Расширение как свойство Вселенной и его подтверждения

Содержание

Введение
1.     Расширение  Вселенной
1.1  Рождение сверхгалактик и скоплений галактик
2.    Рождение галактик
2.1  Происхождение солнечной системы
Заключение
Список используемой литературы

Введение

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 весьма прост. Этот огненный шар был настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.
На протяжении десяти миллиардов лет после «большого взрыва» простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни.
На данный момент основные усилия астрономов, работающих в наблюдательной космологии, устремлены, в основном, в две области: историю развития Вселенной (от ранних этапов и до наших дней), космологическую шкалу расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.
Масштаб окружающего нас мира стал пристальным объектом изучения астрономов, начиная с Галилея. До начала двадцатого века размеры нашего мира считались достаточно небольшими (галактическими). Только подтверждение внегалактического характера спиральных туманностей — открытие в них цефеид Эдвином Хабблом — со всей очевидностью доказало поистине гигантские размеры Вселенной.

1.    Расширение Вселенной

1.1  Рождение сверхгалактик и скоплений галактик

Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют «большим взрывом» или английским термином Big Bang.
Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения «большого взрыва» вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы.
Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась во времени в соответствии с простым соотношением:
T = 1010 K . t
Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность определить, что например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся всего одной десятитысячной секунды, её температура представляла один биллион Кельвинов.
Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это значит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT. Согласно соотношению h kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если уменьшится их частота. Понижение энергии фотонов во времени имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важные последствия.
Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу и античастицу с массой mo и энергией покоя moc ему необходимо обладать энергией 2moc или большей. Эта зависимость выражается так :
h>=2moc2
Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала ниже произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo. Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв, не способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя протона равна 938 мэв.
В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов h кинетической энергией частиц kT ,
kT >= 2 moc2 то есть
T >= 2 moc2 . k
Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им античастицы возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор, пока температура вещества T не упала ниже значения.
2 moc2 k
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 понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.
1) Адронная эра. 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 (1013K). Средняя кинетическая энергия частиц kT и фотонов h составляла около миллиарда эв (103Мэв, 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 1012K, 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.
1 2 3
informsky.ru