Мегамир: строение и эволюция
Информация - Биология
Другие материалы по предмету Биология
МЕГАМИР: СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ
Реферат по дисциплине Концепции современного естествознания
Самара, 2010
Оглавление
Введение
Большой Взрыв
Галактики
Звёзды
Чёрные дыры
Маяки Вселенной
Солнечная система
Скрытая масса
Дальнейшая судьба Вселенной
Заключение
Список литературы
Введение
Мегамир - взаимодействующая и развивающаяся система космических объектов. Изучением происхождения, структуры и эволюции Вселенной занимается наука космология. Она в некотором смысле ограничена в возможностях, ибо может пользоваться лишь наблюдением как научным методом (эксперименты в мегамире невозможны). Поэтому и говорить приходится лишь о гипотезах происхождения и строения Вселенной. Их существует несколько в настоящее время, некоторые противоречат друг другу. Создать единую теорию, объединяющую все знания о мегамире, мечтал ещё Альберт Эйнштейн. Сегодня его мечта отчасти сбылась: основанная на его общей теории относительности, наиболее широкое распространение получила теория Большого Взрыва. Целью данной работы является попытка рассказать об объектах и эволюции мегамира в рамках этой теории.
Большой Взрыв
Для обозначения состояния пространства до Большого Взрыва физикам пришлось ввести гипотетическое поле, которое было названо инфлатонным (от слова инфляция). Это поле заполняло собой все пространство. Благодаря случайным колебаниям оно принимало разные значения в произвольных пространственных областях и в различные моменты времени. Ничего существенного не происходило, пока случайно не образовалась однородная конфигурация этого поля размером более 10-33см. Что же касается наблюдаемой Вселенной, то она в первые мгновения своей жизни, по-видимому, имела размер 10-27см. Предполагается, что на таких масштабах уже справедливы основные законы физики, известные сегодня, поэтому можно предсказать дальнейшее поведение системы. Оказывается, что сразу после этого пространственная область, занятая флуктуацией (от лат. fluctuatio - колебание, случайные отклонения наблюдаемых физических величин от их средних значений), начинает очень быстро увеличиваться в размерах, а инфлатонное поле стремится занять положение, в котором его энергия минимальна. Такое расширение продолжается всего 10-35 секунды, но этого времени оказывается достаточно для того, чтобы диаметр Вселенной возрос как минимум в 1027 раз и к окончанию инфляционного периода наша Вселенная приобрела размер примерно 1см. Инфляция заканчивается, когда инфлатонное поле достигает минимума энергии - дальше падать некуда. При этом накопившаяся кинетическая энергия переходит в энергию рождающихся и разлетающихся частиц, иначе говоря, происходит нагрев Вселенной. Как раз этот момент и называется сегодня Большим взрывом.
Считается, что в момент Большого Взрыва Вселенная была бесконечно горячей. В процессе её расширения температура излучения понижалась. С понижением температуры частицы стали притягиваться и соединяться друг с другом. Через секунду после Большого Взрыва Вселенная расширилась достаточно, чтобы её температура упала приблизительно до 10 миллиардов градусов Цельсия. Это в тысячу раз больше, чем в центре Солнца, но подобные температуры отмечались при взрывах водородных бомб. В то время во Вселенной присутствовали главным образом фотоны, электроны, нейтрино и их античастицы, а также гораздо меньшее число протонов и нейтронов. Для того, чтобы две безмассовые частицы, такие как фотоны, могли породить пару частица - античастица, например, электрон и позитрон, безмассовым частицам надо обладать некой минимальной энергией. Поскольку Вселенная продолжала расширяться и температура понижалась, столкновение частиц, обладающее достаточной энергией для рождения электрон-позитронных пар, случались всё реже. Гораздо чаще происходило взаимоуничтожение пар. В конечном счёте большая часть электронов и позитронов аннигилировали друг с другом, произведя большое количество фотонов и оставив относительно мало электронов.
Приблизительно через сто секунд после Большого Взрыва Вселенная остыла до 1 миллиарда градусов - температуры недр самых горячих звёзд. В этих условиях энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для преодоления сильного ядерного взаимодействия. Они начинают сливаться, образуя ядра дейтерия (тяжёлого водорода), которые содержат один протон и один нейтрон. Ядра дейтерия могут затем, присоединяя протоны и нейтроны, превратиться в ядра гелия, состоящие из пары протонов и пары нейтронов, а также породить некоторое количество ядер двух более тяжёлых элементов - лития и бериллия.
Все эти первоначальные процессы после Большого Взрыва завершилась спустя несколько часов формированием ядер гелия и некоторых других элементов, таких как литий. Затем около миллиона лет Вселенная просто продолжала расширяться и ничего существенного не происходило. И только через миллиард лет после Большого Взрыва стали появляться первые галактики и звёзды.
Галактики
Галактики являются гигантскими звёздными системами, содержащими от нескольких миллионов до нескольких сотен миллиардов звёзд. Помимо звёзд в состав галактик входят межзвёздный ?/p>