Большой взрыв. Теория большого взрыва (слайд 1) Определение (слайд 2)
 Скачать 21.6 Kb.
|
|
Теория большого взрыва (слайд 1) Определение (слайд 2): Большой взрыв — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения (космическое сверхвысокочастотное фоновое излучение), и рассматривается далее. История термина (слайд 3): Первоначально теория Большого взрыва называлась «динамической эволюционирующей моделью». Впервые термин «Большой взрыв» (Big Bang) применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 (сам Хойл придерживался гипотезы «непрерывного рождения» материи при расширении Вселенной). Космологическая сингулярность (слайд 4): Космологи́ческая сингуля́рность — состояние Вселенной в определённый момент времени в прошлом, когда плотность энергии (материи) и кривизна пространства-времени были очень велики. Это состояние, вместе с последующим этапом эволюции Вселенной, пока плотность энергии оставалась высокой, называют также Большим взрывом. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей — точка (или подмножество) в пространстве-времени, через которую невозможно гладко продолжить входящую в неё геодезическую линию), предсказываемых общей теорией относительности и некоторыми другими теориями гравитации. История развития представлений о Большом взрыве (слайд 5): 1916 — вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», в которой он завершил создание релятивистской теории гравитации. 1917 — Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной, ввёл космологическую постоянную Λ лямбда большое — физическую постоянная, характеризующую свойства вакуума. В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях». 1922 — советский математик и геофизик А. А. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной. Модель Фридмана описывает однородную изотропную в общем случае нестационарную Вселенную с веществом. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс — Большой взрыв. 1929 год - открытие Хабблом общего расширения Вселенной 1948 — выходит работа Г. А. Гамова о «горячей Вселенной», построенная на теории расширяющейся Вселенной Фридмана. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. В 1950 году в одной научно-популярной Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К. 1964 — американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру. Она оказалась равной именно 3 К. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский. 2003 — спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию (различие свойств среды) реликтового излучения. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи. 2009 — запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью. Слайд 6: Представляем вашему вниманию этих ученых. Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной (сказать на слайде 7) Возникновение вселенной (слайд 8): По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла примерно 13, 8 млрд лет назад из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи. В эту эпоху, примерно 13,8 млрд лет назад Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную (одинаковость физических свойств во всех направлениях) среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам. Первые процессы после рождения Вселенной (слайд 9): В период времени от нуля до 10-43 секунд после Большого взрыва происходили процессы рождения Вселенной из сингулярности. Считается, что при этом температура и плотность вещества Вселенной были близки к планковским значениям. Законченная физическая теория этого этапа отсутствует. По окончании этого этапа гравитационное излучение отделилось от вещества. Космическая инфляция (слайд 10): Приблизительно через 10-42 секунд после момента Большого взрыва фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции и завершился через 10-36 секунд после момента Большого взрыва. Фаза кварк-глюонной плазмы (слайд 11): После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму (он же кварковый суп, хромоплазма) — агрегатное состояние вещества высоких энергий. По прошествии некоторого времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. Бариогенезис (слайд 12): Бариогенезис - состояние Вселенной на промежутке времени 10-34—10-32 секунд с момента Большого Взрыва. На этом этапе кварки и глюоны объединились в протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, а также появилось излучение. Образование физических сил и элементарных частиц (слайд 13): Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. Нуклеосинтез (слайд 14): После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. Переход к доминированию гравитации (слайд 15): После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Эра рекомбинации (слайд 16): Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода. После эры рекомбинации (слайд 17): После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения. Обобщение теории Большого взрыва (слайд 18): На всех стадиях Большого взрыва выполняется так называемый космологический принцип — Вселенная в любой данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в любой точке пространства. В любой данный момент во всех точках пространства плотность материи в среднем одинакова. Большой взрыв происходил во всех точках пространства одновременно и синхронно. Вывод (слайд 19): Теория Большого взрыва крайне важна в космологии. Она не раз подвергалась критике, однако на протяжении большого количества времени является рабочей. Спасибо за внимание! (слайд 20) |