- •1. Становление специальной теории относительности.
- •2.Преобразования Лоренца
- •3. Специальная теория относительности а.Эйнштейна
- •1. Принцип относительности: все законы природы одинаковы во всех инерциальных системах отсчета.
- •2. Принцип постоянства скорости света: скорость света в пустоте одинакова во всех инерциальных системах отсчета и не зависит от движения источников и приемников света.
- •4. Элементы общей теории относительности
- •5. Экспериментальное подтверждение сто и ото
- •6. Основные представления о структуре вещества
- •7. Многоэлектронный атом. Принцип Паули. Квантово-механическое обоснование Периодического закона д.И.Менделеева.
- •8. Ядерные реакции. Связь энергии и массы. Дефект масс.
- •9. Элементарные частицы
- •10. Стандартная модель. Вещество и поле.
- •11. Физический вакуум
- •12. Развитие представлений о вселенной
- •13. Вселенная. Основные этапы её эволюции.
- •14. Темная материя и темная энергия
- •15. Звезды.
- •16. Происхождение Солнечной системы и Земли
- •17. Происхождение Луны.
- •18. Земля
- •19. Целесообразность во Вселенной (принципы построения Вселенной)
12. Развитие представлений о вселенной
В XVIII-XIX веках и даже в первой половине XX века в астрономии господствовал взгляд на Вселенную как на нечто статическое, не изменяющееся.
Современная космология начала складываться в 20-е годы XX века на основе созданной Эйнштейном общей теории относительности. Из этой теории следует так называемая кривизна пространства и связь кривизны с плотностью массы (энергии). Космология, основанная на этих постулатах, — релятивистская. Еще в 1922 году советский математик и геофизик А.А.Фридман нашел решение уравнений общей теории относительности для замкнутой Вселенной. Он установил, что Вселенная не может быть стационарной: она должно или расширяться, или сжиматься.
Существует два различных типа моделей Фридмана:
- если средняя плотность материи во Вселенной меньше некоторой критической величины или равна ей, то тогда Вселенная должна расширяться;
- если плотность материи во Вселенной больше той же критической величины, тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривляет Вселенную, замыкая ее на себя.
Уравнения Фридмана теоретически обосновали нестационарность Вселенной. На этот вывод ученые не обращали внимание вплоть до открытия американским астрономом Эдвином Хабблом (1889-1953) в 1929 году так называемого «красного смещения». Тем самым теоретически построенные Фридманом модели нестационарной Вселенной были обоснованы результатами наблюдений. Совмещение этого факта с теорией Эйнштейна привело к выводу, что Вселенная представляет собой расширяющуюся четырехмерную сферу.
Основываясь на теории расширяющейся Вселенной, оказалось возможным проследить развитие Вселенной в «обратную сторону». Расчеты показывают, что около 13 млрд. лет назад все галактики находились в одной точке (точке сингулярности), из которой началось расширение Вселенной, получившее название Большого взрыва.
В 1965 году американские ученые-астрономы А. Пензиас и Р. Вилсон с помощью радиотелескопа установили, что во Вселенной имеется так называемое фоновое радиоизлучение, названное советским ученым И.С. Шкловским реликтовым. Реликтовое радиоизлучение образовалось на раннем этапе существования Вселенной. Два экспериментально установленных положения — расширение Вселенной и реликтовое излучение — являются убедительными доводами в пользу так называемой теории Большого взрыва, ставшей теперь общепризнанной.
13. Вселенная. Основные этапы её эволюции.
Вселенная — фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое. Включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами. Под возрастом Вселенной подразумевается время с начала её расширения.
По последним данным возраст Вселенной составляет 13,73 ± 0,12 миллиардов лет. Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует.
Расчеты показывают, что 13,73 млр. лет назад материя нашей Вселенной была сконцентрирована в необычайно малом объеме, около 10-33 см3, и имела огромную плотность – 1033 г/см3 при температуре 1027 К (так называемая точка сингулярности).
В настоящее время принята следующая периодизация развития Вселенной:
- самая ранняя эпоха - планковское время 10−43 с после Большого взрыва. Предполагается, что в это время выделилось гравитационное взаимодействие. По современным представлениям эта эпоха продолжалась до времени порядка 10−11 с после Большого взрыва;
- следующая эпоха характеризуется рождением кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода;
- современная эпоха началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В это время во Вселенной происходили термоядерные реакции, аналогичные реакциям, протекающим в центре Солнца или в термоядерной бомбе. Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения.