Этапы происхождения и развития вселенной

Введение
Современная модель развития Вселенной
Заключение
Список использованной литературы

Этапы происхождения и развития вселенной

Современная модель развития Вселенной
Известно несколько космологических моделей происхождения Вселенной. Это теория Большого взрыва, теория расширения (инфляции) и иерархическая теория. Доминирующими в научном мировом сообществе являются теория Большого взрыва и модель расширения. Модель расширяющейся вселенной некоторыми учеными рассматривается как общая модель, а модель большого взрыва является ее частным случаем.
Одной из наиболее разработанных теорий происхождения вселенной является теория Большого взрыва. Она создана на базе работ ведущих теоретиков, в частности, Альберта Эйнштейна. В первых десятилетиях 20 века А. Эйнштейн применил разработанную им теорию относительности к динамике Вселенной. Он разработал уравнение, с помощью которого описывал гравитационное взаимодействие в масштабах Вселенной. В это уравнение входят такие показатели как радиус оболочки Вселенной, плотность вещества Вселенной, скорость движения масс во Вселенной. С помощью этого уравнения можно найти соотношение между радиусом оболочки и временем. При решении Эйнштейном этого уравнения оказалось, что радиус оболочки Вселенной изменяется со временем, т.е. это говорит о нестационарности Вселенной. Такое решение противоречило принятым в то время научным взглядам о неизменности и стационарности Вселенной в масштабах глобальных, значительно превышающих Земные масштабы.
Для того, чтобы согласовать свои расчеты А. Эйнштейн ввел поправочный коэффициент в разработанное им уравнение. Поправочный коэффициент как бы включил дополнительное понятие «антигравитации» и позволил использовать уравнение в условиях неизменности со временем радиуса условной оболочки Вселенной1. К 30-м годам 20 века на основании новых результатов исследований А. Эйнштейн исключил из уравнения поправочный коэффициент, таким образом, подтвердил признание расширения Вселенной со временем. В эти годы голландский астроном Видлем де Ситтер разработал модель нестационарной, расширяющейся со временем Вселенной.
Модель Вселенной называют по имени двух великих ученых моделью Эйнштейна – Де Ситтера. Следующим ученым, в своих исследованиях и расчетах пришедшим к выводу о том, что Вселенная расширяется, был бельгийский математик и астроном Ж. Леметр.
Российский ученый А. Фридман в 20-х годах 20 века показал также, что Вселенная не может быть стационарной. Он опирался на сформулированный им принцип об изотропности и однородности Вселенной. А. Фридман предложил три модели Вселенной. Согласно этим моделям Вселенная из-за гравитационного взаимодействия галактик могут сближаться медленно, затем происходит искривление пространства и образуется сфера; вселенная может бесконечно расширяться, а пространство при этом искривляется по форме седла; последняя модель Фридмана предполагает плоское и бесконечное пространство. Упрощенно можно представить так. Из какой-то точки пространства во время взрыва разлетаются осколки снаряда. Эта гипотеза о происхождении Вселенной путем Большого взрыва позволяет использовать научные результаты физики элементарных частиц, теории фундаментальных взаимодействий для расчетов возраста и размеров видимой современной Вселенной.
Модель Большого взрыва подтверждают исследования русского ученого Гамова, который занимался вопросами относительной распространенности химических элементов во Вселенной и их происхождением. Оказалось, что элементы образовались не в звездах, а после Большого взрыва. Теоретические положения Гамова позволяют рассчитать соотношение водорода и гелия в современной Вселенной, из положения, что и водород и гелий образовались в ядерных реакциях.
Открытие реликтового излучения и красного смещения, физических эффектов, наблюдаемых при изучении небесных тел, явились косвенными признаки происхождения Вселенной2.
Согласно общим представлениям теории Большого взрыва создание Вселенной кратко описывают так. Вселенная родилась порядка 13 миллиардов лет назад из ничего. В момент рождения Вселенная представляла точку горячую и плотную, затем стало происходить расширение, в результате чего происходило снижение плотности, а Вселенная становилась прозрачной и появилось излучение, которое можно наблюдать. Под понятием непрозрачность понимают не оптическое бытовое понимание, непрозрачными считаются Солнце, металл, огонь. Излучение наблюдают сейчас в виде реликтового фона. Родившаяся Вселенная состоит из отдельных галактик, которые обрели свое характерное только для них вихревое вращение. Звездные системы галактик также имеют характерное вращение. Если принять скорость удаления галактик в момент большого взрыва равной световой скорости, то можно оценить расстояние до видимых галактик.
Историю развития Вселенной по модели Большого взрыва подразделяют на пять этапов, которые называют эрами. Эры различаются по продолжительности3. Начальное состояние Вселенной называют эрой хаоса или эрой Планка. По расчетам температура этой эры составляет 1032 град. К, а длительность составляет 10-44 с космического времени. Это состояние называют сингулярностью. Чтобы выйти из сингулярного состояния необходимо, вероятно, какая-то внешняя сила, толчок или упорядоченность. В этом состоит одно из сложных положений теории Большого взрыва. Для объяснения происходящих в эту эру процессов выдвигали разные теории. Например, о рождении материи из истинного вакуума в центре «пузыря» за короткое время, в течение которого Вселенная нагревается с потерей части энергии. Материя в этот период состоит из неразделенного вещества поля - пространства – времени.
Следующей эрой является адронная эра. Произошло выделение огромного количества энергии во время Большого взрыва и материя начинает разлетаться со скоростью света. Материя при этом несет за собой пространство-время. В этот период происходит образование из физического вакуума частиц – барионов и мезонов. Одновременно рождались античастицы адронов, которые аннигилировали при столкновениях с адронами. По расчетам размер Вселенной за эту эру увеличился от 3 см до 3 тыс. км за счет разлета материи. Плотность материи снизилась, а температура упала до 10 12 град. К. считается, что при этом отделились взаимодействия, они стали существовать как бы отдельно. За счет снижения энергии вакуума (этот процесс называют также инфляцией) стало не хватать энергии на образование новых адронов, и стала снижаться энергия фононов. В адронной эре образовались такие частицы как барионы, которые обеспечили образование во вселенной ядерного вещества.
Следующую эру называют эрой лептонов. В этот период развития Вселенной размер Вселенной увеличился от 3 тыс. км до 3 миллионов. км, плотность материи упала до 10 7 кг/м3. Температура же снизилась до 3 109 град. К. Энергии в этот период было достаточно только на образование более легких, чем адроны, частиц – электронов, мюонов, нейтрино, тау-лептонов и их античастиц.
Следующей за лептоновой эрой стала радиационная эра. Безъядерная эпоха считается начальным периодом радиационной эры. Температура Вселенной снизилась до 109 град. К, плотность материи также снизилась от 107 и достигла величины 10-3 кг/м3. В эту эпоху соотношение протонов и нейтронов было равным 8 к 1. Такое соотношение объясняет преобладание ядер и атомов водорода над ядрами и атомами гелия. Размер Вселенной в безъядерную эпоху увеличился почти вдвое и достиг 60 миллионов км.