 Теория «Большого взрыва»

2.1 История термина

3 Основные этапы физической истории Вселенной

3.1 Начальное состояние Вселенной

3.2 Этап большого взрыва

3.3 Этап первичного ядерного синтеза

3.4 Этап формирования галактики

3.5 Этап биологической эволюции

Заключение

Список литературы

Введение

Что произошло первым цыпленок или яйцо. Другими словами, какая сила создала вселенную. И что создало эту силу. Или возможно, вселенная, или сила, которая создавало все это, существовали всегда, и не имели начала.

Вплоть до недавнего времени, ученые имели тенденцию не касаться таких вопросов потому, что они принадлежали к метафизике или религии, а не к науке.

Тем не менее, в последнее время возникло учение о том, что Законы Науки могут быть даже в начале вселенной. В этом случае, вселенная могла определяться полностью Законами Науки.

Благодаря инновационным разработкам ученых всего мира было собрано достаточно данных, которые указывали на то, что наша с вами Вселенная появилась около 20 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва. Однако остается ряд вопросов, на которые ученые затрудняются дать однозначный ответ. Что существовало до Большого взрыва? В результате чего он произошел? Вопросы, рассматриваемые нами, исключительно сложны, а очень многие их аспекты еще ждут своего решения: но именно эти задачи и являются на сегодня наиболее «горячими точками» современной физики и космологии.

1 Космологическая проблема

Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку (как говорят физики, образуется ли снова сингулярность -- состояние вещества с бесконечной плотностью)?

Но отсутствие ответов сейчас, сегодня, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10-35 секунды от начала. Это, по выражению академика Я. Зельдовича, «очень-очень ранняя Вселенная». Есть теории, которые «заглядывают» в еще более ранние моменты времени. Тем более что скорости процессов, происходящих при «рождении» нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить «сверхвзрыву», Большому Взрыву.

Почему для нас так важны начальные этапы развития Вселенной, почему космологи пытаются проанализировать самые ранние моменты, заглянуть как можно глубже в прошлое нашего мира? Да потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной -- ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная. Чтобы представить себе развитие Вселенной, следует, прежде всего, постараться понять, что представляло собой вещество Вселенной, материя на разных этапах ее существования.

В какой-то мере проблема дальнейшей судьбы Вселенной проще, чем проблема начала. Здесь возможны только два (в простейшем случае) варианта. Первый состоит в том, что Вселенная будет постоянно расширяться в течение неограниченного времени. Второй обрекает Вселенную на грандиозную катастрофу -- “коллапс в огненной смерти, когда небо становится все горячее и горячее, пока оно, наконец, не обрушится на нас и не загонит нас в пространственно-временную сингулярность с бесконечной температурой” (Дайсон).

Во втором варианте опять появляется сингулярность, но на этот раз не порождающая, а уничтожающая наш мир. По крайней мере, в этом случае можно с уверенностью сказать, что жизнь во Вселенной (так, как мы ее понимаем и видим сегодня) исчезнет за миллионы лет до того, как мир сожмется в точку. Избежать этого, быть может, удастся, научившись путешествиям в другие вселенные или предотвращая процесс обратного сжатия, но рассуждения на эту тему сегодня еще преждевременны, человечеству угрожает гибель от термоядерной катастрофы в более обозримое время и от более низких температур, чем в сингулярности.

Выбор вариантов определяется значением средней плотности вещества во Вселенной. Эта цифра, несмотря на большое число наблюдательных данных, многочисленные теоретические оценки, известна не с очень высокой точностью. Если учесть только массу галактик, а затем усреднить ее по объему Вселенной, то получится значение средней плотности с = 3*10-31 г/см3. Но, кроме галактик, в космосе есть еще ионизированный газ, черные дыры, потухшие звезды и другие виды материи. Значение средней плотности галактик много меньше значений критической плотности (скр =10-29 г/см3), при котором фаза расширения обязательно должна смениться фазой сжатия.

Однако в астрофизике существует так называемая проблема скрытой массы -- трудно наблюдаемых форм вещества в космосе. Эта масса может находиться как в скоплениях галактик, так и в пространстве между скоплениями. Оценки скрытой массы поднимают значение средней плотности вещества Вселенной почти до ее критического значения.

Простой астрономический факт -- расширение нашей Вселенной -- привел к полному пересмотру всех космогонических концепций и разработке новой физики -- физики возникающих и исчезающих миров. Теория Большого взрыва позволила объяснить множество проблем, стоявших перед космологией. Но, к сожалению, а может, и к счастью, она, же поставила и ряд новых вопросов. В частности: Что было до Большого взрыва? Почему наше пространство имеет нулевую кривизну и верна геометрия Евклида, которую изучают в школе? Если теория Большого взрыва справедлива, то отчего нынешние размеры нашей Вселенной гораздо больше предсказываемого теорией 1 сантиметра? Почему Вселенная на удивление однородна, в то время как при любом взрыве вещество разлетается в разные стороны крайне неравномерно? Что привело к начальному нагреву Вселенной до невообразимой температуры более 1013 К?

1.1 Основные понятия космологии

Любого из нас поражает величественная картина звездного неба, раскинувшегося от горизонта до горизонта. Душу переполняет чувство трепета перед грандиозностью Мироздания, и невольно возникают вопросы, кто мы, каково наше место во Вселенной, и как она устроена? Те же самые вопросы задавал себе человек на заре цивилизации. В поисках ответа на вопросы, не удовлетворяясь мифологическими и религиозными объяснениями, древний человек начинает обращаться к естественно научным методам познания. Так постепенно формируется наука об устройстве космоса, Вселенной - космология.

Современное определение космологии звучит следующим образом. Космология - это наука, занимающаяся изучением крупномасштабной структуры и эволюции Вселенной. Изучением происхождения наблюдаемых космических объектов - от Солнечной системы до скоплений галактик занимается раздел космологии, называемый космогонией. Космология занимается поиском ответов на следующие вопросы: когда и как возникла Вселенная. Как образовались галактики во всем многообразии их форм и размеров, как рождаются и эволюционируют звезды, как возникают планеты и жизнь.

Наряду с космологией, исследованием космических тел и космических явлений занимается такая наука как астрономия, но в отличие от первой она не ставит перед собой глобальных целей, претендует на выявление законов эволюции Вселенной в целом. Астрономия ( от греч. «астрон» - звезда и «номос» - закон) первоначально возникла как наука о наблюдаемых на небе звездах. Сейчас в XX веке в связи с развитием технических средств наблюдения и космонавтики она резко расширила границы своего предмета исследования. Различные астрономические дисциплины - астрофизика, астрохимия, астробиология, небесная механика, радиоастрономия и др. исследуют строение и развитие космических тел и систем: планет, звезд, галактик и т.д., давая эмпирический материал для глобальных обобщений, которыми занимается космология. Сейчас очень трудно провести границу, за которой кончается астрономия и начинается космология.

2 Теория «Большого взрыва»

Теория Большого взрыва была придумана для того, чтобы объяснить происхождение вселенной. Почему-то из знакомства с ней обычно выносят больше вопросов, чем внятных ответов.

1916 - вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», которой он завершил создание релятивистской теории гравитации.

1917 -- Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Л. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Л-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной).

1922 -- советский математик и геофизик Ал. Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс -- Большой взрыв.

1927 -- опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии -- это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

1929 -- 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла. Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от более далеких галактик «краснее» света от более близких. Он утверждает, что во всех наблюдаемых спектрах всех наблюдаемых галактик он видит красную подсветку в части спектра. Причем скорость разбегания оказалась пропорциональна расстоянию от Земли (закон расширения Хаббла). Обнаружить это удалось благодаря эффекту Доплера (зависимости длины волны света от скорости источника света). Поскольку более далекие галактики кажутся более «красными», то предположили, что и удаляются они с большей скоростью. Кстати, разбегаются не звезды и даже не отдельные галактики, а скопления галактик. Ближайшие от нас звезды и галактики связаны друг с другом гравитационными силами и образуют устойчивые структуры. Причем, в каком направлении ни посмотри, скопления галактик разбегаются от Земли с одинаковой скоростью, и может показаться, что наша Галактика является центром Вселенной, однако это не так. Где бы ни находился наблюдатель, он будет везде видеть все ту же картину -- все галактики разбегаются от него. Но такой разлет вещества обязан иметь начало. Значит, все галактики должны были родиться в одной точке. Хаббл 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.

V=HR - Закон Хаббла

где R- расстояние до исследуемой галактики

H - постоянная Хаббла

V - скорость разбегания галактики

H=15км/с на 1млн. световых лет

Это означает, что все галактики от нас удаляются.

Но наука, как, ни странно, забыла об этом до 1964 года.

1948 -- выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной -- Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется -- только сильно охлаждённым -- и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.

1964 -- американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: и она оказалась равной именно 3 К. В 1964 году в лаборатории фирмы “Белл телефон” была создана новая рупорная антенна. Она предназначалась для работы со спутником связи “Эхо”. Но технические характеристики антенны, в частности очень низкий уровень шумов, сразу привлекли к ней внимание радиоастрономов. Первыми начали с ней работать А. Пензиас и Р. Вильсон, один из них был радиофизиком, другой радиоастрономом. Они решили мерить интенсивность радиоизлучения от нашей Галактики.

Небо давало микроволновый фон, шум, и величина сигнала не зависела от направления. Откуда же этот шум мог появиться, если всевозможные помехи были учтены и устранены?

Пензиас и Вильсон не могли ответить на этот вопрос. Для начала они попытались определить характеристики обнаруженного ими шума и в первую очередь его интенсивность. А интенсивность теплового радиошума очень удобно описывать, пользуясь понятием обычной температуры. Действительно, любое тело “шумит” в радиодиапазоне за счет теплового движения электронов внутри тела. Грубо говоря, чем выше температура, тем выше интенсивность теплового шума. Поэтому в радиотехнике используется понятие “эквивалентной температуры” радиоизлучения. Итак, оказалось, что шум, открытый Пензиасом и Вильсоном, имел температуру около 3,5 К. Здесь нельзя не сказать о том, что за год до открытия Пензиаса и Вильсона советские астрофизики А. Дорошкевич и И. Новиков теоретически предсказали возможность обнаружения реликтового излучения в сантиметровом диапазоне. Но, к сожалению, на эту работу не обратили тогда должного внимания экспериментаторы.

Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский. Они утверждают, что во всех точках вселенной наблюдается постоянный и однородный шум - реликтовый фон равный 3 градусам К.

Это означает, что галактики удаляются с определенной скоростью. А если они удаляются, значит, была и начальная точка отсчета.

Эти два неоспоримых и полностью доказанных факта: Закон расширения Хаббла и реликтовый фон равный 3 градусам К подтверждают теорию Большого Взрыва. Значит, начало было, и все ранние научные догмы по проблеме начала вселенной полностью опровергаются.

Бог сотворил мир за шесть дней, но если, исходить из теории Большого Взрыва, возраст образования вселенной равен примерно 15-20 млрд. лет. Сейчас теоретические физики пытаются, как бы свернуть вселенную, чтобы точнее узнать ее возраст. Но для нас, же важен сам факт, что вселенная имела начало.

В момент, который был назван Большим Взрывом, плотность вселенной была равна 1093 г/см3, а температура равнялась 1013К. Этот момент был назван точкой сингулярности, то есть была точка, было начало, возникла масса, абсолютное пространство и все законы, которым сейчас подчиняется вселенная.

0

неизвестно ничто Время

t>1/100 сек

t=10 сек 10 сек 1млн.лет миллионы лет

Т=10 К 10 К 10 К 10 К

Эта схема нам показывает, что со временем температура вселенной понижается.

Если исходить из фактов, то теория Большого Взрыва кажется очень убедительной, но так как мы до сих пор не знаем, что же было до него, это напускает немного тумана на эту проблему. Но все-таки наука продвинулась гораздо дальше, чем это было раньше и как любая революционная теория, теория Большого Взрыва дает хороший толчок развитию научной мысли.

2003 -- спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. Вместе с данными предшествующих измерений (COBE, Космический телескоп Хаббла и др.), полученная информация подтвердила космологическую модель ЛCDM и инфляционную теорию. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя -- 4 %, тёмная материя -- 23 %, тёмная энергия -- 73 %).

2009 -- запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.

Теория Большого взрыва значительно изменила представления человека о космосе. Если раньше считалось, что Вселенная бесконечна, то теперь найден определенный ее предел. При этом ученые продолжают именовать ее бесконечной, и они правы. Дело в том, что согласно выкладкам современной науки любая бесконечность конечна, поэтому и космическое пространство имеет границы.

Тем не менее, Большой взрыв не дает ответов на многие вопросы. Например, что находится за пределами Вселенной?

2.1 История термина

Первоначально теория Большого взрыва называлась «динамической эволюционирующей моделью». Впервые термин «Большой взрыв» применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 (сам Хойл придерживался гипотезы «непрерывного рождения» материи при расширении Вселенной). Он сказал:

«Эта теория основана на предположении, что Вселенная возникла в процессе одного-единственного мощного взрыва и потому существует лишь конечное время… Эта идея Большого взрыва кажется мне совершенно неудовлетворительной».

На русский язык Big Bang можно было бы перевести как «Большой хлопок», что, вероятно, точнее соответствует уничижительному смыслу, который хотел вложить в него Хойл. После того, как его лекции были опубликованы, термин стал широко употребляться.

3 Основные этапы физической истории Вселенной

Остановимся подробнее на этапах развития Вселенной, попытаемся восстановить, опираясь на последние достижения современной физики, последовательность событий в истории нашей Вселенной.

3.1 Начальное состояние Вселенной

Согласно теории взрыва Вселенная возникла из сингулярности состояния материи с удивительными свойствами. Примерно двадцать миллиардов лет назад, в момент предшествовавший Большому взрыву размеры нашей Вселенной составляли около 1033см (размеры), плотность вещества в ней была приблизительно 1093 г/см3, а температура превышала 1013 К.

В состоянии сингулярности Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых размеров. Современная физика пока ещё не разработала теорий, способных описать подобные состояния вещества. Поэтому в настоящий момент бессмысленно рассуждать о том, что до этой сингулярности, и сколько времени она длилась.

3.2 Этап большого взрыва

«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.

Пока мало что известно, что происходило до начала расширения. Но, к счастью, это незнание не явилось помехой для очень детальной разработки теории «горячей Вселенной» и основано это не на умозрительных рассуждениях, а на строгих расчетах.Единственным достоверным фактом является то, что около 20млрд. лет назад сингулярность взорвалась. Что касается причин взрыва, для науки это также пока задача. В результате Большого взрыва образовалась не только материя, но и само пространство - время.

3.3 Этап первичного ядерного синтеза

Сразу после рождения Вселенная продолжала расти и охлаждаться. При этом охлаждение происходило, в том числе и благодаря банальному расширению пространства. Электромагнитное излучение характеризуется длиной волны, которую можно связать с температурой -- чем больше средняя длина волны излучения, тем меньше температура. Но если пространство расширяется, то будут увеличиваться и расстояние между двумя «горбами» волны, и, следовательно, ее длина. Значит, в расширяющемся пространстве и температура излучения должна уменьшаться. Что и подтверждает крайне низкая температура современного реликтового излучения

Через 0,01 секунды после взрыва температура Вселенной упала до 1011К. Первые 8 секунд после взрыва там существовала в основном смесь электронов и позитронов. Пока эта смесь находилась в тепловом равновесии, между частицами происходили столкновения, в результате чего происходило непрерывное превращение вещества в излучение и наоборот, излучения в вещество. Вследствие этого между веществом и излучением сохранялась симметрия. Нарушение этой симметрии произошло после дальнейшего расширения Вселенной и понижения температуры. На этой стадии возникли более тяжелые ядерные частицы -- протоны и нейтроны. Но самое главное было нарушение симметрии -- произошел перевес вещества над излучением (один протон на миллиард фотонов). Это послужило основой для дальнейшей эволюции и возникновения разнообразных материальных образований.Через 3 минуты температура Вселенной понизилась до 109 К, в этот момент созрели условия для образования вещества - возникли ядра атомов водорода и гелия.

После этого момента наступил довольно длительный период, занявший примерно 700000 лет, в течение которого Вселенная расширялась без особых изменений до сих пор, пока ядра атомов водорода и гелия не соединились со свободными электронами и не образовали нормальные нейтральные атомы газов водорода и гелия. Именно в эту эпоху формируется наблюдаемое нами «реликтовое» излучение. В момент, когда возникли нейтральные атомы водорода и гелия, вещество сделалось прозрачным для фотонов, и они стали излучаться в мировое пространство. В настоящее время такой остаточный процесс наблюдается в виде реликтового излучения. Это явление находится в полном соответствии с моделью «горячей» Вселенной.

3.4 Этап формирования галактики

После возникновения водорода и гелия наступает так называемая «звездная эпоха». В действие вступает сила тяготения, отныне преобладающая над всеми другими типами физического взаимодействия. Частицы, газы, наполняющие Вселенную, начинают притягиваться друг к другу, и постепенно возникают галактики, звезды и планеты. Примерно через 15 млрд. лет после Большого взрыва формируется межзвездное облако, которое дало начало Солнечной системе. В результате его сжатия в 400 млн. лет возникают планеты, и, в том числе и Земля.

3.5 Этап биологической эволюции

Через 17 млрд. лет после Большого взрыва на Земле появляются первые микроорганизмы, и, тем самым, начинается этап биологической эволюции, который приводит к появлению человека Homo Sapiens.

Таковы, согласно расчетам современной физики, временные рамки основных этапов эволюции Вселенной.

Более наглядно увидеть этапы развития вселенной можно в таблице №1 космического календаря.

Таблица №1. Космический календарь (1 секунда = 500 лет)

Заключение

Сегодня ученые в состоянии объяснить большинство свойств нашей Вселенной, начиная с момента в 10-42 секунды и до настоящего времени и даже далее. Они могут также проследить образование галактик и довольно уверенно предсказать будущее Вселенной. Тем не менее, ряд «мелких» непонятностей еще остается. Это, прежде всего -- сущность скрытой массы (темной материи) и темной энергии. Кроме того, существует много моделей, объясняющих, почему наша Вселенная содержит гораздо больше частиц, чем античастиц, и хотелось бы определиться, в конце концов, с выбором одной правильной модели.

Как учит нас история науки, обычно именно «мелкие недоделки» и открывают дальнейшие пути развития, так что будущим поколениям ученых наверняка будет, чем заняться. Кроме того, более глубокие вопросы тоже уже стоят на повестке дня физиков и математиков. Почему наше пространство трехмерно? Почему все константы в природе словно «подогнаны» так, чтобы возникла разумная жизнь? И что же такое гравитация? Ученые уже пытаются ответить и на эти вопросы.

Ну и конечно, оставим место для неожиданностей. Не надо забывать, что такие основополагающие открытия, как расширение Вселенной, наличие реликтовых фотонов и энергия вакуума, были сделаны, можно сказать, случайно и не ожидались ученым сообществом.

Кстати, возможно, что уже и сейчас мы, сами того не ведая, создаем новые вселенные. Для того чтобы в очень маленькой области возникла новая вселенная, необходимо инициировать инфляционный процесс, который возможен только при высоких плотностях энергий. А ведь экспериментаторы уже давно создают такие области, сталкивая частицы на ускорителях… И хотя эти энергии еще очень далеки от инфляционных, вероятность создания вселенной на ускорителе уже не равна нулю.

Список литературы

космология большой взрыв галактика вселенная

1. Вайнберг С. Гравитация и космология. - М., 1975.

2. Вайнберг С. Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Вселенной. - М., 1981.

3. Воронцов В.К., Гречнева М.В., Сагдиев Р.З. Основы современного естествознания. - М.: Высшая школа, 1999.

4. Концепции современного естествознания. /Под ред. В.Н.Лавриненко, В.П. Ратникова. - М.: Юнити, 2000.

5. Кауфман У. Космические рубежи теории относительности. - М., 1981.

6. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. - М., 1990.

7. Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. - М., 1995.

8. Силк Дж. Большой Взрыв. - М., 1982.

9. Турсунов А. Основания космологии. - М., 1979.

Размещено на Allbest.ru