БУДУЩЕЕ ВСЕЛЕННОЙ. Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Космологические. - презентация

1 БУДУЩЕЕ ВСЕЛЕННОЙ. Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Если она ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Этот вариант называется «открытая Вселенная». Похожий сценарий развития ждет и плоскую Вселенную, когда плотность равна критической. Если она ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Этот вариант называется «открытая Вселенная». Похожий сценарий развития ждет и плоскую Вселенную, когда плотность равна критической.

2 Через многие миллиарды лет прогорит все вещество в звездах, и галактики погрузятся во тьму. Останутся только планеты, белые и коричневые карлики, а столкновения между ними будут крайне редки. Если Земля все еще останется к этому времени, она будет замерзшей скалой в темной расширяющейся Вселенной. Через многие миллиарды лет прогорит все вещество в звездах, и галактики погрузятся во тьму. Останутся только планеты, белые и коричневые карлики, а столкновения между ними будут крайне редки. Если Земля все еще останется к этому времени, она будет замерзшей скалой в темной расширяющейся Вселенной. Согласно теории Эйнштейна – Фридмана критическая плотность равна Эта величина ничтожна: достаточно, чтобы в кубе со стороной около 50 метров содержался один атом водорода.

3 Если же плотность Вселенной окажется слишком велика, то наш мир замкнут, а расширение рано или поздно сменится катастрофическим сжатием. Вселенная закончит свою жизнь в гравитационном коллапсе. Если же плотность Вселенной окажется слишком велика, то наш мир замкнут, а расширение рано или поздно сменится катастрофическим сжатием. Вселенная закончит свою жизнь в гравитационном коллапсе. Определить из наблюдений истинную плотность материи еще сложнее. Плотность наблюдаемого вещества во Вселенной близка к 310 –34 кг/м 3, то есть меньше критической, поэтому Вселенная должна неограниченно расширяться. Определить из наблюдений истинную плотность материи еще сложнее. Плотность наблюдаемого вещества во Вселенной близка к 310 –34 кг/м 3, то есть меньше критической, поэтому Вселенная должна неограниченно расширяться. Однако, произведенный в последнее время учет скрытой массы и массы физических полей (согласно общей теории относительности) приближает истинную среднюю плотность Вселенной к критическому значению. При этом видимое вещество дает вклад только 5%. Однако, произведенный в последнее время учет скрытой массы и массы физических полей (согласно общей теории относительности) приближает истинную среднюю плотность Вселенной к критическому значению. При этом видимое вещество дает вклад только 5%.

4 Тёмная энергия заставляет Вселенную расширяться всё быстрее и быстрее. 10³ ° 10° 10 годы 10¹

5 Эра вырождения Планеты отрываются от звёзд, звёзды и планеты выходят из состава галактик. Большая часть материи во Вселенной замкнётся в вырождающихся остатках звёзд- увядших белых карликах или взорвавшихся и коллапсировавших нейтронных звёздах и чёрных дырах. Эра чёрных дыр Эта эра продолжается до 10¹ лет после большого Взрыва. После эпохи распада протонов единственными объектами во Вселенной остаются чёрные дыры, которые в конечном счете распадаются на фотоны и другие виды излучения. Тёмная эра Остаются только продукты распада: фотоны, нейтрино, электроны и позитроны, странствующие по невообразимо большой Вселенной. Иногда электроны и позитроны встречаются и образуют «атомы», превосходящие размеры видимой Вселенной в настоящий момент. С этого момента и до бесконечности Вселенная остаётся холодной, мрачной и безжизненной. 10³ 10 10¹ годы

6 Определить постоянную Хаббла с высокой точностью очень непросто. Галактики часто имеют довольно высокие скорости (до тысяч км/с), не связанные с космологическим расширением. По современным данным значение H лежит в интервале 60– 80 км/(сМпк). Определить постоянную Хаббла с высокой точностью очень непросто. Галактики часто имеют довольно высокие скорости (до тысяч км/с), не связанные с космологическим расширением. По современным данным значение H лежит в интервале 60– 80 км/(сМпк).

7 До сих пор остается открытым вопрос: что существовало до начала расширения Вселенной? Такая же Вселенная, как и наша? Или совершенно другой мир с иными законами природы? Решать эти проблемы нам предстоит в XXI веке. До сих пор остается открытым вопрос: что существовало до начала расширения Вселенной? Такая же Вселенная, как и наша? Или совершенно другой мир с иными законами природы? Решать эти проблемы нам предстоит в XXI веке.

8 В конце ХХ века по наблюдениям сверхновых на больших расстояниях обнаружено ускорение расширения Вселенной.