Теория Большого взрыва

Размещено на http://www.allbest.ru/

Размещено на http://www.allbest.ru/

МИНИСТЕРСТВО ЗДРАВООХРАНЕНИЯ РОССИИ

ГБОУ ВПО УРАЛЬСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ МЕДИЦИНСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ

Кафедра "Медицинской физики, информатики и математики"

уирс

Тема: "Теория большого взрыва"

Исполнитель: Студентка группы ОМП-202 Жук Ирина

Научный руководитель: Первухин Николай Аркадьевич

Екатеринбург, 2014

Содержание

Введение

Создание теории Большого взрыва

Современные представления теории Большого взрыва

Начальное состояние Вселенной

Дальнейшая эволюция Вселенной

Критика теории Большого взрыва

Список литературы

Введение

Большой взрыв (англ. Big Bang) -- общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно -- начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

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). Он сказал: «Эта теория основана на предположении, что Вселенная возникла в процессе одного-единственного мощного взрыва и потому существует лишь конечное время… Эта идея Большого взрыва кажется мне совершенно неудовлетворительной».

Я выбрала данную тему для реферата, потому что считаю, что многим было бы интересно узнать, что же стояло в начале появления Вселенной и мира в котором живут люди.

Создание теории большого взрыва

1917 -- Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Л. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Л-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной).

Космологическая постоянная -- физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учётом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид

где -- космологическая постоянная, -- метрический тензор, -- тензор Риччи, -- скалярная кривизна, -- тензор энергии-импульса, -- скорость света, -- гравитационная постоянная Ньютона.

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 Ал. Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение о том, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс -- Большой взрыв.

1923 -- немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году.

Современные представления теории Большого взрыва

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,73 ± 0,12 млрд лет назад из некоторого начального "сингулярного" состояния с температурой примерно 10 10 K и плотностью около 105 г/см3, и с тех пор непрерывно расширяется, охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную 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.

Приблизительно через 10?35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время -- 10?43 секунд после Большого взрыва (в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной.

Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу -- образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения (реликтовое излучение (или космическое микроволновое фоновое излучение) -- космическое электромагнитное излучение с высокой степенью изотропности и со спектром, характерным для абсолютно черного тела с температурой ? 2,725 K).

Начальное состояние Вселенной

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Более того, теория не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (лишь потому, что Большой взрыв радикально изменил законы Вселенной: при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва), а размеры Вселенной тогда равнялись нулю -- она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью и сигнализирует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности. Насколько близко к сингулярности можно экстраполировать известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность "рождением" (или "сотворением") Вселенной. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана в числе прочих теорем о сингулярности Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-ых годов. Её существование является одним из стимулов построения альтернативных теорий гравитации.

Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра -- средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа -- порядка сотой доли секунды от "начала мира". Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

Критика теории Большого взрыва

вселенная большой взрыв эволюция

Выводы космологии основываются и на законах физики, и на данных наблюдательной астрономии. Как любая наука, космология в своей структуре кроме эмпирического и теоретического уровней имеет также уровень философских предпосылок, философских оснований.

Так, в основании современной космологии лежит предположение о том, что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счете - на всю Вселенную. Противники теории Большого взрыва считают, что Вселенная стационарна, то есть не эволюционирует, и не имеет ни начала ни конца во времени. Сторонники такой точки зрения отвергают расширение Вселенной, а красное смещение объясняют гипотезой о "старении" света. Однако, как выяснилось, эта гипотеза противоречит наблюдениям, например, наблюдаемой зависимости продолжительности вспышек сверхновых от расстояния до них.

Список литературы

Самин Дмитрий «100 великих научных открытий» 2002 год.

Название: Философия науки. Автор: Мел Томпсон. Издательство: М.: ФАИР-ПРЕСС. Год: 2003.

Скородумов А. Критика теории "Большого взрыва".

Журнал "Истоки" статья «БОЛЬШИЕ ПРОБЛЕМЫ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА». Автор К. Болдинг.

Браже Р.А., Р.М. Мефтахутдинов. Концепции современного естествознания. Материалы к семинарским занятиям. Учебное пособие - Ульяновск: УлГТУ, 2003. - 126с.

Мизгун Ю.В., Мизгун Ю.Г. Тайны Вселенной. - Москва: Вече, 2002-304 с.

Размещено на Allbest.ru