Космология — область астрофизики, занимающаяся изучением Вселенной в целом: её рождением, эволюцией и будущей судьбой. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. Теоретическая космология занимается разработкой моделей, которые подтверждают (или опровергают) наблюдения.
В 1929 американский астроном Эдвин Хаббл (1889– 1953) открыл, что большинство галактик удаляется от нас, причем тем быстрее, чем дальше расположена галактика (закон Хаббла). Это было интерпретировано как всеобщее расширение Вселенной, начавшееся примерно 13, 5 млрд. лет назад. Встал вопрос о том, как выглядела Вселенная в далеком прошлом, когда галактики только начали удаляться друг от друга, и даже ещё раньше. Хотя математический аппарат, основанный на общей теории относительности Эйнштейна и описывающий динамику Вселенной, был создан ещё в 1920 -е годы Виллемом де Ситтером (1872– 1934), Александром Фридманом (1888– 1925) и Жоржем Леметром (1894– 1966), о физическом состоянии Вселенной в раннюю эпоху её эволюции ничего не было известно.
Развитие ядерной физики в 1940 -е годы позволило начать разработку теоретических моделей эволюции Вселенной в прошлом, когда её вещество, как предполагалось, было сжато до высокой плотности, при которой были возможны ядерные реакции. Эти модели, прежде всего, должны были объяснить состав вещества Вселенной, который к тому времени уже был достаточно точно измерен по наблюдениям спектров звезд: в среднем они состоят на 2/3 из водорода и на 1/3 из гелия, а все остальные химические элементы вместе взятые составляют не более 2%. Знание свойств внутриядерных частиц – протонов и нейтронов – позволяло рассчитывать варианты начала расширения Вселенной, различающиеся исходным содержанием этих частиц, температурой вещества и находящегося с ним в термодинамическом равновесии излучения. • В 1946 в США «горячий» вариант начальных стадий расширения Вселенной предложил физик русского происхождения Георгий Гамов (1904 – 1968).
Из работ Гамова, Альфера и Хермана 1948 года следовало: если теория горячей Вселенной предсказывает возникновение 30% гелия и 70% водорода как основных химических элементов природы, то современная Вселенная неизбежно должна быть заполнена остатком ( «реликтом» ) первобытного горячего излучения, причём современная температура этого реликтового излучения должна быть около 5 K. • Открыто оно было совершенно случайно в 1965 радиофизиками из американской компании «Белл» Р. Уилсоном и А. Пензиасом, награжденными в 1978 Нобелевской премией.
• Более 13 миллиардов лет назад случилось событие, после которого образовалась наблюдаемая Вселенная. Произошел Большой взрыв. До Большого взрыва плотность во Вселенной могла быть гигантской, но не бесконечной, а сингулярность не могла быть меньше кванта объема (в кубических сантиметрах - 98 нулей после запятой). События не могли быть короче кванта времени
Большой взрыв. Пространственно-временная диаграмма
Единица измерения расстояния – парсек 1 парсек = 3, 26 светового года 1 астрономическая единица (а. е. ) составляет 4, 85× 10− 6 парсека
Наша ближайшая соседка, галактика Андромеда УФ-глаза телескопа GALEX открывают огненную натуру Андромеды — горячие области, наполненные молодыми (показаны синим) и старыми (зеленые точки и яркая желтая область в центре галактики) звездами. Чувствительный ИК-телескоп Spitzer видит другую, холодную сторону — области формирования звезд (показано красным), скрытые от посторонних глаз облаками пыли и газа. Фиолетовым показаны области, где горячие массивные звезды сосуществуют с холодными, окруженными пылевыми облаками.
Млечный путь Солнце обращается вокруг центра вполне рядовой спиральной галактики, в состав которой входят 200– 400 млрд звезд.
Структура Вселенной • • И наш Млечный Путь, и соседняя Андромеда имеют не менее 14 спутников, и, скорее всего, их гораздо больше. Галактики любят объединяться в пары, тройки и более крупные группы из десятков гравитационно связанных партнеров. Ассоциации побольше, галактические скопления, содержат сотни и тысячи галактик. Порой в центре скопления наблюдается особо яркая гигантская галактика, возникшая, как считают, в процессе слияния галактик меньшего калибра. И наконец, есть еще и сверхскопления, в которые входят как галактические скопления и группы, так и отдельные галактики. Обычно это вытянутые структуры протяженностью до сотни мегапарсек. Их разделяют почти полностью свободные от галактик космические пустоты такого же размера. Сверхскопления уже не организованы в какие-либо структуры более высокого порядка и разбросаны по космосу случайным образом. По этой причине в масштабах нескольких сотен мегапарсек наша Вселенная однородна и изотропна
Карта всего неба, отображающая интенсивность "самого древнего света" во Вселенной. Цвета обозначают мельчайшие колебания температуры реликтового излучения. "Самые теплые" места видятся красными пятнами, самые "прохладные" - синими. Фотоны, испущенные спустя 380 тыс лет после Большого взрыва, которые регистрируют сегодня как космический микроволновый фон, провели в пути более 13 млрд лет, прежде чем достигли приборов; они успели за это время "остыть" до температуры в 2, 7251 - 2, 7249 градусов Кельвина. "Зародыши" будущих галактик - участки с несколько большей плотностью, возникшие в почти однородной ранней Вселенной, - были "вморожены" в это излучение и выдают себя только микроскопическими флуктуациями в реликтовом фоне, приходящем с разных участков неба.
Тёмная материя До настоящего времени астрономы всё ещё не могут дать точный ответ на вопрос: из чего состоит наша Вселенная? Хорошо известно, что галактики состоят из звёзд, планет, межзвездного газа и пыли, но. . . и еще из «чего-то» такого, что никак не удается зарегистрировать никакими приёмниками излучения. Эти таинственные объекты проявляют себя только гравитационными воздействиями на другие космические тела. Впервые на проблему существования скрытой массы натолкнулся ещё в 1933 году швейцарский астроном Ф. Цвикки. Измеряя скорости движения галактик в скоплении, расположенном в созвездии Волосы Вероники, он обнаружил, что они движутся с очень высокими скоростями. Последующие вычисления показали, что для того, чтобы удержать столь «быстрые» галактики, необходима масса, значительно превосходящая (раз в десять!) общую массу скопления,
Метод гравитационных линз Идея состояла в следующем. Если одно из «темных» массивных тел, обращающихся вокруг центра нашей Галактики, в какой-то момент окажется на пути световых лучей, идущих к Земле от одной из звезд Большого Магелланова Облака, то гравитационное поле этого объекта сработает как «собирающая линза» . В результате видимый блеск «линзируемой» звезды на какое-то время значительно возрастет, а затем она возвратится в обычное состояние. Гравитационная линза. Световые лучи от удаленного источника отклоняются притяжением «черной дыры» , поэтому астроном наблюдает два «образа» излучающей звезды. Более яркий «образ» находится ближе к линии между звездой и наблюдателем.
Черные дыры Черная дыра - область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость для находящихся в этой области тел превышает скорость света, то есть из черной дыры ничто не может вылететь, даже излучение, т. к. в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет от чёрной дыры, называют горизонтом черной дыры. Для того чтобы поле тяготения смогло удержать излучение, создающая это поле масса должна быть сжата до объема с радиусом, меньшим гравитационного радиуса. Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2*1033 г, гравитационный радиус составляет около трех км). Поле тяготения черной дыры описывается теорией тяготения Эйнштейна, согласно которой, вблизи черной дыры геометрические свойства пространства описываются неэвклидовой геометрией Римана , а время в сильно искривленном пространстве рядом с дырой течет медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения. Существует вероятность того, что массивные звезды, заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (сколлапсировать) и превратиться в черную дыру.
Скачать презентацию Космология область астрофизики занимающаяся изучением Вселенной в
Большой взрыв Вселеная.ppt