Материал:

Вернемся к нашему Алеши. Он подбросил мячик вверх, мячик теряет скорость, останавливается, меняет направление движения и летит вниз, ударяется о землю, отскакивает вверх и т.д., то есть движение мяча циклический. Гипотетически возможна и другая ситуация: начальная скорость мяча настолько велика, что он преодолевает силу земного притяжения и никогда больше не возвращается на Землю. Для Вселенной ситуация совершенно аналогична. Здесь также имеет значение критический параметр, от величины которого зависит, будет ли Вселенная вечно расширяться, хотя со скоростью, будет уменьшаться, или расширение прекратится и начнется сжатие. Причем после фазы сжатия снова может наступить фаза расширения, то есть Вселенная может "пульсировать".

Таким параметром является критическая плотность Вселенной. Если плотность Вселенной г. меньше критической то Вселенная открытый, то есть все время расширяется. Если же плотность, то Вселенная закрыт - наступает фаза сжатия. К сожалению, точно ответить на этот вопрос ученые пока не могут. По современным расчетам, плотность Вселенной немного меньше критической, то есть Вселенная должна быть открытым, но не учтены так называемые "скрытые массы", которые могут повлечь существенные изменения в плотности Вселенной; тогда она может оказаться большей критической () При таком условии Вселенная не будет расширяться вечно.

Модель горячей Вселенной. Реликтовое излучение

Космология Фридмана полно и подробно описывает общую динамику расширения Вселенной.

Вопросы, оставался без ответа, связано с термодинамикой ранней Вселенной, а именно: был Вселенная в начале расширения горячим или холодным? Теория предполагала и бесконечную температуру, и температуру, равную нулю. Американский физик Г. Гамов выдвинул предположение о том, что сверхплотное вещество ранней Вселенной была над горячей. Итак, Вселенная была заполнена квантами высоких энергий. В процессе расширения Вселенной остывает и энергия фотонов уменьшается. Поэтому в наше время спектральное распределение энергии этих квантов должен соответствовать излучению абсолютно черного тела, нагретого до температуры ~ 4 К, и искать эти кванты нужно в сантиметровом диапазоне радиоволн.

В 1965 году А. Пензиас и Р. Уилсон (США) зарегистрировали космическое излучение, интенсивность которого зависела от направления и которое нельзя было приписать известным радиоисточников. Это зарегистрировано реликтовое излучение является доказательством того, что Вселенная была горячей. Температура реликтового излучения составляет 2,7 К.

Согласно теории горячей Вселенной, пространственно-временные свойства последнего чрезвычайно точно описывает одна из трех моделей Фридмана - открытая, замкнутая или плоская. При любой условия Вселенная должен был родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью и температурой на момент Большого Взрыва. Когда происходило дальнейшее расширение, температура Вселенной снижалась и постепенно достигла современного значения 2,7 К.

Имея ряд неоспоримых достоинств, теория горячей Вселенной, однако, по некоторым взглядов недостаточно удовлетворительной. Так, в частности, она не дает ответа на вопрос: почему доступна для наблюдений часть Вселенной однороден, откуда в этом однородном мире появились первичные неоднородности, необходимые для образования галактик; почему различные участки Вселенной сформировались независимо друг от друга, в наше время имеют практически одинаковый вид.

Сейчас особой популярностью пользуются теория Калуцы-Клейна и теория суперструктура, согласно которым пространство-время Вселенной изначально имел размерность d> 4, но в некоторых направлениях пространство якобы сжался в тонкую трубку. Поэтому макроскопические тела не могут двигаться в этих направлениях и пространство-время кажется четырехмерным. От того, сколько изменений претерпело сжатия и как оно произошло, зависит и эффективная размерность пространства Вселенной и свойства элементарных частиц в нем.

В него времени не установлено, почему пространство-время является четырехмерным и почему физические взаимодействия делятся на слабые, сильные и электромагнитные.

Инфляционная модель

Основную часть этих проблем можно решить (или избежать их) в рамках теории раздувной Вселенной. Общая черта различных вариантов этой теории - это наличие стадии экспоненциального расширения Вселенной, который находится в вакуумоподибному состоянии, отмечается большой плотностью энергии. Эту стадию называют стадией раздувания, или инфляции. После раздувания вакуумоподибний состояние нарушается; частицы, которые образуются при этом, взаимодействуют между собой, и в дальнейшем эволюция происходит согласно теории горячей Вселенной.

В типичных моделях стадия раздувания длится недолго - примерно с. Однако за этот промежуток время раздув Вселенная успевает увеличиться в раз. В результате такого широкого распространения геометрия пространства внутри раздувной участки Вселенной перестает практически отличаться от евклидовой геометрии плоского мира - подобно тому, как геометрические свойства поверхности воздушного шара в процессе раздувания все меньше и меньше отличаются от свойств плоскости. Раздувание Вселенной приводит к тому, что неоднородности оказываются за пределами видимой Вселенной, размеры которого составляют 1 = см. Поскольку видимая Вселенная образовалась в результате раздувания одной ничтожно малой участка, то нет ничего удивительного в том, что свойства различных значительно удаленных друг от друга участков мира, который мы можем наблюдать, оказались одинаковыми.

Мы существуем в четырехмерном пространстве-времени, где оказываются известные нам типы взаимодействий; но не исключено, что это происходит вовсе не потому, что мир должен быть устроен так и именно так. Возможно, в разных частях Вселенной могут реализовываться все мыслимые состояния, но жизнь в привычном для нас виде может возникнуть только в четырехмерном пространстве-времени.

Рождение Вселенной

По теории Большого Взрыва, от появления протовещества к образованию ядер водорода и гелия прошло немногим более трех секунд. На этом временном промежутке стремительно превращались вакуум и вещество, а этапы преобразования определялись процессами расширения и остывания сгустка.

При температуре К, если только эта теория справедлива, лептоны и кварки в сгустке свободно превращались один на один, то есть их невозможно было различить.

В среде существовал единый вид взаимодействия и роль ее частицы - посредника - выполнял скалярное бозон, получивший название Х-бозона. Это была чрезвычайно массивная частица около кг, что в раз больше массы протона. Эти частицы исчезли после снижения температуры в ранней Вселенной, их остатков пока не найдено, и ожидать, что они будут обнаружены, не приходится, так как подобных температур в современной Вселенной не существует.

Через секунды после "начала" кварки и лептоны разделились, а сильное взаимодействие отделилась от электрослабого. Единственный АГ-Бозой распался на глюоны и безмассовых бозон - переносчик электрослабого взаимодействия. На момент прекращения переходов кварков в лептоны количество кварков несколько превысило количество антикпаркив.

Следующая критическая точка - с, когда температура снизилась до К. После этого безмассовых электрослабого бозон разделился на безмассовых фотон и три тяжелых векторных бозоны. Электрослабое взаимодействие разделилась на слабую и электромагнитную. В современной Вселенной существуют все четыре известные на сегодня фундаментальные взаимодействия.

При снижении температуры до К прекращается свободное существование кварков, они поеднуться в адроны.

Ранний период развития Вселенной завершается лептонного-фотонной эрой. Образуются барионы и антибарионы, которые аннигилируют, оставляя после себя фотоны и освободившуюся энергию.

В течение первой секунды температура снизилась до 10 млрд. Градусов. Этого оказалось достаточно для отделения от газовой смеси нейтрино и антинейтрино. К четырнадцатому секунды температура снизилась до 3 млрд. Градусов и при этом возникли условия для сообщения и аннигиляции электронов и позитронов. При этом электронов было несколько больше, чем позитронов. их избыток и суммарный отрицательный заряд компенсировал суммарный положительный заряд протонов, которые появились раньше. В протоны превращались и свободные нейтроны.

Через 3 минуты после "начала" температура снизилась до миллиарда градусов. На этом завершилось формирование ранней Вселенной.

Согласно дуализма волновых и корпускулярных свойств колебания полей должны порождать частицы. Здесь мы сталкиваемся еще с одним парадоксом микромира. Квантовые эффекты могут на короткое время приостанавливать действие закона сохранения энергии. В течение этого промежутка времени энергия может быть "взятой в долг" на различные цели, в том числе и на рождение частиц. Разумеется, все возникшие при этом частицы имеют очень короткий период существования, потому что потраченная на них энергия должна быть возвращена через незначительную долю секунды. Однако частицы могут фактически возникнуть из ничего, просуществовав мизерный промежуток времени, прежде чем снова исчезнуть.

Таким образом, "ненастоящий" вакуум заполнен виртуальными частицами. Он мертв и безликий, но наполненный энергией.

Современные теории предполагают, что энергия вакуума проявляется отнюдь не однозначно. Вакуум может быть возбужденным и находиться в одном из многих состояний, чрезвычайно сильно отличаются уровнями энергии, причем различия между самой низкой и самой высокой энергиями невероятно велики.

Очевидно, вакуум играет роль базовой формы материи. На самой ранней фазе эволюции Вселенной именно он играет определяющую роль. Экстремальные условия «начала», когда даже пространство-время были деформированными, предполагают, что и вакуум находился в особом состоянии, которое называют "ненастоящим" вакуумом. Он имел энергию предельно высокой плотности, которой соответствовала предельно высокая плотность вещества. В этом состоянии в веществе могут возникать сильные напряжения и отрицательное давление, равносилен гравитационном отталкиванию такой величины, что и могло вызвать безудержное и стремительное расширение Вселенной - Большой Взрыв.

С началом стремительного расширения Вселенной возникают время и пространство. Период "раздувание" занимает промежуток времени всего в с после "начала". Называется он инфляционным периодом.

К концу фазы инфляции Вселенная была холодным и пустым Но по окончании этой фазы он стал чрезвычайно горячим. Этот всплеск тепла обусловлен огромными запасами энергии, содержащейся в "ложном" вакууме. Когда это состояние исчерпал себя, его энергия высвободилась в виде излучения, которое мгновенно нагрело Вселенную до 1027 К. Предполагают, что с этого момента Вселенная развивалась согласно теории горячего Большого Взрыва.

Источник: https://studbooks.net/7244/estestvoznanie/kontseptsii_sovremennogo_estestvoznaniya

Смотрите также:








ЦЕНОВАЯ ПОЛИТИКА ПРЕДПРИЯТИЯ НА ПРИМЕРЕ ООО «ДНС РИТЕЙЛ»
_archivetempпротивовоспалительные
_Роджерс Карл, Брак и его альтернативы