Каково будущее Вселенной?

Сургутский  государственный педагогический университет

Социально – гуманитарный факультет 
 
 
 
 
 

Реферат

Каково  будущее Вселенной? 
 
 

Выполнила: Мохова Мария

группа 0141

                                                                                  Проверил: Арент Е.А.

                                                            Оценка: 
 
 

2010 г. 

Содержание

1. Введение
2. Каково будущее Вселенной?

• Модели будущего Вселенной
• Открытая или Закрытая Вселенная

3. Астрономы заглянули в прошлое и будущее нашей Вселенной (статья)

4. Список литературы

 

 

Введение.

      Что такое Вселенная, откуда она взялась, как устроена, что с ней будет  в будущем? Такие вопросы будоражат  умы людей на протяжении сотен  лет. Пожалуй, с самого момента возникновения  человека. Он всегда пытался в силу своего мировоззрения и последних  достижений науки, получить представление  о мире. В древнегреческой мифологии  очень подробно и достаточно систематизировано  рассказывается о сотворении мира и  его устройстве. Впрочем, мифология  любого народа, достаточно развитого  для того, чтобы создавать космологические мифы, может похвастаться не менее интересными идеями. И это не случайно. Огромный мир вокруг нас всегда волновал человека. Он с давних времен старался понять, как устроен этот мир, что такое в этом мире Солнце, звезды, планеты, как они возникли. 

      Это - из разряда тех вопросов, которые  принято называть “вечными”, человек  никогда не перестанет искать ответа на них.

      После того как появилась философия, пришедшая  вместе с наукой на смену мифологии, ответ на эти вопросы стали  искать в основном в рамках философских концепций, причем почти каждый философ считал своим долгом затронуть их. С приходом Нового времени философия уступила свое первенство в создании космологических моделей Науке, которая добилась особенно больших успехов в XX веке, перейдя от различных догадок в этой области к достаточно обоснованным фактам, гипотезам и теориям.

Немного о Вселенной.

Вселенная - это вся окружающая нас часть  материального мира, в той или  иной мере доступная наблюдению. Астрономические  данные указывают на то, что Вселенная  расширяется: галактики удаляются  от нас со скоростями, примерно пропорциональными  расстояниям между объектами. Возраст  Вселенной, то есть время расширения от начального состояния - Большого взрыва, - приблизительно 10-20 млрд. лет, радиус Вселенной - примерно 10-20 млрд. световых лет. Интересно, что выдвинуты гипотезы о существовании других Вселенных.

Как уже  говорилось, Вселенная на 98% состоит  из простейших газов (водород - 73%, гелий - 25%). Более тяжелые элементы составляют всего лишь 2%.

Большинство ученых предполагают, что Вселенная  не существовала всегда, появившись в  определенный момент. Картина Вселенной  напоминает разорвавшуюся мину, осколки  которой разлетаются во все стороны. Можно предположить, что когда-то расстояние между галактиками было невелико. Таким образом, имея нужные сведения, можно подсчитать, когда  начали разбегание галактики (см. выше - возраст Вселенной). Разброс значений в возрасте Вселенной объясняется  отсутствием точных данных. Но Вселенная  имела начало! Это событие и  назвали "Большим взрывом". Следовательно, пространство и время возникли в  момент Большого взрыва. А с исчезновением  Вселенной должно исчезнуть пространство и время.

Мы знаем, что жизнь на нашей планете  Солнце сожжет приблизительно через 5 млрд. лет. Но Вселенная тогда все  равно будет существовать - просто не будет существовать жизни в  нашей Солнечной системе. Поэтому  заинтересуемся таким вопросом: каково будущее Всеоенной?

 

Каково  будущее Вселенной?

Модели  будущего вселенной.

Каково  же будущее Вселенной? Многие выдающиеся ученые ХХ века неоднократно задавались этим вопросом.

В 1917г. А. Эйнштейн выступил с гипотезой о конечной, но безграничной Вселенной. Суть данной гипотезы была в следующем: предположим, что вещество, составляющее планеты, звезды и звездные системы, равномерно рассеяно по всему мировому пространству. Тем самым мы допускаем, что Вселенная всюду однородна и к тому же изотропна, то есть во всех направлениях имеет одинаковые свойства. Будем считать, что средняя плотность вещества во Вселенной выше так называемой критической плотности. Если все эти требования соблюдены, мировое пространство, как это доказал Эйнштейн, замкнуто и представляет собой четырехмерную сферу. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В принципе возможно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в одном и том же направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная по Эйнштейну, содержит хотя и большое, но все-таки конечное число звезд и звездных систем, а поэтому к ней фотометрический и гравитационный парадоксы просто неприменимы. В то же время призрак тепловой смерти тяготеет и над Вселенной Эйнштейна - такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.

Пять  лет спустя, в 1922 г., советский физик  Александр Фридман на основании строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна никак не может быть стационарной, неизменной, как это считал Эйнштейн. Вселенная непременно должна расширяться, причем речь идет о расширении самого пространства, то есть об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.

Идея  Фридмана поначалу показалась Эйнштейну  слишком смелой и необоснованной. Он даже заподозрил ошибку в вычислениях. Но, ознакомившись с ними, он публично признал, что мы живем в расширяющейся  Вселенной.

Из расчетов Фридмана вытекали три возможных  следствия:

·        Вселенная и ее пространство расширяются  с течением времени;

·        Вселенная сжимается;

·        во Вселенной чередуются через большие  промежутки времени циклы сжатия и расширения.

Доказательства  в пользу модели расширяющейся Вселенной  были получены в 1926 г., когда американский астроном Э. Хаббл открыл при исследовании спектров далеких галактик (существование  которых было доказано в 1923 г. тем  же Хабблом) красное смещение спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра), что было истолковано  как следствие эффекта Доплера (изменение частоты колебаний  или длины волн из-за движения источника  излучения и наблюдателя по отношению  друг к другу) - удаление этих галактик друг от друга со скоростью, которая возрастает с расстоянием. По последним измерениям, это увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек. После этого открытия вывод Фридмана о нестационарности Вселенной получил подтверждение и в космологии утвердилась модель расширяющейся Вселенной.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие  расширения всего пространства замкнутой  конечной Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной  увеличиваются подобно тому, как  растут расстояния между пылинками  на поверхности раздувающегося мыльного пузыря. Каждую из таких пылинок, как  и каждую из галактик, можно с  полным правом считать центром расширения.

Дальнейшее  развитие модель расширяющейся Вселенной  получила в послевоенные годы и особенно в последние десятилетия благодаря  исследованиям известных отечественных  космологов Зельдовича и Новикова. Уточнены величины, характеризующие  скорость расширения Вселенной, рассмотрены  различные варианты моделей Вселенной  в зависимости от средней плотности  вещества в мировом пространстве, доста­точно подробно намечен ход  эволюции Вселенной от момента начала ее расширения.

Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Мы уже упоминали, что расчеты Фридмана допускали три варианта развития событий. По какому из них идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества. Это отношение можно свести к отношению плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества, которую мы уже упоминали.

Если  кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик и расширение Вселенной  носит необратимый характер. Это  выражается условием р/рк< 1, (где р - плотность вещества во Вселенной, рк  - критическая плотность вещества). Этот вариант динамичной модели Вселенной  называют “открытой Вселенной”.

Если  же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие р/рк > 1 , то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной  в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой  плотностью), затем произойдет новый  взрыв.

 Для  наблюдателя сигналом перехода  от расширения к сжатию станет  смена красного смещения линий  химических элементов в спектрах  удаленных галактик на фиолетовое  смещение. Такой вариант модели  назван “закрытой Вселенной”.

В случае, когда силы гравитации точно равны  кинетическим силам, то есть когда р/ рк = 1, расширение не прекратится, но его  скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое  можно назвать квазистационарным.

Теоретически  возможна и пульсация Вселенной.

Возникает естественный вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей  Вселенной? Ответ на него остается за наблюдательной астрономией, которая  должна оценить современную среднюю  плотность вещества во Вселенной  и уточнить значение постоянной Хаббла (скорость расширения галактик). Пока надежные оценки этих величин отсутствуют. На основании современных данных создается впечатление, что средняя плотность вещества во Вселенной близка к критическому значению, она либо немного больше, либо немного меньше. Но от этого “немного” зависит будущее Вселенной, правда, весьма отдаленное. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не меньше 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд. лет. 

 

Открытая  или Закрытая Вселенная?

Современная наука, рассматривая дальнейшую судьбу Вселенной, останавливается на двух вариантах – открытой и замкнутой  Вселенной. Если предположить, что Вселенная  замкнута, в этом случае в течение 40-50 миллиардов лет ничего существенного  не произойдет. Галактики будут все  дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние  из них не остановятся и Вселенная  не начнет сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придет синее. К моменту максимального  расширения большинство звезд в  галактиках погаснет, и останутся  в основном небольшие звезды, белые  карлики и нейтронные звезды, а  также черные дыры, окруженные роем частиц - в большинстве своем фотонов  и нейтронов. Наконец, через примерно 100 миллиардов лет начнут сливаться  воедино галактические скопления; отдельные объекты сначала будут  сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратится в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться  отдельные галактики, и, в конце  концов, Вселенная будет представлять собой однородное распределение  звезд и других подобных объектов.

В течение  всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться, и расти черные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения; в  конце концов, она почти достигнет  температуры поверхности Солнца и начнется процесс испарения  звезд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам  будут оставлять за собой состоящий  из паров след. Но вскоре все заполнит рассеянный туман и свет звезд  померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что/ранняя Вселенная  была непрозрачной, пока ее температура  не упала примерно до 3000 К; тогда  свет стал распространяться без помех.)

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет  проходить те же стадии, что и  при создании Вселенной, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени  начнут играть все большую роль. Наконец галактики тоже испарятся  и превратятся в первичный  «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. На этом этапе Вселенная  станет крохотной и состоящей  только из излучения кварков и  черных дыр. В последнюю долю секунды  коллапс дойдет почти до сингулярности. Что будет дальше - неизвестно, поскольку  нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности, можно лишь строить предположения.