Вход

Проблемные вопросы вселенной

Реферат по астрономии
Дата добавления: 16 марта 2001
Язык реферата: Русский
Word, rtf, 69 кб
Реферат можно скачать бесплатно
Скачать
Данная работа не подходит - план Б:
Создаете заказ
Выбираете исполнителя
Готовый результат
Исполнители предлагают свои условия
Автор работает
Заказать
Не подходит данная работа?
Вы можете заказать написание любой учебной работы на любую тему.
Заказать новую работу




РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ


Звёздное небо над головой долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что “неподвижные” звёзды на самом деле движутся, причём с огромными ско­ростями. В XX в. человечество свык­лось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными система­ми — галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, по­стоянно увеличиваются. И дело здесь не в природе галактик сама Вселенная непрерывно расширяется! Естество­знанию пришлось расстаться с одним из своих основополагающих принци­пов: все вещи меняются в этом мире, но мир в целом всегда одинаков. Это можно считать важнейшим научным событием XX в.

Всё началось, когда Альберт Эйн­штейн создал общую теорию относи­тельности. В её уравнениях описаны фундаментальные свойства материи, пространства и времени. (“Относительный” по-латыни звучит как relativus — релятивус — , поэтому теории, основанные на теории относительности Эйнштейна, называются релятивистскими).

Применив свою теорию ко Все­ленной как целой системе, Эйнштейн обнаружил, что такого решения, ко­торому соответствовала бы не меня­ющаяся со временем Вселенная не получается. Этот результат не удовле­творил великого учёного. Чтобы до­биться стационарного решения сво­их уравнений, Эйнштейн ввёл в них дополнительное слагаемое — так на­зываемый ламбда-член. Однако до сих пор никто не смог найти какого-либо физического обоснования это­го дополнительного члена.

В начале 20-х гг. советский мате­матик Александр Александрович Фридман решил для Вселенной урав­нения общей теории относитель­ности, не накладывая условия стаци­онарности. Он доказал, что могут существовать два решения для Все­ленной: расширяющийся мир и сжи­мающийся мир. Полученные Фридманом уравнения используют для описания эволюции Вселенной и в настоящее время.

Все эти теоретические рассужде­ния никак не связывались учёными с реальным миром, пока в 1929 г. аме­риканский астроном Эдвин Хаббл не подтвердил расширение видимой части Вселенной. Он использовал при этом эффект Доплера. Линии в спектре движущегося источника сме­щаются на величину, пропорцио­нальную скорости его приближения или удаления, поэтому скорость га­лактики всегда можно вычислить по изменению положения её спектраль­ных линий.

Ещё во втором десятилетии XX в. американский астроном Весто Слайфер, исследовав спектры нескольких галактик, заметил, что у большинст­ва из них спектральные линии сме­щены в красную сторону. Это означа­ло, что они удаляются от нашей Галактики со скоростями в сотни ки­лометров в секунду.

Хаббл определил расстояния до небольшого числа галактик и их ско­рости. Из его наблюдений следовало, что чем дальше находится галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. Закон, по которому ско­рость удаления пропорциональна расстоянию, получил название зако­на Хаббла.

Означает ли это, что наша Га­лактика является центром, от которо­го и идёт расширение? С точки зре­ния астрономов, такое невозможно. Наблюдатель в любой точке Вселен­ной должен увидеть ту же картину: все галактики имели бы красные сме­щения, пропорциональные расстоя­нию до них. Само пространство как бы раздувается. Если на воздушном шарике нарисовать галактики и на­чать надувать его, то расстояния меж­ду ними будут возрастать, причём тем быстрее, чем дальше они распо­ложены друг от друга.

Разница лишь в том, что нарисо­ванные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звёздные системы повсюду во Все­ленной сохраняют свой объём. Это объясняется тем, что составляющие их звёзды связаны между собой сила­ми гравитации.

Факт постоянного расширения Вселенной установлен твердо. Самые далёкие из известных галактик и квазаров имеют такое большое красное смещение, что длины волн всех ли­ний в их спектрах оказываются боль­ше, чем у близких источников, в пять—шесть раз!

Но если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим её не такой, ка­кой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Ещё раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а ещё ближе к началу расширения не могло быть даже звёзд. Эта эпоха — начало рас­ширения Вселенной — удалена от нас на 12—15 млрд лет.

Оценки возраста галактик пока слишком приближённы, чтобы уточ­нить эти цифры. Но надёжно уста­новлено, что самые старые звёзды различных галактик имеют примерно одинаковый возраст. Следовательно, большинство звёздных систем воз­никло в тот период, когда плотность вещества во Вселенной бьша значи­тельно выше современной.

На начальной стадии всё вещест­во Вселенной имело настолько вы­сокую плотность, что её даже невоз­можно себе представить. Идею о расширении Вселенной из сверх­плотного состояния ввёл в 1927 г. бельгийский астроном Жорж Леметр, а предположение, что первоначаль­ное вещество было очень горячим, впервые высказал Георгий Антонович Гамов в 1946 г. Впоследствии эту ги­потезу подтвердило открытие так на­зываемого реликтового излучения. Оно осталось как эхо бурного рожде­ния Вселенной, которое часто назы­вают Большим Взрывом.

Но остаётся множество вопро­сов. Что привело к образованию ныне наблюдаемой Вселенной, к началу Взрыва? Почему пространство имеет три измерения, а время — од­но? Как в стремительно расширяю­щейся Вселенной смогли появиться стационарные объекты — звёзды и галактики? Что было до начала Боль­шого Взрыва? Над поисками ответов на эти и многие другие вопросы ра­ботают современные астрономы и физики.

© Рефератбанк, 2002 - 2017