Оглавление 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Введение

     Глядя на усеянное звездами небо, человек  приходит в восторг, не оставаясь  равнодушным к созерцаемому. «Открылась бездна, звезд полна. Звездам числа нет, бездне – дна», – эти прекрасные строки М.В. Ломоносова, образно и наиболее полно описывают первое впечатление, которое испытывает человек, любуясь завораживающей картиной звездного неба. Про звезды сложено множество стихов и песен. Звезды и бескрайнее небесное пространство всегда притягивали и притягивают всех: и самого обычного человека, и поэта, и ученого. Но для ученых звездное небо – не только предмет восторга и наслаждения, но и увлекательный, неисчерпаемый объект исследований.

     В ясную погоду в безлунную ночь невооруженным глазом можно наблюдать  на небосводе до трех тысяч звезд. Но это лишь небольшая часть звезд  и других космических объектов, из которых состоит Вселенная.

     Вселенная – это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. 

1. Основные концепции  космологии

На протяжении всей истории цивилизации человечество стремится познать окружающий мир  и понять, какое место оно занимает во Вселенной. Вселенная – самая крупная материальная система. Ее происхождение интересует людей еще с древних времен. Вначале Вселенная была «безвидна и пуста» – так сказано в библии. Вначале был вакуум – уточняют современные физики. Каковы же истоки происхождения Вселенной? Как она развивается? Какова ее структура? На эти и другие вопросы пытались ответить ученые разных времен. Однако даже крупнейшие достижения естествознания ХХ в. не позволяют дать полностью исчерпывающие ответы.

1.1 Предположения  А. Эйнштейна

Тем не менее, принято  считать, что основные положения  современной космологии – науки  о строении и эволюции Вселенной  – начали формироваться после  создания в 1917 г. А. Эйнштейном первой релятивистской модели, основанной на теории гравитации и претендовавшей на описание всей Вселенной. Эта модель характеризовала стационарное состояние Вселенной и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

1.2 Выводы А.А. Фридмана

Важный шаг  в решении космологических проблем сделал в 1922 г. профессор Петроградского университета А.А. Фридман (1888–1925). В результате решения космологических уравнений он пришел к выводу: Вселенная не может, находится в стационарном состоянии – она должна расширяться либо сужаться.

1.3 Эмпирический закон – закон Хаббла

Следующий шаг  был сделан в 1924 г., когда в обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии американский астроном Э. Хаббл (1889–1953) измерил расстояние до ближайших галактик (в то время называемых туманностями) и тем самым открыл мир галактик. В 1929 г. в той же обсерватории Э. Хаббл по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод А.А. Фридмана о расширении Вселенной и установил Эмпирический закон – закон Хаббла: скорость удаления галактики V прямо пропорциональна расстоянию r до нее, т. е. V=Hr, где H – постоянная Хаббла.

С течением времени  постоянная Хаббла постепенно уменьшается  – разбегание галактик замедляется. Но такое уменьшение за наблюдаемый  промежуток времени ничтожно мал. Обратной величиной постоянной Хаббла определяется время жизни (возраст) Вселенной. Из результатов наблюдения следует, что скорость разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км/с на каждый миллион парсек (1 парсек равен 3,3 светового года; световой год – это расстояние, проходимое светом в вакууме за 1 земной год). При данной скорости экстраполяция к прошлому приводит к выводу: возраст Вселенной составляет около15 млрд. лет, а это означает, что вся Вселенная 15 млрд. лет назад была сосредоточена в очень маленькой области. Предполагается, что в то время плотность вещества Вселенной была сравнимой с плотностью атомного ядра, и вся Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам ядерная капля оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции большого взрыва.

Произведением времени жизни Вселенной на скорость света определяется радиус космологического горизонта – граница познания Вселенной посредством астрономических  наблюдений. Информация об объектах за космологическим горизонтом до нас еще не дошла – мы не можем заглянуть за космологический горизонт. Несложный расчет показывает, что радиус космологического горизонта равен приблизительно 10 м. Очевидно, что этот радиус ежесекундно увеличивается примерно на 300 тыс. км. Но такое увеличение ничтожно мало по сравнению с величиной радиуса космологического горизонта. Для наблюдения заметного расширения космологического горизонта нужно подождать миллиарды лет.

В концепции  большого взрыва предполагается, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью, начиная с момента взрыва ядерной капли. В настоящее время обсуждается и другая гипотеза – гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотности. Из нее следует, что некотором прошлом скорость удаления галактик была меньше, чем сейчас, и были периоды, когда Вселенная сжималась, т. е. галактики приближались друг к другу и с тем большей скоростью, чем большее расстояние их разделяло.

1.4 Гипотезы Г.А. Гамова

По мере развития естествознания и особенно ядерной  физики выдвигаются различные гипотезы о физических процессах на разных этапах космологического расширения. Одна из них предложена в конце 40-х гг. ХХ в. Г.А. Гамовым (1904–1968), физиком – теоретиком, эмигрировавшим в 1933 г. из Советского Союза в США, и называется моделью горячей Вселенной. В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.

Из этой модели следует два вывода:

вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода (75 %) и гелия (25 %);

в сегодняшней  Вселенной должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым.

1.5 Реликтовое  излучение А. Пензиса и Р. Вильсона

С развитием  астрономических средств наблюдения, и в частности, с рождением радиоастрономии, появились новые возможности познания Вселенной. В 1965 г. американские астрофизики А. Пензиас и Р. Вильсон экспериментально обнаружили реликтовое излучение. Реликтовое излучение – это фоновое изотропное космическое излучение со спектром, близким к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой около 3 К.

В 2000 г. сообщалось: сделан важный шаг на пути понимания самого раннего этапа эволюции Вселенной. В лаборатории европейских ядерных исследований в Женеве получено новое состояние материи – кварк-глюонная плазма. Предполагается, что в таком состоянии Вселенная находилась в первые 10 мкс после большого взрыва. До сих пор удавалось охарактеризовать эволюцию материи на стадии не ранее трех минут после взрыва, когда уже сформировались ядра атомов.

2. Модель горячей Вселенной

Вселенная-это совокупность всего, что существует. Земля, Луна, Солнце и все планеты и звезды образуют Вселенную. Вселенная полна большими и волнующими тайнами и загадками, которые ученые стараются разгадать. Многие выдвигают теории относительно ее происхождения. Они утверждают, что Вселенная существовала не всегда, но имела свое начало.

Исходя из исследований звезд и галактик, ученые заметили, что они отделяются друг от друга с большой скоростью. Это позволяет предположить, что в какой-то момент они были соединены. Опыт, предлагаемый для объяснения, каким было начало Вселенной, состоит в том, что воздушный шар разрисовывают небольшими пятнами. Когда шар надувают, расстояние между пятнами увеличивается, и пятна также становятся все больше. В этом опыте пятна представляют галактики, а надувание шара – распространение Вселенной.

2.1 Космология Большого Взрыва

Бельгийский астроном Жорж Ламетр, изучавший звезды, высказал предположение, что 15 миллиардов лет назад Вселенная была маленькой и очень плотной. Это состояние Вселенной он назвал «космическим яйцом». Согласно его расчетам, радиус Вселенной в первоначальном состоянии был равен 10 см, что близко по размерам к радиусу электрона, а ее плотность составляла 10 г./см, т. е. Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых размеров.

От первоначального  состояния Вселенная перешла  к расширению в результате Большого взрыва, т. е. вся материя, входившая в состав «космического яйца», вырвалась наружу с большой скоростью и разлетелась во всех направлениях.

Современные галактики  были фрагментами этого взорвавшегося  «яйца». Звезды галактик в свою очередь  развивались, пока не приняли современное  состояние. Обычно для определения  этого явления используют английское выражение Big-Bang, означающее «большой взрыв».

Итак, в основе в основе современных представлений  об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого  Взрыва».

Ученик А.А. Фридмана Г.А. Гамов разработал модель горячей Вселенной, рассмотрев ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной, и назвал ее «космологией Большого Взрыва».

Ключ к пониманию  ранних этапов эволюции Вселенной –  в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом Взрыве. В простейшем варианте теории горячей Вселенной  предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией. По мере расширения Вселенной температура падала от очень большой до довольно низкой, обеспечивая возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик. На протяжении около 1 млн. лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы. Лишь когда температура понизилась, возникли первые атомы. Таким образом, атомы – это реликты эпохи, наступившей через 1 млн. лет после Большого Взрыва.

Ретроспективные расчеты определяют возраст Вселенной  в 13–15 млрд. лет. Как было сказано  ранее, Г.А. Гамов предположил, что температура вещества была велика и падала с расширением Вселенной. Его расчеты показали, что Вселенная в своей эволюции проходит определенные этапы, в ходе которых происходит образование химических элементов и структур.

2.2 Деление начальной  стадии эволюции на эры

В современной  космологии для наглядности начальную стадию эволюции Вселенной делят на эры.

Эра адронов (тяжелых частиц, вступающих в сильные взаимодействия). Продолжительность эры 0,0001 с, температура 10 градусов по Кельвину, плотность 10 см. В конце эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов, гиперонов, мезонов.

Эра лептонов (легких частиц, вступающих в электромагнитное взаимодействие). Продолжительность эры 10 с, температура 10 градусов по Кельвину, плотность 10 /см. Основную роль играют легкие частицы, принимающие участие в реакциях между протонами и нейтронами.

Фотонная  эра. Продолжительность 1 млн. лет. Основная доля массы – энергии Вселенной – приходится на фотоны. К концу эры температура падает с 10 до 3000 градусов по Кельвину, плотность – от 10 г./см до 10 г./см. Главную роль играет излучение, которое в конце эры отделяется от вещества.

Звездная  эра наступает через 1 млн. лет после зарождения Вселенной. В звездную эру начинается процесс образования протозвезд и протогалактик. Затем разворачивается грандиозная картина образования структуры Метагалактики.

2.3 Инфляционная  модель Вселенной

В современной  космологии наряду с гипотезой Большого взрыва обосновывается инфляционная модель Вселенной, в которой рассматривается идея творения Вселенной. Эта идея имеет сложное обоснование и связана с квантовой космологией. В данной модели описывается эволюция Вселенной, начиная с момента 10 с после начала расширения.

В соответствии с инфляционной гипотезой космическая эволюция в ранней Вселенной проходит ряд этапов.

Начало Вселенной  определяется как состояние квантовой  супергравитациии с радиусом Вселенной  в 10 см (размер атома 10) Основные события в ранней Вселенной разыгрывались за ничтожно малый промежуток времени от 10 с до 10 с.