Современная научная картина мира
Дипломная работа - Биология
Другие дипломы по предмету Биология
?атура Вселенной начнёт расти, а при сокращении её размеров до 0,01 современной величины фон излучения ночью станет таким же, как днём. При дальнейшем сжатии после 700 000 лет космическая температура достигнет 10 000 000 градусов, а звёзды и планеты начнут превращаться в космическую плазму, состоящую из ядер, электронов и излучения. Вся материя Вселенной превратится в огненный шар и исчезнет вместе с пространством и временем при Большом схлопывании при сингулярности.
К какому типу относится реальная Вселенная, зависит от средней плотности материи ?. Если ? меньше некоторого критического значения ?к, то Вселенной соответствует модель 1 типа. Если ? больше ?к, то расширение Вселенной сменится сжатием. Оценка реальной плотности материи очень трудна, т.к. в неё входят все виды вещества и излучения. Современные данные свидетельствуют скорее о вечном расширении. Эта неопределённость никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, а влияет лишь на определение возраста Вселенной.
1.5 История ранней Вселенной
Изложенная выше модель горячей Вселенной построена на общих законах физики, надёжно проверенных при атомных плотностях. Это позволяет заглянуть в историю до момента не ранее 1*10-4с от начала расширения. До момента рекомбинации, наступившего примерно через 1 млн. лет, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. Это делается с помощью теоретических моделей.
В последние десятилетия развитие космологии и теории элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть самую раннюю сверхплотную, т.н. инфляционную стадию расширения Вселенной, которая завершилась к моменту t=1*10-36 с. На данной стадии Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объёма оставалась постоянной.
Рассмотрим, как наука представляет историю Вселенной на ранних этапах. В начале расширения Вселенной её температура была так высока, что энергии фотонов хватало для рождения всех известных пар частиц-античастиц. При Т=1*1013 ?К во Вселенной рождались и аннигилировали пары различных частиц и их античастиц. При Т=0,5*1013 ?К практически все протоны и нейтроны аннигилировали, а остались только те, которым не хватило античастиц. Фотоны, энергия которых уменьшилась, уже не могли создавать частицы и античастицы. Реликтовый фон показал, что избыток частиц над античастицами составлял всего лишь 1*10-9 от общего числа частиц. Именно из этих избыточных частиц и состоит вещество наблюдаемой Вселенной. Через несколько секунд после начала расширения началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного нуклеосинтеза. Она продолжалась около 3 минут, и в результате образовались ядра гелия. Космологический нуклеосинтез практически заканчивается на He4; элементы со средними и большими атомными весами образуются в звёздах.
После эпохи нуклеосинтеза (до 3 минут) до эпохи рекомбинации происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.
Такой представляется история Вселенной на временной оси.
1040 - Лептонная пустыня1038 - Распад протонов и нейтронов на лептоны1018 - Смерть СолнцаСтандартное расширение.1016 - Образование Галактик1012 - Образование атомов, отделение света от вещества102 - Образование ядер гелия10-5 - Образование барионов и мезонов из кварков10-10 - Отделение слабого взаимодействия10-35 - Появление кварков и антикварков, возникновение барионной ассиметрииИнфляционное расширение10-40 - Отделение сильного взаимодействия 10-43 - Отделение гравитационного взаимодействия от единого0 - Большой взрыв
1.6 Сингулярность
Уравнения современной космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и описать изменение её физических параметров в процессе расширения. Однако теория, однозначно определяющая поведение Вселенной на начальной стадии, не выработана.
В модели изотропной Вселенной выделяется особое начальное состояние - сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью материи и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение. В этом состоянии нарушаются классические законы физики, что заставляет физиков искать непротиворечивые модели, о которых будет сказано ниже.
Картина вблизи сингулярности следующая. В условиях высокой температуры вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы и атомы, но и даже атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь различных элементарных частиц.
1.7 Квантовая теория гравитации
Как уже указывалось выше, сингулярность является камнем преткновения для классических законов механики, термодинамики и гравитации. Они теряют свой физический смысл в точке сингулярности. Особое положение в связи с этим занимает квантовая механика. Как известно, она полностью абстрагирована от таких понятий как координата и скорость и может успешно описывать поведение объектов через энергетические характеристики: массу и энергию. Поэтому многие учёные надеются получить непротиворечивое описание ранней стадии эволюции Вселенной с помощью теории квантовой гравитации. Наука пока не располагает полной и согласованной теорией, объединяющей квантовую механику и гравитацию, - пишет в одной из своих работ Стивен Хокинг, - но возможность описания процессов лишь только с помощью квантовой