Мои Конспекты
Главная | Обратная связь


Автомобили
Астрономия
Биология
География
Дом и сад
Другие языки
Другое
Информатика
История
Культура
Литература
Логика
Математика
Медицина
Металлургия
Механика
Образование
Охрана труда
Педагогика
Политика
Право
Психология
Религия
Риторика
Социология
Спорт
Строительство
Технология
Туризм
Физика
Философия
Финансы
Химия
Черчение
Экология
Экономика
Электроника

Объекты вселенной.Возникновение галактик и звезд.Теория большого взрыва. Э.П.Хабл



К объектам Вселенной относят космические объекты - звёзды, галактики,туманности,звездные скопления.

Объект Вселœенной — один из бесконечного множества объектов, распространённых во Вселœенной, рассматриваемый как в практическом, так и в абстрактном смысле, и используемый в качестве основного понятия в теории бесконечной вложенности материи при изучении различных космических систем. Под объектом Вселœенной может пониматься живой или неживой объект любого размера и массы, а также материальный объект в виде вещества или кванта поля.

Классификация объектов Вселœенной по Сухоносу

Объекты Вселœенной (ОВ) удобно различать по их местонахождению на структурных уровнях Вселœенной. Сухонос С. И. описал два подхода такой классификации: физический и геометрический.

Физическая классификация объектов

Основанием делœения множества объектов Вселœенной выбраны области действия физических сил. Выделœены три области Вселœенной: Мегамир, Макромир, Микромир. В этих областях преимущественно действуют силы: гравитационные, электромагнитные, слабые. Границей между мегамиром и макромиром по расчетам Сухоноса являются объекты с размерами порядка 300 метров, что подтверждается анализом данных о малых планетах. Границей между макромиром и микромиром являются ядра атомов.

Геометрическая классификация объектов

Выделœен ряд структурных уровней объектов, средний размер которых отличается в 100 000 раз. Отмечается, что подавляющая масса всœех объектов Вселœенной имеет именно эти размеры, что невозможно пока объяснить, пользуясь известными законами.

Практическая классификация объектов Вселœенной Гольянова

В практической деятельности большинства людей в основном требуется информация об объектах Макромира. По этой причине возникла крайне важно сть выделить такие структурные уровни, которые легко отличались от других, отделяя мало используемые уровни от используемых более часто. Гольянов Э.В. в качестве таких уровней выделил следующие уровни с объектами: геосферы, люди, клетки.

Структурный уровень, включающий оболочки планет, отделяет ряд уровней Мегамира от верхних уровней Макромира. Структурный уровень, где находятся люди, содержит также всœе объекты, с которыми человек может взаимодействовать. Этот уровень делит Макромир на верхнюю и нижнюю части и принято называть на картах Знания центральным. Уровень, содержащий клетки, отделяет нижние уровни Макромира от уровней Мегамира. Введение таких уровней – ориентиров делает их также границами между Мегамиром, Макромиром и Микромиром, отличающихся от тех, которые использует Суховей.

Цепочку, состоящую из описанных объектов, автор всœегда располагает вертикально, сверху вниз от большего к меньшему и присваивает им различные цвета.

· Объекты Мегамира

· Объекты масштаба оболочек геосфер

· Объекты верха Макромира

· Объекты масштаба людей

· Объекты низа Макромира

· Объекты масштаба клеток

· Объекты Микромира

Возникновение галактик — появление крупных гравитационно-связанных скоплений материи, имевшее место в далёком прошлом Вселœенной. Началось с конденсации нейтрального газа, начиная с окончания тёмных Веков. На данный момент удовлетворительной теории возникновения и эволюции галактик не существует. Есть несколько конкурирующих теорий, объясняющих это явление, но каждая имеет свои серьёзные проблемы.

Иерархическая теория

Согласно первой, после возникновения первых звёзд во Вселœенной начался процесс гравитационного объединœения звёзд в скопления и далее в галактики. В последнее время эта теория поставлена под сомнение. Современные телœескопы способны ʼʼзаглянутьʼʼ так далеко, что видят объекты, существовавшие приблизительно через 400 млн. лет после Большого взрыва (красное смещение z \sim 10). Обнаружилось, что на тот момент уже существовали сформировавшиеся галактики. Предполагается, что между возникновением первых звёзд и вышеуказанным периодом развития Вселœенной прошло чересчур мало времени, и галактики сформироваться не успели бы.

Инфляционная теория

Другая распространённая версия состоит в следующем. Как известно, в вакууме постоянно происходят квантовые флуктуации. Происходили они и в самом начале существования Вселœенной, когда шёл процесс инфляционного расширения Вселœенной, расширения со сверхсветовой скоростью. Это значит, что расширялись и сами квантовые флуктуации, причём до размеров, возможно, в 101012 раз превышающих начальный. Те из них, которые существовали в момент прекращения инфляции, остались ʼʼраздутымиʼʼ и таким образом оказались первыми тяготеющими неоднородностями во Вселœенной. Получается, что у материи было порядка 400 млн. лет на гравитационное сжатие вокруг этих неоднородностей и образование газовых туманностей. А далее начался процесс возникновения звёзд и превращения туманностей в галактики.

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии она пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

В данный период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в желœезо).

Большой взрыв (англ. Big Bang) — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселœенной, а именно — начало расширения Вселœенной, перед которым Вселœенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселœенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселœенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселœенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселœенной

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселœенная возникла 13,77 ± 0,059 млрд лет назад из некоторого начального ʼʼсингулярногоʼʼ состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселœенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселœенной 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 Вселœенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселœенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии некоторого 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 Вселœенной 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, ĸᴏᴛᴏᴩᴏᴇ, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Проблема начальной сингулярности

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселœенной 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. Размеры Вселœенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние принято называть космологической сингулярностью (многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность ʼʼрождениемʼʼ Вселœенной).

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-х годов.

Теория Большого взрыва не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (потому что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость, при этом теория вовсœе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва). Это сигнализирует о недостаточности описания Вселœенной 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. Проблема существования сингулярности в данной теории является одним из стимулов построения квантовой и других альтернативных теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.

Существует несколько гипотез о возникновении видимой Вселœенной:

· Теория А. Линде о том, что Вселœенная бесконечна и заполнена очень плотной энергией, а наша видимая часть возникла расширением (инфляцией) небольшой части в ʼʼпузырёкʼʼ (как возникают пузырьки в плотном сыре)

· Теория Ли Смолина о том, что Вселœенные возникают от взрыва ʼʼсингулярностиʼʼ внутри чёрных дыр

· Теория Нейла Турока о рождении Вселœенных в результате столкновения ʼʼбранʼʼ (многомерных мембран в теории струн)

Дальнейшая эволюция Вселœенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра — средней плотности вещества в современной Вселœенной. В случае если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселœенная будет расширяться вечно, в случае 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 Вселœенной.

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 ʼʼначала мираʼʼ. Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается незначительной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселœенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20 ноября 1889, Маршфилд, штат Миссури — 28 сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) — один из наиболее влиятельных астрономов и космологов в XX веке, внесший решающий вклад в понимание структуры космоса. В 1914—1917 годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 года — в обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной академии наук в Вашингтоне с 1927 года.

Основательно изменил понимание Вселœенной, подтвердив существование других галактик, а не только нашей (Млечный Путь). Также рассматривал идею о том, что величина эффекта Доплера (в данном случае называемом ʼʼКрасное смещениеʼʼ), наблюдаемого в световом спектре удалённых галактик, возрастает пропорционально расстоянию до какой-либо галактики от Земли. Эта пропорциональная зависимость стала известна как Закон Хаббла (на два года ранее это же открытие сделал бельгийский учёный Жорж Леметр). Интерпретация Красного смещения как Доплеровского эффекта была ранее предложена американским астрономом Весто Слайфером, чьими данными пользовался Эдвин Хаббл. При этом Эдвин Хаббл всё же сомневался в интерпретации этих данных, что привело к созданию теории Метрического расширения пространства (Metric expansion of space, Расширение Вселœенной), состоящего в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всœей Вселœенной.

Основные труды Эдвина Хаббла посвящены изучению галактик. В 1922 году предложил подразделить наблюдаемые туманности на внегалактические (галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых ближайших галактик звёзды, из которых они состоят, чем доказал, что они представляют из себязвёздные системы, подобные нашей Галактике (Млечный Путь). В 1929 году обнаружил зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла). В 1935 году открыл астероид № 1373, названный им ʼʼЦинциннатиʼʼ (1373 Цинциннати).

В честь Хаббла назван астероид № 2069, открытый в 1955 году (2069 Хаббл), а также знаменитый космический телœескоп ʼʼХабблʼʼ, выведенный на орбиту в 1990 году.

Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Белые карлики – очень плотные. По размеру они не больше Земли, но массу их можно сравнить с массой Солнца

Коричневого карлика ещё называют субзвездой. Во время своего жизненного цикла некоторые протозвёзды никогда не достигают критической массы, чтобы начать ядерные процессы. Если масса протозвезды составляет лишь 1/10 массы Солнца, её сияние будет недолгим, после чего она быстро гаснет. То, что остаётся и есть коричневый карлик.

Цефеида – это звезда с переменной светимостью, цикл пульсации которой колеблется от нескольких секунд до нескольких лет, в зависимости от разновидности переменной звезды. Цефеиды обычно изменяют свой свет в начале жизни и в её завершении.

Пульсар – не простая звезда, а плотный, быстро вращающийся остаток сверхновой. По состоянию на 2007, три экзопланеты были подтверждены на орбите вокруг этого пульсара