На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти образцы готовых работ или получить помощь в написании уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, рефератов. Так же вы мажете самостоятельно повысить уникальность своей работы для прохождения проверки на плагиат всего за несколько минут.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Повышение уникальности

Предлагаем нашим посетителям воспользоваться бесплатным программным обеспечением «StudentHelp», которое позволит вам всего за несколько минут, выполнить повышение уникальности любого файла в формате MS Word. После такого повышения уникальности, ваша работа легко пройдете проверку в системах антиплагиат вуз, antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru. Программа «StudentHelp» работает по уникальной технологии и при повышении уникальности не вставляет в текст скрытых символов, и даже если препод скопирует текст в блокнот – не увидит ни каких отличий от текста в Word файле.

Результат поиска


Наименование:


контрольная работа Особенности космологии ХХ века

Информация:

Тип работы: контрольная работа. Добавлен: 11.08.2012. Сдан: 2011. Страниц: 4. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


Введение
С древнейших времен людей интересовало, что же находится за горизонтом, и они  отправлялись исследовать далекие  и незнакомые земли. По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен, астрономы стали выходить в область новых и не исследованных территорий за пределами нашей маленькой планеты. Сегодня исследователи Вселенной, используя современные телескопы и ЭВМ, продвигаются в направлении всё больших расстояний в поисках предела Космоса - последней его границы. Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной за планетами . Потом человек признал в этих крошечных светящихся точках другие солнца, настолько далекие, что их свет идет до Земли многие годы. Казалось, что космос населен редкими одинокими звездами, и ученые спорили о том, простирается ли звездное население в пространстве неограниченно или же за некоторым пределом звезды кончаются, и начинается пустота. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце - одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. За границей Галактики была тьма. 
 
 
 
 
 
 

1. Особенности космологии ХХ века 

Космология — раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений.    В XX в. в астрономии произошли поистине радикальные изменения.  Значительно расширился и обогатился теоретический фундамент астрономических наук. Начиная с 1920— 1930-х гг. в качестве теоретической основы астрономического познания стали выступать  релятивистская и квантовая механика, что существенно раздвинуло «теоретический горизонт» астрономических исследований. Кроме того, радикально изменился эмпирический базис астрономии — она стала всеволновой. Общая теория относительности дала возможность разрешить парадоксы ньютоновской космологии, сформулировать конкретное представление о предмете космологии (физико-геометрические свойства Вселенной как целого), создать теоретические модели явлений галактических и космологических масштабов. По сути ОТО впервые поставила космологию — эту важную отрасль астрономии — на твердую научную почву.
     Создание квантовой механики обеспечило переориентацию задач астрономии с изучения в основном механических движений космических тел (под влиянием гравитационного поля) на изучение их физических характеристик, послужило мощным импульсом развития как астрофизики, так и космогонического аспекта астрономии (в частности, построения теории строения звезд, источников энергии и механизмов эволюции звезд, звездных систем и др.).  Наряду с этим существенно совершенствовались и эмпирические методы астрономического познания. Уже в первой трети XX в. с созданием новых более мощных телескопов и разработкой более совершенных методов спектроскопии был открыт грандиозный мир галактик.  Мощный импульс получила внегалактическая астрономия (Э.Хаббл), кардинально продвинулись исследования в области звездной астрономии, что дало возможность выяснить эмпирические зависимости между параметрами звезд (диаграмма Герцшпрунга—Рессела) и др. Еще более радикальные изменения в эмпирическом базисе астрономии произошли во второй половине XX в. Если в классической астрономии существовал по сути один узкий канал получения информации об астрономических объектах — видимый свет (наблюдения невооруженным глазом, оптический телескоп), то во второй половине XX в. и в начале XXI в. получение такой информации осуществляется по четырем каналам.
     Во-первых, это электромагнитные волны, причем не только в оптическом диапазоне. Астрономия стала всеволновой. Это значит, что наблюдения проводятся на всех диапазонах электромагнитных волн (радио, инфракрасный, оптический, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-диапазоны). В настоящее время свыше 60% информации о космических объектах и процессах несут в себе внеоптические диапазоны электромагнитных волн, начиная с самых длинных радиоволн и заканчивая самым коротким гамма-диапазоном. Очень велико значение информации, которую несут, в частности, рентгеновские и гамма-лучи. Так, рентгеновские телескопы предоставляют сведения о черных дырах, фоновом излучении и др.; гамма-астрономия — о вспышках на Солнце, пульсарах, нейтронных звездах и др.
     Во-вторых, это космические лучи. На Землю из глубин космоса, а также от Солнца непрерывно льются потоки лучей. Некоторые из них достигают поверхности Земли, другие взаимодействуют с ее атмосферой. В космических лучах выделяется первичный состав (высокоэнергетические электроны, протоны, позитроны, антипротоны, тяжелые ядра и др.) и вторичный состав (частицы, образующиеся в результате взаимодействия частиц первичного состава со звездным, межзвездным, межпланетным и другим веществом).
     В-третьих, это нейтринная астрономия. Как отмечалось, нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом и трудно регистрируется,  зато оно несет ценнейшую информацию о процессах, протекающих внутри звезд, Солнца, в глубинах Вселенной, вспышках сверхновых звезд и др. В частности, поток нейтрино был зафиксирован в 1987 г. во время вспышки сверхновой звезды в галактике, именуемой Большим Магеллановым облаком. Показательно, что детектор зафиксировал в этом потоке 12 нейтрино из 116 прошедших через него! На другой установке за 30 лет наблюдений удалось зафиксировать 2000 нейтрино от Солнца. Первая Нобелевская премия по физике за 2002 г. присуждена за изыскания в области астрофизики, в частности за обнаружение космических нейтрино (Р. Дэвису и М. Кошибе), и за открытие космических источников рентгеновского излучения (Р. Джиаккони).
     И, в-четвертых, это гравитационные волны, которые возникают в результате грандиозных взрывов звезд. И хотя детектирование гравитационных волн пока остается серьезной проблемой, существует немало данных, свидетельствующих о существовании таких волн и перспективности гравитационной астрономии.
     Итак, пользуясь образным языком, можно сказать, что во второй половине XX в. астрономия открыла три новых окна во Вселенную, а старое, чуть приоткрытое окно распахнула настежь. Кроме того, развитие ракетной техники и космонавтики дало возможность непосредственного исследования с помощью космических аппаратов, зондов и наблюдений космонавтов околоземного пространства, Луны, планет Солнечной системы, их спутников. Проектируются полеты астронавтов на Марс.   Все это привело к значительному расширению наблюдаемой области Вселенной и открытию целого ряда необычных (как правило, неожиданных и во многом необъяснимых) явлений и астрономических объектов. Среди этих открытий особенное значение имеют нестационарные процессы во Вселенной: обнаружение в конце 1940-х гг. существования «звездных ассоциаций», представляющих собой группы распадающихся после своего рождения звезд; 1950-х гг. — явлений распада скоплений и групп галактик; открытие в 1960-е гг. квазаров , радиогалактик, активности ядер галактик с колоссальным энерговыделением (около 1060 эрг); обнаружение в 1967 г. нейтронных звезд, которые характеризуются экстремальными физическими условиями — колоссальной плотностью, сильнейшими магнитными и гравитационными полями; пульсаров; грандиозных по своей мощности вспышек рентгеновского и гамма-излучения, природа которых не ясна; нестационарных явлений в недрах звезд и нестационарных явлений в Солнечной системе (быстрый распад короткопериодических комет, планетарная эруптивная деятельность (взрывы, выбросы материи в космос) и др. Кроме того, к выдающимся астрономическим открытиям следует отнести обнаружение: «реликтового» излучения, которое является важнейшим аргументом в пользу теории «горячей» Вселенной; «черных дыр», других планетных систем, доминирования «темной материи» во Вселенной и др. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. Происхождение Вселенной и планет 

      Первые принципиально новые революционные космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888—1925). Основными уравнениями общей теории относительности являются «мировые уравнения» Эйнштейна, которые описывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства — времени. Решение их позволяет в принципе построить математическую модель Вселенной. Первую такую попытку предпринял сам Эйнштейн. Считая радиус кривизны пространства постоянным (т. е. исходя из предположения о стационарности Вселенной в целом, что представлялось наиболее разумным), он пришел к выводу, что Вселенная должна быть пространственно конечной и иметь форму четырехмерного цилиндра. В 1922—1924 гг. Фридман выступил с критикой выводов Эйнштейна. Он показал необоснованность его исходного постулата — о стационарности, неизменности во времени Вселенной. Проанализировав мировые уравнения, Фридман пришел к заключению, что их решение ни при каких условиях не может быть однозначным и не может дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. Исходя из противоположного постулата — о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени, Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений». В качестве примера таких решений он построил три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет, и Вселенная расширяется (в одной модели — из точки, в другой — начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически меняющимся радиусом кривизны. Встретив сначала решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого физика. Две первые модели Вселенной Фридмана уже вскоре нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далеких галактик — в так называемом эффекте «красного смещения» в их спектрах. Он свидетельствует о взаимном удалении всех достаточно далеких друг от друга галактик и их скоплений. Если обратить картину во времени, то это приводит к заключению о существовании «начала» обнаруженного общего расширения пространства Вселенной! Такие выводы и были сделаны уже в конце 20-х годов бельгийским астрономом аббатом Ж. Леметром (о расширении Вселенной из точки, из «атома-отца») и А. Эддингтоном (предположившим, что расширение началось от состояния плотного сгустка конечных размеров). Все это ломало привычные, тысячелетиями складывавшиеся представления, прежде всего о «вечности» Вселенной, поскольку она отождествлялась со «всей существующей материей». Между тем эта новая релятивистская космологическая картина мира распространялась (как и всякая картина мира по определению) на «всю мыслимую Вселенную». Поэтому она вызвала резко критическое отношение со стороны философов-материалистов, поскольку в новой концепции сначала все увидели лишь подтверждение акта творения материи и Вселенной. В ходе этих споров, с одной стороны, постепенно уточнялись и усложнялись сами фундаментальные понятия, фигурирующие в космологии: конечность и ограниченность, бесконечность и безграничность, наконец, неоднозначность таких понятий, как «вся Вселенная», «Вселенная в целом», неправомерность отождествления таких понятий, как «Вселенная» и «Метагалактика». С другой стороны, наблюдения подтвердили факт расширения всей наблюдаемой области Вселенной. Большинство современных космологов понимают это расширение, как расширение действительно всей мыслимой и существующей Вселенной... К сожалению, ранняя смерть не позволила гениальному теоретику Вселенной А. А. Фридману, идеи которого более полувека направляют мысль космологов, самому принять участие в дальнейшем революционном развитии процесса обновления космологической картины мира. Опыт истории развития знаний о мире подсказывает, однако, что и современная релятивистская космологическая картина мира, будучи результатом экстраполяции на все мыслимое «целое» знаний об ограниченной части Вселенной, неизбежно неточна. Поэтому можно думать, что она скорее отражает свойства ограниченной части Вселенной (которую и можно назвать Метагалактикой), причем, возможно, лишь один из этапов ее развития (что допускает релятивистская космология и что может проясниться с уточнением средней плотности материи в Метагалактике). В настоящее время, однако, в этом пункте картина мира остается неопределенной.
    С глубокой древности и до начала нынешнего столетия космос считали неизменным. Звездный мир олицетворял собой абсолютный покой, вечность и беспредельную протяженность. Открытие в 1929 году взрывообразного разбегания галактик, то есть быстрого расширения видимой части Вселенной, показало, что Вселенная не стационарна. Экстраполируя процесс расширения в прошлое, сделали вывод, что 15-20 миллиардов лет назад Вселенная была заключена в бесконечно малый объем пространства при бесконечно большой плотности и температуре вещества-излучения (это исходное состояние называют "сингулярностью"), а вся нынешняя Вселенная конечна - обладает ограниченным объемом и временем существования.
    Отсчет времени жизни такой  эволюционирующей Вселенной ведут  от момента, при котором, как полагают, внезапно нарушилось состояние сингулярности и произошел "Большой Взрыв". По мнению большинства исследователей, современная теория "Большого Взрыва" (ТБВ) в целом довольно успешно описывает эволюцию Вселенной, начиная примерно с 10-44 секунды после начала расширения. Единственной брешью в прекрасном сооружении ТБВ они считают проблему Начала - физического описания сингулярности. Однако и тут преобладает оптимизм: ожидают, что с созданием "Теории Всего Сущего", объединяющей все фундаментальные физические силы в единое универсальное взаимодействие, эта проблема будет автоматически решена. Тем самым построение модели мироздания в наиболее общих и существенных чертах благополучно завершится.
    Этот энтузиазм весьма напоминает  настроения, царившие в физике на рубеже XIX-XX столетий, когда казалось, что строительство здания точных наук в основном приближается к концу и оставшиеся непроясненными несколько "темных пятен" (в частности, проблема излучения "черного тела", из которой родилась квантовая механика) общей картины не портят. По-видимому надежды, разделяемые нынешними сторонниками ТБВ, столь же иллюзорны.  15-20 миллиарда лет - так определяет сейчас наука возраст Вселенной. Когда человек не знал этой цифры, он не мог задаваться вопросом, которым он задается сегодня: что было до этой даты? До этой даты, утверждает современная космогония, вся масса Вселенной была сжата, была втиснута в некую точку, исходную каплю космоса. Когда Вселенная пребывала в исходном точечном состоянии, рядом, вне ее не существовало материи, не было пространства, не могло быть времени. Поэтому невозможно сказать, сколько продолжалось это - мгновение или бессчетные миллиарды лет. Невозможно сказать не только потому, что нам это неизвестно, а потому что не было ни лет, ни мгновений - времени не было. Его не существовало вне точки, в которую была сжата вся масса Вселенной, потому что вне ее не было ни материи, ни пространства. Времени не было, однако, и в самой точке, где оно должно было практически остановиться.
    Не обязательно, чтобы исходная точка - то "космическое яйцо", из которого родилась Вселенная, была заполнена сверхплотной материей, мыслима такая космологическая схема, в которой Вселенная не только логически, но и физически возникает из ничто, причем при строгом соблюдении всех законов сохранения. Ничто (вакуум) выступает в качестве основной субстанции, первоосновы бытия. В свете новых космогонических представлений само понимание вакуума было пересмотрено наукой. Вакуум есть особое состояние вечно движущейся, развивающейся материи. На исходных стадиях Вселенной интенсивное гравитационное поле может порождать частицы из вакуума. Согласно сценарию исследователей, вся наблюдаемая сейчас Вселенная размером в 10 миллиардов световых лет возникла в результате расширения, которое продолжалось всего 10-30 с. Разлетаясь, расширяясь во все стороны, материя отодвигала безбытие, творя пространство и начав отсчет времени. Так видит становление Вселенной современная космогония. Если концепция о "Большом Взрыве" верна, то он должен был бы оставить в космосе своего рода "след", "эхо". Такой "след" был обнаружен. Пространство Вселенной оказалось пронизано радиоволнами миллиметрового диапазона, разбегающимися равномерно по всем направлениям.
    Теоретически концепция "расширяющейся  Вселенной" была выдвинута  известным ученым А.А.Фридманом  в 1922-1924 годах. Десятилетия спустя  она получила практическое подтверждение  в работах американского астронома  Э.Хаббла, изучавшего движение галактик. Хаббл обнаружил, что галактики стремительно разбегаются, следуя некоему импульсу, заданному в момент "Большого Взрыва". Если разбегание это не прекратится, будет продолжаться неограниченно, то расстояние между космическими объектами будет возрастать, стремясь к бесконечности. По расчетам Фридмана, именно так должна была бы проходить дальнейшая эволюция Вселенной. Однако при одном условии - если средняя плотность массы Вселенной окажется меньше некоторой критической величины (эта величина составляет примерно три атома на кубический метр). Какое-то время назад данные, полученные американскими астрономами со спутника, исследовавшего рентгеновское излучение далеких галактик, позволили рассчитать среднюю плотность массы Вселенной. Она оказалась очень близка к той критической массе, при которой расширение Вселенной не может быть бесконечно.
    Обратиться к изучению Вселенной  посредством исследования рентгеновских  излучений пришлось потому, что  значительная часть ее вещества  не воспринимается оптически.  По крайней мере 50% массы нашей Галактики мы "не видим", писал журнал английских ученых "New Scientist". Об этом не воспринимаемом нами веществе свидетельствуют, в частности, гравитационные силы, которые определяют движение нашей и других галактик, движение звездных систем. Вещество это может существовать в виде "черных дыр", масса которых составляет сотни миллионов масс нашего Солнца, в виде нейтрино или других каких-то неизвестных нам форм. Не воспринимаемые, как и "черные дыры", короны галактик могут быть, считают некоторые, в 5-10 раз больше массы самих галактик. Предположение, что масса Вселенной значительно больше, чем принято считать, нашло новое весьма веское подтверждение в работах физиков. Ими были получены первые данные о том, что один из трех видов нейтрино обладает массой покоя. Если остальные нейтрино имеют те же характеристики, то масса нейтрино во Вселенной в 100 раз больше, чем масса обычного вещества, находящегося в звездах и галактиках.
    Это открытие позволяет с большей  уверенностью говорить, что расширение Вселенной будет продолжаться лишь до некоторого момента, после которого процесс обратится вспять - галактики начнут сближаться, стягиваясь снова в некую точку. Вслед за материей будет сжиматься в
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.