Что представляет собой гипотеза горячей вселенной

Модель горячей Вселенной

Моде́ль горя́чей Вселе́нной — космологическая модель, в которой эволюция Вселенной начинается с состояния плотной горячей плазмы, состоящей из элементарных частиц, и протекает при дальнейшем адиабатическом космологическом расширении.

Впервые модель горячей вселенной рассматривалась в 1947 году Г. А. Гамовым. Наиболее существенное наблюдательное предсказание, вытекающее из модели горячей Вселенной — наличие реликтового излучения со спектром, очень близким к спектру абсолютно чёрного тела, возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, водорода и гелия) и электронов в нейтральные атомы.

Возникновение крупномасштабной структуры Вселенной в рамках модели происходит вследствие роста начальных неоднородностей из-за гравитационной неустойчивости. Основной проблемой модели горячей Вселенной в этом аспекте является начальный спектр неоднородностей, который в ней не объясняется, а постулируется либо берётся из измерений. Естественные же предположения о его форме (пуассоновское распределение) предсказывают возникновение на ранних стадиях масштабных неоднородностей [источник не указан 1104 дня] и, соответственно, существенной анизотропии реликтового излучения, что противоречит наблюдаемым данным.

Происхождение элементарных частиц в модели горячей Вселенной с конца 1970-х годов описывают с помощью спонтанного нарушения симметрии. Многие недостатки модели горячей вселенной были решены в 1980-х годах в результате построения инфляционной модели вселенной.

Также важно отметить независимость данной теории от наличия или отсутствия Большого взрыва — вне зависимости от существования начальной космологической сингулярности, которую должна описать квантовая теория гравитации, состояние горячей плазмы, описываемое моделью горячей Вселенной и приводящее к современной наблюдаемой космологической картине, не меняется (помимо самых близких к сингулярности моментов). В то же время после открытия и измерения анизотропии реликтового излучения модель горячей Вселенной считается настолько хорошо подтверждённой наблюдениями, что произошло смешение понятий, и часто, когда говорят о Большом взрыве, на самом деле имеют в виду именно её.

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Модель горячей Вселенной» в других словарях:

Теория горячей Вселенной — современная теория физических процессов в расширяющейся Вселенной, согласно которой в прошлом Вселенная имела значительно б?льшую, чем сейчас, плотность вещества и очень высокую температуру. Первоначально теория была предложена в 1948 Г. Гамовым… … Концепции современного естествознания. Словарь основных терминов

Гипотеза (модель) Гамова горячей Вселенной — гипотеза Георгия Гамова о физических процессах во Вселенной, согласно которой в далеком прошлом, в моменты, предшествующие возникновению Вселенной в результате «большого взрыва», Вселенная имела значительно большую, чем сейчас, плотность материи… … Начала современного естествознания

Модель Вселенной — современная Основные качественные выводы, следующие из анализа фридмановской модели (см. Модели Вселенной): Вселенная нестационарна (она расширяется), плотности энергии вещества, и излучения монотонно падают с течением времени; в прошлом… … Концепции современного естествознания. Словарь основных терминов

Инфляционная модель Вселенной — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

История развития представлений о Вселенной — С ранних времен человек задумывался об устройстве окружающего его мира как единого целого. И в каждой культуре оно понималось и представлялось по разному. Так, в Вавилоне жизнь на Земле тесно связывали с движением звезд , а в Китае идеи гармонии… … Википедия

Тонкая настройка Вселенной — Проверить нейтральность. На странице обсуждения должны быть подробности … Википедия

Вселенная — Крупномасштабная структура Вселенной как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм 1 600 000 галактик, зарегистри … Википедия

КОСМОЛОГИЯ — (от греч. kosmos мир, Вселенная и logos слово, учение), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астр. наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого; раздел астрономии. Выводы К. основываются на законах физики и… … Физическая энциклопедия

Большой взрыв — У этого термина существуют и другие значения, см. Большой взрыв (значения). Запрос «Теория большого взрыва» перенаправляется сюда; о телесериале с таким названием см. Теория большого взрыва (телесериал). Космология … Википедия

Космическая инфляция — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование галактик … Википедия

Источник

Гипотеза (модель) Гамова горячей Вселенной

Начала современного естествознания. Тезаурус. — Ростов-на-Дону . В.Н. Савченко, В.П. Смагин . 2006 .

Смотреть что такое «Гипотеза (модель) Гамова горячей Вселенной» в других словарях:

Большого взрыва теория — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирован … Википедия

Большой Взрыв — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирован … Википедия

ГАМОВ Джордж — (Gamow, George) (1904 1968), Гамов Георгий Антонович, американский физик, создатель квантовой теории a распада радиоактивных ядер и автор гипотезы горячей Вселенной (теории Большого Взрыва). Родился 4 марта 1904 в Одессе. В 1926 окончил… … Энциклопедия Кольера

Источник

горячей вселенной теория

ГОРЯЧЕЙ ВСЕЛЕННОЙ ТЕОРИЯ — современная теория физ. процессов в расширяющейся Вселенной, согласно к-рой в прошлом Вселенная имела значительно большую, чем сейчас, плотность вещества и очень высокую темп-ру. Первоначально Г. В. т. была предложена Г. Гамовым (G. Gamov, 1948) для объяснения распространённости в природе различных хим. элементов и их изотопов. В те годы существовала заниженная оценка времени, прошедшего с начала расширения Вселенной (неск. миллиардов лет). Согласно выдвинутой Гамовым гипотезе, практически все элементы возникли в ядерных реакциях в самом начале расширения Вселенной при большой темп-ре, а последующий синтез элементов в звёздах за неск. миллиардов лет не успел существенно повлиять на распространённость элементов.

В работах 50-х гг. 20 в., выполненных T. Хаяси (T. Hayashi), Э. Ферми (E. Fermi) и А. Туркевичем (A. Turkevich), было показано, что попытки объяснить существующую распространённость всех элементов их синтезом в самом начале расширения Вселенной были несостоятельными. Если строго следовать Г. В. т., то в результате ядерных реакций в начале расширения образуется только водород и гелий, примесь др. лёгких элементов незначительна, а тяжёлые элементы практически совсем не образуются. Однако с открытием, что время расширения Вселенной превышает 10 млрд. лет, стало возможным объяснить распространённость тяжёлых элементов их нуклеосинтезом в звёздах.

В начале расширения Вселенной при большой темп-ре в термодинамич. равновесии с веществом должно было находиться эл—магн. излучение. В ходе расширения вещество и излучение остывают, и к настоящему времени во Вселенной должно существовать низкотемпературное излучение (его наз. микроволновым фоновым излучением или реликтовым излучением), для к-рого вещество сегодняшней Вселенной практически прозрачно. Существование во Вселенной такого излучения, имеющего темп-ру всего неск. Кельвинов, было предсказано Г. Гамовым (1956).

В 1964 А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков впервые рассчитали широкий спектр плотности эл—магн. излучения от всех источников в эволюционирующей Вселенной (включая радиогалактики и звёзды) и показали, что в области сантиметровых и миллиметровых волн интенсивность реликтового излучения с темп-рой ок. 1 К и выше будет на много порядков превосходить излучение отдельных источников, и оно может быть обнаружено. Реликтовое излучение (РИ) было открыто А. Пензиасом (A. Penzias) и P. Вильсоном (R. Wilson) в 1965 на длине волны 7,3см. Обнаружение РИ стало решающим тестом, подтвердившим справедливость гипотезы о высокой изначальной темп-ре Вселенной. Тщательные последующие наблюдения показали, что РИ действительно является равновесным, как предсказывает теория, и имеет темп-ру 2,7 К. Совр. количество фотонов РИ в ед. объёма =500 см -3 , а тяжёлых частиц (барионов ,гл. обр. протонов) N_b примерно 10 -6 см -3 . Отношение s = 10 9 почти не меняется с расширением Вселенной и характеризует уд. энтропию Вселенной, к-рая оказывается весьма большой. Плотность массы реликтового излучения сегодня 5*10 -34 г/см 3 (10 -1 эрг — ср. энергия одного фотона) много меньше плотности массы обычного в-ва 10 -30 г/см 3 (m_b10 -24 г — масса протона): 5-10 -4 . В прошлом РИ преобладало над веществом не только по числу частиц, но и по массе. Действительно, с расширением Вселенной энергия каждого кванта убывает пропорционально его частоте из-за красного смещения, т. е. пропорционально увеличению пространств. масштабов. Отсюда следует, что в прошлом при плотности вещества 10 -20 г/см 3 плотность излучения равнялась плотности вещества (10 -20 г/см 3 ), а частота излучения соответствовала диапазону видимого света. Для более раннего периода . Поэтому при анализе динамики расширения Вселенной в ранние эпохи можно пренебречь «примесью» обычного вещества, входящего в наше время в состав галактик, звёзд, планет.

Закон падения темп-ры во Вселенной для ранней эпохи её расширения (в пределах неск. лет или сотен лет после начала расширения) записывается в виде . Здесь время t (в секундах) отсчитывается от того момента, когда плотность материи равна (формально) бесконечности (т.н. сингулярное состояние). Физ. процессы при Т>10 13 К и плотностях >10 18 г/см 3 ещё недостаточно хорошо изучены совр. физикой и выводы о процессах в этих условиях не могут считаться надёжными. Однако процессы при Т 13 К можно рассматривать с полной уверенностью.

При очень больших плотностях и темп-pax все процессы взаимодействия частиц происходят чрезвычайно быстро, гораздо быстрее изменения физ. условий вследствие расширения Вселенной, и поэтому имеется полное термодинамич. равновесие между всеми сортами частиц (и их античастиц), к-рые могут рождаться при энергиях, соответствующих данной темп-ре.

При T10 13 К в равновесии находятся барионы и антибарионы, разные сорта мезонов и их античастиц, мюоны электроны и их античастицы, все сорта нейтрино и антинейтрино, фотоны.

Быстрые превращения одних частиц в другие поддерживают равновесие, количество частиц разных сортов примерно одинаково. С уменьшением темп-ры при расширении у взаимодействующих частиц уже не хватает энергии для рождения новых тяжёлых частиц, и эти частицы, сталкиваясь со своими античастицами, аннигилируют («вымирают»). При t10 -6 с начинают вымирать барионы, затем мезоны и мюоны. После вымирания барионов и антибарионов остаётся небольшое количество барионов (

10 -9 от исходного числа), т. к. с самого начала, согласно теории, их было несколько больше, чем антибарионов. Из этих барионов и образовались позднее все небесные тела. Иная судьба у частиц с нулевой (или очень малой) массой покоя. Такими частицами являются все сорта нейтрино и антинейтрино. При охлаждении и уменьшении скоростей реакций наступает момент, когда реакции с соответствующими частицами перестают протекать и частицы становятся свободными, т. е. Вселенная для них оказывается практически прозрачной. Так, при t 0,01 с свободными становятся мюонные нейтрино , при t0,3 с — электронные нейтрино . Важно подчеркнуть, что и после освобождения частицы продолжают «остывать», уменьшать свою энергию вследствие расширения Вселенной. Это происходит потому, что свободно летящая частица переходит из одного объёма вещества в другой, удаляющейся от первого. Поэтому частица имеет относительно второго объёма меньшую энергию, чем была её энергия относительно первого объёма, и т. д. При t10 с вымирают электронно-позитронные пары (они превращаются в фотоны). После этого во Вселенной остаются нейтрино и антинейтрино всех сортов, фотоны и небольшая примесь обычного вещества (одна миллиардная доля по числу частиц) в виде плазмы (смеси барионов и электронов).

К сегодняшнему моменту реликтовые фотоны остыли и имеют, согласно наблюдениям, темп-ру T2,7 К. Помимо реликтовых фотонов сегодня должны существовать реликтовые нейтрино с темп-рой несколько ниже, чем у фотонов (T2 K). Более высокая темп-pa фотонов по сравнению с нейтрино объясняется тем, что пары , превратившись в фотоны, добавили свою энергию к энергии фотонов. Прямое наблюдение реликтовых нейтрино пока невозможно.

Для дальнейшей эволюции Вселенной важны физ. процессы, протекающие в веществе, из к-рого впоследствии образуются галактики, звёзды, планеты. При T2*10 10 К барионы существуют в виде протонов р и нейтронов п. Эти частицы быстро превращаются друг в друга под влиянием окружающих энергичных частиц

и устанавливается термодинамич. равновесие между количеством нейтронов и протонов. Отношение числа нейтронов к числу протонов в ед. объёма в равновесии

где — разность масс нейтрона и протона. При t порядка неск. секунд реакции (*) практически прекращаются, и отношение числа нейтронов к общему числу барионов (N_p+N_n) в ед. объёма «застывает» на значении N_n(N_p+N_n)0,15. С дальнейшим понижением T, через неск. минут после начала расширения, начинают интенсивно протекать ядерные реакции объединения нейтронов и протонов, заканчивающиеся образованием 4 He. Синтез более тяжёлых элементов не происходит, т.к. ядро 4 He не присоединяет к себе нейтроны и др. имеющиеся частицы. В результате почти все нейтроны войдут в состав ядер 4 He, что даст относительно содержание 4 He по массе ок. 25% от массы всего вещества. Оставшиеся протоны составляют по массе ок. 75%. Примесь др. элементов пренебрежимо мала. Вещество с таким составом позже образует небесные тела, в частности звёзды первого поколения (см. Эволюция звезд).

После первых пяти минут все ядерные реакции во Вселенной прекращаются. Вещество продолжает расширяться и остывать. В эту эпоху длина свободного пробега фотонов очень мала, т. к. плазма для них непрозрачна. Давление РИ препятствует образованию к—л. изолированных объектов под действием сил тяготения.

Спустя примерно 300 тыс. лет плазма остывает до T4000 К, электроны объединяются с протонами и плазма превращается в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для реликтовых фотонов, давление РИ не влияет на состояние газа. С этого момента под действием гравитац. сил в веществе начинается рост отдельных уплотнений (см. Гравитационная неустойчивость ),из к-рых затем образуются небесные тела — формируется структура Вселенной (см. Космология, Крупномасштабная структура Вселенной).

Совр. теория предполагает, что наряду с открытыми частицами в формировании структуры Вселенной мог участвовать и ряд гипотетических пока частиц. Они, вероятно, сегодня также должны присутствовать во Вселенной как и реликтовые фотоны и нейтрино. Прямое обнаружение таких частиц пока невозможно, т. к. они крайне слабо взаимодействуют с обычным веществом и могут проявлять себя только через тяготение (см. Скрытая масса).

Важные, пока ещё не совсем ясные процессы протекали вблизи сингулярного состояния материи в самом начале расширения (при плотностях, близких к т. н. планковской плотности

10 94 г/см 3 ). Здесь при очень больших энергиях частиц объединялись, по-видимому, все виды физических взаимодействий (см. Великое объединение ),квантовые процессы были существенны в масштабах всей Вселенной. В ходе расширения могли происходить фазовые превращения материи, связанные с расщеплением единого взаимодействия на отдельные составляющие (см. Раздувающаяся Вселенная). T. о., в Г. В. т. есть ещё много нерешённых проблем, гл. обр. относящихся к начальным стадиям расширения и к образованию небесных тел. Тем не менее, осн. положения теории, описанные выше, надёжно установлены и подтверждены наблюдениями.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, M., 1975; Пиблс П., Физическая космология, пер. с англ., M., 1975; Вейнберг С., Гравитация и космология, пер. с англ., M., 1975; его же, За рубежом первых трех минут, «УФН», 1981, т. 134, с. 333

Источник