Космология и ее модели

ГУО «Гимназия №2 г. Солигорск»

 

 

 

 

 

 

 

 

Реферат на тему:

«Космология и ее модели»

                

Выполнила: Виноградова Екатерина,

учащаяся 11 «Б» класса

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

г. Солигорск, 2013 г.

Космология  — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении и уничтожении существующего мира.

 

Современное представление о жизни Вселенной

 

Ранняя Вселенная

 

Космологическая сингулярность

Св. Августин утверждал, что время — это свойство вселенной, которое появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса не существует,  Георгий Гамов предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва. Такое состояние часто называется нулевой точкой или космологической сингулярностью.

 

Планковская эпоха

Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения. Планковское время  - 10⁻⁴³с после Большого Взрыва. В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.

Наблюдаемая Вселенная с  очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10⁻³⁵ и 10⁻³² с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10⁻³⁷ с), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.

 

Эпоха великого объединения

Длилась между 10⁻⁴³и 10⁻³⁵ с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и охлаждается после Планковской эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.

 

Эпоха раздувания (инфляции)

Между 10⁻³⁵ и 10⁻³² с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная все ещё преимущественно заполнена излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.

 

Эпоха электрослабых взаимодействий

Между 10⁻³² и 10⁻¹² с после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон, Z-бозон и бозон Хиггса. 

 

Эпоха кварков

Между 10⁻¹² и 10⁻⁶ с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются в их современном состоянии. Температуры и энергии все ещё слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны.

 

Эпоха адронов

Между 10⁻⁶ и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после Большого Взрыва нейтрино высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).

 

Эпоха лептонов

Между 1 с и 3 мин после Большого Взрыва. В ходе адронной эпохи большая часть адронов и антиадронов аннигилируют (взаимоуничножаются) друг с другом и оставляют пары лептонов и антилептонов преобладающей массой во Вселенной. Приблизительно через 3с после Большого Взрыва температура опускается до значения, при котором лептоны более не образуются. Лептоны и антилептоны, в свою очередь, аннигилируют друг с другом, и во Вселенной остается лишь небольшой остаток лептонов.

 

Эпоха нуклеосинтеза

Приблизительно с 1 с после Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов, и начался процесс первичного нуклеосинтеза. Он длился до возраста Вселенной 3 мин, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4, 1 % дейтерия, следы более тяжёлых элементов до бора, остальное — водород.

 

Эпоха первичной  рекомбинации

Вселенная постепенно охлаждалась  и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для образования атомов (3000 К). Таким образом, из состояния плазмы, непрозрачного для большей части электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения.

 

 

Образование первых структур

За счёт гравитационного  притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям («кластерам»). Первыми плотными объектами в тёмной Вселенной были квазары. Затем начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звёзды.

11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) с помощью 10-метрового телескопа Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 млрд. лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда Вселенной было только 500 млн. лет.

 

Образование солнечной  системы

Через 8-9 млрд. лет после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце — звезда, возникшая относительно поздно. Предполагается, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звёзд.

 

Сегодняшний день

По самым точным современным  оценкам, мы живём через 13,65-13,7 млрд. лет после Большого Взрыва.

 

Возможное будущее  Вселенной

В настоящее время обнаружено, что Вселенная расширяется с ускорением. Так как свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо, а многие космологические величины определяются с большой погрешностью, до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как?

В связи с этим есть самые  различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем. Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в  точку в ходе так называемого  «большого коллапса», процесса, обратного Большому Взрыву. Теоретическая физика достаточно серьёзно рассматривает и такую гипотезу, что нынешнее состояние и тонкое строение вакуума являются так называемым «ложным» или «мнимым» вакуумом. Это состояние неустойчиво и может перейти в «истинный вакуум» с меньшей энергией. Тогда наша Вселенная пропадёт за одно мгновение и необратимо.

Однако преобладающей  сейчас является теория, аналогичной  старой «тепловой смерти Вселенной». Она следует из «эталонной» космологической  ΛCDM-модели. В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура, удаляющиеся друг от друга звёзды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, всё большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже чёрные дыры будут медленно «испаряться» за счёт квантовых туннельных эффектов. Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.

Космологические модели

 

Космологические модели — модели, которые пытаются описать развитие Вселенной как целого.

Виды космологические моделей:

• Космическая инфляция
• Большой взрыв
• Вселенная Фридмана
• Модель Лямбда-CDM‎

 

Космическая инфляция

 

Инфляционная модель Вселенной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва, которая предполагает период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, но он встретился с серьёзными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной Андреем Линде в 1982 модели хаотической инфляции.

 

Инфляция на поздних  стадиях эволюции Вселенной

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Неизвестный в настоящее время фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Большой взрыв

От англ. Big Bang — космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва.

 

Проблема начальной  сингулярности

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит, при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации, к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью.

Теория Большого взрыва не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому  моменту. Это сигнализирует о  недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности.

Практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Проблема существования сингулярности в данной теории является одним из стимулов построения квантовой и других альтернативных теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.

 

Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит  от экспериментально измеримого параметра — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого  критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения  обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

Вселенная Фридмана

Вселенная Фридмана  — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную  нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.

 

История открытия

Решение Фридмана было опубликовано в авторитетном физическом журнале  в 1922 и 1924. Но работы Фридмана остались вначале незамеченными.

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.

Главным результатом работы Фридмана в области ОТО стала космологическая нестационарная модель, носящая теперь его имя.

Отношение средней плотности  вселенной к критической обозначается  .

Существуют три космологические  модели, зависящие от  , по имени их создателя названные фридмановскими.

 

• Фридмановская модель,  . Расширение Вселенной будет вечным, причём скорости галактик никогда не будут стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, имеет отрицательную кривизну, описывается геометрией Лобачевского. Через каждую точку такого пространства можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной, сумма углов треугольника меньше 180°, отношение длины окружности к радиусу больше 2π.
• Фридмановская модель,  . Расширение вселенной будет вечным, но в бесконечности его скорость будет стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, плоское, описывается геометрией Евклида.
• Фридмановская модель,  . Расширение вселенной сменится сжатием, коллапсом и закончится тем, что вселенная сожмётся в сингулярную точку (Большое сжатие). Пространство в такой модели — конечное, имеет положительную кривизну, по форме представляет собой трёхмерную гиперсферу, описывается сферической геометрией  Римана. В таком пространстве нет параллельных прямых, сумма углов треугольника больше 180°, отношение длины окружности к радиусу меньше 2π.