Модель горячей вселенной ускоренное расширение вселенной

Модель горячей Вселенной

Из Википедии — свободной энциклопедии

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 была предложена 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 с температурой около 2,7 кельвина [1] , возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, водорода и гелия) и электронов в нейтральные атомы. Это убедительно доказали показания прибора FIRAS [2] .

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 4222 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.

До открытия реликтового излучения модель горячей Вселенной была лишь гипотезой и тогда Я. Б. Зельдович пропагандировал модель холодной Вселенной [3] .

Источник

Физика. 11 класс

Конспект урока

Физика, 11 класс

Урок 35. Вселенная

Перечень вопросов, рассматриваемых на уроке:

современные представления о строении и эволюции Вселенной;
теория Большого взрыва;
реликтовое излучение;
тёмная материя и тёмная энергия.

Глоссарий по теме:

Космология – наука, изучающая строение и эволюцию Вселенной.

Теория Большого взрыва, или, как она первоначально называлась, модель горячей Вселенной – космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной как целого.

Радиус Вселенной – оценивается с помощью закона Хаббла, R =1,24 ∙ 10 26 м.

Возраст Вселенной — оценивается с помощью закона Хаббла, t = 13 ∙ 10 9 лет.

Реликтовое излучение – излучение, которое осталось от горячего состояния вещества в начале расширения Вселенной.

Тёмная материя – гипотетическая форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и напрямую не взаимодействует с ним. Тёмная материя по массе в несколько раз превышает суммарную массу всех звёзд.

Тёмная энергия – гипотетический вид энергии, введённый в математическую модель Вселенной ради объяснения наблюдаемого её расширения с ускорением

Основная и дополнительная литература по теме урока:

1. Мякишев Г. Я., Буховцев Б. Б., Чаругин В. М. Физика. 11 класс. Учебник для общеобразовательных организаций М.: Просвещение, 2017. – С. 402 — 405.

2.Чаругин В.М. Астрономия. 10 — 11 классы: учебник для общеобразоват. организаций: базовый уровень. М.: Просвещение, 2018. С. 126 – 142.

Основное содержание урока

Наука, изучающая строение и эволюцию Вселенной, называется космологией.

Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А. Эйнштейном. Она обобщает теорию тяготения Ньютона для массивных тел и скоростей движения вещества, сравнимых со скоростью света. Согласно общей теории относительности гравитационное взаимодействие передаётся с конечной скоростью, равной скорости света. (По теории Ньютона гравитационное взаимодействие передаётся мгновенно.)

Общая теория относительности накладывает определённые ограничения на геометрические свойства пространства, которое уже нельзя считать евклидовым. Согласно этой теории, время не имеет абсолютного характера, а движение и распределение материи в пространстве нельзя рассматривать в отрыве от геометрических свойств пространства и времени.

Впервые космологическую модель Вселенной в рамках общей теории относительности рассмотрел советский математик А. Фридман. Он показал, что Вселенная, однородно заполненная веществом, должна быть нестационарной, и тем самым объяснил наблюдаемую картину разбегания галактик.

Теория Большого взрыва, или, как она первоначально называлась, модель горячей Вселенной – космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной как целого. Её предложил российский и американский физик Г. А. Гамов. Согласно этой теории, наша Вселенная образовалась примерно 13,7 млрд лет назад. Случилось это в результате Большого взрыва – явления, которое произошло на невообразимо малых расстояниях 10 -33 см за очень короткий временной промежуток 10 -44 с. Плотность вещества, которое образовалось в результате Большого взрыва, была равна 10 94 г/см 3 . За очень короткое время, примерно 10 -33 с, Вселенная в результате инфляция увеличилась до размеров примерно 10 см. После того, как закончилась инфляция, во Вселенной образовались несколько видов элементарных частиц: кварки, глюоны, электроны и γ-кванты или фотоны и нейтрино. За время примерно 10 -10 с от начала Большого взрыва началась эра элементарных частиц, 10 -6 с – образование протонов и нейтронов, 3 минуты – образование лёгких ядер. В момент примерно 3000 лет образовались реликтовые фотоны. С тех пор они путешествуют во Вселенной, помогая нам восстанавливать события тех лет. Первые атомы образовались примерно через 300 000 лет, первые галактики и звёзды через 1 млрд лет после Большого взрыва.

Впервые термин «Большой взрыв» (Big Bang) применил известный британский астроном и космолог Фред Хойл в своей лекции в 1949 году.

Закон Хаббла позволил оценить радиус и возраст Вселенной: R =1,24 ∙ 10 26 м, t = 13 ∙ 10 9 лет.

Критическое значение плотности вещества, от которой зависит характер будущего движения (расширения или сжатия) Вселенной ρ_кр = 10 -26 кг/м 3 .

Если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической (ρ > ρ_кр), то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической (ρ ≤ ρ_кр), расширение не прекратится. Наблюдаемое разбегание галактик указывает на расширение Вселенной.

Наблюдения указывают на то, что в галактиках имеется несветящееся вещество, которое не участвует в электромагнитном взаимодействии, слабо проявляется в ядерном и слабом взаимодействии, поэтому оно себя не обнаруживает. Его назвали тёмной материей. Тёмная материя по массе в несколько раз превышает суммарную массу всех звёзд.

Ряд наблюдений указывают на существование во Вселенной более экзотической по свойствам тёмной материи, которая по своей массе превышает все другие формы материи и вносит основной вклад в расширение Вселенной. Её назвали тёмной энергией.

Проявление тёмной энергии было обнаружено по наблюдениям вспышек сверхновых звёзд в очень далёких галактиках. Свойство тёмной энергии совершенно необычное, она проявляет себя только в гравитационном взаимодействии, не участвует в слабом ядерном и электромагнитном взаимодействиях. Она проявляет себя как сила отталкивания, пропорциональная расстоянию между телами.

Разбор тренировочного задания

1. Учёные считают, что возраст Вселенной составляет примерно:

4) 1500 млрд лет.

Возраст Вселенной можно рассчитать, используя закон Хаббла:

Ответ: 2) 13 млрд лет.

2. Влияет ли космологическое расширение Метагалактики на расстояние Земли

2) до центра Галактики;

3) до галактики М31 в созвездии Андромеды;

4) до центра местного сверхскопления галактик?

В космологическом расширении не участвуют гравитационно связанные системы (Солнечная система, галактика, скопления галактик). Поэтому в первых трех случаях космологическое расширение не влияет на расстояния между Землей и указанными объектами.

Источник

Ускоряющаяся Вселенная

Из Википедии — свободной энциклопедии

Ускорение расширения Вселенной — обнаруженное в конце 1990-х годов уменьшение блеска экстремально удалённых «стандартных свечей» (сверхновых типа Ia), интерпретированное как ускорение расширения Вселенной. Расстояния до других галактик определяются измерением их красного смещения. По закону Хаббла, величина красного смещения света удалённых галактик прямо пропорциональна расстоянию до этих галактик. Соотношение между расстоянием и величиной красного смещения называется параметром Хаббла (или, не совсем точно, постоянной Хаббла).

Однако, само значение параметра Хаббла требуется сначала каким-нибудь способом установить, а для этого нужно измерить значения красного смещения для галактик, расстояния до которых уже вычислены другими методами. Для этого в астрономии применяются «стандартные свечи», то есть объекты, светимость которых известна. Лучшим типом «стандартной свечи» для космологических наблюдений являются сверхновые звёзды типа Ia. Они обладают очень высокой яркостью и вспыхивают только тогда, когда масса старой звезды типа «белый карлик» достигает предела Чандрасекара, значение которого известно с высокой точностью. Следовательно, все вспыхивающие сверхновые типа Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь почти одинаковую наблюдаемую яркость; при этом желательно делать поправки на вращение и состав исходной звезды. Сравнивая наблюдаемую яркость сверхновых в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик.

Источник

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 была предложена 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 с температурой около 2,7 кельвина, возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, водорода и гелия) и электронов в нейтральные атомы. Это убедительно доказали показания прибора FIRAS.

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 и, соответственно, существенной анизотропии реликтового излучения, что противоречит наблюдаемым данным.

До открытия реликтового излучения модель горячей Вселенной была лишь гипотезой и тогда Я. Б. Зельдович пропагандировал модель холодной Вселенной.

Связанные понятия

ΛCDM (читается «Лямбда-СиДиЭм») — сокращение от Lambda-Cold Dark Matter, современная стандартная космологическая модель, в которой пространственно-плоская Вселенная заполнена, помимо обычной барионной материи, тёмной энергией (описываемой космологической постоянной Λ в уравнениях Эйнштейна) и холодной тёмной материей (англ. Cold Dark Matter). Согласно этой модели возраст Вселенной равен 13,75 ± 0,11 миллиардов лет.

В астрономии и космологии темная жидкость является альтернативой теории как темной материи, так и темной энергии и пытается объяснить оба явления в единой структуре.Темная жидкость предполагает, что темная материя и темная энергия не являются отдельными физическими явлениями, как считалось ранее, и не имеют отдельного происхождения, но они тесно связаны друг с другом и могут рассматриваться как две грани одной жидкости. В галактических масштабах темная жидкость ведет себя как темная материя, а в.

Источник

Ускоренное расширение Вселенной объяснили самовзаимодействием темной материи

Космологическое ускорение частицы расширяющейся Вселенной (в относительных единицах) в зависимости от масштабного фактора в симуляциях со взаимным отталкиванием частиц темной материи (цветные точки) и в теоретической модели с космологической постоянной (сплошная линия).

Loeve K., Nielsen K. S. & Hansen S. H. / The Astrophysical Journal, 2021

Физики с помощью симуляций протестировали альтернативную модель ускоренного расширения Вселенной — отказались от космологической постоянной и постулировали существование сил отталкивания между частицами темной материи, которые действуют на масштабах порядка мегапарсеков и по величине пропорциональны квадрату дисперсии скоростей. Оказалось, что такой подход позволяет воспроизвести поведение Вселенной в общепринятой модели с космологической постоянной. Статья опубликована в The Astrophysical Journal.

Современные астрофизические наблюдения показывают, что Вселенная расширяется ускоренно — то есть удаленные галактики со временем разлетаются все быстрее. Этот факт требует физической интерпретации, ведь гравитация — взаимодействие, которое считается доминирующим на крупных масштабах, — лишь притягивает объекты друг к другу. В стандартной космологической модели ускоренное расширение описывают при помощи космологической постоянной — величины, которая описывает плотность энергии чистого вакуума (темной энергии) в уравнениях Общей теории относительности и обеспечивает отталкивание между далекими объектами.

Такой подход удобен, поскольку позволяет объяснять наблюдения, постулируя в модели всего один числовой параметр, однако у него есть и существенные недостатки. Так, космологическую постоянную приходится подбирать на основе самих же наблюдений и не удается вычислить независимо — например, в рамках квантовых представлений энергия вакуума оказывается на множество порядков выше, или вообще не может быть предсказана.

Это мотивирует ученых придумывать альтернативные модели, которые объясняли бы ускоренное расширение Вселенной, но не привлекали для этого космологической постоянной. Некоторые физики предлагают модифицировать теорию гравитации, другие — предположить, что расширение Вселенной неоднородно, а мы просто оказались в области, которая расширяется быстрее среднего, третьи — отказаться от ускоренного расширения как такового и искать ошибку в измерениях, которые о нем свидетельствуют. Тем не менее модель с космологической постоянной пока остается предпочтительной.

Физики из Института Нильса Бора под руководством Стина Хансена (Steen Hansen) предложили и проанализировали еще одно объяснение ускоренному расширению Вселенной. Авторы предположили, что темная материя, помимо гравитационного притяжения друг к другу и обычным частицам, испытывает еще и силу самоотталкивания, которая проявляется на межгалактических масштабах (порядка мегапарсеков).

Эту силу исследователи положили пропорциональной квадрату дисперсии скоростей частиц в галактиках (что делает ее в некотором смысле похожей на магнитную силу Лоренца между движущимися заряженными частицами) и обратно пропорциональной квадрату расстояния между разлетающимися галактиками (подобно гравитационной или кулоновской силе). Остальные параметры (кроме космологической постоянной, принятой равной нулю) физики позаимствовали из общепринятой модели.

Затем авторы проводили компьютерные симуляции эволюции распределения темной матери в области размером в 96 мегапарсеков, заполненной 2,1×10 6 частицами массами в 1,6×10 9 солнечных, между красными смещениями в z=20 и z=0,6 (в стандартной космологии последнее отвечает масштабу, на котором происходит переход от гравитационного замедления к космологическому ускорению). При этом числовой коэффициент, характеризующий величину отталкивания между частицами, исследователи подбирали так, чтобы результаты симуляции наилучшим образом описывались теорией с участием космологической постоянной.

Оказалось, что с помощью альтернативной модели можно воспроизводить прогнозы, которые дает стандартная космология — а значит, вероятно, и объяснять данные наблюдений. При этом, однако, не удается заменить пропорциональность силы квадрату дисперсии скоростей на линейный или кубический закон — оба случая дают существенное расхождение с общепринятой теорией.

Согласованность альтернативных космологических моделей со стандартной: если отталкивание пропорционально первой или третьей степени дисперсии скоростей, наблюдаются существенные расхождения.

Loeve K., Nielsen K. S. & Hansen S. H. / The Astrophysical Journal, 2021

Источник