Реферат: Эволюция Вселенной
КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
на тему:
«Эволюция Вселенной»
Содержание
Введение
1. Модель Фридмана. Дваварианта развития Вселенной
2. Строение Вселенной –современные космологические модели Вселенной
3. Обоснование расширенияВселенной
4. Этапы космическойэволюции
Заключение
Список использованнойлитературы
Введение
БерегВселенной – это наша планета Земля, родина человечества. Мы пристальновсматриваемся в космическую бездну. Что там? Обитель богов? Или пространство,заполненное звездами и планетами, на которых живут разумные существа?
ИсследованиемВселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для егообозрения – оно было для него интересным. Недаром астрономия – самая древняя изнаук о природе – и, по сути, почти самая древняя наука вообще.
Не потерялинтереса к изучению проблем космоса и Современный Человек. Но он смотрит уженемного глубже: ему не просто интересно что есть Вселенная сейчас – он жаждетзнаний о том:
Что было,когда Вселенная рождалась?
Рождалась лиона вообще или она глобально стационарна?
Как давно этобыло и как происходило?
Для поискаответа на все эти непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии– космология.
Космологияпопыталась дать ответы на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, атак же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление иструктуризации.
Всё этопозволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники,создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшуюсудьбу Вселенной.
Поэтому космология,как и любая другая наука живет и бурно развивается, принося все новые и новыефундаментальные знания об окружающем нас мире.
Данная работапосвящена эволюции Вселенной: в ней рассматриваются первые мгновения жизниВселенной, её дальнейшая эволюция и модели будущего развития Вселенной.
1. Модель Фридмана.Два варианта развития Вселенной
ВселеннаяФридмана — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениямобщей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной.Модель Фридмана описывает однородную изотропную Вселенную с веществом,обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.
НестационарностьВселенной была подтверждена открытием зависимости красного смещения галактик отрасстояния. Независимо от Фридмана, описываемую модель позднее разрабатывалиЛеметр, Робертсон и Уокер, поэтому решение полевых уравнений Эйнштейна,описывающее однородную изотропную Вселенную с постоянной кривизной, называютмоделью Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера.
ТеориюБольшого Взрыва предложили в 20-х годах нашего века ученые Фридман и Леметр, всороковых годах ее дополнил и переработал Гамов. Согласно этой теории, когда-тодавным-давно наша Вселенная представляла собой бесконечно малый сгусток,сверхплотный и раскаленный до немыслимых температур. Это нестабильноеобразование внезапно взорвалось, пространство быстро расширилось, а температураразлетающихся частиц, обладающих высокой энергией, начала снижаться. Примернопосле первого миллиона лет атомы двух самых легких элементов, водорода и гелия,стали стабильными. Под действием сил притяжения начали концентрироваться облакаматерии. В результате сформировались галактики, звезды и другие небесные тела.Звезды старели, взрывались сверхновые, после чего появлялись более тяжелыеэлементы. Они формировали звезды более позднего поколения, такие, как нашеСолнце.
В 1922 г.советский математик А. А. Фридман, анализируя уравнения общей теорииотносительности Эйнштейна, пришёл к выводу, что Вселенная не может находиться встационарном состоянии — она должна либо расширяться, либо пульсировать.Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позжена неё обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. ВселеннаяФридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика,чтобы остановить расширение. Этот факт привёл к поиску так называемойнедостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение вастрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемоекрасное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этихзвездных систем. [4, с. 44]
2. СтроениеВселенной – современные космологические модели Вселенной
Космологияизучает физическую природу, строение и эволюцию Вселенной как целого.
Понятие«Вселенная» означает Космос, доступный человеческому наблюдению.
Космологиярассматривает наиболее общие свойства всей области пространства, охваченнойнаблюдением. Мы называем ее Метагалактикой. Наши знания о Метагалактикеограничиваются горизонтом наблюдений. Этот горизонт определяется тем, чтоскорость света не мгновенна. Следовательно, мы можем наблюдать только теобласти Вселенной, от которых свет успел дойти до нас к настоящему времени. Приэтом мы видим объекты не в их нынешнем состоянии, а в том, в котором они были вмомент испускания света.
МоделиВселенной, как и любые другие, строятся на основе теоретических представлений,которые существуют в данное время в космологии, физике, математике, химии идругих смежных дисциплинах.
Несколькопредпосылок изучения Вселенной:
— считается,что формулируемые физикой законы функционирования мира действуют во всейВселенной;
— считается,что наблюдения астрономов также распространяются на всю Вселенную;
— считается,что истинны те выводы, которые не противоречат существованию человека(антропный принцип).
Выводыкосмологии называются моделями происхождения и развития Вселенной.
Проблемывозникновения и устройства Вселенной занимали людей с древности. Несмотря навысокий уровень астрономических сведений народов древнего Востока, их взглядына строение мира ограничивались непосредственными зрительными ощущениями.Поэтому в Вавилоне сложились представления, согласно которым Земля имеет видвыпуклого острова, окруженного океаном. Внутри Земли будто бы находится«царство мертвых». Небо – это твердый купол, опирающийся на земную поверхностьи отделяющий «нижние воды» (океан, обтекающий земной остров) от «верхних»(дождевых) вод. На этом куполе прикреплены небесные светила, над небом будто быживут боги. Согласно представлениям древних египтян, Вселенная имеет видбольшой долины, вытянутой с севера на юг, в центре ее находится Египет. Небоуподоблялось большой железной крыше, которая поддерживается на столбах, на нейв виде светильников подвешены звезды.
ГераклидПонтийский и Евдокс Книдский в IV в до н.э. утверждали, что все тела воВселенной вращаются вокруг своей оси, и обращаются вокруг общего центра (Земли)по сферам, количество которых в разных космогониях варьировало от 30 до 55.Вершиной этой картины мира стала система Клавдия Птолемея (II в. н.э.).
Первыенаучно-обоснованные модели Вселенной появились после открытий Коперника,Галилея и Ньютона. Сначала Р. Декарт выдвинул идею эволюционной вихревойВселенной. Согласно его теории, все космические объекты образовались изпервичной однородной материи в результате вихревых движений. Солнечная система,согласно Декарту – один из вихрей космической материи. И. Кант развивал идеюбесконечной Вселенной, образовавшейся под действием механических сил притяженияи отталкивания, и попытался выяснить дальнейшую судьбу такой Вселенной.Математически описал гипотезу Канта великий французский математик Лаплас. [1,с. 213]
И. Ньютонсчитал, что тяготеющая вселенная не может быть конечной, так как в этом случаевсе звезды, ее составляющие, под действием сил тяготения соберутся в центре. Онпытался объяснить наблюдаемое противоречие бесконечным количеством звезд воВселенной, а также бесконечностью мира во времени и пространстве. Однакокосмология столкнулась тогда с парадоксами.
1. Гравитационныйпарадокс: согласно ньютоновскому понятию гравитации бесконечный Космос сконечной плотностью массы должен давать бесконечную силу притяжения. Бесконечновозрастающее тяготение неизбежно приводит к бесконечным ускорениям и бесконечнымскоростям космических тел. Следовательно, скорость тел должна расти сувеличением расстояния между телами. Но этого не происходит, и тогдаполучается, что Вселенная не может существовать вечно.
Решая этупроблему, И. Кант сделал вывод о нестатичности Космоса. Туманности он называл «мировымиостровами». Ламберт развил идеи Канта. По его мнению, при увеличении размеровостровов увеличивается и расстояние между ними так, что суммарные силы Космосаостаются конечными. Тогда парадокс разрешается.
2. Фотометрическийпарадокс (парадокс Ольберса): при бесконечной Вселенной, заполненнойбесконечным числом звезд, небо должно быть равномерно ярким. На самом же делетакого эффекта не наблюдают. В 1823 г. Ольберс показал, что пылевые облака,которые поглощают свет более дальних звезд, сами нагреваются и должны, поэтомуизлучать свет. Этот парадокс разрешился сам собой после создания моделирасширяющейся Вселенной.
Современнаякосмология возникла после появления общей теории относительности Эйнштейна ипоэтому ее, в отличие от классической Галилеевой и Ньютоновой космологии,называют релятивистской. Эмпирической базой для космологии являются оптическиеи радиолокационные астрономические наблюдения. Открытие элементарных частиц иисследование их поведения на ускорителях в условиях, приближенных ксуществовавшим на первоначальных этапах развития Вселенной, помогло понять, чтопроисходило в первые моменты ее эволюции.
КогдаЭйнштейн работал над своей общей теорией относительности, Вселеннаяпредставлялась ученым не такой, как сейчас. Еще не были открыты Метагалактика иее расширение, поэтому Эйнштейн опирался на представления о стационарнойВселенной, которая равномерно наполнена Галактиками, находящимися на неизменныхрасстояниях. Тогда неизбежно следовал вывод о сжатии мира под действием силыпритяжения. Этот результат находился в противоречии с выводами ОТО. Чтобы невступать в конфликт с общепринятой картиной мира, Эйнштейн произвольно ввел всвои уравнения новый параметр – космическое отталкивание, которое характеризовалосьс помощью космологической постоянной. А. Эйнштейн предполагал, что Вселеннаястационарна, бесконечна, но не безгранична. То есть она мыслилась в виде сферы,постоянно увеличивающейся в объеме, но имеющей границы.
Единственнымчеловеком, который в 1922 году верил в правильность выводов ОТО применительно ккосмологическим проблемам, был молодой советский физик А.А. Фридман. Онзаметил, что из теории относительности вытекает нестационарность искривленияпространства.
Как ужеговорилось в первой части данной работы, модель Фридмана опирается напредставления об изотропном, однородном и нестационарном состоянии Вселенной.
Изотропностьуказывает на то, что во Вселенной не существует каких-либо выделенных точекнаправлений, то есть ее свойства не зависят от направления.
ОднородностьВселенной характеризует распределение вещества в ней. Эту равномерностьраспределения вещества можно обосновать, подсчитывая число галактик до даннойвидимой звездной величины. Согласно наблюдениям, плотность вещества в видимойнами части пространства в среднем одинакова.
Нестационарностьозначает, что Вселенная не может находиться в статичном, неизменном состоянии,а должна либо расширяться, либо сжиматься
В современнойкосмологии три этих утверждения называются космологическими постулатами.Совокупность этих постулатов является основополагающим космологическимпринципом. Космологический принцип непосредственно вытекает из постулатов общейтеории относительности.
А. Фридман,на базе выдвинутых им постулатов, создал модель строения Вселенной, в которойвсе галактики удаляются друг от друга. Эта модель похожа на равномернораздувающийся резиновый шар, все точки пространства которого удаляются друг отдруга. Расстояние между любыми двумя точками увеличивается, однако ни одну из нихнельзя назвать центром расширения. Причем, чем больше расстояние между точками,тем быстрее они удаляются друг от друга.
Сам Фридманрассматривал только одну модель строения Вселенной, в которой пространствоизменяется по параболическому закону. То есть, вначале оно будет медленнорасширяться, а затем, под влиянием сил гравитации – расширение сменится сжатиемдо первоначальных размеров. Его последователи показали, что существует какминимум три модели, для которых выполняются все три космологических постулата.Параболическая модель А. Фридмана – один из возможных вариантов. Несколько иноерешение задачи нашел голландский астроном В. де Ситтер. Пространство Вселеннойв его модели гиперболическое, то есть расширение Вселенной происходит снарастающим ускорением. Скорость расширения настолько велика, чтогравитационное воздействие не может препятствовать этому процессу. Онфактически предсказал расширение Вселенной. Третий вариант поведения Вселеннойрассчитал бельгийский священник Ж. Леметр. В его модели Вселенная будетрасширяться до бесконечности, однако темп расширения будет постоянно снижаться– эта зависимость носит логарифмический характер. В этом случае скоростьрасширения только-только достаточна, чтобы избежать сжатия до нуля.
В первоймодели пространство искривлено и замкнуто само на себя. Это сфера, поэтомуразмеры его конечны. Во второй модели пространство искривлено иначе, в формегиперболического параболоида (или седла), пространство бесконечно. В третьеймодели с критической скоростью расширения пространство плоское, и,следовательно, тоже бесконечное.
Первоначальноэти гипотезы воспринимались как казус, в том числе и А. Эйнштейном. Однако, ужев 1926 году произошло эпохальное событие в космологии, которое подтвердилоправильность расчетов Фридмана – Де Ситтера – Леметра. Таким событием,оказавшим воздействие на построение всех существующих моделей Вселенной,явились работы американского астронома Эдвина П. Хаббла. В 1929 году припроведении наблюдений на крупнейшем в то время телескопе, он установил, чтосвет, идущий к Земле из далеких галактик, смещается в сторону длинноволновойчасти спектра. Это явление, получившее название «Эффект красного смещения»имеет в своей основе принцип, открытый известным физиком К. Доплером. ЭффектДоплера говорит о том, что в спектре источника излучения, приближающегося кнаблюдателю линии спектра смещены в коротковолновую (фиолетовую) сторону, вспектре источника, удаляющегося от наблюдателя спектральные линии смещены вкрасную (длинноволновую)сторону.
Эффекткрасного смещения свидетельствует об удалении галактик от наблюдателя. Заисключением знаменитой Туманности Андромеды и нескольких, ближайших к намзвездных систем, все остальные галактики удаляются о нас. Более того,оказалось, что скорость разлета галактик не одинакова в различных частяхВселенной. Они удаляются от нас тем быстрее, чем дальше расположены. Иначеговоря, величина красного смещения оказалась пропорциональной расстоянию доисточника излучения – такова строгая формулировка открытого закона Хаббла. Закономернаясвязь скорости удаления галактик с расстоянием до них описывается с помощьюпостоянной Хаббла (Н, км/сек на 1 мегапарсек расстояния).
V = Hr,
где V –скорость удаления галактик, r – расстояние между ними.
Величина этойпостоянной до сих пор окончательно не установлена. Различные ученые определяютее в интервале 80 ± 17 км/ сек на каждый мегапарсек расстояния.
Явлениекрасного смещения получило объяснение в феномене «разбегания галактик». В связис этим, на первый план выдвигаются проблемы исследования расширения Вселенной иопределения ее возраста по продолжительности этого расширения.
Согласно всемтрем моделям эволюции Вселенной, она имела точку отсчета – состояние,характеризовавшееся нулевым моментом времени. Начальным состоянием материи в нейбыло некоторое сверхплотное состояние, которое характеризовалосьнеустойчивостью, что и привело к его разрушению. В результате веществоВселенной стало стремительно разлетаться. Сейчас мы знаем, что за каждый млрдлет жизни Вселенная расширяется на 5 – 10%. Наиболее вероятное значениепостоянной Хаббла в 80 км/сек дает нам значения времени расширения – от 13 до17млрд лет. В 2002 году с помощью компьютерной модели современного состоянияВселенной были получены результаты, дающие нам время ее жизни в 13,7 млрд лет.[2, с. 42]
Механизмдальнейшей эволюции зависит от средней плотности вещества в ней. Критическойплотности вещества соответствует величина в 3 атома водорода в 1 м3пространства. Однако неопределенность в современном значении плотности веществаВселенной очень велика. Если сложить массы всех известных в настоящее времяГалактик и межзвездного газа, то получится величина ?=0,3 атома Н, то есть напорядок меньше критической. Соответственно, Вселенная может расширяться вечно.
Однако,существует так называемая проблема скрытой массы. Возможно, ученым известна невся имеющаяся во Вселенной материя. По последним данным, наблюдаемая массаВселенной составляет всего 5-10% относительно общей массы вещества. В случаеподтверждения этого результата, эволюция Вселенной может пойти по другому пути.На роль скрытой носителей массы Вселенной претендуют различные космическиеобъекты. В нашей и других Галактиках существует большое количество темнойматерии, которую нельзя видеть непосредственно, но о существовании которой мыузнаем по ее гравитационному воздействию на орбиты звезд. Более того, внутригалактических скоплений содержится еще большее количество такой материи. Этаматерия представляет собой вакуумные квантовомеханические структуры. На ее долюпадает 75% скрытой массы.
На рольносителей скрытой массы могут претендовать нейтрино, частицы, образовавшиеся наранних стадиях развития вселенной. Как стало известно в последние 3 года,нейтрино все – таки имеют массу, следовательно, могут участвовать в формированиигравитационных взаимодействий.
Кандидатамина ту же роль являются и некоторые экзотические объекты, такие как черные дыры– объекты точечного размера и огромной массы, которые содержатся во вселенной вбольших количествах, пространственные струнные объекты и т.п.
По мнениюряда ученых, 20% скрытой материи представлены «зеркальными частицами», из которыхсостоит невидимый нами «зеркальный мир», который пронизывает нашу Вселенную.Гипотез на этот счет достаточно, однако их подтверждение или опровержение – делобудущего.
В случае,если предположения ученых о неизвестной нам массе вещества Вселеннойподтвердятся, то ее эволюция может пойти по пути, предложенному в моделиФридмана, или по схеме Пульсирующей Вселенной. В этой модели Вселенная проходитбесконечно большое количество осцилляций, то есть в конце каждого жизненногоцикла возвращается в первоначальное состояние с точечным объемом и бесконечнобольшой плотностью.
Очень важнойпроблемой современной космологии являются начальные моменты существования нашейВселенной. Удачная попытка решения этой проблемы связана с именем американскогоастрофизика Георгия Антоновича Гамова, который в 1942 г. предложил концепциюэволюции Вселенной путем «Большого взрыва». Основная цель автора концепциизаключалась в том, чтобы, рассматривая ядерные реакции в началекосмологического расширения, получить наблюдаемые в наше время соотношениямежду количеством различных химических элементов и их изотопов. Теория ГорячейВселенной и Большого взрыва дает определенные предсказания о состоянии веществаВселенной в первые моменты ее жизни.
3.Обоснование расширения Вселенной
Вселеннаярасширяется. Этот фундаментальный научный факт, установленный теоретически(А.А. Фридман, 1922) и экспериментально (Э. Хаббл, 1929), является в настоящеевремя общепризнанным.
Что жепонимается современной наукой под расширением Вселенной, и какую роль играет, ииграет ли, расширение Вселенной в современной физической картине мира?
В общихчертах под расширением Вселенной (Метагалактики) подразумевается следующее:радиус кривизны пространства Вселенной растет, по крайней мере, на современномэтапе эволюции. Проявляется это в том, что расстояния между далекимигалактиками увеличиваются и тем быстрее, чем дальше они находятся друг отдруга. При наблюдении с Земли далекие галактики «разбегаются» от Земли, чтоподтверждается красным смещением в спектрах этих галактик.
По даннымсовременной наблюдательной астрономии звезды во Вселенной группируются вгалактики, которые, в свою очередь, также образуют скопления. Представление опорядках величин дают следующие цифры: наша Галактика содержит ~ 10¹¹звезд и имеет форму линзы диаметром 80 тысяч световых лет и толщиной ~ 30 тысячсветовых лет. Ближайшая к нам галактика M31 в созвездии Андромеды удалена отнас на расстояние порядка 2 миллионов световых лет. Мы находимся на перифериигигантского скопления более тысячи галактик с центром в направлении созвездияДевы, удаленным на расстояние ~ 60 миллионов световых лет. Возможностисовременной техники позволяют наблюдать достаточно яркие галактики вплоть дорасстояний порядка 10 миллиардов световых лет. Данные наблюдений показывают,что в крупных масштабах Вселенная однородна и изотропна. Грубо говоря, этоозначает, что в любой сфере с фиксированным достаточно большим диаметром(достаточным считается число ~ 300 миллионов световых лет) содержитсяприблизительно одинаковое число галактик. Утверждение об однородности иизотропности Вселенной в больших масштабах принято называть КосмологическимПринципом. [3, с. 53]
В наблюдаемыхспектрах звезд и галактик хорошо различимы спектральные линии поглощения(хромосферами звезд) известных элементов. Это позволяет довольно точно измерятьс помощью хорошо известного эффекта Доплера скорость, с которой данныйизлучающий объект удаляется или приближается по отношению к земномунаблюдателю.
Если быокружающие нас галактики двигались хаотически, то красные и голубые смещения вих спектрах наблюдались бы с одинаковой вероятностью. Но эксперимент показываетдругое: красные смещения преобладают и тем больше, чем дальше от нас находятсяизучаемые объекты. Количественным итогом этих наблюдений являетсясформулированный в 1929 году Хабблом «закон разбегания», согласно которому всегалактики (в среднем) удаляются от нас и скорость этого разбегания приблизительнопропорциональна расстоянию /> до рассматриваемой галактики:
/>
Коэффициентпропорциональности /> называют постоянной Хаббла. Мыуказали в принимаемое сейчас большинством астрономов значение: 15 км/с накаждый миллион световых лет расстояния. Здесь следует отметить, что определениевеличины /> поданным эксперимента является очень трудной задачей: скорости по эффекту Доплераможно определить достаточно точно, но измерение расстояний /> до далеких галактик — труднейшая проблема, и до сих пор она решается лишь различными косвеннымиметодами. Сам Хаббл при оценке расстояний занизил их на порядок, поэтомуполучил на порядок большее значение /> (170 вместо 15). До сих пор частьастрономов считает, что значение /> заметно больше приведенного, нобольшинство принимает цифру 15.
Из законаразбегания, разумеется, не следует, что наша галактика является центром мира, авсе прочие удаляются от нее. Согласно Космологическому Принципу наша галактиканичем не выделена, так что точно такую же картину разбегания должен видетьнаблюдатель из любой другой галактики. Это значит, что «все разбегаются отвсех». Наглядной моделью такого разбегания может послужить надуваемый резиновыйшарик с нанесенными хаотически на его поверхность точками – «галактиками»: принадувании все эти точки будут удаляться друг от друга в точном соответствии сзаконом Хаббла. Это модель «двумерного замкнутого мира». Аналогичный «открытыймир» можно представить в виде резиновой плоскости с нанесенными точками, равномернорастягивающейся во всех направлениях.
Изпропорциональности /> и /> вытекает фундаментальный выводотносительно существования «начала мира»: где-то в прошлом был момент, вкоторый любая из наблюдаемых сейчас галактик была бесконечно близка к нашей,следовательно, «любая к любой» в силу Космологического Принципа. Из-за такогосближения плотность вещества во Вселенной в «начальный момент» становитсябесконечной. Но это не означает, что все оно было собрано в одном месте, таккак тот же Космологический Принцип требует, чтобы плотность становиласьбесконечной в любой точке пространства.
Оценить«возраст Вселенной» /> можно очень просто, еслипредположить, что постоянная Хаббла /> в процессе расширения остаетсянеизменной: тогда /> миллиардов лет для числа из формулы.На самом деле предположение о неизменности /> неправильно и точную оценку /> можно получитьтолько с помощью космологической модели Фридмана. К качественным изменениям этоне приводит, а для /> тогда получается /> 14 миллиардов лет. [1,с. 176]
4. Этапыкосмической эволюции
Мы оставилиВселенную в момент времени t = 3.10(-34) (степень)) с при Т = 10(27) К.Температура Т = 10(27) К называется температурой Великого объединения. При этойтемпературе стирается различие между тремя видами взаимодействий — электромагнитным, слабым и сильным, и во Вселенной действует одна сила,объединяющая эти три взаимодействия. При Т > 10(27) К адроны распадаются накварки. Вселенная состоит из кварков, лептонов и фотонов. Все частицы находятсяв равновесии: кварки свободно переходят в лептоны и наоборот, частицы переходятв античастицы.
По мерерасширения Вселенной температура ее падает. При t = 3.10(-34) с температурападает ниже 10(27) К. Теперь уже кварки не могут превращаться в лептоны,взаимодействие Великого объединения разделяется на сильное и электрослабое. Издесь же происходит еще один важный процесс: нарушается равновесие междукварками и антикварками, возникает избыточный барионный заряд — число барионовна одну миллиардную часть превосходит число антибарионов. На миллиардантибарионов всего один лишний барион! Но именно благодаря этой ничтожнойассиметрии существуем мы с вами и весь окружающий нас Мир. Основная массаВселенной в этот период сосредоточена в адронах. Поэтому этот период получилназвание адронная эра. Она длилась до момента t = 10-4с.
При t >10(-4) с температура падает ниже 3.10(12) К, при этом, во-первых, кваркиобъединяются в ядерные частицы — образуются протоны и нейтроны, а во-вторых,происходит аннигиляция барионов и антибарионов (нуклонов и антинуклонов), приэтом остаются только те избыточные нуклоны, для которых не хватило античастиц.Из них-то впоследствии и образовалось всё вещество Вселенной. Если доаннигиляции основная масса Вселенной была сосредоточена в адронах, то послеаннигиляции она сосредоточивается в лептонах. Соответствующий период в развитииВселенной получил название лептонная эра. Длилась она до момента, когда отначала расширения прошло 100 секунд. При t > 10 с, когда температура упаладо 3 миллиардов градусов, произошла аннигиляция электронов и позитронов,которые превратились в кванты электромагнитного излучения. При t = 100 сосновная масса Вселенной сосредоточилась в фотонах — и настала эра излучения.Она длилась долго, около 300 000 лет. В самом начале эры излучения,приблизительно через 5 минут после начала расширения Вселенной, когдатемпература упала ниже 109 К, начались ядерные реакции, образовалось первичноевещество Вселенной, на 75% оно состояло из водорода и на 25% из гелия. Веществонаходилось в ионизованном состоянии и в равновесии с излучением. При t > 200000 лет, когда температура упала ниже 4000 К, произошла рекомбинация — образовалось нейтральное вещество (водород и гелий). Вселенная продолжаларасширяться, плотность вещества и излучения падала, но плотность излученияпадала быстрее. Через 100 000 лет после рекомбинации плотность веществапревысила плотность излучения. Началась эра вещества, которая длится донастоящего времени.
Можетвозникнуть вопрос: если при рекомбинации образовались только водород и гелий,то откуда же взялись все остальные химические элементы? Все остальныехимические элементы (кроме водорода и гелия) образовались позднее, в результатеядерных реакций в звездах.
Итак, мыживем в эру вещества. Сколько же времени прошло с начала расширения Вселенной,иными словами, каков современный возраст Вселенной? Точно мы этого не знаем, ноприблизительно указать можно: от 10 до 20 млрд. лет. Обычно принимается около15 млрд. лет. А каков возраст самых старых цивилизаций во Вселенной? Наблюденияпоказывают, что уже через миллиард лет после начала расширения во Вселеннойсуществовало твердое вещество из тяжелых химических элементов. Следовательно, вэто время мог начаться процесс формирования планет и возникновения на нихкаких-то разумных видов. Как долго он длился? Возраст Земли 4,6 млрд. лет,округлим его до 5 млрд. лет. Значит, на Земле на образование цивилизаций ушло 5млрд. лет. Если темп развития жизни и разума во Вселенной в среднем примернотакой же, как на Земле, то значит, первые цивилизации во Вселенной моглипоявиться через (1 + 5 = 6) миллиардов лет после начала расширения Вселенной,или 9 миллиардов лет тому назад. Н.С. Кардашев принимает более скромную оценкувозраста Вселенной — 13 млрд. лет и получает, что первые цивилизации моглипоявиться во Вселенной 7 млрд. лет тому назад. Можно представить, какогоразвития достигли они за это время! [5, с. 87]
Заключение
Вселенная развиваетсяи в наше время. В спиральных галактиках рождаются и умирают звезды. Вселеннаяпродолжает расширятся…
Мы знаемстроение Вселенной в огромном объеме пространства, для пересечения которогосвету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится проникнутьдальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира? Бесконечна лиВселенная по объему? И её расширение — почему оно началось и будет ли оновсегда продолжаться в будущем? А каково происхождение «скрытой» массы? Инаконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной?
Есть ли онаещё где-нибудь кроме нашей планеты? Окончательные и полные ответы на этивопросы пока отсутствуют.
Вселеннаянеисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать всё новые иновые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них.
Наши дни сполным основанием называют золотым веком астрофизики — замечательные и чащевсего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас одно за другим. Мы живемв эпоху поразительных научных открытий и великих свершений. Самые невероятныефантазии неожиданно быстро реализуются. С давних пор люди мечтали разгадатьтайны Галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходитсятолько поражаться, как быстро наука выдвигает различные гипотезы и тут же их опровергает.Однако астрономия не стоит на месте: появляются новые способы наблюдения,модернизируются старые. С изобретением радиотелескопов, например, астрономымогут «заглянуть» на расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казалисьнедоступными. Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути ите колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретиться на пути кзвездам.
ИзучениеВселенной, даже только известной нам её части является грандиозной задачей.Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые,понадобились труды множества поколений.
Вселеннаябесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка Вселенной имеет своеначало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселеннаябесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся материей.
Вселенная — это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скопленийвещества звездных миров и звездных систем.
Списокиспользованной литературы
1. Агекян. Т.А. Звезды,галактики, метагалактики. М.: Наука, 1981. – 416 с.
2. Гурев Г.А. Что такоеВселенная. М.: Государственное изд-во технико-теоретической литературы, 1975. –103 с.
3. Гусев Е.Б., СурдинВ.Г. Расширяя границы Вселенной. М.: МЦНМО, 2003. – 176 с.
4. Зельдович Я.Б., И.Д.Новиков. Строение и эволюция Вселенной. М.: Наука, 1989. – 736 с.
5. Шкловский. И.С.Вселенная, жизнь, разум. М.: Наука, 1987.