КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

  (РЕФЕРАТ) 

  Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2008

 

Содержание

 

    Введение

    Исследуя удаленные области пространства, мы заглядываем в прошлое. Самые удаленные галактики мы видим такими, какими они были очень давно, когда испущенный ими свет начал свое долгое путешествие в пространстве.

    Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый  древний Человек. Небо было доступно для его обозрения – оно было для него интересным. 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? Как давно это было и как происходило?

    Для поиска ответа на все эти непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии – космология.

    Космология попыталась дать ответы на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризации. 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

    Данная  работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной. В соответствии с указанной целью были поставлены и решались следующие задачи: рассмотреть теорию Большого Взрыва, а так же первый мгновения жизни Вселенной.

    При написании реферата были использованы монографические работы, учебная литература таких авторов как Дж. Силк, Дж. Э. Лидсей, Найдыш,    С. Вайнберг, Карпенков, Горелов.

 

    1 Концепция Большого взрыва

1.1 Теории происхождения Вселенной

    Наука  о Вселенной в целом называется космологией. Одна из первоочередных ее задач состоит в том, чтобы понять, как Вселенная за время своего развития пришла к нынешнему состоянию, и затем предсказать, как она поведет себя в будущем. В последние годы многих ученых занимал важный вопрос о том, как на наблюдаемой сейчас структуре Вселенной отразились физические процессы, действовавшие в течение Большого взрыва.

    Основные  положения современной космологии начали формироваться после создания в 1917 году Эйнштейном первой релятивистской модели, основанной на теории гравитации и претендовавшей на описание всей Вселенной. Эта модель характеризовала стационарное состояние Вселенной и, как показали астрофизические наблюдения, оказалось неверной.

    Важный  шаг в развитии космологии сделал в 1922 году профессор Петроградского университета А.А.Фридман. В результате решения космологических уравнении он пришел к выводу: Вселенная не может находиться в стационарном состоянии – она должна расширяться либо сужаться.

    Следующий шаг был сделан в 1924 году, когда  Хаббл измерил расстояние до ближайших галактик и тем самым открыл мир галактик. В 1929 году по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод Фридмана о расширении Вселенной. Из результатов наблюдения следует, что разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км/с на каждый миллион парсек (1 парсек = 3,3 светового года). При данной скорости экстраполяция к прошлому приводит к выводу: возраст Вселенной составляет около 15 млрд. лет, а это означает, что вся Вселенная 15 млрд. лет назад была сосредоточена в очень маленькой области. Предполагается, что плотность вещества Вселенной была сравнимой с плотностью атомного ядра, и вся Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам ядерная капля оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции Большого взрыва. В данной концепции предполагается, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью, начиная с момента взрыва ядерной капли.

    В настоящее время обсуждается  и другая гипотеза – гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотности. Из нее следует, что в некотором прошлом скорость удаления галактик была меньше, чем сейчас, и были периоды, когда Вселенная сжималась, то есть галактики приближались друг к другу и с тем большей скоростью, чем больше расстояние их разделяло.

    По  мере развития естествознания и особенно ядерной физики выдвигались различные гипотезы о физических процессах на ранних этапах космологического расширения. В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого Взрыва», основы которой были заложены в трудах американского физика русского происхождения Дж. Гамова и его сотрудников в конце 40-х гг. ХХ века. В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.

    Из  этой модели следуют два вывода:

• Вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода (75%) и гелия (25%)
• В сегодняшней Вселенной должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым.

    Ключ  к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной – в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом взрыве. В теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, обеспечивающей возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик. На протяжении долгого периода времени температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид  разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы – это реликты эпохи, наступившей после Большого Взрыва.

    Возможность установить процессы, происходившие  в первые секунды и минуты существования  Вселенной, безусловно, следует рассматривать  как блестящее достижения современного естествознания. Моделирование первой секунды существования Вселенной приближает нас к главной загадке природы – самому акту «сотворения мира»! Первые секунды Вселенной – это время таинственных состояний вещества и неведомых сил природы.

    Конечно, здесь надо быть осторожным. Наши представления об этом отрезке времени основаны во многом на гипотезах и гипотетических экстраполяциях, теоретическом моделировании.

 

1.2 Теория Большого  взрыва

    «Температура Вселенной в любой данный момент времени непосредственно связана с ее размером и возрастом. Часто, оказывается, удобно измерять возраст Вселенной, непосредственно с точки зрения ее температуры. Более высокая температура, таким образом, соответствует более раннему времени.»¹ Например, когда возраст Вселенной был около одной секунды, ее температура составляла приблизительно 10 млрд. градусов.

    Самая ранняя Вселенная была значительно горячее, чем 10 млрд.  градусов. Материя в форме атомов существовать не могла. Атомы не появлялись пока возраст Вселенной не достиг примерно трехсот тысяч лет. Кроме того ядра стали устойчивыми лишь  через несколько минут. Когда Вселенная была еще моложе, она состояла из очень плотной смеси частиц и античастиц разнообразных типов.

    Для того чтобы представить молодую, расширяющуюся Вселенную, полезно рассмотреть следующую аналогию. Предположим, что в зимнюю холодную ночь мы так нагрели духовку, что температура в ней превысила сто градусов. Если мы поместим в духовку пар, он сохранится в такой форме, пока включен нагреватель. Но что будет, если мы отключим печку и вынесем ее туда, где температура значительно ниже точки замерзания воды? Ясно, что духовка начнет остывать. Как только температура понизиться, пар сгуститься в воду, а потом вода замерзнет, и превратиться в лед. Последовательные переходы от пара к воде и от воды ко льду происходят, как только температура становиться достаточно низкой. Историю воды внутри охлаждающегося духового шкафа может быть разделена на три различных периода, соответсвующих времени, когда вода была в газообразной, жидкой или твердой фазе.

    Развитие  ранней Вселенной также можно представить состоящей из отдельных периодов. Эти периоды ограничены особыми свойствами, в которые появляется материя в течение определенного времени. Материя в пределах расширяющейся Вселенной охлаждается во многом также, как пар внутри термостата. Когда Вселенная расширяется, температура падает и, в конечном счете, достигает критического значения, заставляя материю изменять свои фундаментальные свойства.

    В течение Большого взрыва произошел целый ряд фундаментальных изменений, которые отделяли эти периоды друг от друга.

    Первое  существенное событие в истории  Вселенной было ее возникновение. В принципе, этот момент можно использовать для определения нулевой точки отсчета времени. Первые 10^-43 сек. Истории Вселенной известны как Планковское время. Когда Вселенная достигла этого возраста начался суперструнный период. Расстояние, которое может пройти свет за Планковское время составляет 10 ^-35 метров. Этот масштаб известен как длина Планка, так как ничего не может перемещаться быстрее, чем свет, длина Планка представляет размер наблюдаемой в то время Вселенной. Поэтому суперструнный период иногда называют Планковским периодом.

    В его начале температура равнялась  10³² градусов. Это критическая температура, при которой, четыре силы природы, как полагают, объединяются в суперсилу. Струнный характер материи также начинает проявляться при таких энергиях. Суперструнная теория предсказывает, что Вселенная имела, по крайней мере, девять пространственных измерений. Они существовали в сопоставимых размерах на этой стадии.

    Суперструнный период шел к завершению, когда  суперсила разбилась на силу гравитации и силу великого объединения. Это было начало периода великого объединения. Гравитация начала действовать как отдельная сила, однако три из пространственных измерений продолжали расширяться. Снижение температуры заставило струны сжаться, и они начали походить на точечные объекты, которые мы наблюдаем сегодня как элементарные частицы и античастицы. Они непрерывно сталкиваются друг с другом, потому что для свободного движения объем пространства был очень мал. Вселенная в это время может рассматриваться как горячий, плотный «суп» из частиц и античастиц. Температура была все еще достаточно высока, поэтому кварки и лептоны были способны обмениваться Х-частицами. Эти частицы были ответственны за перенос силы великого объединения. Она заставляла кварки распадаться на лептоны  наоборот. Кварки и лептоны были эффективно неразделимы на этой стадии в истории Вселенной.

    Поскольку  расширение Вселенной продолжалось, температура продолжала падать. Как только она упала ниже критического уровня, обмен Х-частицами между кварками и лептонами стал почти невозможен. Сила великого объединения эффективно перестала действовать и это определило конец периода великого объединения. Эта критическая стадия была достигнута, когда Вселенная была в возрасте примерно 10 ^-35 секунд, ее температура равнялась 10 ²⁷ градусов. Сила великого объединения разбилась на сильные и электрослабые силы, и это провозгласило начало электрослабой эры.

    Этот  период продолжался приблизительно 10 ^-10 секунд. Кварки вели себя как свободные частицы в течение этого периода. По мере того, как температура падала, столкновение между частицами становились все менее энергичными. Воздействие слабых и электромагнитных сил на частицы стало различным. Таким образом, во Вселенной в возрасте 10 ^-10 секунд произошло расщепление электрослабых сил на слабые силы и электромагнитные.

    За  электрослабой эрой последовала  кварковая. Она длилась пока Вселенная не достигла возраста 10 ^-4 секунд. Кварки взаимодействовали друг с другом  через сильную силу (ее особенность в том, что она ослабевает на малых расстояниях). Постепенно, по мере охлаждения Вселенной они теряли энергию, и сильная сила стала более влиятельной, поскольку температура падала. В конечном счете, кварки оказались заключенными в группы по два и три. Температура приблизительно равнялась 10 ¹² градусов. После того кварки уже не могли существовать во Вселенной как отдельные частицы, и кварковая эра пришла к концу. Триплеты, содержащие два u-кварка и один d-кварк сформировали протоны, триплеты, содержащие два d-кварка и один u-кварк сформировали нейтроны. Таким образом, нейтроны и протоны, которые существуют сегодня в ядрах атомов, были сформированы вскоре, после того как кварки оказались связанными, то есть когда Вселенная постарела приблизительно до 10^-4секунд.