Ссылки на дополнительный материал.
Дисциплина: естествознание Дата: 2.12.20
Группы: ЭК-11. БД-11
Преподаватель: Максим Дмитриевич Метелица
Тема: эволюция и состав Вселенной
Лекционный материал.
Мы знаем Вселенную как бескрайнее плоское пространство, наполненное галактиками, звёздами и из системами, а также газом. Сегодня точно известно, что наша Вселенная была такой не всегда. Около 13.7 млрд лет назад она представляла собой нечто неимоверно горячее и плотное, да ещё и расширялась с непостижимой скоростью, становясь в два раза больше за секунду. Однако то, что было до этого интересного положения Вселенной пока, а может и навсегда, остаётся неопределенным.
Вообще есть несколько гипотез того, что происходило и происходит со Вселенной. Давайте рассмотрим основные из них.
Гипотезы развития Вселенной
Большой взрыв.
Наибольшую популярность в массовой культуре обрела теория Большого взрыва, про которую не слышал, разве что, ленивый. Но мало кто углубляется в суть этой теории, а там полно интересного.
Гипотеза большого взрыва подразумевает развитие Вселенной из сверхплотного состояния, которое не описывается с помощью наших представлений о пространстве и времени. Такое состояние называется сингулярностью - это начальная точка в гипотезе Большого взрыва. В таком случае ключевую роль играет инфляционное (экспоненциальное) расширение вселенной, которое приводит её к огромному размеру и последующему переходу на горячую стадию. Некоторое время назад, модель горячей Вселенной была самодостаточной, но она так хорошо согласовывалась с Большим взрывом, что произошло их объединение.
|
|
|
Само инфляционное расширение характеризует физическое состояние Вселенной на ранних этапах развития и её расширение. Модель инфляционного расширения говорит нам, что в самом начале развития, температура Вселенной была около 10^28K, а расширение происходило и происходит по сей день со сверхсветовой скоростью.
Здесь возникает ощущение лёгкого противоречия, ведь исходя из специальной теории относительности, ни один объект не может двигаться со скоростью, превышающей скорость света! Но эта ситуация не является исключением из правила. Дело в том, что расширяется не совсем Вселенная, расширяется пространство, для которого нет никаких скоростных ограничений. Но куда оно расширяется? Скорее всего, само в себя. Точно так же, как пространству не обязательно соблюдать скоростной режим, ему не обязательно придерживаться какой-то цели в своём расширении.
Стоит сказать, что на стадии инфляции, которая длилась мельчайшие доли секунды, Вселенная расширилась в миллионы раз и приобрела однородную структуру: чистая энергия, равномерно распределенная в пространстве. Сейчас эта однородность продолжает существовать: вся Вселенная однородно заполнена объектами, а температура в разных уголках одинакова.
|
|
|
В конце стадии инфляции скорость расширения Вселенной значительно упала, а энергия начала превращаться в материю. Появились первые элементарные частицы: кварки, глюоны, а потом уже и протоны с нейтронами. Все эти частицы начали дружно соударяться, так как пространства было не много, и плотность частиц была высокой. В результате этого температура Вселенной поднялась до 100 млн К. Параллельно с этим шло образование первых фотонов путём слияния частиц материи и антиматерии. Сейчас эти фотоны мы можем регистрировать в виде реликтового излучения.
Следующей стадией стал нуклеосинтез, в результате которого Вселенная наполнилась атомами гелия, дейтерия и бора, протонами (читай ядрами водорода). Из этого через некоторое количество времени (тёмные века, 800 млн лет) будут образовываться звёзды.
Большой отскок.
Ещё одним предположением о рождении Вселенной, которое сейчас активно обсуждается теоретиками, является Большой отскок.
|
|
|
Когда-то очень давно, Вселенная была очень похожа на ту, которую мы сегодня можем наблюдать с одним лишь отличием: она не расширялась, а наоборот, сжималась. Естественно, в такой ситуации плотность начинает расти вместе с температурой, а сжатие происходит всё быстрее и быстрее. Но так не может продолжаться вечно, рано или поздно произойдёт "отскок", т.е. Вселенная начнёт обратный процесс - расширение.
Иными словами, гипотеза большого отскока подразумевает образование нашей Вселенной в результате распада предыдущей. Плюсом такой гипотезы является отсутствие странной сверхплотной среды - сингулярности.
Стоит отметить, что эти две гипотезы не противоречат друг другу. За исключением нескольких моментов, они подразумевают развитие Вселенной по схожему сценарию с одинаковыми стадиями.
Реликтовое излучение.
Реликтовое излучение было предсказано еще в 1940-х гг. Уже тогда предполагалось, что такое излучение равномерно заполняет пространство вокруг нас и несет в себе информацию о ранних этапах развития Вселенной. Однако открыто реликтовое излучение было позже - в 1960-х г. совершенно случайно.
|
|
|
Андро Пензиас и Роберт Вильсон пытались наладить старый прибор для изучения радиоволн. Но что-то пошло не так и антенна прибора начала ловить странные сигналы неизвестного происхождения. Исследователи подумали, что это помехи и решили устранить все возможные источники. Но даже после этого помехи не перестали фиксироваться прибором со всех сторон. Тогда было выдвинуто предположение о том, что это и есть реликтовое излучение - эхо Большого взрыва. Оно по своей природе изотропно, то есть приходит со всех сторон - и удивительно равномерно. Те редкие неравномерности, которые можно видеть на карте реликтового излучения, ни что иное как квантовые возмущения, которые впоследствии дали начало гигантским скоплениям галактик.
Как устроена Вселенная.
Галактики.
Предположение о том, что Вселенная не ограничивается только лишь солнечной системой и нашей галактикой было выдвинуто Иммануилом Кантом в середине 18 века. Через 180 лет Эдвин Хаббл измерил расстояние до ближайшего видимого облака - туманности Андромеды - расстояние оказалось внушительным (2.5 млн световых лет). Стало понятно, что видимые в телескоп облака (туманности) являются не частью Млечного пути, а совершенно другими галактиками.
Галактики - это гигантские скопления звёзд и их систем. Мы с вами находимся в галактике Млечный Путь. Если посмотреть на неё сбоку, то мы увидим, что она имеет форму двояковыпуклой линзы диаметром 80 тыс световых лет, а в плане (сверху) представляет собой спираль.
Млечный путь - скопление 100-150 млрд шарообразных тел, состоящих из раскаленных газов - звёзд.
Существовало две основные классификации галактик: гарвардская и последовательность Хаббла. В первом случае за критерий классификации взята светимость галактик в звёздных величинах. Таким образом появляется пять классов: A (12),B,C,D,E(18-20). На момент создания такой классификации, оборудование не позволяло наблюдать слишком тусклые галактики, но авторы оставили возможность расширения количества классов.
В 1926 году Эдвин Хаббл предложил разделить все галактики на три обширных класса: эллиптические, спиральные и неправильные. В основу такой классификации исследователь положил внешний вид скоплений. Впоследствии сам автор и его последователи продолжали совершенствовать классификацию. В итоге она претерпела значительные изменения и используется до сих пор.
Звёзды.
Это массивные шарообразные тела, состоящие из раскаленных газов или плазмы. Звёзды испускают свет. Происходит это благодаря термоядерным реакциям в их недрах. В результате таких реакций выделяется колоссальное количество энергии, которая, в свою очередь, переносится к поверхности звезды.
Как изучают звёзды.
К началу 20 века физики научились определять температуру звезды по спектру излучения. Это оказалось достаточно просто. Дело в том, что звезда излучает как абсолютно черное тело, и, значит, её поверхностную температуру можно определить при помощи формулы Планка. Внутреннюю температуру измерить подобным образом не получится, но для этого есть другой способ. Если предположить, что звезда находится в гидростатическом равновесии, то её внутреннее строение описывается довольно простыми формулами, которые позволяют рассчитать и центральную температуру. Примечательно, что для этого не надо знать ничего про термоядерные реакции в недрах звёзд и про другие особенности. Просто считаем её газовым шаром известной массы и радиуса, который находится в гидростатическом равновесии.
Гидростатическое равновесие - используемое в физике понятие для описания равновесия гравитационных сил и направленных в противоположную сторону сил давления среды.
Вторым важным параметром звезды, который можно определить только из наблюдений, является светимость, то есть полное количество энергии, излучаемое звездой за единицу времени. Чтобы оценить светимость, нужно узнать расстояние до звезды или сравнить ее с каким-нибудь эталоном, например со звездой того же спектрального класса, расстояние до которой известно.
Самый прямой метод определения расстояний — это метод тригонометрических параллаксов, использующий орбитальное движение Земли вокруг Солнца. Из этого метода появилась мера в один парсек — это расстояние, на котором объект смещается в течение полугода на одну угловую секунду. Он работает в ближайших окрестностях Солнечной системы, но, к счастью, в наших галактических окрестностях много звезд, до которых можно измерить расстояние напрямую. Затем мы можем транслировать это знание на далекие объекты. Как? При помощи так называемых стандартных свечей — объектов, истинная светимость которых нам известна. Таковы, например, переменные звезды особого вида — цефеиды (к ним относится, в частности, Полярная звезда), светимость которых связана простым соотношением с периодами их пульсаций, или сверхновые типа Ia, предположительно в максимуме блеска обладающие одной и той же светимостью. Определив расстояния до некоторых «стандартных свечей» методом тригонометрических параллаксов, мы затем можем определить расстояние до других объектов того же типа просто по видимому блеску, по тому, насколько ярко они светят для земного наблюдателя. Помня, что поток фотонов падает как квадрат расстояния, мы можем оценить расстояние до этих звезд.
Как появляются звёзды.
Когда было изучено большое количество звёзд, оказалось, что некоторые из них излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце, и поэтому физически не могут жить миллиарды лет. Получается, что должен быть процесс, который приводит к образованию звёзд в более поздние эпохи, близкие к нашему времени. Отсюда следует, что формирование звёздного мира еще не завершилось.
Какие же звезды мы относим к сравнительно молодым? Это прежде всего звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Именно они не могут соперничать с Солнцем по возрасту, так как столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое время по астрономическим масштабам. Самые короткоживущие, а значит, недавно возникшие звезды — это прежде всего гигантские горячие звезды голубоватого цвета, их называют «голубые сверхгиганты». Они не распределены по всему пространству беспорядочно, а, как правило, наблюдаются группами, мы их называем молодыми звездными скоплениями. Значит, рядом с ними и надо искать вещество, из которого звезды могут рождаться. Из самых общих соображений было очевидно, что звезды должны формироваться путем сгущения предшествующего более разреженного вещества. Эта идея высказывалась еще Исааком Ньютоном, но экспериментального подтверждения она очень долгое время не имела. Здесь надо напомнить, что, помимо звезд, с помощью телескопов можно увидеть на небе еще отдельные светящиеся облачка межзвездного газа. Часто они действительно наблюдаются в областях, где есть голубые сверхгиганты. Можно было предположить, что это и есть то вещество, которое потом рождает звезды.
Однако эта идея не проходит, потому что эти облачка горячие и, скорее всего, сами появились в результате деятельности звезд. Нужно было найти холодный газ, но ни в какие оптические телескопы его излучение нельзя запечатлеть. На помощь пришла радиоастрономия во второй половине ХХ века. Радиоволны, идущие к нам из космоса, несут много информации, в том числе и о том веществе, которое никакими оптическими телескопами заметить невозможно. С помощью радионаблюдений было обнаружено, что в космосе, в нашей галактике, в пространстве между звездами находится очень большое количество атомарного водорода, то есть газа, состоящего из отдельных атомов водорода. Физические условия в облаках атомарного газа уже приближаются к тем, какие требуются для того, чтобы происходила конденсация газа в звезды. Тем не менее его плотность оказалась все же слишком мала для этого.
Теоретические расчеты показывали, что для того, чтобы облака под своей тяжестью могли сжаться и распасться на звезды, нужно вещество более плотное либо (а лучше и) более холодное, чем атомарный водород. Но в течение долгого времени оно оставалось неизвестным.
В 60-х годах ХХ века были созданы космические обсерватории с небольшими инструментами, которые могли принимать гамма-излучение, приходящее из космоса. Гамма-излучение — это жесткое излучение, которое связано с очень высокоэнергичными процессами. Выяснилось, что слабые потоки гамма-лучей приходят на Землю с различных направлений. Гамма-телескопы выявили общее гамма-свечение неба, которое рождается в межзвездной среде. Оно возникает в результате того, что атомы межзвездного газа сталкиваются с очень быстрыми заряженными частицами, с протонами космических лучей. Но в некоторых направлениях на небе этот фон оказался ярче ожидаемого, потому что ему не соответствовала повышенная плотность наблюдаемого атомарного газа. Это привело к предположению о том, что здесь гамма-лучи выдают нам существование невидимой материи, реагирующей на космические лучи, которая не видна ни в какие телескопы. Удалось доказать, что это и есть та самая газовая среда, из которой рождаются звезды. Газ этот представляет собой в основном водород, но уже не в атомарном, а в молекулярном состоянии. Молекула водорода — это два атома водорода, связанные между собой. Такой газ практически не излучает ни в оптическом, ни в радиодиапазоне. Только по косвенным признакам можно было заподозрить, что его на самом деле в пространстве очень много. Лишь через какое-то время научились этот газ наблюдать непосредственно благодаря тому, что молекулярному водороду сопутствуют другие молекулы, в частности молекулы СО, состоящие из атомов углерода и кислорода. Эти соединения вполне можно обнаружить радиометодами, так как они излучают на некоторых фиксированных радиочастотах миллиметрового диапазона.
Классификация звёзд.
Звёзды принято классифицировать по спектру их излучения. Различия в спектрах обусловливаются физическими свойствами атмосфер звёзд: температурой и давлением.
Современная спектральная классификация звёзд разработана в Гарвардской обсерватории (1890-1924). Это по сути температурная классификация, в которой выделяют 7 классов звёзд.
Со временем такая классификация была дополнена учёными из Йеркской обсерватории и используется по сей день.
Ссылки на дополнительный материал.
https://postnauka.ru/video/93280
https://postnauka.ru/faq/43334
https://nplus1.ru/material/2020/10/23/astrophotography
https://nplus1.ru/news/2019/11/19/hubble130
Домашнее задание.
Пожалуйста, присылайте ответы в электронном виде (текстовый файл) на почту miacielica@ya.ru до 08.12. включительно
1. Из чего состоит реликтовое излучение?
a) фотоны
b) протоны
c) нейтроны
d) электроны
2.После того как в 1929 году Эдвин Хаббл показал, что Вселенная расширяется, ученые разрабатывали разные космологические модели, пытаясь описать историю ее развития: было непонятно, имеет ли Вселенная начало и конец. Когда реликтовое излучение было найдено экспериментально, его существование отсекло много космологических моделей и подтвердило одну. Какую?
a) Холодного Большого взрыва
b) Тёплого Большого взрыва
c) Горячего Большого взрыва
3. В 1964 году реликтовое излучение было экспериментально обнаружено, признано и зафиксировано. Кто его обнаружил?
a) А.Пензиас и Р. Уилсон, которые искали другие радиосигналы
b) Р. Дикке и Д. Уилкинсон, которые построили радиометр и проверяли, существует ли реликтовое излучение
c) Георгий Гамов, Ральф Альфер и Роберт Герман сами подтвердили свою же теорию
4. Благодаря изучению реликтового излучения мы знаем историю Вселенной. Целиком?
a) Ничего не известно о нескольких секундах после Большого взрыва.
b) Всё известно от самого момента Большого взрыва
c) Ничего не известно о первых триллионных долях секунд после Большого взрыва
5. Температура реликтового излучения, которую мы регистрируем как едва заметный шум, — примерно 2,73 К. Какую часть оно составляет от всего шума Вселенной, достигающего Земли?
a) 1%
b) 0,03%
c) 15%
6. Как собирают точные данные о температуре реликтового излучения на разных участках неба?
a) Самые важные данные о температуре реликтового излучения получены с помощью космических радиотелескопов
b) Главный источник данных - один удачный снимок неба с поверхности Марса
c) Его изучают с Земли, данные собирают обсерватории в разных точках планеты
7. Говорят, что распределение излучения в области пространства изотропно, если оно равномерно, одинаково по всем физическим параметрам и по всем направлениям. А реликтовое излучение изотропно?
a) Почти изотропно
b) Да, абсолютно изотропно
c) Нет, не изотропно (анизотропно)
8. По данным неоднородностей карты реликтового излучения изучают кривизну Вселенной: видимого вещества где-то больше, где-то меньше. Но если посмотреть на Вселенную в больших масштабах, она равномерная и плоская: можно построить треугольник между далекими галактиками, и он не будет искривлен, сумма углов будет 180 градусов, а кривизна —0. Что делает Вселенную плоской?
a) Красное смещение
b) Тёмная материя
c) Тёмная энергия
9. Кроме реликтового излучения в космосе много другого шума, и, чтобы построить корректную карту, нужно исключить факторы, искажающие данные. Что дает сильное искажение и мешает изучать реликтовое излучение?
a) Радиоисточники
b) Излучение космической пыли
c) Всё сразу
d) Излучение Млечного Пути
Дата добавления: 2021-02-10; просмотров: 52; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!