Проблема происхождения и эволюции Вселенной
Первый вариант теории был предложен в 1981 г. американским физиком А. Гутом, но он встретился с серьезными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной российским физиком А. Линде в 1982 г. модели хаотической инфляции. Фотонная эра: продолжительность — 1 млн лет; основная доля массы — энергии Вселенной — приходится на фотоны; к концу эры… Читать ещё >
Проблема происхождения и эволюции Вселенной (реферат, курсовая, диплом, контрольная)
Как бы ни решался вопрос о многообразии космологических моделей, очевидно, что наша Вселенная эволюционирует. Согласно теоретическим расчетам Ж. Леметра, радиус Вселенной в первоначальном состоянии был равен 10 12 см, что близко по размерам к радиусу электрона, а ее плотность составляла 109G г/см3. В сингулярном состоянии Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых размеров.
От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва. Начиная с конца 1940;х гг. все большее внимание в космологии привлекает физика процессов на разных этапах космологического расширения. Ученик А. А. Фридмана, американский физик Г. А. Гамов (1904—1968) разработал модель горячей Вселенной, рассмотрев ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной, и назвал ее «космологией Большого взрыва».
Ретроспективные расчеты определяют возраст Вселенной в 13—15 млрд лет Г. А. Гамов предположил, что температура вещества была велика и падала по мере расширения Вселенной. Его расчеты показали, что Вселенная в своей эволюции проходит определенные этапы, в ходе которых происходит образование химических элементов и структур.
В современной космологии для наглядности начальную стадию эволюции Вселенной делят на эры1:
- • эра адронов — тяжелых частиц, вступающих в сильные взаимодействия: продолжительность — 0,0001 с, температура — 1012 К, плотность — 10й г/см3. В конце эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов, гиперонов и мезонов;
- • эра лептонов — легких частиц, вступающих в электромагнитное взаимодействие: продолжительность — 10 с, температура — 1010 К, плотность — 104 г/см3; основную роль играют легкие частицы, принимающие участие в реакциях между протонами и нейтронами;
- • фотонная эра: продолжительность — 1 млн лет; основная доля массы — энергии Вселенной — приходится на фотоны; к концу эры температура надает с 1010 до 3000 К, плотность — от 104 до 10~21 г/см3; главную роль играет излучение, которое в конце эры отделяется от вещества;
- • звездная эра наступает через 1 млн лет после зарождения Вселенной; начинается процесс образования протозвезд и протогалактик.
Затем разворачивается грандиозная картина образования структуры Метагалактики.
В современной космологии наряду с гипотезой Большого взрыва обосновывается и так называемая инфляционная модель Вселенной, в рамках которой рассматривается идея творения Вселенной. Эта идея имеет очень сложное обоснование и связана с квантовой космологией. В данной модели описывается эволюция Вселенной, начиная с момента КГ45 с после начала расширения.
Первый вариант теории был предложен в 1981 г. американским физиком А. Гутом, но он встретился с серьезными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной российским физиком А. Линде в 1982 г. модели хаотической инфляции.
В соответствии с инфляционной гипотезой космическая эволюция в ранней Вселенной проходит ряд этапов[1][2].
Начало Вселенной определяется физиками-теоретиками как состояние квантовой сунергравитации с радиусом Вссленной в Ю" 50 см (для сравнения: размер атома — 10~8 см, а размер атомного ядра — 10~13 см). Основные события в ранней Вселенной разыгрывались за ничтожно малый промежуток времени от 10−45 до 10~30 с.
Стадия инфляции. В результате квантового скачка Вселенная перешла в состояние возбужденного вакуума и в отсутствие в ней вещества и излучения интенсивно расширялась по экспоненциальному закону. В этот период создавалось само пространство и время Вселенной. За период инфляционной стадии продолжительностью 10 34 с Вселенная раздулась от невообразимо малых квантовых размеров (10−33 см) до невообразимо больших (101 000 000 см), что на много порядков превосходит размер наблюдаемой Вселенной (1028 см). На протяжении всего первоначального периода во Вселенной не было ни вещества, ни излучения.
Переход от инфляционной стадии к фотонной. Состояние ложного вакуума распалось, высвободившаяся энергия пошла на рождение тяжелых частиц и античастиц, которые, проаннигилировав, дали мощную вспышку излучения (света), осветившего космос.
Этап отделения вещества от излучения. Оставшееся после аннигиляции вещество стало прозрачным для излучения, когда контакт между веществом и излучением пропал. Отделившееся от вещества излучение и составляет современный реликтовый фон, теоретически предсказанный Г. А. Гамовым и экспериментально обнаруженный в 1965 г.
В дальнейшем развитие Вселенной шло в направлении от максимально простого однородного состояния к созданию все более сложных структур — атомов (первоначально атомов водорода), галактик, звезд, планет, синтезу тяжелых элементов в недрах звезд, в том числе и необходимых для создания жизни, возникновению жизни и в конечном счете человека.