КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
на тему:
«Эволюция Вселенной»
Содержание
Введение
1. Модель Фридмана. Два варианта развития Вселенной
2. Строение Вселенной – современные космологические модели Вселенной
3. Обоснование расширения Вселенной
4. Этапы космической эволюции
Заключение
Список использованной литературы
Введение
Берег Вселенной – это наша планета Земля, родина человечества. Мы пристально всматриваемся в космическую бездну. Что там? Обитель богов? Или пространство, заполненное звездами и планетами, на которых живут разумные существа?
Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для его обозрения – оно было для него интересным. Недаром астрономия – самая древняя из наук о природе – и, по сути, почти самая древняя наука вообще.
Не потерял интереса к изучению проблем космоса и Современный Человек. Но он смотрит уже немного глубже: ему не просто интересно что есть Вселенная сейчас – он жаждет знаний о том:
Что было, когда Вселенная рождалась?
Рождалась ли она вообще или она глобально стационарна?
Как давно это было и как происходило?
Для поиска ответа на все эти непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии – космология.
Космология попыталась дать ответы на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризации.
Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбу Вселенной.
Поэтому космология, как и любая другая наука живет и бурно развивается, принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире.
Данная работа посвящена эволюции Вселенной: в ней рассматриваются первые мгновения жизни Вселенной, её дальнейшая эволюция и модели будущего развития Вселенной.
1. Модель Фридмана. Два варианта развития Вселенной
Вселенная Фридмана — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Модель Фридмана описывает однородную изотропную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.
Нестационарность Вселенной была подтверждена открытием зависимости красного смещения галактик от расстояния. Независимо от Фридмана, описываемую модель позднее разрабатывали Леметр, Робертсон и Уокер, поэтому решение полевых уравнений Эйнштейна, описывающее однородную изотропную Вселенную с постоянной кривизной, называют моделью Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера.
Теорию Большого Взрыва предложили в 20-х годах нашего века ученые Фридман и Леметр, в сороковых годах ее дополнил и переработал Гамов. Согласно этой теории, когда-то давным-давно наша Вселенная представляла собой бесконечно малый сгусток, сверхплотный и раскаленный до немыслимых температур. Это нестабильное образование внезапно взорвалось, пространство быстро расширилось, а температура разлетающихся частиц, обладающих высокой энергией, начала снижаться. Примерно после первого миллиона лет атомы двух самых легких элементов, водорода и гелия, стали стабильными. Под действием сил притяжения начали концентрироваться облака материи. В результате сформировались галактики, звезды и другие небесные тела. Звезды старели, взрывались сверхновые, после чего появлялись более тяжелые элементы. Они формировали звезды более позднего поколения, такие, как наше Солнце.
В 1922 г. советский математик А. А. Фридман, анализируя уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришёл к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии — она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позже на неё обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привёл к поиску так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем. [4, с. 44]
2. Строение Вселенной – современные космологические модели Вселенной
Космология изучает физическую природу, строение и эволюцию Вселенной как целого.
Понятие «Вселенная» означает Космос, доступный человеческому наблюдению.
Космология рассматривает наиболее общие свойства всей области пространства, охваченной наблюдением. Мы называем ее Метагалактикой. Наши знания о Метагалактике ограничиваются горизонтом наблюдений. Этот горизонт определяется тем, что скорость света не мгновенна. Следовательно, мы можем наблюдать только те области Вселенной, от которых свет успел дойти до нас к настоящему времени. При этом мы видим объекты не в их нынешнем состоянии, а в том, в котором они были в момент испускания света.
Модели Вселенной, как и любые другие, строятся на основе теоретических представлений, которые существуют в данное время в космологии, физике, математике, химии и других смежных дисциплинах.
Несколько предпосылок изучения Вселенной:
- считается, что формулируемые физикой законы функционирования мира действуют во всей Вселенной;
- считается, что наблюдения астрономов также распространяются на всю Вселенную;
- считается, что истинны те выводы, которые не противоречат существованию человека (антропный принцип).
Выводы космологии называются моделями происхождения и развития Вселенной.
Проблемы возникновения и устройства Вселенной занимали людей с древности. Несмотря на высокий уровень астрономических сведений народов древнего Востока, их взгляды на строение мира ограничивались непосредственными зрительными ощущениями. Поэтому в Вавилоне сложились представления, согласно которым Земля имеет вид выпуклого острова, окруженного океаном. Внутри Земли будто бы находится «царство мертвых». Небо – это твердый купол, опирающийся на земную поверхность и отделяющий «нижние воды» (океан, обтекающий земной остров) от «верхних» (дождевых) вод. На этом куполе прикреплены небесные светила, над небом будто бы живут боги. Согласно представлениям древних египтян, Вселенная имеет вид большой долины, вытянутой с севера на юг, в центре ее находится Египет. Небо уподоблялось большой железной крыше, которая поддерживается на столбах, на ней в виде светильников подвешены звезды.
Гераклид Понтийский и Евдокс Книдский в IV в до н.э. утверждали, что все тела во Вселенной вращаются вокруг своей оси, и обращаются вокруг общего центра (Земли) по сферам, количество которых в разных космогониях варьировало от 30 до 55. Вершиной этой картины мира стала система Клавдия Птолемея (II в. н.э.).
Первые научно-обоснованные модели Вселенной появились после открытий Коперника, Галилея и Ньютона. Сначала Р. Декарт выдвинул идею эволюционной вихревой Вселенной. Согласно его теории, все космические объекты образовались из первичной однородной материи в результате вихревых движений. Солнечная система, согласно Декарту – один из вихрей космической материи. И. Кант развивал идею бесконечной Вселенной, образовавшейся под действием механических сил притяжения и отталкивания, и попытался выяснить дальнейшую судьбу такой Вселенной. Математически описал гипотезу Канта великий французский математик Лаплас. [1, с. 213]
И. Ньютон считал, что тяготеющая вселенная не может быть конечной, так как в этом случае все звезды, ее составляющие, под действием сил тяготения соберутся в центре. Он пытался объяснить наблюдаемое противоречие бесконечным количеством звезд во Вселенной, а также бесконечностью мира во времени и пространстве. Однако космология столкнулась тогда с парадоксами.
1. Гравитационный парадокс: согласно ньютоновскому понятию гравитации бесконечный Космос с конечной плотностью массы должен давать бесконечную силу притяжения. Бесконечно возрастающее тяготение неизбежно приводит к бесконечным ускорениям и бесконечным скоростям космических тел. Следовательно, скорость тел должна расти с увеличением расстояния между телами. Но этого не происходит, и тогда получается, что Вселенная не может существовать вечно.
Решая эту проблему, И. Кант сделал вывод о нестатичности Космоса. Туманности он называл «мировыми островами». Ламберт развил идеи Канта. По его мнению, при увеличении размеров островов увеличивается и расстояние между ними так, что суммарные силы Космоса остаются конечными. Тогда парадокс разрешается.
2. Фотометрический парадокс (парадокс Ольберса): при бесконечной Вселенной, заполненной бесконечным числом звезд, небо должно быть равномерно ярким. На самом же деле такого эффекта не наблюдают. В 1823 г. Ольберс показал, что пылевые облака, которые поглощают свет более дальних звезд, сами нагреваются и должны, поэтому излучать свет. Этот парадокс разрешился сам собой после создания модели расширяющейся Вселенной.
Современная космология возникла после появления общей теории относительности Эйнштейна и поэтому ее, в отличие от классической Галилеевой и Ньютоновой космологии, называют релятивистской. Эмпирической базой для космологии являются оптические и радиолокационные астрономические наблюдения. Открытие элементарных частиц и исследование их поведения на ускорителях в условиях, приближенных к существовавшим на первоначальных этапах развития Вселенной, помогло понять, что происходило в первые моменты ее эволюции.
Когда Эйнштейн работал над своей общей теорией относительности, Вселенная представлялась ученым не такой, как сейчас. Еще не были открыты Метагалактика и ее расширение, поэтому Эйнштейн опирался на представления о стационарной Вселенной, которая равномерно наполнена Галактиками, находящимися на неизменных расстояниях. Тогда неизбежно следовал вывод о сжатии мира под действием силы притяжения. Этот результат находился в противоречии с выводами ОТО. Чтобы не вступать в конфликт с общепринятой картиной мира, Эйнштейн произвольно ввел в свои уравнения новый параметр – космическое отталкивание, которое характеризовалось с помощью космологической постоянной. А. Эйнштейн предполагал, что Вселенная стационарна, бесконечна, но не безгранична. То есть она мыслилась в виде сферы, постоянно увеличивающейся в объеме, но имеющей границы.