Элементы космогонии и космологии

Содержание

Введение.. 4

ВСЕЛЕННАЯ.. 6

Элементы космогонии и космологии... 7

Эволюция Вселенной... 10

Начало Вселенной.. 11

Рождение галактик.. 11

Эры эволюции Вселенной... 12

Адронная эра.. 12

Лептонная эра.. 13

Фотонная эра или эра излучения.. 13

ФИЛОСОФСКО-МИРОВОЗЗРЕНЧЕСКИЕ ПРОБЛЕМЫ КОСМОЛОГИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ.. 15

Современные представления о возникновении и эволюции звёзд.. 16

Эволюция звезд.. 17

ЗАКЛЮЧЕНИЕ.. 19

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ... 21

Введение

Актуальность темы исследования. Процесс эволюции Вселенной протекает очень медленно. Так как Вселенная гораздо старше астрономии и всей человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на Земле является незначительным звеном в развитии Вселенной.

Учение о Вселенной как о едином целом и охваченная астрономическими наблюдениями область Вселенной (Метагалактика) как части целого - космология является одной из основных концепций современного естествознания. На законах физики, математики и на данных наблюдательной астрономии основываются главные выводы космологии. Кроме знаний эмпирического (основанного на опыте) и теоретического уровня космология как любая наука имеет в своей структуре уровень философских предпосылок, философских оснований. Таким образом, современная космология основывается на предположении о том, что законы природы, установленные на основе изучения совсем незначительной части Вселенной, в основном на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на большие области, в конце концов - на всю Вселенную. Именно предположение об устойчивости законов природы в пространстве и времени имеет отношение к уровню философских оснований современной космологии. Но, не смотря на это, исследования, проведенные в нашем веке, позволили нам приоткрыть занавес далекого прошлого.

Современные астрономические наблюдения говорят нам о том, что около десяти миллиардов лет назад началом Вселенной был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Он весьма простого состава. Этот шар был так сильно раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

После «Большого взрыва» на протяжении еще целых десяти миллиардов лет простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, кристаллы, молекулы, планеты. Рождающиеся звезды, системы, состояли из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых из них могли возникнуть формы жизни.

Эволюция вселенной происходила в прошлом, происходит сейчас и будет происходить дальше.

Цель:целью реферата является выявление сущности теории «Большого взрыва» и связанной с ним эволюции Вселенной.

Задачи:

· рассмотреть историю термина;

· проследить историю открытия Большого взрыва;

· проанализировать современные представления теории Большого взрыва;

· охарактеризовать эволюцию Вселенной в теории Большого взрыва;

Объект:концепция современного естествознания.

Предмет:теория большого взрыва.

ВСЕЛЕННАЯ

Больше всего на свете - сама Вселенная, охватывающая и включающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки.

Её главное свойство - однородность.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как бы разбегаются друг от друга, а сеть ячеистой структуры растягивается.[3; с.65]

Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все той же.[14; с.36]

Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в 1922 - 1924 годах работы советского математика и геофизика А. Фридмана. Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения и выяснил, что мир - это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам. 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.

Фридман так же открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось проделать Хабблу, исследователю галактик.

Он обнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.[8; с.74]

Конечно, это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. На самом деле общее расширение Вселенной происходит так, что все они удаляются друг от друга, и из разных мест картина этого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это самое вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого состояния и началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы воспринимаем ее сейчас.

Представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии. Но лишь в нашем веке смогла возникнуть современная наука о строении и эволюции Вселенной - космология.

Элементы космогонии и космологии

Вселенная - это всё что существует. Это мельчайшие пылинки и атомы, и невероятные скопления веществ звездных миров и звездных систем. Можно сказать, что любая наука изучает вселенную, а точнее те или иные ее стороны. Космология- это особая отрасль астрономии, в которой объектом исследования служит Вселенная.

Космология - учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части Вселенной. Многие ученые с развитием науки, которая все полнее раскрывает физические процессы, происходящие в окружающем мире, предпочли материалистическое представление о бесконечной Вселенной. Тут большое значение имело открытие И. Ньютоном (1643 - 1727) закона всемирного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним из главных следствий этого закона явилось утверждение, что в конечной Вселенной все ее вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается в некоторых ограниченных объемах (по тогдашним представлениям - в звездах), равномерно заполняющих Вселенную. [6;с.24]

Огромное значение внесла теория относительности А.Эйнштейна (1879 -1955) для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной. Общая теория относительности Эйнштейна обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, которые сравнивают со скоростью света. В галактиках действительно сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров можно сравнить со скоростью света.

Нестационарность Вселенной (непрерывность движения вещества во Вселенной) это один из самых значительных выводов общей теории относительности. Получил этот вывод советский математик А.А. Фридман (1888-1925) в 20-х годах нашего столетия. Он показал, что Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться в зависимости от средней плотности вещества. При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них - вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрах галактик. Критическое значение средней плотности вещества, от которой зависит характер его движения,

где G - гравитационная постоянная, а H=75 км/с*Мпк - постоянная Хаббла.

Подставляя нужные значения, получаем, что критическое значение средней плотности вещества ³

Если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической расширение не прекратится. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды. [15, с.374]

Космогония это наука, которая изучает происхождение и развитие небесных тел. Это могут быть планеты и их спутники, Солнце, звезды и галактики.

За космическими телами на любой стадии развития, будь то образовавшимися недавно или в далеком прошлом, «стареющими» или «застывшими» в развитии, наблюдают астрономы. Возникновение небесных тел ученые пытаются объяснить при помощи сопоставления многочисленных данных наблюдений с физическими процессами, происходящими при любых условиях в космосе. К сожалению, пока нет единой и завершенной теории возникновения звезд, галактик или планет. Проблемы, с которыми столкнулись учёные, подчас трудно разрешимы. Решение вопроса о происхождении Земли и Солнечной системы в целом значительно затрудняется тем, что других подобных систем мы пока не наблюдаем. Системы, подобные нашей, должны быть распространены и являться закономерным явлением, но нашу солнечную систему пока не с чем сравнивать. [2;с.64]

В наше время все большую роль играет химический состав, возраст пород Земли и других тел Солнечной системы, именно при помощи этих данных происходит проверка той или иной гипотезы о происхождении Солнечной системы. Наиболее точный метод определения возраста пород состоит в подсчёте отношения количества радиоактивного урана к количеству свинца, находящегося в данной породе, так как скорость этого процесса точна и не подлежит изменениям. Самые древние горные породы имеют возраст несколько миллиардов лет. Земля в целом, очевидно, возникла несколько раньше, чем земная кора.

Иммануил Кант(1724-1804),величайший философ нового времени, начал свой путь, как астроном-теоретик. Он первый поставил задачу мысленно проследить все возможные проявления всемирного тяготения во Вселенной, продумать и объяснить с этой точки зрения все, что наблюдают астрономы, и понять, как устроена и развивается Вселенная. Именно таким образом родилась космология и космогония Нового времени. Свою теорию возникновения Солнечной системы в середине XVIII века выдвинул Кант. Она была основана на законах всемирного тяготения и представляла собой возникновение Солнечной системы из облака холодных пылинок, которые находятся в хаотичном движении. Через некоторое время французский ученный П.Лаплас в 1796 году уже подробно описал гипотезу образования Солнца и планет из вращающихся газовых туманностей. Лаплас учёл основные характерные черты Солнечной системы, которые должна была объяснить любая гипотеза о её происхождении. Гипотеза О.Ю.Шмидта, созданная в середине века является более разработанной. Первым, кто вывел принципиально новые космологические следствия общей теории относительности, был советский физик-теоретик Александр Фридман(1888-1925) . Выступив в 1922-1924 гг. Фридман показал необоснованность исходного постулата Эйнштейна о том, что Вселенная конечна и имеет форму четырехмерного цилиндра.

Фридман вывел две модели Вселенной, которые в скором времени нашли точное подтверждение в непосредственном наблюдении движений далеких галактик в эффекте «красного смещения» в их спектрах. [4;с.93]

Эволюция Вселенной

Стандартная модель эволюции Вселенной.

Вселенная расширяется, а момент, с которого она начала расширение, считают ее началом. В то время и началась история вселенной, ее называют «Большим взрывом».

Под расширением Вселенной понимают процесс, когда одинаковое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объем. В результате этого средняя плотность Вселенной понижается. Из этого можно сделать вывод о том, что в глубокой древности (десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. При этом должна была быть высокой не только плотность, но и температура, что бы плотность излучения превышала плотность вещества. Другими словами, энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. Материя была сильно раскалена и имела вид густой смеси частиц, высокоэнергичных γ-фотонов и античастиц на самом раннем этапе, в первые мгновения «Большого взрыва». Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие γ-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. [7; с.52]

Начало Вселенной

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.

Рождение галактик

Медленно вращались колоссальные водородные сгущения – начало сверх галактик и скоплений галактик. Внутри их возникали вихри, подобные водоворотам. Около ста тысяч световых лет был их диаметр. Такие системы мы называем протогалактиками или зародышами галактик. Вихри протогалактик являлись незначительной частью сверхгалактик и размер их не превышал одной тысячной сверхгалактик, не смотря на свои собственные невероятные размеры. Галактиками мы называем образованные из вихрей системы звезд при помощи гравитации. Некоторые из этих галактик до сих пор похожи на громадные завихрения. От скорости вращения завихрения зависит форма галактики, образованная из этого вихря, так нам это показывают астрономические исследования. Если выражаться научным языком, то тип будущей галактики зависит от скорости осевого вращения. Из медленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики, в то время как из быстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики. В результате силы тяготения очень медленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколько сплюнутый эллипсоид. Размеры такого правильного гигантского водородного облака были от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудно определить, какие из водородных атомов вошли в состав рождающейся эллиптической, точнее говоря эллипсоидальной галактики, а какие остались в космическом пространстве вне нее. Если энергия связи сил гравитации атома на периферии превышала его кинетическую энергию, атом становился составной частью галактики. Это условие называется критерием Джинса. С его помощью можно определить, в какой степени зависела масса и величина протогалактики от плотности и температуры водородного газа.

Протогалактика, которая вообще не вращалась, становилась родоначальницей шаровой галактики. Сплющенные эллиптические галактики рождались из медленно вращающихся протогалактик. Из-за недостаточной центробежной силы преобладала сила гравитационная. Протогалактика сжималась и плотность водорода в ней возрастала. Как только плотность достигала определенного уровня, начали выделяться и сжиматься сгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позже эволюционировали в звезды. Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутой галактике происходило почти одновременно. Этот процесс продолжался относительно недолго, примерно сто миллионов лет. На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Согласно тому, как материализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.[1;с.76]

Эры эволюции Вселенной

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. 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.

Лептонная эра.

Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в, веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже. Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 10¹⁰K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском по сайту: