АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТИНА МИРА

⇐ ПредыдущаяСтр 5 из 6Следующая ⇒

Космос (от греч. Космос - мир), термин, идущий из древнегреческой философии для обозначения мира как структурно организованного и упорядоченного целого, в отличие от Хаоса.

Сейчас под Космосом понимают все находящееся за пределами атмосферы Земли. Иначе Космос называют Вселенной.

Вселенная - место вселения человека, весь существующий материальный мир. Близкое понятие (в латинских языках) «Универсум»

Вселенная - самая крупная материальная система, мегамир.

Космология ( раздел астрономии ) - это наука о свойствах, строении, происхождении и эволюции Вселенной как единого упорядоченного целого.

Метагалактика - часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований.

В основе современной космологии лежит общая теория относительности и космологический постулат (представления об однородности и изотропности Вселенной).Во Вселенной все точки и направления равноправны.

Основной метод получения астрономических знаний - наблюдение, поскольку за редким исключением, эксперимент при изучении Вселенной невозможен.

Возникновение и эволюция Вселенной. Модель Большого взрыва

Проблема эволюции Вселенной является центральной в естествознании.

В классической науке (космология Ньютона) существовала так называемая теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас.

Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации. Вопрос об эволюции Вселенной не ставился.

Возникновение современной космологии связано с созданием релятивистской теории тяготения - общей теории относительности Эйнштейном (1916). Из уравнений ОТО следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии).
В 1917 г. Эйнштейн вывел фундаментальные уравнения, связывающие распределение материи с геометрическими свойствами пространства и на их основе разработал модель Вселенной.

Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична, но при этом замкнута в пространстве, как поверхность любой сферы.

Однако из общей теории относительности вытекало в качестве следствия, что искривленное пространство не может быть стационарным, оно должно расширяться или сжиматься. Поэтому Эйнштейн ввел в полученные уравнения дополнительное слагаемое, обеспечивающее стационарность Вселенной.
В 1922 г. советский математик А.А Фридман впервые решил уравнения общей теории относительности не накладывая условия стационарности. Он создал модель нестационарной, расширяющейся Вселенной.

Этот вывод означал необходимость радикальной перестройки принятой в то время картины мира.

Модель Вселенной по Фридману носила эволюционный характер. Стало ясно, что Вселенная имеет начало и наблюдаемые сегодня ее свойства могут и должны быть объяснены предшествующим периодом развития.

Наблюдательным подтверждением модели расширяющейся Вселенной явилось открытие в 1929 году американским астрономом Э.Хабблом эффекта красного смещения.

Согласно эффекту Доплера спектры излучения удаляющихся объектов должны быть сдвинуты в красную область, а спектры приближающихся в фиолетовую.

Э.Хаббл установил, что все далекие галактики от нас удаляются, причем с увеличением расстояния это происходит всё быстрее.

Закон разбегания — это закон Хаббла V=H₀r, где H₀ — постоянная, ныне называемая постоянной Хаббла.

Если Вселенная расширяется, значит она возникла в определенный момент времени.

Когда это произошло?

По значению постоянной Хаббла определяют возраст Вселенной. По современным данным он составляет 13, 7 млрд. лет.

Как это произошло?

Еще А.А. Фридман пришел к выводу, что в силу каких-то пока не ясных причин Вселенная внезапно возникла в очень малом, практически точечном объеме чудовищной плотности и температуры и стала стремительно расширяться.

Наиболее общепринятой моделью Вселенной в современной космологии являетсямодель однородной изотропной горячей нестационарной расширяющейся Вселенной.

В настоящее время большинство космологов исходят из модели Большого взрыва в ее модифицированном варианте с инфляционным началом.

Автором гипотезы Большого взрыва является Г.А. Гамов, ученик Фридмана.

В 1946 году он заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии - модели " горячей Вселенной" («Большого взрыва»). Он впервые высказал предположение, что на начальной стадии эволюции Вселенная была " горячей" и в ней могли идти термоядерные процессы.

Эта модель объясняет поведение Вселенной в первые три минуты ее жизни, которые являются решающими для понимания современной структуры Вселенной.

Вселенная, согласно модели Большого Взрыва ограничена в пространстве и времени, по крайней мере, со стороны прошлого. До самого взрыва не существовало ни вещества, ни времени, ни пространства.

Итак, по современным воззрениям, Вселенная возникла в результате стремительного расширения, взрыва сверхплотного горячего вещества, обладавшего сверхвысокой температурой. Сам этот взрыв наука связывает с перестройками структуры физического вакуума, с его фазовыми переходами от одного состояния к другому, которые сопровождались выделением огромных энергий.

В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть и описать изменение физических параметров Вселенной в процессе ее расширения.

Основные этапы возникновения Вселенной.

Краткая история развития Вселенной Время	Температура	Состояние Вселенной
10^-45 - 10^-37 сек	> 10²⁶K	Инфляционное расширение (Инфляционная стадия )
10^-6 сек	> 10¹³K	Появление кварков и электронов
10^-5 сек	10¹²K	Образование протонов и нейтронов
10^-4 сек - 3 мин	10¹¹-10⁹K	Возникновение ядер дейтерия, гелия и лития (эпоха нуклеосинтеза)
400 тыс. лет	4000 К	Образование атомов (эпоха рекомбинации)
15 млн. лет	300 K	Продолжение расширения газового облака
1 млрд. лет	20 K	Зарождение первых звезд и галактик
3 млрд. лет	10 K	Образование тяжелых ядер при взрывах звезд
10 - 15 млрд. лет	3 K	Появление планет и разумной жизни

Сингулярность - особое начальное состояние Вселенной, в котором плотность, кривизна пространства и температура принимают бесконечное значение.

Инфляционная стадия - самая начальная сверхплотная стадия расширения Вселенной, завершилась к моменту времени 10^-36 сек.

Эпоха нуклеосинтеза. Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия.

Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты.

К концу этого процесса вещество Вселенной состояло на 75% из протонов (ядер водорода), около 25% составляли ядра гелия, сотые доли процента пришлись на ядра дейтерия, лития, бериллия.

Затем почти 500 тысяч лет не происходило никаких качественных изменений — шло медленное остывание и расширение Вселенной. Вселенная, оставаясь однородной, становилась все более разреженной.

Эпоха рекомбинации - образование нейтральных атомов.

Наступила примерно через миллион лет после начала расширения. Когда Вселенная остыла до 3000 К, ядра атомов водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться при этом в нейтральные атомы водорода и гелия.

После эпохи рекомбинации вещество во Вселенной было распределено почти равномерно и состояло преимущественно из атомов водорода 75% и гелия25%, самых распространенных элементов во Вселенной.

С эпохи рекомбинации взаимодействие излучения с веществом практически прекратилось, пространство стало для излучения прозрачным. Излучение, сохранившееся с начальных моментов эволюции (реликтовое) равномерно заполняет всю Вселенную. Вследствие расширения Вселенной температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2, 7 град К.

Модель горячей Вселенной (Большого Взрыва) подтверждается

обнаружением предсказанного ею реликтового излучения, заполняющего Вселенную (1965 г). Американские ученые Пензиас и Уилсонза свое открытие удостоены Нобелевской премии в 1978 г.
химическим составом (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и межзвездной среды молодых галактик

Основное количество водорода и гелиясодержится не в звездах, а распределено в межзвездном и межгалактическом пространстве.

После рекомбинации атомов вещество, заполняющее Вселенную, представляло собой газ, который вследствие гравитационной неустойчивости стал собираться в сгущения.

Результаты этого процесса мы видим в виде скоплений галактик, галактик и звезд. Структура Вселенной весьма непроста, и изучение механизма ее образования — это одна из самых интересных задач настоящего времени. Как ни странно, она далека от решения — мы более ясно представляем себе, что происходило в первые секунды после «большого взрыва», чем в период от миллиона лет до нашего времени.

Существуют альтернативные модели возникновения Вселенной.

Структура Вселенной

Основные элементы структуры Вселенной: галактики, звёзды, планеты

Галактики (от греч. Молочный, млечный) - системы из миллиардов звёзд, обращающихся вокруг центра галактики и связанных взаимным тяготением и общим происхождением,

Планеты– тела, не испускающие энергию, со сложной внутренней структурой.

Самым распространенным небесным телом в наблюдаемой Вселенной являются звезды.

По современным представлениям

звезда – это газоплазменный объект, в котором происходит термоядерный синтез при температурах свыше 10 млн град. К.

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии.

Основные причины высокой светимости звезд

гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии (характерно для молодых звезд)
термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов и выделяется большое количество энергии.

Наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой.

Эволюция звезд - это изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем.

Процесс формирования космических тел из разряженной газовой и газово-пылевой среды под действием гравитационных сил называется гравитационная конденсация

Протозвезда - плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду.

Конец эволюции звезды определяется ее массой.

Конечным этапом эволюции звезды средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца) является белый карлик.

Эволюция звезд большей массы приводит к образованию нейтронных звезд или черных дыр.

В результате гравитационного коллапса происходит мощнейший взрыв звезды, сопровождающийся выделением колоссальной энергии в виде электромагнитного излучения и выбросом в окружающее пространство веществ, представляющих химические элементы всей таблицы Менделеева (первые наблюдения взрыва сверхновой были сделаны китайскими и японскими астрономами в 1054 году).

Звезды выступают как своеобразные кузницы атомов.

Атомы элементов легче железа образуются в результате термоядерных реакций внутри звезд. Тяжелее железа- при взрыве сверхновых звезд.

Согласно космологическим моделям, распространение химических элементов по Вселенной происходит в результате взрывов Сверхновых звезд.

⇐ Предыдущая 1 2 3 456 Следующая ⇒