Дистанционный мультимедийный
интернет-проект
Сегодня Вторник, 02 Июня 2020, 20:58
 
Взгляни на Вселенную через призму физических законов!!!
Приветствую Вас Случайный прохожий
Меню сайта
Категории каталога
Вселенная [1]
Статьи о Вселенной, ее происхождении, гипотизах и теориях и многом другом...
Наш опрос
Самое удобное время для "Физики в рекламе"?
1. В 2 этапа (осень и весна)
2. Сентябрь-октябрь
3. Ноябрь-декабрь
4. Октябрь-ноябрь
5. Март-апрель
6. Декабрь-январь
7. В начале лета
8. 2 раза в год
9. В середине лета
10. В конце лета
11. Февраль-март
12. Апрель-май
13. По-другому (написал в форуме)
14. Январь-февраль
Всего ответов: 24

Интернет-конференция


Главная » Статьи » Интернет-конференция, статьи » Вселенная

О теории Большого взрыва
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,73 ± 0,12 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с температурой примерно 1032 K (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см3 (Планковская плотность), 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 10−35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10−43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) 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 1960-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.
Категория: Вселенная | Добавил: astrophysicist (28 Ноября 2008)
Просмотров: 1004 | Комментарии: 4 | Рейтинг: 3.5/4
Всего комментариев: 3
1
2 forrec   [Материал]
Статья интересная. Возможно ли опубликовать здесь свою? В том числе на другие темы, связанные с исследованиями в области физики, информатики и применении ИКТ в учебном процессе? И как это сделать?

1
3 astrophysicist   [Материал]
Конечно возможно и даже очень приветствуется!!!

0
1 shpagin   [Материал]
ЖАЛЬ ЧТО ТОЛЬКО ОДНА СТАТЕЙКА! wink

Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]
Форма входа
Логин:
Пароль:
Поиск
Друзья сайта
Статистика сайта
Зарегистрировано: 39562
Из них:
Администраторов: 1
Модераторов: 2
Экспертов: 1
Президентов: 6
Креативщиков: 4
IT-шников: 2
Ученых: 3
Творческая группа: 9
Поч. участник ДМИП: 23
Болельщиков: 46
Прохожих: 39465
Парней: 39425
Девушек: 137
Зарегистрировались:
За месяц: 4
За неделю: 0
Вчера: 0
Сегодня: 0
Сейчас на сайте: 1
Случайных прохожих: 1
Пользователей: 0

Сегодня сайт посетили: