Этап эволюции вселенной при которой образовалось нейтринное море
Каждый вопрос экзамена может иметь несколько ответов от разных авторов. Ответ может содержать текст, формулы, картинки. Удалить или редактировать вопрос может автор экзамена или автор ответа на экзамен.
Современная космология — это астрофизическая теория структуры и динамики изменения Метагалактики, включающая в себя и определенное понимание свойств всей Вселенной. Космология основывается на астрономических наблюдениях Галактики и других звездных систем, общей теории относительности, физике микропроцессов и высоких плотностей энергии, релятивистской термодинамике и ряде других новейших физических теорий.
Различают следующие виды моделей Вселенной :
1) Вселенная Эйнштейна (стационарная релятивистская космология)
Вселенная Эйнштейна заполнена галактиками, расстояние между которыми постоянно. Вселенная Эйнштейна бесконечна во времени (вечна), но конечна в пространстве в том смысле, что содержит большое, но ограниченное число звезд и звездных систем. Таким образом, мир Эйнштейна – это вечная, покоящаяся, статичная, не развивающаяся симметричная во времени и пространстве Вселенная. В связи с пространственной конечностью Вселенной фотометрический парадокс к ней не применим. Гравитационный парадокс устранялся Эйнштейном введением «космического отталкивания», проявляющегося лишь на огромных расстояниях. В стационарной модели Вселенной Эйнштейна ускорение, создаваемое притяжением, должно уравновешиваться ускорением, создаваемым отталкиванием. Такая модель неустойчива, то есть теряет стабильность при малейшем возмущении. Кроме того, парадокс «тепловой смерти» не устранялся и моделью Эйнштейна.
2) Концепция расширяющейся Вселенной (нестационарная релятивистская космология)
Фридман отказался и от постулата Эйнштейна о стационарности, показав, что уравнения общей теории относительности допускают нестационарность. Модель Вселенной Фридмана нестационарна, имеет изменяющийся радиус кривизны. Модель Эйнштейна, как показал Фридман, представляет лишь частный случай решения уравнений общей теории относительности. Модель расширяющейся Вселенной получила экспериментальное подтверждение. В 1923 г. астроном и астрофизик Э. Хаббл (1889-1953) исследовав спектры далеких галактик, обнаружил, что расстояния между галактиками увеличиваются, то есть они «разбегаются».
3) Горячая Вселенная (Гамов). Теория «Большого взрыва»
Большо́й взрыв (англ. Big Bang) — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.
Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.
С того момента, как вселенная родилась и начала развиваться появились частицы – протоны, антипротоны и нейтрино, которые активно сталкивались друг с другом и образовывали новые частицы, в том числе электроны и протоны. С этого момента началось формирование вещества (или материи), которое и составило основу Вселенной. По подсчётам специалистов, по истечении двух минут с момента Большого взрыва уже начали формироваться ядра гелия, а через несколько сотен тысяч лет, когда Вселенная более или менее остыла, сформировались атомы гелия и водорода. С этого момента началось излучение вещества, что и обусловило расширение Вселенной. Расширение Вселенной породило скапливание определённых сгустков вещества, которые и стали строительной основой для формирования под воздействием возникшей силы гравитации галактик.
В рамках общепризнанной ныне теории Большого взрыва специалисты выделяют четыре основных этапа эволюции Вселенной:
Адронная эра: при очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц, прежде всего из адронов. Этот этап длился одну десятитысячную долю секунды, но именно тогда взаимодействие между частицами (ядерная сила) было наиболее интенсивным;
Лептонная эра: в это время температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино, именно тогда и образовалось так называемое нейтринное море, благодаря которому и началось реликтовое излучение;
Фотонная эра; собственно с окончанием фотонной эры, когда температура Вселенной снизилась до определённого значения, а вещество было отделено от антивещества, и заканчивается широкая фаза Большого взрыва. В сумме адронная, лептонная и фотонная эры составляют примерно одну тридцатитысячную часть возраста Вселенной;
Звёздная эра: основной этап существования Вселенной, который продолжается и в настоящее время. На этом этапе Вселенная расширяется, вещество образовывает звёзды, планеты, звёздные системы, галактики и так далее, вплоть до появления жизни и разумных её форм.
Источник
Этапы эволюции вселенной — научный подход
вкл. 14 Июнь 2018 . Опубликовано в Наука и эзотерика
Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно.
Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.
Момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.
Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.
Адронная эра. Первая эра называется адронной по имени тяжелых частиц. Состав Вселенной в начале этой эры очень сложный и представлен частицами столь высоких энергий, что экспериментально они еще не обнаружены. Характерной особенностью адронной эры является сосуществование частиц и античастиц, т.е. вещества и антивещества.
Частицы и античастицы аннигилируют и возникают вновь, распадаются и рождаются в результате взаимодействий. Аннигиляция пары «частица-античастица» означает превращение их в излучение.Это свет, рентгеновские или гамма-лучи. При громадных энергиях, процессах аннигиляции и рождения частиц, материю в адронную эру можно охарактеризовать как некую адронную плазму, представляющую бесформенную, довольно однородную смесь частиц, античастиц и излучения.
Лептонная эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась 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 адронов в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010 K, 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.
Фотонная эра или эра излучения. Во время эры излучения продолжалось стремительное расширение космической материи, состоящей из фотонов, среди которых встречались свободные протоны или электроны и крайне редко — альфа-частицы. В период эры излучения протоны и электроны в основном оставались без изменений, уменьшалась только их скорость. С фотонами дело обстояло намного сложнее.
Хотя скорость их осталась прежней, в течение эры излучения гамма-фотоны постепенно превращались в фотоны рентгеновские, ультрафиолетовые и фотоны света. Вещество и фотоны к концу эры остыли уже настолько, что к каждому из протонов мог, присоединится один электрон. При этом происходило излучение одного ультрафиолетового фотона (или же нескольких фотонов света) и, таким образом, возник атом водорода. Это была первая система частиц во Вселенной.
Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Кончается эра излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет.
“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Все события во Вселенной в тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. В столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).
Звездная эра. После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” до наших дней. По сравнению с периодом “большого взрыва” её развитие представляется как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры.
Вселенная вступает в звездную эру в форме водородного газа с огромным количеством световых и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разной скоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, во много миллионов световых лет.
Масса таких космических водородных сгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скопления галактик.
Итак, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной.
Источник
Основные этапы и стадии эволюции Вселенной (от Большого взрыва до сегодняшнего дня).
Происхождение Вселенной — любое описание или объяснение начальных процессов возникновения существующей Вселенной, включая образование астрономических объектов (космогонию), возникновение жизни, планеты Земля и человечества. Существует множество точек зрения на вопрос происхождения Вселенной, начиная с научной теории, множества отдельных гипотез, и заканчивая философскими размышлениями, религиозными убеждениями, и элементами фольклора.
В рамках общепризнанной ныне теории Большого взрыва специалисты выделяют четыре основных этапа эволюции Вселенной:
• Адронная эра: при очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц, прежде всего из адронов. Этот этап длился одну десятитысячную долю секунды, но именно тогда взаимодействие между частицами (ядерная сила) было наиболее интенсивным;
• Лептонная эра: в это время температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино, именно тогда и образовалось так называемое нейтринное море, благодаря которому и началось реликтовое излучение;
• Фотонная эра; собственно с окончанием фотонной эры, когда температура Вселенной снизилась до определённого значения, а вещество было отделено от антивещества, и заканчивается широкая фаза Большого взрыва. В сумме адронная, лептонная и фотонная эры составляют примерно одну тридцатитысячную часть возраста Вселенной;
• Звёздная эра: основной этап существования Вселенной, который продолжается и в настоящее время. На этом этапе Вселенная расширяется, вещество образовывает звёзды, планеты, звёздные системы, галактики и так далее, вплоть до появления жизни и разумных её форм.
Гипотезу «Большого Взрыва» называют также моделью горячей Вселенной, или стандартной моделью. Эта гипотеза стала общепринятой после открытия в 1965 г. реликтового излучения.
Несмотря на стандартность и общепринятость, концепция «Большого Взрыва» не дает ответа на некоторые вопросы. Например, каковы причины образования галактик из ионизированного газа? Почему наблюдается асимметрия вещества и антивещества?
Самой большой проблемой остается состояние сингулярности, введение которого требуется уравнениями общей теории относительности А. Эйнштейна.
Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.
Немного другая трактовка:
• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это планковское время (10 −43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.[⇨]
• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
• Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, Галактики, Солнечная система.
Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.
Источник
Этап эволюции вселенной при которой образовалось нейтринное море
Каждый вопрос экзамена может иметь несколько ответов от разных авторов. Ответ может содержать текст, формулы, картинки. Удалить или редактировать вопрос может автор экзамена или автор ответа на экзамен.
Первыми моделями Вселенной были модели Солнечной системы, в центре которой была неподвижная Земля, неподвижная сфера со звездами и подвижные пять планет, Солнце и Луна. За последней сферой располагался ад и рай (система Птолемея). Гелиоцетрическая система была разработана Н.Коперником (1514 г.). В 18 веке с появлением законов Ньютона в небесной механике возникло представление о бесконечной Вселенной, при этом пространство рассматривалось как однородное и изотропное, а время – как абсолютное и однородное. В 19 веке было развито представление о Вселенной, как бесконечной в пространстве, но неизменной во времени. Это была стационарная космологическая модель.
Первая современная космологическая модель была предложена Эйнштейном в 1917 г., как следствие общей теории относительности. В ОТО и СТО Эйнштейн предположил, что пространство и время не абсолютны, а относительны и связаны между собой.
В 1922 г. российский математик А.А.Фридман показал, что из уравнений ОТО следует нестационарность, т.е. развитие Вселенной: искривленное пространство не может быть стационарным, оно должно расширяться или сжиматься. Эйнштейн вынужден был публично согласиться с выводами Фридмана, хотя первоначально считал, что Вселенная статична.
Следующим этапом стало создание теории расширяющейся Вселенной. Их астрономических наблюдений было установлено, что кроме нашей Галактики (звездного скопления под названием «Млечный путь») существует огромное количество других галактик.
По смещению видимой части ЭМ излучения к красному или фиолетовому концу спектра можно установить относительное движение источника света и наблюдателя (эффект Доплера). Для всех наблюдаемых галактик наблюдается «красное смещение», из чего следует, что они удаляются от нас. Именно это явление в 1929 г. впервые наблюдал американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-195), чем и подтвердил расширение Вселенной. Этот закон описывает простой формулой результаты наблюдений, согласно которым видимая Вселенная расширяется и галактики удаляются друг от друга. Нетрудно, следовательно, мысленно «прокрутить пленку назад» и представить, что в исходный момент, миллиарды лет назад, Вселенная пребывала в сверхплотном состоянии.
Главным методом измерения внегалактических расстояний является метод «стандартной свечи», заключающийся в следующем: выбирается класс объектов с известной мощностью излучения (светимостью). С помощью астрономических инструментов измеряется поток излучения, который ослабляется пропорционально квадрату расстояния j=L/(4pr2). Отсюда вычисляется расстояние до объекта.
• 1 парсек = 3.26 светового года (расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом 1’’)
• 1 световой год = с · 1год = 9.46 ·1012 км»1013 км
• 1 астрономическая единица = 149600 тыс км – среднее расстояние от Земли до Солнца
Наиболее разработанная к настоящему времени космологическая теория – теория Большого Взрыва, предложенная в 1948 г. американским физиком Г.Гамовым. В основе теории БВ лежит предположение о том, что физическая Вселенная образовалась в результате гигантского взрыва, в момент которого все вещество и вся энергия современной Вселенной были сконцентрированы в одном сгустке с плотностью свыше 1025 г/см3 и температурой свыше 1016 К. Теория БВ описывает эволюцию Вселенной, начиная с 10-35 с после ее образования. До этого момента теоретическое описание эволюции Вселенной не является завершенным.
Одна из теорий, теория инфляции, описывает интервал времени от 10-43 до 10-35 с. предполагается, что до этого физический вакуум находился в состоянии, которое называется «ложным вакуумом». Он обладает ненулевой плотностью энергии, нестабилен и может самопроизвольно переходить в обычный вакуум за счет туннельного эффекта. Благодаря «подбарьерному просачиванию» в среде ложного вакуума возникают области обычного вакуума, которые называются пузырями. Одним из таких пузырей и явился зародышем нашей Вселенной. Из других пузырей появились другие вселенные, не связанные с нашей причинно-следственными связями и потому для нас ненаблюдаемые.
Сочетание модели инфляции и теории БВ называют обобщенной моделью эволюции Вселенной или стандартной космологической моделью.
Источник