Рефераты Большой взрыв

Вернуться в Астрономия

Большой взрыв
Содержание.


I. Сценарий Большого взрыва.

II. Большие проблемы Большого взрыва.

o Проблематичная сингулярность.

o Попытки решения проблемы сингулярности.

o Откуда появилась Вселенная?

o Инфляционная Вселенная.

o Как быть с Галактиками?

o Квантовая физика и реальность.

o Недостающая масса.

o Иная картина реальности.

III. Список литературы.



I. Сценарий Большого взрыва

Как и любая схема, претендующая на объяснение данных о спектре
микроволнового космического излучения, химического состава догалактического
вещества и иерархии масштабов космических структур, стандартная модель
эволюции Вселенной базируется на ряде исходных предположений (о свойствах
материи, пространства и времени), играющих, роль своеобразных «начальных
условий расширения мира. В качестве одной из рабочих гипотез этой модели
выступает предположение об однородности и изотропии свойств Вселенной на
протяжении всех этапов ее эволюции.
Кроме того, основываясь на данных о спектре микроволнового излучения,
естественно предположить, что во Вселенной в прошлом существовало состояние
термодинамического равновесия между плазмой и излучением, температура
которого была высока. Наконец, экстраполируя в прошлое законы возрастания
плотностей вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что уже
при температуре плазмы, близкой к 1010 К, в ней, существовали протоны и
нейтроны, которые были ответственны за формирование химического состава
космического вещества.
Очевидно, что подобный комплекс начальных условий» нельзя формально
экстраполировать на самые ранние этапы расширения Вселенной, когда
температура плазмы превышает 1012 К поскольку в этих условиях произошли бы
качественные изменения состава материи, связанные, в частности, с кварковой
структуры нуклонов. Этот период, предшествующий этапу с температурой около
1012 К, естественно отнести к сверх ранним стадиям расширения Вселенной, о
которых, к сожалению, в настоящее время известно еще очень мало.
Дело в том, что по мере углубления в прошлое Вселенной мы неизбежно
сталкиваемся с необходимостью описывать процессы взаимопревращений
элементарных частиц со все большей и большей энергией, в десятки и даже
тысячи раз превышающей порог энергий, доступных исследованию на самых
мощный современных ускорителях. В подобной ситуации, очевидно, возникает
целый комплекс проблем, связанных, во-первых, с нашим незнанием новых типов
частиц, рождающихся в условиях высоких плотностей плазмы, а во-вторых, с
отсутствием «надежной» теории, позволившей бы предсказать основные
характеристики космологического субстрата в этот период.
Однако даже не зная в деталях конкретных свойств сверхплотной плазмы
при высоких температурах, можно предположить, что, начиная с температуры
чуть меньше, 1012 К ее характеристики удовлетворяли условиям, Перечисленным
в начале этого раздела. Иначе говоря, при температуре около 1012 К материя
во Вселенной была представлена электрон-позитронными парами (е -, е+);
мюонами и антимюонами (м -, м+); нейтрино и антинейтрино, как электронными
(vе, vе), так и мюонными (vм, vм) и тау-нейтрино (vt, vt); нуклонами
(протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.

Взаимодействие всех этих частиц обеспечивало в плазме состояние
термодинамического равновесия, которое, однако, изменилось по мере
расширения Вселенной для различных типов частиц. При температурах меньше
1012 К первыми это «почувствовали» мюон-антимюонные пары, энергия покоя
которых составляет примерно 106 МэВ8. Затем уже при температуре порядка
5.109 К аннигиляция электрон-позитронных пар стала преобладать над
процессами их рождения при взаимодействии фотонов, что в конечном итоге
привело к качественному изменению состава плазмы.


Начиная с температур Т<109 К, основную роль в динамике расширения
Вселенной стали играть электронные, мюонные и тау-нейтрино, а также
электромагнитное излучение
10 11 12 13 14 15 16 
Добавить в Одноклассники    

 

Rambler's Top100