На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти готовые бесплатные и платные работы или заказать написание уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, рефератов по самым низким ценам. Добавив заявку на написание требуемой для вас работы, вы узнаете реальную стоимость ее выполнения.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Быстрая помощь студентам

 

Результат поиска


Наименование:


реферат Эволюция Вселенной

Информация:

Тип работы: реферат. Добавлен: 24.06.2012. Сдан: 2011. Страниц: 7. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


Санкт-Петербургский  государственный университет сервиса  и экономики
Кафедра Прикладной физики
Дисциплина: Концепции современного естествознания 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Реферат
на тему: Эволюция Вселенной 
 
 
 
 
 
 

Выполнила:
Студентка заочного отделения ИТМЭО
Бабаева Виктория Юрьевна
Проверила: к.т.р. доцент Успенская Г. А. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Санкт-Петербург
2011 год 
 
 
 

Оглавление
1.Введение…………………………………………………………………3-4
2.Часть 1. Исследование…………………………………………………..4-6
3.Часть  2.Теории…………………………………………………………..6-13
4.Часть  3. Судьба Вселенной……………………………………………..13-15 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

«Почему дым не возвращается в сигарету? Почему молекулы разлетаются  друг от друга? Почему клякса не приобретает  четкую форму? Потому что Вселенная  стремится к распаду. Это и есть принцип энтропии, стремление Вселенной к состоянию растущего беспорядка. Принцип энтропии связан с понятием стрелы времени, результатом расширения Вселенной. Но что если сила гравитации перевесит расширяющую силу или энергия квантового вакуума окажется слишком слабой? В этот момент во Вселенной может начаться стадия сжатия, „Большой Хлопок“. Так что же произойдет со временем? Пойдет ли оно вспять? Никто не знает ответа.»
Немо  «Господин никто»
Введение 

Вселенная — фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое, включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами. 

Такое определение включает в себя две  ипостаси: умозрительная, философская, и нечто материальное, доступное наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти ипостаси, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). 

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные  слова, включая эквиваленты и  варианты из различных языков, такие  как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система. 

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение ребёнка за кошкой, физика — за тем, как раскалывается ядро атома, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой —  всё это наблюдение за Вселенной, а если быть точным — за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных естественных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.
С ранних времен человек задумывался об устройстве окружающего его мира как единого  целого. И в каждой культуре оно  понималось и представлялось по-разному. Так в Вавилоне жизнь на Земле тесно связывали с движением звезд, а в Китае идеи гармонии переносились на всю Вселенную. 

Развитие  этих представлений в разных частях света шло по-разному. Но если в  Старом Свете накопленные знания и представления вообщем никуда не девались, лишь передаваясь от одной  цивилизации другой, то о Новом  Свете такого сказать нельзя. Виной тому - колонизация Америки европейцами, уничтожавшая многие памятники древних культур. 

В период Средневековья представление о  мире как о едином целом не претерпевает существенных изменений. И тому две  причины. Первая - сильное давление ортодоксальных богословов, характерное как для католической Европы, так и для исламского мира. Вторая - наследие прошлого, когда представления о мире строились из неких философских концепций. Необходимо было осознать, что астрономия часть физики. 

Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но по истине революционные изменения в наших представлении о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Часть 1
  Исследование состава Вселенной

Согласно  последним научным данным о составе  Вселенной, такие объекты как  звезды, планеты, пыль и газ, составляют крошечную часть вселенной (5%). Остальное - неуловимая темная материя (~25 %) и темная энергия.  
 

Темная  энергия – это таинственная, мало изученная и пока еще гипотетическая форма энергии. 

Типичные  объекты исследований в космологии
Галактики Это гигантские гравитационно-связанные системы, состоящие из звёзд и тёмной материи. Типичные представители в наблюдательной космологии. Методы наблюдений, применимые к галактикам, применимы почти ко всем космологическим объектам. Это и сравнения модельного спектра с наблюдаемым, и учёт металличности, и учёт пыли, и отождествление характерных особенностей частей спектра с наличием различных процессов внутри объекта.
Квазары — класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с. Считается, что причиной такой высокой светимости является аккреция межзвёздного газа на сверхмассивную чёрную дыру в центре галактики.
Гамма-всплески — внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[18]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c.  

После обнаружения у гамма-всплесков  оптического послесвечения и  получения их спектров стало ясно, что гамма-всплески — далёкие  объекты. На данный момент самым далёким  зафиксированным объектом Вселенной является гамма-всплеск GRB 090423 с красным смещением z = 8,2. 

Звёздное  скопление представляют собой гравитационно-связанные группы звёзд, имеющих общее происхождение, и, соответственно, примерно одинаковый возраст и химический состав. Более массивные звёзды скопления раньше проходят все этапы своей эволюции, превращаясь либо в компактные релятивистские объекты (нейтронные звёзды и чёрные дыры), либо в белые карлики, а менее массивные продолжают находиться на главной последовательности.
Не проэволюционировавшие или слабо проэволюционировавшие объекты. В данную группу включены как галактики, так и звёзды. Характерной чертой данных объектов является их низкая металличность. Они в основном состоят из того вещества, из которого состояли самые первые звёзды и галактики. 

Реликтовый  фон— чернотельное однородное излучение со средней температурой 2,72 К, заполняющее Вселенную.
В общем  случае для построения модели применяются  следующие теории и разделы физики: 

Часть 2
Теории
Модель  расширяющейся Вселенной 

Одной из основных концепций современного естествознания является учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого - космология.
    Выводы космологии основываются  и на законах физики, и на данных наблюдательной астрономии. Как любая наука, космология в своей структуре кроме эмпирического и теоретического уровней имеет также уровень философских предпосылок, философских оснований.
    Так, в основании современной  космологии лежит предположение о том, что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счете - на всю Вселенную. Это предположение об устойчивости законов природы в пространстве и времени относится к уровню философских оснований современной космологии.
    Возникновение современной космологии  связано с созданием релятивистской  теории тяготения - общей теории  относительности Эйнштейном (1916). Из уравнений Эйнштейна общей теории относительности следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии).
    Применив общую теорию относительности  ко Вселенной в целом, Эйнштейн обнаружил, что такого решения уравнений, которому бы соответствовала не меняющаяся со временем Вселенная, не существует. Однако Эйнштейн представлял себе Вселенную как стационарную. Поэтому он ввел в полученные уравнения дополнительное слагаемое, обеспечивающее стационарность Вселенной.
    В начале 20-х годов советский  математик А.А.Фридман впервые  решил уравнения общей теории  относительности применительно  ко всей Вселенной, не накладывая  условия стационарности.
    Он показал, что Вселенная,  заполненная тяготеющим веществом, должна расширяться или сжиматься. Полученные Фридманом уравнения лежат в основе современной космологии.
    В 1929 году американский астроном  Э.Хаббл опубликовал статью "Связь  между расстоянием и лучевой  скоростью внегалактических туманностей", в которой пришел к выводу: "Далекие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной удаленности от нас. Чем дальше галактика, тем больше ее скорость" (коэффициент пропорциональности получил название постоянной Хаббла).
    Этот вывод Хаббл получил на основе эмпирического установления определенного физического эффекта - красного смещения, т.е. увеличения длин волн линий в спектре источника (смещения линий в сторону красной части спектра) по сравнению с линиями эталонных спектров, обусловленного эффектом Доплера, в спектрах галактик.
    Открытие Хабблом эффекта красного  смещения, разбегания галактик лежит  в основе концепции расширяющейся  Вселенной. 
    В соответствии с современными  космологическими концепциями, Вселенная  расширяется, но центр расширения отсутствует: из любой точки Вселенной картина расширения будет представляться той же самой, а именно, все галактики будут иметь красное смещение, пропорциональные расстоянию до них. Само пространство как бы раздувается.
    Если на воздушном шарике нарисовать галактики и начать надувать его, то расстояния между ними будут возрастать, причем тем быстрее, чем дальше они расположены друг от друга. Разница лишь в том, что нарисованные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звездные системы повсюду во Вселенной сохраняют свой объем из-за сил гравитации.
Модель  расширяющейся Вселенной описывает  сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселенная  начала расширяться, то есть теория Большого Взрыва — лишь частный случай модели расширяющейся Вселенной. В основе большинства моделей расширяющейся Вселенной лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю. 
 

Единой  точки зрения, является ли Вселенная  действительно бесконечной или  конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая  Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель  Фридмана
рамках  ОТО вся динамика Вселенной может  быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для
масштабного фактора a(t) — величины отражающая изменение  расстояний в однородно сжимающихся пространствах:
Уравнению энергии 

Уравнению движения 

Уравнению неразрывности
Также в этой модели появляется различные  типы расстояний: угловое и фотометрическое. Угловым расстоянием мы назовем  расстояние, вычисляемое по видимому угловому расстоянию объекта (?) и его линейному размеру объекта (D):
до какого-то момента такое расстояние увеличивается, а после начинает уменьшаться, само пространство начинает играть роль гигантской гравитационной линзы.
Фотометрическое расстояние, это расстояние вычисляемое с помощью источника, известной светимости (L) и принимаемый от него поток излучения (F):
Иногда  в различного рода моделях переходят  от космологического времени t к конформному  ? следующим образом:
a(?)d?  = dt 

Эволюция  расширения 

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной ?, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(?)). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.
В современной  общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, т.е. на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергии определяемая космологической постоянной (темная энергия). Данная проблема пока не решена и носит названия проблема космологической постоянной. 

Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако всё может поменяться. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года. Года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их. 

На сегодняшний  момент считается, что k=0, плотность  темной энергии составляет 70% от всей энергии Вселенной, а значительной вклад в плотность материи  вносит невидимое вещество, участвующая только в гравитационном взаимодействии (темная материя). Эти значения основаны на наблюдениях сверхновых типа Ia и исследованиях флуктуаций реликтового излучения. 

?<0 

Если  значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния. 

?=0 

В случае, если космологическая постоянная равна  нулю, то эволюция целиком и полностью  зависит от начальной плотности вещества: 
 
 

Значение  называют критической плотностью. Если ?0 = ?c, то расширение продолжается бесконечно долго. в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скорости. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго. 

Если  уравнение энергии поделить на H0, то оно примет следующий вид (с учётом нулевой космологической постоянной):
где ?cr — критическая плотность. Из этого  уравнения следует, что плотность  вещества во Вселенной и кривизна пространства взаимосвязаны: ?=?cr соответствует k=0 (случай плоской Вселенной), плотность меньше критической соответствует k=-1 (открытая Вселенная), больше — k=1 (замкнутой Вселенной). 

?>0 

Если  ?>0 и k?0, то Вселенная монотонно  расширяется, но в отличие от случая с ?=0 при больших значениях R : 
 
 

При k=1 выделенным значением является ?c = 4?G?. В этом случае существует такое значении R при котором и R' = 0 и R'' = 0, т.е. Вселенная статична. 

При ?>?c скорость расширения убывает до какого момента, а потом начинает неограниченно  возрастать. Если ? незначительно превышает ?c, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной. 

В случае ?<?c всё зависит от начального значения R с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться. 

Теория  Большого Взрыва (модель горячей Вселенной) 

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала  ли Вселенная вечно или она  появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Экстраполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселенной сворачивается в точку, космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом. 

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует  о не приложимости ОТО к самым  ранним моментам расширения Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности. В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объёме, а так как энтропия Вселенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселенной, где температура на протяжении всей эволюции была близка к современному значению). Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и её остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и так далее. 

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему  античастиц оказалось меньше чем  частиц?» и «Почему энтропия Вселенной  такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) — и вводя  руками условие доминирования частиц над античастицами и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными. 

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной». 
 

Проблемы  теории Большого взрыва 

Несмотря  на значительные успехи, теория горячей  Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то возникло бы сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Т.е. теория Большого Взрыва не объясняет расширение Вселенной, оно принимает его как факт. 

Теория  также предполагает, что соотношение  числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи  над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична  — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходимо, чтобы протон распадался, чего также не наблюдается.
Различные теории Большого объединения предполагают рождения большого числа магнитных  монополей, до сего момента также не обнаруженных. 

Инфляционная  модель
Теории  инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10?42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов  происходит по экспоненциальному закону. По окончании этой стадии объём Вселенной вырастает на много-много порядков по сравнению с начальным. 

Во время  инфляции температура Вселенной  меняется в очень большом диапазоне, в какой-то момент падая почти  до абсолютного нуля. В конце же, происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс". 

Идея  инфляционной стадии позволяет объяснить  плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает наличие маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же становится движением по инерции, благодаря большой кинетической энергии накопленной в ходе инфляции. 

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина расширения в рамках ОТО — это отрицательное давление. Такое давление может описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности таким же образом описывают и давление физического вакуума. В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится. 

Основной  класс моделей основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значения начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории. 

Теории  инфляции также делятся на бесконечные  и конечные во времени. В теории с  бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены —  которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде. 

К теориям  с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
Multiverse
"Мультивселенная", "Большая Вселенная", "Мультиверс", "Гипервселенная", "Сверхвселенная", "Мультиленная" — различные  переводы английского термина  multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции. 

Области Вселенной, разделённые расстояниям  больше размера горизонта частиц эволюционируют вне зависимости  друг от друга. И любой наблюдатель  видит только те процессы, которые  происходит в домене, с объёмом  равном объёму сферы с радиусом равным расстоянию до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не приводит к пересечению их областей. 

Такие домены можно рассматривать как  отдельные вселенные, подобные нашей: они точно также однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть multiverse.
Теория  эволюции крупномасштабных структур
Основная  статья: Возникновение и эволюция галактик
 
Образование и коллапс протогалактических облаков  в представлении художника. 

Как показывают данные по реликтовому фону Вселенная  была фактически однородна, флуктуации вещества были крайне малыми и это  представляет собой значительную проблему. Вторая проблема — ячеистая структура  сверхскоплений галактик и одновременно сфероподобная — у скоплений меньших размеров. Любая теория, пытающаяся объяснить происхождение крупномасштабной структуры Вселенной, в обязательном порядке должна решить эти две проблемы (а также верно смоделировать морфологию галактик). 

Современная теория формирования крупномасштабной структуры, как впрочем и отдельных галактик, носит названия "иерархическая теория". Суть теории сводится к следующему: вначале галактики были небольшие по размеру (примерно как Магелланово облако), но со временем они сливаются, образуя все большие галактики. 

В последние  время верность теории поставлена под  вопрос и не в малой степени  этому способствовал downsizing. Однако в теоретических исследованиях  эта теория является доминирующей. Наиболее яркий пример подобного  изыскания — Millennium simulation (Millennium run) 
 

Часть 3
Теоретическая судьба Вселенной 

Долгосрочный  расчёт будущего Вселенной напрямую зависит от процесса расширения Вселенной: будет ли он бесконечно долго ускоряться, или скорость его расширения будет  постоянной на протяжении значительного времени, или же в какой-то момент Вселенная начнет сжиматься. Считается, что это зависит от средней плотности Вселенной (т.н. критической плотности). Если плотность равна критической (вариант плоской Вселенной), то расширение идет с одинаковой скоростью, если больше, то Вселенная в конце концов схлопнется (вариант замкнутой Вселенной), если меньше то будет расширяться с всё большем ускорением, что в итоге приведет к Большому Разрыву (вариант открытой Вселенной).
Сценарий  Большого Разрыва 

Данные  по сверхновым Ia говорят, что в данный момент расширение Вселенной ускоряется, а значит, скорее всего, будет ускоряться и впредь. Следом за Ф. Адамс и Г. Лайфлин для более удобного описания будущего введем понятие космологической декады (?) — десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:
и т.д.................


Перейти к полному тексту работы


Скачать работу с онлайн повышением уникальности до 90% по antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru


Смотреть полный текст работы бесплатно


Смотреть похожие работы


* Примечание. Уникальность работы указана на дату публикации, текущее значение может отличаться от указанного.