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:


Реферат Механчна картина руху величезних мас Всесвту її глобальна структура. Виникнення структури Всесвту скупчень галактик, самих галактик з первинно однордної речовини, що розширяється. Космологчна модель Всесвту. Невидима речовина, прихована маса.

Информация:

Тип работы: Реферат. Предмет: Астрономия. Добавлен: 01.05.2009. Сдан: 2009. Уникальность по antiplagiat.ru: --.

Описание (план):


«Сучасна космологія і проблема прихованої маси у Всесвіті»

Введення

Прагнення представити структуру всього навколишнього світу завжди було однією з насущних потреб людства, що розвивається. «який влаштований світ? Чому існує? Звідки узявся?» -- це приклади вічних питань. Їх задавали собі люди і тоді, коли справжньої науки ще не було, і потім, коли знання, що зароджується і набирає силу, почало свій нескінченний рух у відшуканні істини. Під час роботи над цією темою була зроблена спроба невеликого аналізу історії космології і проблеми прихованої маси у Всесвіті.
На кожному історичному етапі у людей були різні пануючі уявлення про Всесвіт. Ці уявлення відображали той рівень знань і досвід вивчення природи, який досягався на відповідному етапі розвитку суспільства. У міру того як розширилися просторові (і тимчасові) масштаби пізнаної людиною частини Вселеною, мінялися і космологічні уявлення. Першою космологічною моделлю, що має Математичне обгрунтовування, можна рахувати геоцентричну систему миру К. Птолемея (II вік н. э.). В системі Птолемея в центрі Всесвіту була нерухома куляста Земля, а навкруги неї звертався Місяць, Сонце, планети, рухомі складною системою кіл -- «эпіциклів» і «диферентів», і, нарешті, все це було укладено в сферу нерухомих зірок. Тобто система претендувала на опис всього матеріального світу, тобто була саме космологічною системою. Як би наївно з нашої сьогоднішньої точки зору не виглядав цей «весь світ», необхідно відзначити, що в ній було раціональне зерно -- дещо ця система описувала в основному правильно. Звичайно, правильний опис торкався не всього світу, всього Всесвіту, а тільки маленької його частини. Що ж в цій системі було правильним? Правильним було уявлення про нашу планету як про кулясте тіло, вільно що висить в просторі; правильним було те, що Місяць звертається навкруги Землі. Все інше, як з'ясувалося, не відповідало дійсності. Наука тоді була ще в такому стані, що, за винятком окремих геніальних припущень, не могла вийти за рамки системи Земля -- Місяць. Система миру Птолемея панувала в науці близько 1,5 тисяч років. Потім її змінила геліоцентрична система миру Н. Коперника (XVI вік і. э.).
Революція, вироблена в науці навчанням Коперника, зв'язана в першу чергу з тим, що наша Земля була визнана рядовою планетою. Зникло всяке зіставлення «земного» і «небесного». Система Коперника також вважалася системою «всього світу». В центрі миру було Сонце, навкруги якого зверталися планети. Все це охоплювала сфера нерухомих зірок.
Як ми знаємо тепер, насправді система Коперника була зовсім не «системою миру», а схемою будови Сонячної системи, і в цьому значенні була правильною.
Надалі незвичайне розширення масштабів дослідженого миру завдяки винаходу і вдосконаленню телескопів привело до уявлення про зоряний Всесвіт. Нарешті, на початку XX століття виникло уявлення про Всесвіт як про світ галактик (метагалактики). При розгляді цього історичного ланцюжка змін космологічних уявлень ясно простежується наступний факт. Кожна «система миру» по суті була моделлю найбільшої достатньо добре вивченої на той час системи небесних тел. Так, модель Птолемея правильно відображала будову системи Земля -- Місяць, система Коперника була моделлю Сонячної системи, ідеї моделі зоряного миру В. Гершеля і ін. відображали деякі риси будови нашої зоряної системи -- Галактики. Але кожна з цих моделей претендувала свого часу на опис будови «всього Всесвіту». Ця ж тенденція на новому рівні простежується, як ми побачимо, і в розвитку сучасної космології в XX столітті.
Трохи історії

Розглянемо дуже стисло, які етапи пройшов розвиток науки про Всесвіт вже у наш час. Сучасна космологія виникла на початку XX століття після створення А. Эйнштейном релятивістської теорії тяжіння (загальної теорії відносності).
Перша релятивістська космологічна модель, заснована на новій теорії тяжіння і претендуюча на опис всього Всесвіту, була побудована А. Эйнштейном в 1917 р. Проте вона описувала статичний Всесвіт і, як показали астрофізичні нагляди, виявилася невірною.
В 1922--1924 рр. радянським математиком А.А. Фридманом були одержані загальні рішення рівнянь Ейнштейна, застосованих до опису всього Всесвіту. Виявилося, що в загальному вигляді ці рішення описують Вселену, змінну з часом. Зоряні системи, що заповнюють простір, не можуть знаходитися в середньому на незмінних відстанях один від одного. Вони повинні або віддалятися, або зближуватися. Ми побачимо далі, що це є неминучим слідством наявності сил тяжіння, які очолюють в космічних масштабах. Висновок Фрідмана означав, що Всесвіт повинен або розширятися, або стискатися. Висновок цей означав корінну перебудову наших найзагальніших уявлень про Всесвіт і далеко не відразу зрозумів і прийнятий навіть самим передовим розумом людства. В 1929 р. американський астроном Э. Хаббл за допомогою астрофізичних наглядів відкрив розширення навколишнього нас світу галактик, відкрив розширення Всесвіту, підтверджуюче правильність висновків А.А. Фрідмана. Моделі Фрідмана є основою всього подальшого розвитку космології. Як ми побачимо далі, ці моделі описували механічну картину руху величезних мас Всесвіту і її глобальну структуру. Якщо колишні Космологічні побудови були покликані описувати головним чином саме спостережувану тепер структуру Всесвіту з незмінним в середньому рухом світів в ній, то моделі Фрідмана за своєю суттю були еволюційними, зв'язували сьогоднішній стан Всесвіту з її попередньою історією. Зокрема, з цієї теорії виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсім схожа на спостережувану нами сьогодні. Тоді не було ні окремих небесних тіл, ні їх систем, вся речовина була майже однорідною, дуже щільною і швидко розширялося. Тільки значно пізніше з цієї речовини виникли галактики і їх скупчення. Починаючи з кінцем 40-х років нашого століття вся більша увага в космології привертає фізика процесів на різний етапах космологічного розширення.
В цей час Г. Гамовым була висунута так звана теорія гарячого Всесвіту. В цій теорії розглядалися ядерні реакції, що протікали на самому початку розширення Всесвіту в дуже щільній речовині. При цьому передбачалося, що температура речовини була велика (звідси і назва теорії) і падала з розширенням. Хоча в перших варіантах теорії і були ще істотні недоліки (згодом вони були усунені), вона зробила два важливі прогнози, які могли бути перевірені наглядами. Теорія передбачала, що речовина, з якої формувалися перші зірки і галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) і гелію (біля 25%), домішка інших хімічних елементів незначна. Інше виведення теорії полягало в тому, що в сьогоднішньому Всесвіті повинне існувати слабке електромагнітне випромінювання, що залишилося від епохи великої густини і температури речовини. Це випромінювання, що остигнуло в ході розширення Всесвіту, було названо радянським астрофізиком І.С. Шкловским реліктовим випромінюванням. Обидва прогнози теорії блискуче підтвердилися.
До цього ж часу (кінець 40-х років) відноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космології. Виникла радіоастрономія, а потім після початку космічної ери розвинулася рентгенівська, гамма-астрономія і ін. Нові можливості з'явилися і у оптичної астрономії. Зараз різними методами Всесвіт досліджується аж до відстаней в декілька мільярдів парсеків (парсек -- одиниця відстані, що використовується астрономами і рівна зразково трьом світловим рокам або 3 * 1018 см.).
В 1965 р. американські фізики А. Пензиас і Р. Вилсон відкрили реліктове випромінювання, за що в 1978 р. вони були удостоєні Нобелівській премії. Це відкриття довело справедливість теорії гарячого Всесвіту.
Сучасний етап в розвитку космології характеризується інтенсивним дослідженням проблеми початку космологічного розширення, коли густина матерії і енергії частинок була величезною. Керівними ідеями тут є нові теоретичні відкриття у фізиці взаємодії елементарних частинок при дуже великих енергіях. Іншою важливою проблемою космології є проблема виникнення структури Всесвіту -- скупчень галактик, самих галактик і т.д. з первинно майже однорідної речовини, що розширяється.
Сучасна космологія побудована працями багатьох учених всього світу. Можна відзначити важливу роль наукових шкіл, створених в нашій країні академіками В.Л. Гинзбургом, Я.Б. Зельдовічем, Е.М. Лівшицем, М.А. Марковим, І.М. Халатниковим.
Слід підкреслити визначаючу роль астрофізичних наглядів в розвитку сучасної космології. Її висновки і висновки перевіряються прямими або непрямими наглядами. Сьогодні ми можемо судити про будову і еволюцію спостережуваного нами Всесвіту з тим же ступенем надійності, з якою ми судимо про будову і еволюцію зірок, про природу інших небесних тел.
На даному етапі вважається, що зоряні системи -- галактики -- складаються з сотень мільярдів зірок. Їх розміри часто досягають десятків тисяч парсеків. Галактики у свою чергу зібрані в групи і скупчення. Розміри крупних скупчень -- декілька мільйонів парсеків (Мпк). Є і ще більші по масштабах згущування і розрідження в розподілі галактик. Проте, починаючи з масштабами в декілька сотень мільйонів парсеків в більше розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним.
Модель Всесвіту

Що значить, побудувати модель Всесвіту? Найзагальніша відповідь на це питання така: необхідно знайти рівняння, яким підкоряються параметри, що характеризують властивості Всесвіту, і потім вирішити ці рівняння. Але якомога писати якісь рівняння для всього Всесвіту? В цьому і наступних розділах ми покажемо, як це робиться. Зрозуміло під словом «модель» мається на увазі виділення якісь основних властивостей, що цікавлять дослідників в першу чергу. Наперед очевидно, що кожне явище нескінченно багатоманітне і всі його риси не може описати ніяка система рівнянь. Сказане тим більше справедливе для Всесвіту. Тому звичайний метод моделювання якого-небудь явища -- це виділення в ньому головного, типового.
Коли ми говоримо про Всесвіт, нас в першу чергу цікавить розподіл речовини в найбільших масштабах і її рух. Значить, нам належить побудувати математичну модель, що описує розподіл речовини в просторі і його рух. Що стосується розподілу речовини у великих масштабах, то, як вже було сказано, його можна з хорошою точністю вважати однорідним по простору. Немає у Всесвіті і яких-небудь виділених напрямів. Як то кажуть, наш Всесвіт однорідний і ізотропний. Що визначає рух речовини в космічних масштабах? Звичайно ж, це, в першу чергу, сили всесвітньою тяжіння -- вони очолюють у Всесвіті. Їх називають також силами гравітації.
Отже, для побудови моделі Всесвіту необхідно скористатися рівняннями тяжіння. Закон всесвітнього тяжіння був встановлений І. Ньютоном. Його справедливість підтверджувалася протягом століть найрізноманітнішими астрономічними наглядами і лабораторними експериментами. Проте А. Эйнштейн показав, що закон тяжіння Ньютона справедливий лише в порівняно слабких полях тяжіння. Для сильних же полів необхідно застосовувати релятивістську теорію гравітації -- загальну теорію відносності. Які ж поля слід вважати достатньо сильними? Відповідь така: якщо поле тяжіння розгонить падаючі в ньому тіла до швидкостей, близьких до швидкості світла, то це сильне поле. Яка сила гравітаційного поля у Всесвіті? Легко показати, що поля там повинні бути величезними.
А.А. Фридман скористався для побудови моделі Всесвіту рівняннями Ейнштейна. Проте багато років опісля з'ясувалося, що для побудови механіки руху мас в однорідному Всесвіті немає необхідності використовувати найскладніший математичний апарат теорії Ейнштейна. Це було показано в 1934 р. Э. Милном і В. Маккрі. Причина цієї дивної можливості полягає в наступному. Сферично-симетрична матеріальна оболонка не створює ніякого гравітаційного поля у всій внутрішній порожнині.
Тепер звернемося до розгляду сил тяжіння у Всесвіті. У великих масштабах розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним. Розглянемо спочатку сили тяжіння, створювані на поверхні кулі тільки речовиною самої кулі, і поки не розглядатимемо всю решту речовини Всесвіту. Хай радіус кулі вибраний не дуже великим, так що поле тяжіння, створюване речовиною кулі, відносно слабке і застосовна теорія Ньютона для обчислення сили тяжіння. Тоді галактики, що знаходяться на граничній сфері, притягуватимуться до центру кулі з силою, пропорційній масі кулі, і обернено пропорційної квадрату його радіусу.
Тепер пригадаємо про всю решту речовини Всесвіту зовні кулі і спробуємо врахувати сили тяжіння, ним створювані. Для цього розглядатимемо послідовно сферичні оболонки все більшого і більшого радіусу, охоплюючі кулю. Але, як було сказано вище, що сферично-симетричні шари речовини ніяких гравітаційних сил усередині порожнини не створюють. Отже, всі ці сферично-симетричні оболонки (тобто вся решта речовини Всесвіту) нічого не додадуть до сили тяжіння, яке випробовує галактика на поверхні кулі до його центру. Такий же висновок справедливий в загальній теорії відносності. Тепер ясно, чому для виведення законів руху мас в однорідному Всесвіті можна скористатися теорією Ньютона, а не Ейнштейна.
Ми вибрали кулю достатньо малим, щоб була застосовна теорія Ньютона для обчислення гравітаційних сил, створюваних його речовиною. Маси решти Всесвіту, що оточують кулю, на сили гравітації в даній кулі ніяк не вплинуть. Але ніяких інших сил в однорідному Всесвіті взагалі ні. Дійсно, це могли б бути тільки сили тиску речовини. Але навіть якщо тиск є (а у далекому минулому тиск у Всесвіті був величезним), то воно не створює гідродинамічної сили. Адже така сила виникає тільки при перепаді тиску від місця до місця. Пригадаємо, що ми не відчуваємо ніякої сили від великого тиску нашої атмосфери через те, що усередині нас повітря створює точно такий же тиск. Ніякого перепаду немає -- немає і сили. Але наш Всесвіт однорідний. Значить, у будь-який момент часу і густина, і тиск (якщо воно є) скрізь однакові, і ніякого перепаду тиску бути не може.
Отже, для визначення динаміки речовини нашої кулі істотне тільки тяжіння його маси, визначуване по теорії Ньютона. Але Всесвіт однорідний. Це значить, що всі області її еквівалентні. Якщо визначити рух речовини в даній кулі, можна знайти, як міняються в ньому густина, тиск, то тим самим знайдемо зміну цих величин і в будь-якому іншому місці, у всьому Всесвіті.
Перша космологічна модель всесвіту - модель Ейнштейна

Перша космологічна модель була побудована А. Ейнштейном в 1917 р. незабаром після створення ним Загальної теорії відносності. Як і все тоді, він вважав, що Всесвіт повинен бути стаціонарна, вона не може направлений еволюціонувати. Ця модель створювалася більш ніж за десять років до відкриття Е. Хаббла. А. Ейнштейн, мабуть, нічого не знав про великі швидкості деяких галактик, які на той час вже були зміряні. До того ж у той час не було ще надійних доказів, що галактики -- дійсно далекі зоряні системи. Висловлюючи свою Модель, Ейнштейн писав: «найважливіше зі всього, що вам відомо з досвіду про розподіл матерії, полягає в тому, що відносні швидкості зірок дуже малі в порівнянні з швидкістю світла. Тому я вважаю, що на перших порах в основу наших міркувань можна покласти наступне наближене допущення: є координатна система, щодо якої матерію можна розглядати тією, що знаходиться протягом тривалого часу у спокої».
Виходячи з таких міркувань, Ейнштейн ввів космічну силу відштовхування, яка робила світ стаціонарним. Ця сила універсальна: вона залежить не від маси тіл, а тільки від відстані, що їх розділяє. Прискорення, яке ця сила повідомляє будь-які тіла, що рознесли на відстань, повинно бути пропорційно відстані. Сили відштовхування, якщо вони, звичайно, існують в природі, можна б було знайти в достатньо точних лабораторних дослідах. Проте крихта величини робить задачу її лабораторного виявлення абсолютно безнадійної. Дійсно, це прискорення пропорційне відстані і в малих масштабах нікчемне. Легко підрахувати, що при вільному падінні тіла на поверхню Землі додаткове прискорення в 1030 разів менше самого прискорення вільного падіння. Навіть в масштабі Сонячної системи або всієї нашої Галактики ці сили нікчемно малі в порівнянні з силами тяжіння.. Зрозуміло, це відштовхування ніяк не позначається на русі тіл Сонячної системи і може бути знайдене тільки при дослідженні рухів самих найвіддаленіших спостережуваних галактик.
Так, в рівняннях тяжіння Ейнштейна з'явилася космологічна постійна, описує сили відштовхування вакууму. Дія цих сил така ж універсальна, як і сил всесвітнього тяжіння, тобто воно не залежить від фізичної природи тіла, на якому виявляється, тому логічно назвати цю дію гравітацією вакууму.
Через декілька років після роботи Ейнштейна, А. А. Фридманом була створена теорія Всесвіту, що розширяється. А. Эйнштейн спочатку не погоджувався з виведеннями радянського математика, але потім повністю їх визнав.
Після відкриття Э. Хабблом розширення Всесвіту які-небудь підстави припускати, що в природі існують космічні сили відштовхування, здавалося б відпали.
«Порожній» Всесвіт

Що буде, якщо зі Всесвіту прибрати всю речовину? На перший погляд здається, що така операція абсолютно абстрактна і одержувана модель відповідатиме лише уяві теоретиків. Але це зовсім не так і нічого фантастичного або тим більше наївного в такій операції немає. В історії Вселеної, мабуть, був період, коли вона була практично порожня, вільна від звичайної фізичної матерії, і модель порожнього Всесвіту описувала тоді її еволюцію.
Вперше модель порожнього Всесвіту була побудована голландським астрономом В. де Ситтером в 1917 р. Віллем де Ситтер був, якщо так можна виразитися, «класичним астрономом». Він багато займався точним визначенням положення зірок на небі, небесною механікою, був одним з піонерів масових фотометричних наглядів зірок. Протягом десятиріч він вивчав рух супутників Юпітера, створив теорію цього руху, яку користуються дотепер. В. де Ситтер відразу оцінив те величезне значення, яке теорія Ейнштейна повинна мати в астрономії взагалі і в космології особливо. Модель Вселеної де Ситтера була опублікована в той же рік, що і модель Ейнштейна, і обидві ці моделі можна вважати першим досвідом вживання Загальної теорії відносності в космології.
Отже, слідуючи де Ситтеру, приберемо зі Всесвіту всю речовину. Помістимо в наш порожній Всесвіт дві вільні пробні частинки на відстані один від одного. Частинки називаються пробними, оскільки передбачається, що їх маси достатньо малі, щоб не впливати на їх відносний рух, а вільними вони називаються тому, що на них не діє ніяка сила, окрім гравітації. У Всесвіті це можуть бути, наприклад, дві галактики, розташовані достатньо далеко один від одного. Тоді негативна гравітація примушує обидві галактики рухатися один від одного з прискоренням, пропорційним відстані. Якщо по прискоренню знайти швидкість, а потім зміну відстані з часом, то легко показати, що відносна швидкість частинок-галактик стрімко наростатиме.
Таку залежність називають експоненціальною, вона виражає надзвичайно швидке зростання відстані від часу. Якій же можна зробити висновок? В «майже порожньому» Всесвіті, тобто в такій Вселеній, в якій можна нехтувати звичайним тяжінням галактик один до одного, галактики можуть придбати великі швидкості видалення один від одного. Такий висновок одержав де Ситтер в 1917 р. В цей час йому були відомі швидкості тільки трьох галактик, і він не міг прийти до якого-небудь певного вис и т.д.................


Перейти к полному тексту работы



Смотреть похожие работы


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