Космология Космология основные понятия n n n

Космология

Космология: основные понятия n n n Космология – (космос + -логия) — раздел астрономии и физики, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Вселенная - совокупность всего, что существует физически. Это совокупность пространства и времени, всех форм материи, физических законов и констант, которые управляют ими. Метагалактика – часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований (содержит несколько миллиардов галактик).

Стандартная космологическая модель: А. Эйнштейн 1916 — «Основы общей теории относительности» ; n 1917 —развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии). n Вселенная Эйнштейна однородна, изотропна и стационарна. n

Стандартная космологическая модель: Александр Фридман n n n 1922 — советский ученый Ал. Фридман создал теорию нестационарной Вселенной; В самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной. 2 модели развития Вселенной: Неограниченное расширение; ü Расширение до определенного радиуса, сменяющееся сжатием. ü

Стандартная космологическая модель: Жорж Леметр n n n 1927 — опубликована статья Жоржа Леметра (бельгийский священник и математик) «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей» . Он вывел коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, который был близок к найденному позже Э. Хабблом. Леметр указал, что предметом космологии должны стать звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики.

Стандартная космологическая модель: Г. А. Гамов n 1948 - концепция «горячей вселенной» , построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана: первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим: в ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. n Предсказал космический фон излучения (электромагнитное излучение должно было существовать вместе с горячим веществом в ранней Вселенной, с течением времени оно сохраняется и остывает. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура реликтового излучения(в пределах от 1 до 10 К). Позже Гамов указал, что температура космического излучения составляет примерно 3 К.

Стандартная космологическая модель: эмпирические подтверждения 1929 – Э. Хаббл: открытие красного смещения в спектре излучения галактик – галактики удаляются друг от друга со скоростью, прямо пропорциональной расстоянию между галактиками; n 1965 – А. Пензиас, Р. Уислон: открытие реликтового фона микроволнового радиоизлучения. n

Инфляционная теория вселенной: n n Предложена в 1981 Аланом Гутом и Андреем Линде. Инфляционная модель Вселенной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Инфляция – короткий период ускоренного расширения, во время которого очень молодая Вселенная выросла в размерах в колоссальное число раз.

Квантовая лестница В. Вайскопфа 109 1013 108 1012 Рождение элементарных частиц (1013 °К) Нейтроны и протоны (1012 °К) Центры звезд, ядерное горение 105 109 Ядро (109 °К) Плазма 10 0, 1 105 Химическое горение 103 0, 01 Энергия, Эв Атомы (105 °К) 10 0 Температура, К Молекулы (800 °К) Макромолекулы и жизнь (300 °К) Кристаллы (0°К)

Этапы эволюции Вселенной: сингулярность ρ = 1093 г/см 3. t = 1013 К R = 10 -33 см

Этапы эволюции Вселенной: структура материи Этапы эволюции Вселенной

Этапы эволюции Вселенной Время Эпоха Событие Время от сегодняшнего момента, лет 0 Большой взрыв ( «нулевая точка» или «гравитационная сингулярность» ) – Вселенная «до» и «в момент» Большого взрыва 13, 7 млрд. 10 -43 с. Планковская эпоха Рождение частиц. Отделение гравитации от объединённого электрослабого и сильного взаимодействия. Размер Вселенной 10 -37 м. 13, 7 млрд. 10 -43 - Эпоха 10 -35 с. Великого объединения Отделение слабого взаимодействия. Возможное рождение монополей. Инфляционное расширение и «остывание» Вселенной. 13, 7 млрд. Сингулярность (Августинская эпоха)

Этапы эволюции Вселенной 10 -35 - Инфляцион 10 -31 с. ная эпоха Из вакуума быстро рождаются 13, 7 млрд. частицы (кварки и глюоны, лептоны, фотоны), Вселенная экспоненциально увеличивает свой радиус на много порядков. Вторичный нагрев. Бариогенезис. 10 -31 - Эпоха 10 -12 с. электрослабых взаимодействий Вселенная заполнена кваркглюонной плазмой, лептонами, фотонами, W- и Z-бозонами, бозонами Хиггса. Возникновение барионной асимметрии (вещества больше, чем антивещества) 10 -12 - 10 -6 с. Электрослабая симметрия 13, 7 млрд. нарушена, все четыре фундаментальных взаимодействия существуют раздельно. Кварки ещё не объединены в адроны. Вселенная заполнена кваркглюонной плазмой, лептонами и фотонами. Кварковая эпоха 13, 7 млрд.

Этапы эволюции Вселенной 10 -6 - 1 с. Адронная эпоха Адронизация (образование барионов (p, n) и мезонов из кварков. Аннигиляция адронов и антиадронов (в пропорции 1: 109). 13, 7 млрд. 1 с. — 3 мин. Лептонная (ядерная) эпоха Аннигиляция лептон-антилептонных 13, 7 млрд. пар (с сохранением лептонов). Распад части нейтронов. Вещество становится прозрачным для нейтрино. Формируются ядра водорода Н+ 3 мин. Протонная – эпоха 380 тыс лет Нуклеосинтез гелия, дейтерия, 13, 7 млрд. следов лития-7 (20 минут). Вещество начинает доминировать над излучением (70 000 лет), что приводит к изменению режима расширения Вселенной. В конце эпохи (380 000 лет) происходит рекомбинация водорода (начинается образование атомов), и Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения.

Этапы эволюции Вселенной 380 тыс - 150 млн. лет Эра вещества (Темные Века) Вселенная заполнена водородом 13, 55 млрд. (75%) и гелием(25%), реликтовым излучением, излучением атомарного водорода на волне 21 см. Звёзды, квазары и другие яркие источники отсутствуют. 150 млн - 1 млрд лет Эра вещества (Реионизация) Образуются первые газопылевые туманности, квазары, галактики, скопления и сверхскопления галактик, звёзды. Реионизация водорода светом звёзд и квазаров. 8, 9 млрд лет Эра вещества Образование межзвёздного облака, 4, 8 млрд. давшего начало Солнечной системе 9, 1 млрд лет Эра вещества Образование Земли и других планет, затвердение пород 1018 с. Смерть Солнца 1038 с. Распад барионов 1040 с. Лептонная пустыня 12, 7 млрд. 4, 6 млрд.

1 – Планковская эра; 3 - Адронная эра; 5 - Эра нуклеосинтеза; 7 - Эра вещества; 2 - Эра великого объединения; 4 - Лептонная эра; 6 - Радиационная эра; 8 - Звездная эра

Космологический принцип n n основное положение современной космологии, согласно которому каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает во Вселенной одну и ту же картину. Независимость от места наблюдений, то есть равноправие всех точек пространства, носит название однородности, независимость от направления, то есть отсутствие выделенного направления в пространстве – изотропии Вселенной. Вселенная как целое не должна вращаться (поскольку ось вращения была бы выделенным направлением), у неё не должно быть центра и пространственной границы (иначе нарушалось бы условие однородности Вселенной).

Антропный принцип - Представление, согласно которому мы видим Вселенную такой, какова она есть, потому что, если бы она была другой, нас бы здесь не было и мы не могли бы ее увидеть - принцип, объясняющий, почему в наблюдаемой нами Вселенной имеет место ряд нетривиальных соотношений между разнообразными фундаментальными физическими параметрами, которые способны привести к образованию разумной жизни: «Мы видим Вселенную такой, потому что только в такой вселенной мог возникнуть наблюдатель, человек» .

Антропный принцип Соотношения фундаментальных физических параметров: 1. только в трёхмерном пространстве может возникнуть то разнообразие явлений, 2. которое мы наблюдаем. 3. 2. Свободный n тяжелее, чем система p+e, и именно поэтому атом водорода стаби 4. лен. Если бы n был легче хотя бы на десятую долю процента, атом водорода быстро 5. превращался бы в n. В результате материя имела бы лишь один уровень организаци 6. — ядерный, а атомов и молекул не существовало бы. 7. 3. если бы константа нуклон-нуклонного взаимодействия отличалась хотя бы на 8. 4 %, углерод в звёздах практически не образовывался бы. 9. 4. Если бы константа сильного взаимодействия была бы немного сильнее, то 10. дипротоны (p+p) были бы стабильными частицами, сл-но весь водород очень скоро 11. выгорел бы в гелий и дальнейшее существование звёзд оказалось бы невозможным. Варианты АП: 1. Слабый антропный принцип: во вселенной встречаются разные значения физических величин, но наблюдение некоторых значений более вероятно, поскольку в регионах, где величины принимают некоторые значения, жизнь более возможна (возникновение жизни возможно). 2. Сильный антропный принцип: вселенная должна иметь свойства, позволяющие развиться разумной жизни (возникновение жизни неизбежно).