Доклад по Физика на тема Вселена. Модели на Вселената. Бъдеще на Вселената. Изработила: Цветана Пешова Петрова 12 ж кл. №21 11. 05. 2007 г



Дата26.01.2018
Размер107.91 Kb.
Размер107.91 Kb.


91 ГПНЕ “Проф. К. Гълъбов”- София

Доклад по Физика

на тема


Вселена.Модели на Вселената.Бъдеще на Вселената.

Изработила: Цветана Пешова Петрова 12ж кл. №21

11.05.2007 г.

Вселена.

Изследването на възникването на Вселената е част от изследването на самата Вселена, разглеждана като цяло. Всичко това е предмет на Космологията - науката, която изучава строежя и развитието на Вселената. За разлика от другите дялове на астрономията в Космологията в много по-голяма степен се налага използването на задълбочени теоретични разработки, съчетани с максималните възможности на астрономията за наблюдаване на широка гама от космически обекти.

Въпросите, които разглежда Космологията са фундаментални. Намира ли се Вселената в своето детство, или е в зряла възраст? Как ще се развива тя в бъдеще? Ще има ли край нейният живот, или не? Изясняването на въпросите, как е произлязла Вселената и как се развива тя във времето, е свързано (казано най-общо) и с немаловажния за човечеството въпрос, как сме се появили ние и как ще се развиваме в бъдеще.

Тъй като данните от наблюдения на Вселената не са изчерпателни, Космологията си служи с модели. За да се разбере строежът на Вселената, са необходими някои допускания, най-главното от които се нарича космологичен принцип. Този принцип постулира, че в голям мащаб, навсякъде и по всяко време Вселената е еднаква. Той ни позволява да построим теория, която да описва цялата Вселена, включително и тези далечни нейни участъци, които не можем да наблюдаваме.

Да започнем  с проблема за размерите на Вселената. Първият, който потърси едно съвременно решение, беше Нютон, като въз основа на закона за всемирното привличане, открит от самия него, стигна до заключението, че Вселената не може да бъде крайна, иначе би трябвало цялата да "пада" бързо към центъра си. През миналия век Х. В. Олберс показа, че Вселената не може да бъде и безкрайна и да съдържа навсякъде звезди и галактики, тъй като тогава нощното небе би трябвало да е много светло, дори по-светло от дневното и самото Слънце би се сляло с него.

Айнщайн предположи, че пространството не е евклидово (плоско), а крайно и с положителна кривина, т.е. такова, че да се затваря като сфера. Фактът, че пространството е крайно, не означава, че то е и ограничено.

Не веднъж се питахме как така всички галактики бягат от нас със скорости, нарастващи пропорционално на разстоянието, какво ги тласка и докъде ще стигнат в този шеметен бяг. Наличието на закривено пространство ни предлага сега една интерпретация, която впрочем би могла да важи и за неизкривено пространство. Не галактиките са тези, които бягат в пространството, а самото пространство, в което те се намират, се разширява. Всички галактики са неподвижни, а Вселената се разширява, като ги увлича със себе си. Ето защо оставаме с впечатлението, че се намираме в центъра на разширяването, и виждаме всички галактики да бягат от нас със скорост, пропорционална на разстоянието!

За да изясним по-добре тази мисъл, да се върнем отново към примера със сферата. Да си представим, че нарисуваме върху балон много черни точки на еднакви разстояния една от друга и започнем да го надуваме. Черните точки ще се раздалечават помежду си в еднаква степен, тъй като разтягането на балона е равномерно. Да си представим сега, че върху една от тези точки стои някакво насекомо, което не знае, че се намира върху балон, който се раздува, но вижда точките около себе си. Е добре, това насекомо ще смята, че е неподвижно, докато всички останали точки се отдалечават от тази, върху ноято се намира, и то ще има усещането, че най-далечните бягат най-бързо точно както става с другите галактики по отношение на нашата.  

Тази интерпретация носи в себе си едно следствие: ако е вярно, че Вселената се разширява непрекъснато, това очначава, че в миналото трябва да е била много по-малка отсега. Дори трябва да е имало епоха, в която веществото, което днес е разпръснато в неизброимите галактики, звезди, мъглявини и планети, е било изцяло концентрирано в един относително ограничен обем.

Да предположим, че идеалният космологичен принцип не е верен и че Вселената е една и съща навсякъде, но не винаги. Това означава, че тя еволюира във времето. Но в кое време? Може би в това, което отмерват нашите часовници? Положително не. Ще се опитаме следователно да въведем ново понятие за време, което да е валидно за цялата Вселена и което ще наречем именно космическо време.

Вече видяхме, че Вселената се разширява и ако не приемем теорията за стационарната Вселена, обвързана с идеалния космологичен принцип, трябва да направим извода, че назад във времето вероятно е имало епоха, в която цялото вещество е било концентрирано в едно относително ограничено пространство. Изчислено е, че това трябва да е станало преди 15-17 млрд. години..

В онази епоха цялото вещество и енергията на Вселената трябва да са били концентрирани в едно кълбо с огромна температура от 100 млрд. градуса, което астрофизиците нарекоха огнено кълбо. То е имало радиус едва една десетмилиардна част от радиуса на сегашната Вселена и било съставено от протони и неутрони, от радиация със свръхвисока плътност и от газ от фотони, електрони и неутрино. Тази огнена смес, въпреки че е била в термодинамично равновесие, не е могла да остане статична неопределено дълго време и в един момент вероятно е започвала да се разширява. Точно от този момент, в който се е извършила промяната, можем да започнем да говорим за време.

Това е началото на времената. Началото на нашата Вселена. Това е първият ден от сътворението - безформеният примитивен хаос е започвал да се движи, за да се превърне в нещо. Това е първата крачка на Космоса, който все още е само тигел с вещество и енергия, към по-развити форми, към образуване на елементите, на звездите, на галактиките и още по-нагоре, до живото, до мислещото, до разумното същество, което ще бъде способно да разбере дългия път на материята до него и да го проследи.

Във връзка с началото на Вселената много често възникват два въпроса. Единият от тях е следният: " Щом е имало Голям взрив, значи ли това, че Вселената има център, спрямо който всичко се разширява?" Отговорът е не! Преди всичко Голямият взрив е създал и самото пространство. Нещо повече, той е създал и цялата материя на Вселената наведнъж и тя е била разпределена равномерно. Не е изключено количеството вещество във Вселената да е безкрайно голямо, така че в момента на Големия взрив Вселената е имала безкрайно голяма плътност. В това се състои сингулярността при раждането на Вселената. За това разширяването на Вселената е равномерно във всички посоки и не можем да определим къде е разширяващият се "край" на Вселената и къде - нейният "център". В този смисъл например галактиките не се разширяват - разстоянието между звездите в тях не се увеличава ! Разширява се самото пространство.

Вторият често задаван въпрос е: "Какво е ставало преди Големия взрив?" Този въпрос е лишен от физически смисъл, защото и самото време се е "родило" в процеса на Големия взрив заедно с Вселената, с пространството и с всички закони, които я управляват. Задавайки такъв въпрос, е все едно да питаме къде е запад, намирайки се на Северния полюс на Земята. Ясно е, че на Северния полюс понятията "изток" и "запад" са лишени от смисъл - може да се върви само на юг. В този смисъл полюсите на Земята са също такива сингулярности, както и Големият взрив, по отношение на понятието "преди".

Магическият момент на началото. Изчислено е, че само след една секунда температурата на огненото кълбо е спаднала от 100 на 10 млрд. градуса, докато радиусът се е увеличил десет пъти. Само след 100 секунди радиусът е нарастнал 100 пъти. Следователно това не е разширение, а истински взрив, чрез който Вселената се ражда. Невъобразим взрив, превъзхождащ по скорост и размери всеки друг, а Вселената продължава шеметния си бяг, без да знаем нито кога, нито дали ще спре.

В първите минути при значителна активност на синтезиране на атомни ядра се раждат леките елементи и се образува смес, съставена предимно от водород (около 76%) и хелий (около 25%), в която има и следи от други елементи, като литий и берилий. Междувременно температурата продължава да спада и след 10 000 години достига 10 000К, докато след милион години е едва 600К. Именно в този момент от първоначалната смес от водород и хелий започват да се образуват първите кондензати, от които след това ще се родят галактиките, населени със звезди, в чиято вътрешност, от водорода се образуват тежките елементи до желязото, оловото и златото.

Видяхме, че температурата на огненото кълбо от момента на Големия взрив е спадала бързо. Това е било естествено, след като обемът на Вселената непрекъснато се увеличавал, а топлинната енергия, изпълвайки все по-голям обем е трябвало да се разпределя непрекъснато и равномерно по цялата Вселена. Но разпределена не означава изчерпана. Днес, следователно би трябвало да съществува някакво всеобщо топлинно лъчение, разсеяно във Вселената, съответстващо на една относително ниска температура, последен остатък от онова свръхмощно излъчване, съществувало в огненото кълбо.

Реликтово излъчване В средата на ХХ в. теоретчно бе предсказано, че във Вселената трябва да се наблюдава остатъчно или реликтово излъчване, породено от високата температура на Големия взрив в момента, когато е била в термодинамично равновесие. Поради разширяването на Вселената и спадането на температурата това излъчване трябва да се търси в радиодиапазона.

При подготовката на наблюденията внимателно били анализирани всички странични шумове. Останал обаче неизяснен един шум, който не идвал от конкретен обект, а от всички страни. През 1965 г. реликтовото излъчване бе регистрирано като изотропен микровълнов радиошум с температура около 3К. Неговото откриване потвърждава теорията на горещата Вселена и е едно от най-големите открития на нашия век.

Непрекъснато ли ще се разширява Вселената? За да отговорим на този въпрос, нека си представим огромно кълбо вътре в нея. При равномерна плътност масата на веществото в такова кълбо може да се смята съсредоточена в центъра му. Тя ще привлича телата, разположени по сферичната повърхност, ограничаваща кълбото. Ако смятаме, че останалото извън кълбото вещество привлича кълбото равномерно от всички страни, поведението на телата по тази сфера ще се определя от привличането на веществото вътре в кълбото. Ако то е достатъчно много, породената от него гравитация ще забавя разбягването на разположените по сферата галактики и постепенно разширяването може да спре. Ако това вещество е малко, това няма да стане. А съсредоточената в кълбото маса е толкова по-голяма, колкото по-голяма е средната плътност на веществото в него.

Така стигаме до извода, че в зависимост от средната плътност на веществото във Вселената нейното разширение може да продължи неограничено дълго или да спре, след което тя ще започне да се свива. Критичната плътност е 10-30 g/ g/см3 и ако средната плътност е по-малка от критичната, разширяването няма да спре. Такъв модел на непрекъснато разширяване се нарича отворена Вселена. Ако средната плътност е по-голяма от критичната, в бъдеще ще има свиване. Този модел се нарича затворена Вселена.

Наблюдаваното във Вселената светещо вещество дава стойност на нейната плътност по-малка от критичната. Но има свидетелства, че голяма част от веществото във Вселената не свети. Дали "скритата маса" в това несветещо вещество е толкова, че да надхвърли критичната стойност, все още не е ясно.

Модели на Вселената, основаващи се на Големия взрив

Руският метеоролог А. А. Фридмон първи получава решения на уравненията на Айнщайн, свързани с модели, в които Вселената се разширява, започвайки от една точка, или още - сингулярност. На тях Фред Хойл дадва името модели на Големия взрив - предполагаше се, че това е пренебрежително название, самият Хойл не го е обичал. Във всички тези модели една голяма начална скорост на разширяването под действие на гравитационните сили постепенно се забавя. Ако плътността на материята във Вселената е над една критична стойност, гравитацията би била достатъчна да спре разширението и след това да предизвика колапс на Вселената в "Големия срив (Crunch)" (това са т. нар. модели на затворена Вселена). Ако истинската плътност е по-малка от критичната стойност, Вселената би се разширявала вечно (наричат се модели на отворената Вселена). В критичния случай, който е на границата между отворените и затворените вселени, след безкрайно дълго време скоростта на разширението би клонила към нула (това е т. нар. "плоска" или "критична" Вселена).



Моделите се различават по една константа Ω, която се дефинира като отношение между истинската плътност и критичната плътност. В затворените вселени пространството има положителна кривина: Ω е по-голямо от 1, сумата от ъглите на един гигантски триъгълник, чиито страни свързват купове от галактики, е повече от 180° и два пуснати паралелно един на друг светлинни лъча в края на краищата се пресичат. В отворените вселени пространството има отрицателна кривина; Ω е по-малко от 1, сумата от ъглите в гигантския триъгълник е по-малко от 180°, а два пуснати паралелно един на друг светлинни лъча се раздалечават. В критичния случай се казва, че пространството е "плоско"; Ω е равно на 1, сумата от ъглите в триъгълника е 180° и два пуснати успоредно един на друг светлинни лъча си остават паралелни. Доколкото това е вярно само в извънредно голями мащаби, в околността на един масивен обект, напр. на една звезда или галактика, пространството има положителна кривина, ефектът от което ние наричаме "гравитация".

Бъдещето на Вселената


През 1920 г. Александър Фридман, Жорж Льометър, Вилям де Сидер и Айнщайн разработват релативистки космологични модели. Те интуитивно отбелязват, че въпреки гравитацията Вселената трябва да бъде разширяваща. Различни модели се получават, когято в уравненията на ОТО се добави константа L, която има смисъл на константа на плътността на енергията във вакум. Айнщайн въвежда константа L = Lc, за да даде космологичен импулс, който да балансира гравитацията на Вселената и осигурява статичност на модела. Ако космологичната константа L > Lc модела дава Вселена, която започва с Голям взрив, но след това има продължителна квази-стационарна фаза с гравитация и космологична репулсация, почти в баланс със свиването, след което разширението продължава. Повечето теоретици, а по-късно и Айнщайн се съмняват, че L = Lc и предпочитат L № Lc. Критичната плътност на Вселената се дава с уравнението



rc =

3Ho



8pG

= 1,1.10-26 kg m-3.




(11.15)

Плътността на наблюдаемата материя е r = 5.10-28 < rc. Обаче плътността на ненаблюдаемата материя не е определена, поради което общата плътност на Вселената от наблюдаемата и ненаблюдаемата материя е възможно да стане r » rc. Поради тази неопределеност в определянето на средната плътност не може да се каже дали разширението на Вселената ще продължи със забавяне или с ускорение.

Забавянето на космологичното разширение може да се определи наблюдателно защото то се отразява на зависимостта между червеното отместване z и разтоянието r на отдалечените галактики, което се изразява в отклонение от линейната зависимост z-r, определена от закона на Хъбъл. Зависимостта е линейна до 1 Мрс, което означава,че живеем в разширяваща се Вселена. Ако сме определили червеното отместване z до 1 Мрс, необходими са няколко милиарда години светлината да измине разстоиянието от галактиките до Земята. Така че наблюденията ще разкрият как се е разширявала Вселената преди няколко милиарда години. Ако Вселената се е разширявала по-бързо от сега, данните ще се отклоняват от праволинейната зависимост на закона на Хъбъл. Отклоненията ще се различават за различни стойности на параметъра на ускорението qo, който се оределя от средната плътност на Вселената qo=[(r)/(2rc)]=[(Wo)/2]. Стойност на параметъра qo = 0 означава, че Вселената се разширява с постоянна скорост, т.е. без ускорение, а възрастта на Вселената се определя по формулата 1. В случая, когато средната плътост на Вселената е равна на критичната плътност параметърът qo = 1/2, а възрастта на Вселената се определя като 2/3 от формула 1.





tH =

2



3Ho

» 8,7. 109 yr.,





Сподели с приятели:


©zdrasti.info 2017
отнасят до администрацията

    Начална страница