Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

АСТРОНОМІЯ - Золота колекція рефератів - 2018

ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Чи завжди Всесвіт був таким, як зараз, або його будова колись була іншою, а сучасний стан виник у результаті якихось процесів еволюції й розвитку?

Перша спроба відповісти на це питання була здійснена А. Ейнштейном 1917 р., коли він застосував щойно створену ним теорію відносності до Всесвіту як до цілого, тобто до Всесвіту, розглянутого як єдине фізичне тіло або єдина фізична система.

Звичайно, за всіх часів було достатньо міркувань про те, яким повинен бути Всесвіт. Але науковий, фізичний підхід до космології — науки про Всесвіт загалом — став можливий лише на основі загальної теорії відносності. Фізика, що існувала раніше, була для цього непридатною, однак вона й не призначалася для настільки грандіозного предмета, як весь Всесвіт.

Насамперед Ейнштейн прагнув перевірити одне з найдавніших, традиційних уявлень про світ — уявлення про те, що Всесвіт вічний і незмінний. У ньому постійно відбуваються ті або інші локальні, місцеві й часткові зміни, але як ціле він залишається стаціонарним, одним і тим самим за всіх часів. До такої картини, зважаючи на все, схилявся також сам Ейнштейн. Виявилося, однак, що загальна теорія відносності такої можливості не допускає. У пошуках відповіді на запитання Ейнштейн допускав також видозміни основних рівнянь самої вихідної теорії...

До кінця 20-х рр. космологічна проблема була розв’язана. Спочатку О. О. Фрідман, петроградський математик і гідромеханік, показав у 1922-1924 рр., що загальна теорія відносності вказує на неминучість еволюції Всесвіту, — який або розширюється як ціле, або стискається. Потім Е. Хаббл у своїх спостереженнях галактик довів 1929 р., що Всесвіт справді нестаціоний, він розширюється. Це проявляється в загальному розбіганні галактик, у їхньому взаємному віддаленні.

Теоретичний висновок Фрідмана, підтверджений прямими астрономічними спостереженнями, став тепер загальноприйнятим. Так було зроблено одне з найвидатніших відкриттів в історії фізики й астрономії — відкриття загального розширення Всесвіту.

Розширення Всесвіту почалося 15 млрд років тому Великим вибухом. Що насправді відбулося тоді і яким чином усій речовині Всесвіту були надані початкові швидкості розширення, невідомо; це становить, мабуть, найважчу проблему сучасної астрономії й фізики. І все-таки багато вдалося довідатися про фізичний стан речовини в перші хвилини, години, роки від початку розширення.

Речовина Всесвіту являла собою тоді надзвичайно щільну й гарячу плазму, йонізований газ, пронизаний до того ж потужним електромагнітним випромінюванням. Висока густина речовини в ранні епохи виникає з теорії космологічного розширення, у минулому вона була, мабуть, більшою. Чим далі в минуле, тим щільнішою повинна бути речовина Всесвіту. Теорія стверджує, що в минулому Всесвіту існував такий момент, коли густина була (формально) безкінечною. Цей момент віддалений від нас на 18 млрд років; саме тоді й відбувся Великий вибух, від якого й почалася історія розширення Всесвіту. Формальна ознака безкінечності якої-небудь величини в теорії — це певна ознака того, що сама теорія в цьому випадку «відмовляє». Безкінечне значення густини означає швидше за все те, шоу вихідний момент фізичні умови у Всесвіті були настільки незвичайними, що ні загальної теорії відносності, ні всієї взагалі сучасної фізики недостатньо для їх правильного розуміння. Однак через кілька секунд після початку розширення «звичайна» фізика вже може бути застосована. За ці миті густина устигає змінитися від (формально) безкінечної до ще дуже великої, однак такої, що піддається теоретичному аналізу, — вона стає порівнянною з густиною речовини усередині атомних ядер, що складає приблизно 1018 кг/м3. А далі густина поступово спадає. Всесвіт стає згодом дедалі більше й більше розрідженим, і так до сучасної епохи, коли середня площа речовини виявиться рівною приблизно 10-27 кг/м3. Ось такий перепад густини — на цілих 45 порядків, з яким має справу космологія.

Космологія Фрідмана дає динаміку Всесвіту, але нічого не говорить про її температуру. Динаміку потрібно доповнити ще термодинамікою. При цьому, у принципі, припустимі дві крайні можливості: 1) необмежене зростання в минулому густини речовини супроводжується також необмеженим зростанням її температури; 2) початкова температура Всесвіту дорівнює нулю.

Ідею «гарячого начала» Всесвіту висунув у 40-ві рр. XX ст. американський фізик Г. Гамов, що працював тоді в Колорадському університеті (США). Це була смілива ідея, сповнена далекоглядних висновків. І вона надалі знайшла пряме підтвердження. Але до певного часу з нею успішно конкурувала ідея «холодного начала», теж далеко не тривіальна (пригадаймо висловлення Н. Бора про те, що по-справжньому глибока ідея завжди така, що протилежне їй твердження теж являє собою глибоку ідею).

Вихідним мотивом і метою гіпотези гарячого Всесвіту було пояснення спостережуваного хімічного складу зірок. У густій і гарячій речовині в перші хвилини космологічного розширення могли відбуватися різноманітні ядерні реакції, і в цьому «казані», як передбачалося, повинна була «зваритися» речовина потрібного складу, з якої надалі й утворюються всі зірки Всесвіту. І справді, теоретичний розрахунок показує, що після завершення цього процесу переважна частина речовини до 75 % (за масою) — припадає на водень і майже 25 % — на гелій. Це дуже близько до того, що спостерігається насправді. Що ж до важчих елементів, то в космологічному «казані» їх може «зваритися» дуже мало, менше сотої частки відсотка. Вони виникають в основному набагато пізніше, у термоядерних реакціях, що протікають уже в самих зірках.

Відповідно до загальних законів термодинаміки разом з гарячою речовиною в ранньому Всесвіті обов’язково повинно було існувати випромінювання — сукупність електромагнітних хвиль, що поширюються у всіх напрямках. Про цю сукупність хвиль можна говорити як про газ частинок — фотонів, квантів електромагнітних хвиль. Температура газу фотонів така ж, як і температура випромінювання. У ході загального космологічного розширення температура речовини й фотонів знижується з падінням густини від дуже високих до дуже малих значень, але фотони при цьому нікуди не зникають, вони повинні зберегтися до сучасної епохи, створюючи загальний фон випромінювання у Всесвіті.

Це передбачення теорії Гамова підтвердилося 1965 р., коли американські астрофізики А. Пензіас і Р. Вільсон виявили космічний фон електромагнітного випромінювання. Відповідно до низького значення сучасної густини світу, температура фотонів виявилася теж дуже низькою — усього близько трьох кельвінів. Електромагнітні хвилі, що відповідають такому холодному газу фотонів, належать в основному діапазону міліметрових хвиль. За пропозицією радянського астронома І. С. Шкловського, це випромінювання було назване реліктовим, тобто залишковим.









загрузка...

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами. Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посилання на сайт, будьте вдячними ми затратили багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2008-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.