Название: Модель горячей Вселенной Раздел: Рефераты по математике Тип: доклад Добавлен 17:47:18 29 июня 2005 Похожие работы Просмотров: 1084 Комментариев: 11 Оценило: 6 человек Средний балл: 4.8 Оценка: 5 Скачать
Американский физик Георгий Антонович Гамов в 1946 году заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии — модели «горячей Вселенной».
В этой модели основное внимание переносится на состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было необычным.
С построением моделей «горячей Вселенной» в космологии наряду с законами тяготения активно применяются законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика.
Модель горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном.
Реликтовое излучение — одна из составляющих общего фона космического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответсвует тепловому излучению абсолютно черного тела при температкур около 3К.
Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях расширения Вселенной обладали высокой плотностью и температурой. В ходе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось — кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду. Температура обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила около 3К. Таким образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эпохи рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим взрывом.
В основе современной космологии лежат представления об однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим постулатом.
В теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной: открытая и замкнутая.
В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели рассотяния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают.
В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.
На основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину не достаточно определенную по данным наблюдений.
В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное состояние — сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.
Значение постоянной Хаббла (вернее, параметра Хаббла) определяет время, истекшее с начала расширения Вселенной, которое сейчас оценивается в 10-20 млрд. лет.
Современная космология рисует картину Вселенной вблизи сингулярности. В условиях очень высокой температуры вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь разных элементарных частиц.
Уравнения современной космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и описать изменение ее физических параметров в процессе расширения.
Из этих уравнений следует, что начальные высокие плотность и температура быстро падали.
Общие законы физики надежно проверены при ядерных плотностях, а такую плотность Вселенная имеет спустя 10-4с от начала расширения. Следовательно, с этого времени от состояния сингулярности физические свойства эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности).
В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть самую начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая завершилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной.
До момента рекомбинации, который наступил примерно через миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью теоретических моделей.
Вначале расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц. При температуре 1013 К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц. При понижении температуры до 5х1012 К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых «не хватило» античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа. Именно из этих «избыточных» протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.
При температуре 2х1010 К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино — от этого момента должен был остаться «реликтовый фон нейтрино», обнаружить который, возможно, удастся в будущем.
Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия — эпоха первичного нуклеосинтеза. Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты. Ее результатом в основном стало образование ядер гелия. Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества.
Определение химического состава (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и межзвездной среды молодых галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей Вселенной.
После эпохи нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.
Источник
О сингулярности Большого взрыва
Сегодня во многих публикациях сингулярность Большого взрыва (БВ) преподносится как некая физическая сущность начального состояния Вселенной, момент её возникновения из ничтожно малой области (точки), имеющей бесконечно большие значения плотности вещества и температуры.
Такая физическая трактовка сингулярности, как начало начал возникновения Вселенной, по-существу, мало чем отличается от концепции сотворения мира Творцом из ничего.
Правда есть и другие воззрения на этот счет, в частности, о цикличности развития Вселенной, не лишенные оснований.
Порассуждаем об этом понятии – сингулярность Большого взрыва
Начнем с определений.
В Интернет-энциклопедии «Википедия» сказано следующее (привожу с сокращениями, дабы не погружаться чрезмерно в детали).
Сингулярность (от лат. singularis «единственный, особенный»). К примеру, математическая сингулярность (особенность) — точка, в которой математическая функция стремится к бесконечности или имеет какие-либо иные нерегулярности поведения.
Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества.
Возникновение этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения общей теории относительности (ОТО), описывающего динамику расширения Вселенной, было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом. Также он писал – «Результаты наших наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики».
Сингулярности не наблюдаются непосредственно и являются, при нынешнем уровне развития физики, лишь теоретическим построением. Считается, что описание пространства-времени вблизи сингулярности должна давать квантовая гравитация.
Из приведенных выше определений следует, что, первое:
сингулярности при нынешнем уровне развития физики являются лишь теоретическим построением
и второе – сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики.
Отсюда можно заключить, что
КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ СИНГУЛЯРНОСТЬ – это математическая абстракция, не имеющая достоверной физической интерпретации.
Науке пока не известно, что происходит с веществом при его, условно говоря, неограниченном сжатии, когда плотность и температура достигают Планковских значений, или возможно их превышают.
Воспроизвести на Земле условия подобного сжатия, чтобы экспериментально что-то изучить и проверить, технически невозможно, даже в обозримой перспективе.
Такого рода условия создаёт только сама Природа, её величество Гравитация, порождая во Вселенной сверхсжатые объекты, так называемые черные дыры (ЧД).
Физика процессов, происходящих с веществом внутри черной дыры, остается загадкой для науки.
Нет и теории, математического описания подобного рода процессов. Определенные надежды связывают с разработкой теории квантовой гравитации, но создать её пока не удаётся.
Зато можно, в отсутствие научной теории, выдвигать гипотезы, строить различные догадки и предположения.
С учетом вышеизложенного почему бы не предположить, что
Большой взрыв явился следствием перехода вещества сверхмассивной («созревшей») черной дыры в иное фазовое состояние.
Есть ли основания для такого рода предположения? Судите сами.
Первое – вещество Вселенной эволюционирует между, условно говоря, двумя полюсами: от максимально разреженного «пустого» пространства до предельно сжатого состояния черной дыры, находясь в зависимости от условий в той или иной промежуточной стадии, как-то газообразном, жидком, твердом состоянии.
Второе – в черных дырах, этих гравитационных пылесосах Вселенной, сосредоточены огромные массы материи.
По данным Википедии: масса самой тяжёлой сверхмассивной чёрной дыры, обнаруженной в галактике NGC 4889, составляет около 21 млрд солнечных масс, чёрная дыра в квазаре OJ 287 имеет массу 18 млрд и чёрная дыра в центре галактики NGC 1277 — 17 млрд солнечных масс. Эти массы вполне сопоставимы с массой целых небольших галактик.
Ещё одна сверхмассивная чёрная дыра, Q0906+6930 массой в 10 млрд масс Солнц, расположена в созвездии Большой Медведицы на расстоянии 12,7 млрд световых лет от Земли.
Третье – возраст нашей Вселенной оценивается в 13,8 млрд лет. У многих ученых возникает вопрос, как могли появиться столь массивные черные дыры на столь ранней стадии эволюции Вселенной. А если предположить, что черные дыры существовали и до Большого взрыва, который лишь привел к образованию Вселенной, как локального фрагмента Мироздания?
Четвертое – существенным является также то, что черные дыры непрерывно наращивают свою массу, как за счет поглощения ими звезд и межзвездного вещества, так и путем слияния друг с другом, и чем может завершиться такой процесс увеличения массы черных дыр никто пока достоверно не знает.
Чтобы лучше себе представлять о каких фантастических, по нашим обыденным земным представлениям, массах вещества идет речь, стоит напомнить, что масса планеты Земля оценивается приблизительно в 5,98 секстиллионов тонн. Вот как выглядит это число:
5 980 000 000 000 000 000 000 тонн или 5,98·10 24 кг.
Причем, с каждым годом Земля становится все тяжелее: на нее оседает примерно тридцать тысяч тонн космической пыли в год. Масса же Солнца превышает массу Земли почти в 333 тысячи раз, и составляет приблизительно 1,99·10 30 кг. Черные дыры, упомянутые выше, в миллиарды, десятки миллиардов раз по массе больше Солнца.
Для наглядности, если принять за единицу массу Земли, то в сравнении получаем:
Земля
Солнце
Черная дыра (20 млрд масс Сoлнца)
1
333 000
6 660 000 000 000 000
Что уж тогда говорить о массе вещества всей наблюдаемой Вселенной, оцениваемой более чем в 10 50 тонн? Трудно себе представить, чтобы все это вещество появилось из ничтожно малой точки – сингулярности Большого взрыва.
Пятое – если переместиться во времени обратно к начальной точке БВ, или, как говорят в кинематографе, отмотать пленку назад, то получим то, что называется Большое сжатие — один из возможных сценариев будущего Вселенной. По этому сценарию расширение Вселенной со временем меняется на сжатие, и Вселенная коллапсирует, в конце концов «схлопываясь в сингулярность (из Википедии)».
Сжимающаяся Вселенная будет разбиваться на отдельные изолированные группы. Вся материя коллапсирует в чёрные дыры, которые затем будут срастаться, создавая в результате единую чёрную дыру – сингулярность Большого сжатия (из Википедии).
И вот эта черная дыра с массой всей Вселенной превращается в стремящуюся к нулю точку с бесконечными плотностью вещества и температуры? То есть в то, что выше определено, как «схлопываясь в сингулярность»? Впечатляет, но едва ли способствует пониманию физической природы такого процесса.
СИНГУЛЯРНОСТЬ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА – это математически абстрактное (вырожденное) описание центральной точки черной дыры в момент достижения ею под действием гравитационных сил сжатия критических значений плотности и температуры, достаточных для возникновения и развития процесса скачкообразного перехода материи (вещества) черной дыры в иное фазовое состояние.
Такой переход материи в иное фазовое состояние будет сопровождаться высвобождением колоссальной энергии в виде сгустка излучения, распространяющегося со световой (фотоны) скоростью.
Последователи модели БВ могут сказать, что Большой взрыв совсем не то, что обычно понимается как резкое возрастание давления с внезапным высвобождением энергии в определенной точке или области пространства, а это взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство.
Но что значит ВЕЗДЕ? Если Вселенная, следуя модели БВ, вначале занимала небольшой объем, а затем произошло её резкое (экспоненциально ускоренное) инфляционное расширение, то логично считать, что ВЕЗДЕ – это в относительно небольшой изначальной области, предшествующей последующему инфляционному расширению.
Также и для сверхгигантской черной дыры, вобравшей в себя всё вещество Вселенной (а возможно, только локального фрагмента или локальной Вселенной, или части локальной Вселенной), взрыв будет ВЕЗДЕ в пределах занимаемого ЧД объема, который может быть весьма значительным.
При этом распространяющаяся со световой скоростью область взрыва – излучение с температурой в тысячи миллиардов градусов чем это не инфляционное расширение?
В дальнейшем же, по мере остывания этой расширяющейся области излучения, рождаются и взаимодействуют различные элементарные частицы с последующим образованием из них вещества, звезд, планет и т.д., всё в соответствии с космологической моделью Большого взрыва.
Приведенная физическая интерпретация начального момента БВ представляется мне не совсем лишенной смысла, и к тому же более естественной для восприятия, чем просто математически абстрактное понятие сингулярности.
Мнение ученого
Известный ученый-космолог, знаменитый физик, Нобелевский лауреат Стивен Вайнберг в своих книгах «Первые три минуты», «Мечты об окончательной теории» подробно и доходчиво объясняет физику процессов, происходивших начиная с одной сотой доли секунды после Большого взрыва, процессов, которые в итоге привели к образованию нашей сегодняшней Вселенной. Однако столь же ясное физическое понимание того, что происходило в более ранний (до одной сотой секунды) промежуток времени, по его мнению, является затруднительным в силу ряда причин. Вот как об этом пишет сам С. Вайнберг (фрагменты из его книги «Первые три минуты»):
Незнание микроскопической физики стоит как пелена, застилающая взор при взгляде на самое начало.
Тем не менее мы можем, по крайней мере, вообразить момент времени, когда гравитационные силы были столь же велики, как и сильные ядерные взаимодействия… . При сверхвысоких температурах энергия частиц в тепловом равновесии может стать так велика, что силы тяготения между ними станут такими же большими, как и любые другие силы. Можно оценить, что такое положение будет достигнуто при температуре около 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10 32 К). (А.Ч.: 10 32 К – Планковская температура).
Мы слишком мало знаем о квантовой природе гравитации даже для того, чтобы делать разумные предположения об истории Вселенной до этого времени.
Одна возможность заключается в том, что на самом деле никогда не было состояния бесконечной плотности. Теперешнее расширение Вселенной могло начаться в конце предыдущей эры сжатия, когда плотность Вселенной достигала какого-то очень большого, но конечного значения.
