Космический вакуум и его влияние на геометрию Мира



жүктеу 105.87 Kb.
Дата11.04.2019
өлшемі105.87 Kb.
түріРеферат




Муниципальное бюджетное образовательное учреждение города Королёва Московской области средняя общеобразовательная школа №13



Тема работы: Космический вакуум и его влияние на геометрию Мира

Автор работы: Агафонова Валентина Трофимовна,

учитель физики МОУ СОШ №13

г. Королёва Московской области

г. Королёв,2013
Содержание



  1. Аннотация 3

  2. Введение 4

  3. Научные работы Фридмана 5

  4. Постоянная Хаббла и горячая Вселенная Гамова. 7

  5. Теория горячей вселенной 8

  6. Всемирное антитяготение 10

  7. Заключение 13

  8. Список используемых источников 14


1. Аннотация.
Данная работа представляет собой краткое исследование работ известных ученых – космологов о космическом вакууме, о его влиянии на развитие и эволюцию Вселенной. Мною были изучены работы таких великих ученых, как А. Фридмана, Г. Гамова, С. Хокинга, М.П. Хвана, А. Эйнштейна, Б. Грина. В мою работу включены диаграммы зависимости скорости галактик V от их расстояния R, таблицы зависимости расстояний от времени, плотности от времени. Также в работу были включены линейный закон космологического расширения Эдвина Хаббла;

V = HR H – постоянный коэффициент;

Зависимость вещества в Мире от времени до Большого взрыва, формулы плотности вакуума, а также теории горячей Вселенной, теории ученых об антитяготении и его влиянии на Вселенную, значение космологической постоянной Эйнштейна.

2. Введение.

Черные дыры и космология – две новые и, несомненно, самые удивительные области исследований, которые породила эйнштейновская теория относительности.





В космологии Вселенная рассматривается как единое целое, - физическая система со своими особыми свойствами, которые не сводятся к сумме свойств населяющих её астрономических тел. Эти свойства проявляются в явлениях самых больших пространственно-временных масштабов. Вторая особенность космологии – это то, что она только наблюдательная наука, - Вселенную можно только наблюдать, экспериментировать с нею невозможно, также космология имеет близкое родство с философскими идеями и исканиями, с попытками осмыслить место человека в мире.

Основу современной космологии составляет теория, созданная русским ученым Александром Александровичем Фридманом в 1922-1924 годах. История космологии складывается из трех крупнейших событий.

1. В 1929 году Эдвин Хаббл обнаружил разбегание галактик.

2. Открытие реликтового излучения в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном (Нобелевская премия 1976 год).

3. Открытие космического вакуума двумя группами астрономов в 1998-1999г.

Первое событие было предсказано Фридманом, второе – Георгием Антоновичем Гамовым, третье – Эйнштейном.



3. Научные работы Фридмана.
Космологии Фридман посвятил две статьи, одну написанную в 1922 году, другую – в 1923 году. В них он детально изучил, описал и разъяснил динамику космологического расширения. Оконченная 29 мая 1922 года первая космологическая работа Фридмана носит название «О кривизне пространства». Цель своего исследования Фридман формирует в следующих словах: «…указать возможность получения особого мира, кривизна пространства которого, постоянная относительно трех, принятых за пространственные, координат, меняется с течением времени, т.е. зависит от четвертой координаты, принятой за временную…». Что же касается поведения мира во времени, то вот как говорит об этом Фридман в своей книге: «…можно прийти, прежде всего, к двум типам Вселенной – 1)стационарный тип – кривизна пространства не меняется с течением времени и 2) переменный тип – кривизна пространства меняется с течением времени». Переменный тип Вселенной представляет собой большое разнообразие случаев. Для этого типа возможны случаи, когда радиус кривизны мира постоянно возрастает с течением времени. Возможны случаи, когда радиус кривизны меняется периодически: Вселенная сжимается в точку (в ничто), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения, далее опять уменьшает радиус своей кривизны, обращается в точку и т.д.. Во всех трех случаях пространственной геометрии космологическое расширение мира начинается с состояния когда, по словам Фридмана, пространство было точкой. Это означает в частности, что начальная плотность вещества неограниченно большой, бесконечной в начальный момент времени. Столь необычное, исключительное состояние мира называют космологической сингулярностью

t – время с начала космологического расстояния

Gρt ~ 1 ρ – плотность вещества в мире

G – ньютоновская постоянная



Если принять в качестве ρ среднюю плотность звездного вещества в галактике ~ 10^-24 г/см^3, то из приведенного выше соотношения получится t ~ 3*10^15 сек., т.е. сто миллионов лет. Но Фридман взял величину в десять тысяч раз меньшую, и тогда это соотношение дает десять миллиардов лет. По современным космологическим данным (2003г.) возраст мира заключен в пределах от 13 до 15 миллиардов лет.

В теории Фридмана с конечным возрастом мира связано еще одно важное следствие: за конечное время свет проходит конечное расстояние. Но это означает, что существует принципиальный предел дальности наблюдений: нельзя увидеть того, что лежит дальше расстояния, которое свет способен пройти за десять миллиардов лет жизни Вселенной. По порядку величины это предельное расстояние составляет десять миллиардов световых лет. Все, что дальше, что за этим горизонтом – не наблюдаемо. Самые далекие доступные наблюдению объекты (гигантские галактики и квазары) лежат на расстоянии как раз около миллиардов лет, почти у самого горизонта мира. Из теории Фридмана также вытекает, что космологическое расширение должно происходить по линейному закону: в каждый данный момент истории мира скорость удаления объекта, находящегося на расстоянии R от нас, прямо пропорционально этому расстоянию.

V = HR, где Н – постоянный коэффициент.

Линейный закон космологического расширения был открыт Эдвином Хабблом в его наблюдениях в 1927 – 1929 годах.
4. Постоянная Хаббла и горячая Вселенная Гамова.

Э. Хаббл

В распоряжении Хаббла был телескоп обсерватории Маунт Вилсон, крупнейший в мире по тем временам. Его зеркало имеет диаметр 2,5 метра.

Хаббл смог определить расстояния до двух десятков галактик. Используя данные Спайфера и Хьюмана о скоростях движения этих галактик и на основе этих данных и собственных оценок расстояний – построил диаграмму зависимости скорости V от R.

Н = 65 + 10 км/сек/Мпк

Н
= 1/t




5. Теория горячей Вселенной
Теорию горячей Вселенной выдвинул Георгий Антонович Гамов в 1940-1950 годах. Подробная статья о ядерных реакциях в ранней горячей Вселенной, подготовленная гаммовым и его учеником Ральфом Алфером, появилась в печати за тремя именами: Альфер, Бете, Гамов; имя Бете было вписано в готовый текст. Это была одна из «научных шуток» в стиле Гамова. Так возникла знаменитая Альфа – Бета – Гамма теория.

Один из продуктов ранней горячей Вселенной – это газ фотонов, квантов электромагнитного излучения.



Синтез гелия в горячей Вселенной

  1. p + n → D

  2. D + D → T + p

  3. T + p → He + n

D – дейтерий, T – тритий, p – протон, n – нейтрон, He – гелий.

При температурах в миллиард градусов газ фотонов во Вселенной вместе с горячим веществом – этого требуют законы термодинамики. Те самые фотоны, которые в эпоху ядерных реакций в ранней Вселенной, сохранились и до наших дней.



Такое предсказание явным образом вытекало из работ Гамова. Ему удалось даже примерно указать какой должна быть температура излучения в современную эпоху. По расчетам Гамова и его учеников и сотрудников Ральфа Альфера и Роберта Хернану (оба они из семей с российскими корнями) получалось, что в нашу эпоху температура должна быть весьма близкой к абсолютному нулю, всего в пределеот1 до 10 градусов. Эти холодные фотоны должны равномерно заполнять все пространство и создавать тем самым общий космический фон электромагнитного излучения. В 1925г. фотоны, образующие космическое фоновое излучение, были обнаружены радиоастрономами А. Пензиасом и Р. Вильсоном. Температура излучения оказалась близкой к трем градусам Кельвина. Так теория горячей Вселенной прямое наблюдательное подтверждение.

В одной из своих многочисленных научно-популярных работ Гамов написал (1950г.), что температура фотонного излучения должна быть около трех градусов – это середина (логарифмическая) расчетного интервала температур. Гамов оказался прав – так и оказалось. Изучение реликтового излучения показало, что оно заполняет пространство равномерно, и эта равномерность почти идеальна. Из-за своей почти идеально однородной плотности, реликтовое излучение приходит к нам равномерно из всех направлений, т.е.оно изотропно. Степень изотропии исключительно высока: относительные отклонения от нее не превышают сотых долей процента. Это рекордно высокая точность для космологии. Вскоре после его открытия, и особенно в последние годы, реликтовое излучение превратилось из объекта исследования в инструмент исследования мира.


6. Всемирное антитяготение.

С конца 1920-х годов гипотеза эйнштейновской космологической постоянной сошла, казалось, со сцены. Но, тем не менее, интерес к гипотезе Эйнштейна не пропал совсем. Десятилетие за десятилетием с работ В. де Саттера и Ж. Леметра складывалось понимание того, что же в сущности стоит за этой новой константой природы, если только она не равна нулю. Постепенно стало ясно, что в первой космологической работе Эйнштейн предложил гипотезу о том, что наряду с обычным веществом, все частицы которого протоны, электроны, нейтроны и т.д. испытывают взаимное притяжение, в мире существует и совсем другая среда, создающая не притяжение, а антипритяжение – отталкивание. Антигравитационная среда представлена в уравнениях всего одной константы – эйнштейновской постоянной п. Сейчас считается, что космологическая постоянная представляет собой количественную характеристику космического вакуума. Такая точка зрения была впервые высказана Э.Б. Гринером. Космический вакуум – это такое состояние космической среды, которое обладает постоянной во времени и всюду одинаковой в пространстве плотностью и притом в любой системе отсчета.

В 1998 – 1999 годах две группы астрономов открыли всемирное антитяготение и космический вакуум. В работе участвовало около ста астрономов. Одной группой руководили Брайн Скидт и Адам Райес, другой – Сол Пермутер; исследования продолжаются и сейчас. Главный смысл новейших открытий в космологии таков: в наблюдаемой Вселенной доминирует вакуум, в точности тот, который математически описывается эйнштейновской космологической постоянной. По плотности энергии он превосходит все «обычные» формы космического вещества вместе взятые.

Rab – R/2 •gab + Λ•gab = (8πG/с^4) • Тab

Λ – космологическая постоянная, gab – метрический тензор, Rab – тензор Риччи, R – скалярная величина, Tab – тензор энергии импульса.

Вакуум создает космическое антитяготение, антигравитацию, которая управляет динамикой космологического расширения в современную эпоху. Открытие сделано на основании далеких вспышек сверхновых звезд.

Оказалось, что плотность вакуума составляет ~ 5*10^-30 г/см^3, если выразить ее в единицах плотности массы. Как известно, масса и энергия связаны между собой знаменитой формулой Е = mc^2. Чтобы пересчитать плотность массы на плотность энергии, нужно умножить её на с^2 .

Таким образом на вакуум приходится 67% всей энергии мира, на темное вещество – 30% , на барионы – 3%, а на излучение ещё в сто раз меньше.

Итак, космический вакуум – самая плотная среда во Вселенной

ρv = Λ*c^2/ (8πG), ρv – плотность вакуума

При полном и подавляющем преобладании вакуума расстояния между галактиками и их системами возрастают со времени экспоненциально;

R(t) ~exp[ct/A]


Здесь константа А размерности длины определяется плотностью вакуума

A= (k*ρv)^-1/2 ~ 10^28 см.

Эта зависимость расстояний от времени содержится в теории Фридмана в качестве предельного случая, когда всё в мире определяет вакуум, а влиянием не вакуумных компонентов космической среды можно полностью пренебречь.
Эпоха вещества Эпоха вакуума Эпоха вещества Эпоха вакуума

время

Итак, можно сказать, что половину своей жизни Вселенная замедлялась, а во вторую – ускорялась. В будущем её ждет дальнейшее ускоренное расширение, которое никогда не кончится.



6. Заключение.

В результате исследования работ о космическом вакууме можно сделать следующий вывод.



Особенность вакуума состоит и в том, что он один способен влиять и не испытывать на себе обратного влияния. Действителен тот факт, что плотность и давление вакуума неизменны, означает, что на вакуум ничто, нигде и никогда не влияет. Он действует на вещество, он влияет на свойства пространства-времени и даже полностью их определяет. А сам не испытывает ни обратного влияния вещества, ни обратного влияния геометрии мира. Это единственный известный в физике пример, когда действие не равно противодействию – вопреки третьему закону Ньютона. Таков уж вакуум…

7. Список использованных источников



  1. Грин Б. «Ткань космоса». М. URSS, 2004.




  1. Грин Б. «Элегантная Вселенная». М. URSS, 2004.




  1. Мурзин В.С. «Астрофизика космических луче». М. МГУ, 2009.




  1. Сурдин В.Г. «Звезды». М. Из-во Физико – математическая литература, 2008.




  1. Хван М.Н. «Неистовая Вселенная». М. ЛКИ, 2008.




  1. Хокинг С «Краткая история Вселенной». Санкт - Петербург. Амфора. 2010.




  1. Хокинг С. «Черные дыры и молодые вселенные». Санкт - Петербург. Амфора. 2008.




  1. Хокинг С. Будущее пространство - времени». Санкт - Петербург. Амфора. 2009.




  1. Фейгин О. «Тайны квантового Мира». АСТ – Пресс,




  1. Эйнштейн А. «Работы по теории относительности».


DVD: Video


  1. «Сверхмассивные черные дыры – убийцы галактик»




  1. «Тайны Космоса. Вселенная».




Каталог: Agafonova


Достарыңызбен бөлісу:


©kzref.org 2019
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет