Большой взрыв вселенной

Большо́й взрыв ( от англ. Big Bang) гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Теория Большого взрыва в настоящее время является общепризнанной парадигмой физической космологии, наилучшим образом объясняющей весь массив наблюдательной информации

История термина Первоначально теория Большого взрыва называлась « динамической эволюционирующей моделью ». Впервые термин « Большой взрыв » применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 ( сам Хойл придерживался гипотезы « непрерывного рождения » материи при расширении Вселенной ). Он сказал : « Эта теория основана на предположении, что Вселенная возникла в процессе одного - единственного мощного взрыва и потому существует лишь конечное время … Эта идея Большого взрыва кажется мне совершенно неудовлетворительной ».

Современные представления теории Большого взрыва По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,2 млрд лет назад из некоторого начального « сингулярного » состояния с бесконечной температурой и плотностью, и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам. Приблизительно через 1035 секунд после наступления Планковской эпохи ( Планковское время 1043 секунд после Большого взрыва.) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк - глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия -4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода ( до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии ). После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Начальное состояние Вселенной 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. Более того, теория не даёт никакой возможности говорить о чём - либо, что предшествовало этому моменту ( лишь потому, что Большой взрыв радикально изменил законы Вселенной : при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего - либо до Большого взрыва ), а размеры Вселенной тогда равнялись нулю она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью и сигнализирует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности. Насколько близко к сингулярности можно экстраполировать известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Многие учёные полушутя - полусерьёзно называют космологическую сингулярность « рождением » ( или « сотворением ») Вселенной. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана в числе прочих теорем о сингулярностях Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце ых годов. Её существование является одним из стимулов построения альтернативных теорий гравитации.

Дальнейшая эволюция Вселенной Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого ( известного из теории ) 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.

Это изображение описывает развитие Вселенной со времени Большого взрыва, до " наших " дней. От появления элементарных частиц и атомов, до современных галактик и планет.

История открытия Большого взрыва 1916 вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна « Основы общей теории относительности », которой он завершил создание релятивистской теории гравитации Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной, ввёл космологическую постоянную Λ. В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной ( модель де Ситтера ) в работе « Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях » советский математик и геофизик Ал. Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О недостаточности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием. 1924

1925 К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что « не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца ». О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году опубликована статья Леметра « Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей ». Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся « Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей » выходит работа Г. А. Гамова о « горячей вселенной », построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана 1948

1955 Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру : она оказалась равной 3 К ! Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового ; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи ( барионная материя 4 %, тёмная материя 23 %, тёмная энергия 73 %). 2003

Р аботу выполнила : ученица 11 « А » к ласса Капитонова А лиса