Реферат: Большой Взрыв и эволюция Вселенной

Министерство общего и профессионального образования РФ

Южно-Уральский Государственный Университет

Кафедра физической химии

Концепции современного естествознания

 

МодельБольшого Взрыва и хронология Вселенной

Выполнил:

Ахмедзянов С.М.

Ст. гр. ЭиУ-285

Проверил:

Доцент, кандидат     техническихнаук

Тепляков Ю.Н.

  ________________

                                                                                                                        «___»______1999 г.

 

Челябинск

1999

Аннотация

Эта работа посвященапроблеме изучения происхождения нашей Вселенной. В данной работе рассматриваютсятеория Большого Взрыва, а так же первые мгновения жизни Вселенной.

Автор не рассматриваетальтернативных теорий, не поддерживаемых большинством ученых.

Использованы трудыроссийских и иностранных учёных, а так же новейшие астрономические безавторскиематериалы, полученные по сети Internet.


Содержание:

Аннотация___________________________________________________________ 2

Содержание:_________________________________________________________ 3

Введение_____________________________________________________________ 4

А бал ли Большой Взрыв?_______________________________________________ 6

Реликтовое излучение________________________________________________ 7

Сценарий далекого прошлого.___________________________________________ 8

«Горячая Вселенная»_________________________________________________ 8

Большой Взрыв: самое начало___________________________________________ 8

Большой Взрыв: продолжение__________________________________________ 9

Эволюция вещества__________________________________________________ 11

а)   Адронная эра.___________________________________________________ 12

б)  Лептонная эра.___________________________________________________ 13

в)  Фотонная эра или эра излучения.___________________________________ 14

г) Звездная эра._____________________________________________________ 15

«Итоги первых шагов Маленькой Вселенной»____________________________ 17

Заключение__________________________________________________________ 18

Список литературы__________________________________________________ 21


Введение

Исследованием Вселеннойстал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для его обозрения– оно было для него интересным. Недаром астрономия – самая древняя из наук оприроде – и, по сути, почти самая древняя наука вообще.

Не потерял интереса кизучению проблем космоса и Современный Человек. Но он смотрит уже немногоглубже: ему не просто интересно что есть Вселенная сейчас – он жаждет знаний отом

-   что было когда Вселеннаярождалась?

-   рождалась ли она Вообще илиона глобально стационарна?

-   как давно это было и какпроисходило?

Для поиска ответа навсе эти Непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии –космология.

Космология[1]  — это физическое учение[2] о Вселенной как в целом,включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями миракак части Вселенной.

Космология попыталасьдать ответы[3] на эти вопросы. Была создана теорияБольшого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рожденияВселенной, ее появление и структуризаци..

Всё это позволяетнам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающиесовременные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбуВселенной.

Поэтому космология, каки любая другая наука живет и  бурно развивается, принося все новые и новыефундаментальные знания об окружающем нас мире. Хотя и не так стремительно, какнапример, компьютерные технологии, и  в большей мере за счет «альтернативных»теорий, но все-таки развивается.

Данная работа посвященапроблеме изучения происхождения нашей Вселенной: в ней рассматриваются теория БольшогоВзрыва, а так же первый мгновения жизни Вселенной.


А бал ли Большой Взрыв?

На этот вопрос современная наука дает совершенноопределенный ответ: Большой Взрыв был! Вот что, например, написал по этомуповоду академик Я.Б. Зельдович в 1983 г.: «Теория «Большого Взрыва» в настоящиймомент не имеет сколько-нибудь заметных недостатков. Я бы даже сказал, что онастоль же надежно установлена и верна, сколь верно то, что Земля вращаетсявокруг Солнца. Обе теории занимали центральное место в картине мирозданиясвоего времени, и обе имели много противников, утверждавших, что новые идеи,заложенные в них, абсурдны и противоречат здравому смыслу. Но подобныевыступления не в состоянии препятствовать успеху новых теорий»[4].

На чем основана уверенность в справедливости теории «горячейВселенной»[5]? Неужели существуют совершенно неопровержимые свидетельства в её пользу?

Отвечая на все эти вопросы, заметим, что имеется рядданных, которые не противоречат теории «горячей Вселенной». К их числуотносятся, например, данные о возрасте небесных тел. Мы знаем, что возрастСолнечной системы близок к 4,6 млрд. лет. Менее точно известен возраст самыхстарых звезд. Скорее всего, он близок к возрасту нашей и других галактик.(10-15 млрд. лет). Следовательно, данные о возрасте небесных тел непротиворечат данным о возрасте Метагалактики. Если бы, например, получилось,что время, прошедшее от Большого Взрыва меньше, чем возраст Земли, Солнца илиГалактики, то это следовало бы рассматривать как факты, противоречащиекосмологическим моделям Фридмана и «горячей Вселенной».

Данные радиоастрономии свидетельствуют о том, что впрошлом далекие внегалактические радиоисточники излучали больше, чем сейчас.Следовательно, эти радиоисточники эволюционируют. Когда мы сейчас наблюдаеммощный радиоисточник, мы не должны забывать  о том, что перед нами его далёкоепрошлое (ведь сегодня радиотелескопы принимают волны, которые были излученымиллиарды лет назад). Тот факт, что радиогалактики и квазары эволюционируют,причем время их эволюции соизмеримо со временем существования Метагалактики,принято так же  рассматривать в пользу теории Большого Взрыва.

Важное подтверждение «горячей Вселенной» следует изсравнения наблюдаемой распространенности химических элементов с темсоотношением между количеством гелия и водородв (около ¼ гелия ипримерно ¾ водорода), которое возникло во время первичного термоядерногосинтеза.

Реликтовое излучение

И все-таки главным подтверждением теории «горячейВселенной» считается открытие реликтового излучения. Для космологии этооткрытие имело фундаментальное значение. В истории наблюдательной космологииоткрытие реликтового излучения, пожалуй, сопоставимо по значению с открытиемрасширения Метагалактики.

Что же это за излучение и как оно было открыто? При«отрыве»[6]излучения от вещества, когда температура в расширяющейся Вселенной была порядка3000-4000 К, в холде последующего расширения Вселенной температура излученияпадала, но его характер (спектр) сохранился до наших дней, напоминая о далекоймолодости Метагалактики. Вот поэтому советский астрофизик И.С. Шкловскийпредложил называть это излучение реликтовым.

Таким образом, теория «горячей Вселенной» предсказываетсуществование реликтового излучения.

Еще в конце 40-х – начале 50-х гг. в работах Г.А. Гамова,а затем его учениеков Р. Альфера и Р. Германа содержались предполагаемые оценкитемпературы реликтового излучения (от 25 до 5 К). В 1964 г. советскиеастрофизики И.Д. Новиков и А.Г. Дорошкевич впервые выполнили более конкретныерасчеты. Они сравнили интенсивность других источников (звезды, межзвезднаяпыль, галактики и т.д.) в сантиметровом диапазоне длин волн. Примерно в это жевремя группа американских ученых во главе с Р. Дикке уже приступила к попыткамобнаружить реликтовое излучение, но их опередили А. Пензиас и Р. Вильсон,получившие в 1978 г. Нобелевскую Премию за открытие космического микроволновогофона (такового официальное название реликтового излучения) на волне 7,35 см.

В отличие от группы Р. Дикке, будущие лауреаты Нобелевскойпремии не искали реликтовое излучение, а в основном занимались отладкойрадиоантенны для работ по программе спутниковой  связи: во время наблюдений сиюля 1964 г. по апрель 1965 г. они, а так же их коллеги,  при различныхположениях антенны, регистрировали космическое излучение,. Природа которого имбыла неясна – этим излучением как раз и оказалось реликтовое излучение.

 

Сценарий далекого прошлого.

Итак, нас будет интересовать эпоха, которая отделена отнынешней на 13 – 20 млрд. лет (20 млрд. лет вычислено в соответствии с теорией«открытого мира», 13 млрд. лет – в соответствии с теорией «открытого мира»).Поскольку всё это время наша Вселенная расширялась и плотность ее непрерывноуменьшалась, в прошлом плотность должна была быть очень большой.

Из теории Фридамана следует, что в прошлом плотность моглабыть бесконечно большой (на самом деле существует некий предел значенияплотности (»1097  кг/м3).А с  начала рассматриваемой нами андронной эры Большого Взрыва Вселенной она непревышает плотности атомного ядра (»1017 кг/м3).

Нам необходимо так же определиться и с другимипараметрами, из которых, пожалуй, самым важным, является температура. Вопрос отом, холодной или горячей была материя в ту отдаленную от нас эпоху, долгоевремя оставался спорным. Приводились доводы в пользу обоих состояний. Решающеедоказательство того, что Вселенная была горячей, удалось получить лишь всередине 1960-х.

В настоящее время большинство космологов считает, что вначале расширения Вселенной материя была не только очень плотной, но и оченьгорячей. А теория, рассматривающая физические процессы, происходившие на раннихстадиях расширения Вселенной, начиная с первой секунды после «начала», получиланазвание теории «горячей Вселенной».

«Горячая Вселенная»

Согласно этой теории, ранняя Вселенная напоминалагигантский ускоритель «элементарных» частиц. Слово «элементарных» взято вкавычки, так каакнаши представления о составных частях материи быстроизменяются. Если раньше к числу элементарных частиц уверенно от носили нейтроныи протоны, то сейчас эти частицы относят к числу составных, построенных изкварков.

 Большой Взрыв: самое начало

Началом работы Вселенского ускорителя был БольшойВзрыв. Этот термин очень часто применяют сегодня космологи. Наблюдаемыйразлет галактик[7]и скопления галактик – следствие Большого взрыва.  Однако, Большой Взрыв,который академик Я.Б. Зельдович назвал астрономическим, качественно отличаетсяот каких-либо химических взрывов.

У обоих взрывов есть черты сходства: например, в обоихслучаях вещество после взрыва охлаждается при расширении, падает и егоплотность. Но есть и существенные отличия. Главное из них заключается в том,что химический взрыв обусловлен разностью давлений во взрывающемся веществе идавлением в окружающей среде (воздухе). Эта разность давлений создает силу,которая сообщает ускорение частицам заряда взрывчатого вещества.

В астрономическом взрыве подобной разности давлений несуществует. В отличие от  химического астрономический взрыв не начался изопределенного центра (и потом стал распространяться на все большиеобласти пространства), а произошел сразу во всем существовавшем тогдапространстве. Представить себе это очень трудно, тем более, что «всепространство» могло быть в начале взрыва конечным (в случае замкнутого мира) ибесконечным (в случае открытого мира)…

Пока мало что известно, что происходило в первую секундупосле начала расширения, и еще меньше о том, что было до начала расширения. Но,к счастью, это незнание не явилось помехой для очень детальной разработкитеории «горячей Вселенной» и сценарий, к рассмотрению которого мы сейчаспереходим, основан не на умозрительных рассуждениях, а на строгих расчетах.

Итак,  в результате Большого взрыва 13-20 млрд. лет назадначал действовать уникальный ускоритель частиц, в ходе работы которогонепрерывно и стремительно сменяли друг друга процессы рождения и гибели(аннигиляции) разнообразных частиц. Как мы увидим в следующих главах, этипроцессы во многом определили всю последующую эволюцию Вселенной, нынешнийоблик нашей Вселенной и создал необходимые предпосылки для возникновения иразвития жизни.

Большой Взрыв: продолжение

Итак, мы выяснили, что Вселеннаяпостоянно расширяется; тот момент с которого Вселенная начала расширятся,принято считать ее началом; тогда началась первая и полная драматизма эра вистории вселенной, ее называют  “Большим Взрывом” или английскимтермином Big Bang.

Что же такое – расширение Вселенной на более низком,конкретном уровне ?

Под расширениемВселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое  количествоэлементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объём.

Итак, кратко изложим все те умозаключения овозможных параметрах Вселенной на стадии Большого Взрыва, к которым мы пришли.

Средняя плотность Вселенной в результатерасширения постепенно понижается. Из этого следует, что впрошлом плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можнопредположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад)плотность Вселенной была очень большой.

Кроме того высокойдолжна была быть и температура[8], настолько высокой, что плотностьизлучения превышала плотность вещества. Иначе говоря энергия всех фотоновсодержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “Большого Взрыва”вся материя была сильно раскаленной  и густой смесью частиц, античастиц ивысокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующимиантичастицами аннигилировали, но  возникающие гамма-фотоны моментальноматериализовались в частицы и античастицы.

   Подробный анализ показывает, что температура вещества Тпонижалась во времени в соответствии с простым соотношением :

 />                                     

                    

    Зависимость температуры Т отвремени t дает нам возможность определить, что например, в момент, когда возраст Вселеннойисчислялся всего одной десятитысячной секунды,  её температура представляла один  биллион  Кельвинов.

Эволюция вещества

   Температура раскаленной плотной материи на начальномэтапе Вселенной со временем понижалась, что и отражается в соотношении. Этозначит, что понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT. Согласносоотношению hn=kT понижаласьи энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если уменьшится их частота  n. Понижение энергии фотонов вовремени имело для возникновения частиц и античастиц путем материализации важныепоследствия. Для того чтобы фотон превратился(материализовался) в частицу иантичастицу с массой mo и энергией покоя moc2,  ему необходимо обладать энергией2 moc2 или большей. Эта  зависимость выражается  так:

   />

Со временем энергия фотоновпонижалась, и как только она упала ниже произведения энергии частицы иантичастицы (2moc2), фотоны уже не способны былиобеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo.Так, например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2*938 Мэв, не способенматериализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя протона равна938 мэв.

   В предыдущем соотношении можно заменить энергиюфотонов hnкинетическойэнергией частицkT ,

                     />

то есть

/>

Знак неравенства означаетследующее: частицы и соответствующие им античастицы возникали приматериализации в раскаленном веществе до тех пор, пока температура вещества Tне упала ниже указанного значения.                          

    На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицыи античастицы[9]. Этот процесс постоянно ослабевал, чтопривело к вымиранию частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция[10] может происходить при любойтемпературе, постоянно осуществляется процесс

частица+ античастица Þ2 гамма-фотона

при условии соприкосновения вещества с антивеществом.Процесс материализации

гамма-фотонÞчастица + античастица

 

мог протекать лишь при достаточно высокой температуре.Согласно тому, как материализация в результате понижающейся  температурыраскаленного вещества приостановилась,

эволюцию Вселенной приняторазделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.

а)   Адронная эра.  

Длиласьпримерно от[11] t=10-6до  t=10-4.Плотность порядка 1017 кг/м3 при T=1012…1013.

При очень высоких температурах иплотности в самом начале существования Вселенной материя состояла изэлементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего изадронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотряна то, что в то время существовали и лептоны.

Через миллионную долю секунды смомента рождения Вселенной, температура T упала на 10 биллионовКельвинов(1013K). Средняя кинетическая энергия частиц kT и фотонов hnсоставляла около миллиарда эв (103 Мэв), что соответствует энергии покоябарионов.

В первую миллионную долю секундыэволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, также, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионовпрекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не обладали ужедостаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и антибарионовпродолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило вещество отантивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в процессесамопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов (протоны инейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов — гипероны.Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не распадались,иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад гипероновпроисходил на этапе с 10-6до10-4секунды.

К моменту, когда возрастВселенной достиг одной десятитысячной секунды (10-4 с.), температура ее понизиласьдо 1012K, а энергия частиц и фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее нехватало уже для возникновения самых легких адронов — пионов. Пионы,существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. Это означает,что к тому моменту, когда возраст Вселенной достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны.

На этом и кончается адронная эра,потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и легчайшимиадронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) непроявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишьодну десятитысячную долю секунды.

б)  Лептонная эра.

Длиласьпримерно от[12] t=10-4до  t=101. Кконцу эры плотность порядка 107 кг/м3 при T=109.

Когда энергия частиц и фотоновпонизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в веществе было многолептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивноевозникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны),пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречатьсягораздо реже.

Лептонная эра начинается сраспада последних адронов — пионов — в мюоны и мюонное нейтрино, а кончаетсячерез несколько секунд при температуре 1010K, когда энергия  фотоновуменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитроновпрекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существованиеэлектронного и мюонного нейтрино, которые мы называем  “реликтовыми”.

Всё пространство Вселеннойнаполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино.Возникает нейтринное море.

в)  Фотонная эра или эра излучения.

Длиласьпримерно от[13] t=10-6до  t=10-4.Плотность порядка 1017 кг/м3 при T=1012…1013.

На смену лептонной эры пришла эраизлучения, как только температура Вселенной понизилась до1010K , а энергия гамма фотоновдостигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов.Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации,потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронови позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделиловещество от антивещества.

Со времени адронной и лептоннойэры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в двамиллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселеннойпосле лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.

Для того чтобы можно было сравниватьроль частиц и фотонов во Вселенной, была  введена величина плотности энергии.Это количество энергии в 1 куб.см, точнее, среднее количество (исходя изпредпосылки, что вещество во Вселенной распределено равномерно). Если сложитьвместе энергию hn всех фотонов, присутствующих в 1 куб.см, то мыполучим плотность энергии излучения Er. Сумма энергии покоя всех частицв 1 куб.см является средней энергией вещества Em во Вселенной.

Вследствие расширения Вселеннойпонижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в двараза, объём увеличился в восемь раз.  Иными словами, плотностьчастиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в процессе расширения ведутсебя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя во время расширенияВселенной не меняется, энергия фотонов при расширении уменьшается. Фотоныпонижают свою частоту колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этогоплотность энергии фотонов (Er) падает быстрее, чем плотностьэнергии частиц (Em).

Преобладание во вселеннойфотонной составной над составной частиц (имеется в виду плотность энергии) напротяжении эры излучения уменьшалось до тех пор, пока не исчезло полностью. Кэтому моменту обе составные пришли в равновесие (то есть Er =Em). Кончается эра излучения ивместе с этим период “Большого Взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрастепримерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз короче,чем в настоящее время.

“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго,всего лишь одну тридцатитысячную  нынешнего возраста Вселенной. Несмотря накраткость срока, это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда послеэтого эволюция Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, вовремя “большого взрыва”. Все события во Вселенной в тот период касалисьсвободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции.

Не следует забывать, что в столькороткое время (всего лишь несколько секунд) из богатогоразнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путеманнигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкиебарионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

г) Звездная эра.

После “Большого  Взрыва”наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц. Мы называемеё звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “Большого Взрыва” (приблизительно 300 000 лет) до наших дней. По сравнению спериодом “Большого  Взрыва” её развитие представляется как будто слишкомзамедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры.

Таким образом, эволюцию Вселеннойможно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепели дым. Мы стоим на остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаемкрасоту и блеск Вселенной. Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики — ничтожные явления в сравнении с большим взрывом.


«Итоги первых шагов Маленькой Вселенной»[14]

Согласно гипотезе «горячей Вселенной» расширениеМетагалактики началось от состояния материи, характеризующегося чрезвычайновысокой плотностью и температурой, с «Большого Взрыва».

В пользу этой гипотезы свидетельствует

·    реликтовое излучение;

·    закон Хаббла, основанный на эффекте Доплера;

·    характер распространения химических элементов во Вселенной.

На ранних стадиях расширения Метагалактики в ходе реакций,происходивших между «элементарными» частицами, образовались ядра атомовводорода и гелия.

Более тяжелые химические элементы появились позже, какпродукты ядерных реакций, происходивших в недрах звезд.

Эти элементы рассеивались в пространстве (например, врезультате взрыва сверхновых), и из них постепенно возникали новые тела: звездыи планеты.

Будущее нашей Вселенной зависит от ее критическойплотности. То есть от ее фактического определения. А здесь главнаяпроблема состоит в том, есть ли на самом деле огромные массы какого-либоскрытого вещества Замедление расширения пропорционально плотности Вселенной.

Возможна ситуация, когда при сегодняшней скоростирасширения плотность вещества Вселенной достаточно мала и замедлениемало. Тогда расширение будет протекать неограниченно. Новозможно, что плотность достаточно велика, а значит велико замедлениерасширения. В результате расширение прекратится и заменитсясжатием.


Заключение

Хотя академик Я.Б. Зельдович не сомневался в правильноститеории «Большого взрыва», и в его пользу говорят, как это было уже упомянутовыше: реликтовое излучение; закон Хаббла, основанный на эффекте Доплера;характер распространения химических элементов во Вселенной – автор даннойработы всё же оставляет за собой право немного скептически относиться к даннойтеории.

Во-первых, теория не  дает ответа на следующиевопросы:

1.   Чтозаставило вещество Вселенной расширяться?

2.   Чтопроисходило до начала расширения, до момента сингулярнгости?

3.   Конечны липространство и масса? Откуда они берутся.

Во-вторых, несмотря на то, что теория «БольшогоВзрыва» основывается на ОТО, допускается разбегание некоторых частиц соскоростями, в несколько раз превышающими скорость света. Так же в теорииуказываются ограничения на возможную плотность вещества (не более 1097),хотя с другой стороны выдвигается гипотеза о первоначальной точечностиВселенной, а следовательно и все-таки о бесконечной плотности (т.к. массабесконечна).

В-третьих, по нашему мнению, довольно абстрактно, альтернативнорассматриваются такие вопросы, плотно примыкающие к теории «Большого взрыва»,как границы и открытость Вселенной, евклидова и неевклидова[15]модель Вселенной.

Наконец, не находят веского фактического подтверждения (хотя по теоретическим выкладкам все получается хорошо и главное– «удобно» ) существование таких частиц как гипероны, мезоны.

То есть все методы анализа полученных данных,исследования, выдвижения гипотез осуществляются при довольно высокой степенидопущений. Такая степень не позволительна для гипотезы, хотя может быть иподходит для столь глобальной теории.

Остается только верить ил надеяться, что космологиякогда-либо заполнит эти «белые дыры», сделает свои выводы обоснованными и повозможности фактически подтвержденными.

Кстати, о «белых дырах». Вероятнее всего, именно ихизучение позволит нам узнать ответы на многие вопросы, потому что существуетгипотеза: именно белые дыры являются кусками первозданной сингулярности,первозданного ядра расширения.

В этот направлении, по-видимому, и стоит ждать новыхоткрытий в данной области, т.к. данный вопрос в целом является еще неполностью изученным и требует серьёзных исследований.

Словарь специальных терминов.

 

Адроны – общееназвание элементарных частиц (барионов,включая все резонансы и мезоны),подверженных сильному взаимодействию (это взаимодействие ответственно заустойчивость атомных ядер).

Античастицы – электрические частицы, масса и спин которыхточно равен массе и спину данной частицы, а электрический заряд, магнитныймомент и другие подобные характеристики равны по величине и противоположны познаку тем же характеристикам частицы. Характерным свойством таких пар (частица-античастица)является их аннигиляция при столкновении и рождение их в процессахвзаимодействия частиц высоких энергий.

Аннигиляция – превращение частиц и античестицц при ихстолкновении в другие частицы (например, протон + антипротон = np–мезонов; электрон + позитрон = nФотонов).

Барионы – «тяжёлые» элементарные частицы с массой меньшепротона и спином, равным ½. К ним относят,  например нуклоны (протоныинейтроны), а так же много других частиц  /см. кварки/.

Бозоны – большой класс элементарных частиц сцелочисленным спином (например, фотоны со спином 1). К этому классу принадлежатмезоны, промежуточные векторные бозоны и др.частицы.

Векторные нуклонысм.барионы.

Гамма-излучение – излучение, возникающее при торможениизаряженных частиц большой энергии в веществе, аннигиляции пар и т.д.

Глюоны – гипотетические элементарные частицы (спин равен1, масса покоя 0), обеспечивающие взаимодействие между кварками.

Лептоны – физически наиболее легкие элементарные частицысо спином ½, не имеющие барионного заряда, но обладающие лептоннымзарядом; к лептонам относятся электрон, тяжелый лептон, позитрон, нейтрино,мюон, несущий электрический заряд и их античастицы.

Мезоны – нестабильные элементарные частицы с массами,промежуточными между массами протона и электрона (спин равен 0) /см.кварки/.

Мюон — нестабильные положительно  и отрицательнозаряженные элементарные частицы со спином ½  и массой ок. 207электронных масс и временем жизни ~ 10-6 с; относятся к лептонам.

Нейтрино – физически нестабильная нейтральная элементарнаячастица с массой, равной, по-видимому 0, и спином ½. Относится к лептонам.Возникает при бета-распаде атомных ядер и при распаде элементарных частиц;чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом.

Нейтроны – физически -  электрически нейтральный элементчастицы с массой, почти равной массе протона и спином ½; входит в составатомных ядер; в свободном состоянии нестабилен; время жизни 16 минут /см.барионы/.

Пионы -  p–мезоны– группа трех нестабильных элементарных частиц (адронов) с нулевымспином и массой около 270 электронных масс; 2 пиона (p+ и p-)несут элементарный заряд, третий (p0) электрически нейтрален; являются переносчикамиядерных сил.

Протон — стабильная элементарная частица со спином½  и массой в 1836 электронных масс (~10-24 г), относящаяся кбарионам; ядро легкого изотопа атома водорода (протия). Вместе с нейтронамипротоны образуют все атомные ядра.

Электрон — стабильная отрицательно заряженная элементарнаячастица со спином ½, массой ок. 9·10-28 г и магнитныммоментом, равным магнетону Бора; относится к лептонам и участвует вэлектромагнитном, слабом и гравитационном взаимодействиях. Электрон один изосновных структурных элементов вещества; электронные оболочки атомов определяютоптические, электрические, магнитные и химические свойства атомов и молекул, атакже большинство свойств твердых тел.

 


Список литературы

1.  Клечек Й. иЯкеш П. Вселенная и земля. — Прага: Артия  /изд. на рус. яз/, 1986.

2.  Кесарев В.В.Эволюция вещества во вселенной. — М.: Атомиздат, 1989.

3.  Левитан Е.П.Эволюционирующая Вселенная. – М.: Просвещение, 1993.

4.  Новиков И.Д.Эволюция Вселенной – 3-е изд., переработанное. – М.: Наука, 1993.

5.  www.rambler.ru/

6.  www1.rambler.ru/sites/217000/217217.html

7.  www1.rambler.ru/sites/21792/189324.html

еще рефераты
Еще работы по астрономии