|
Космология – это наука о свойствах и эволюции вселенной.
Вселенная – это совокупность всех форм материи и наблюдаемых явлений.
Метагалактика – это часть Вселенной, которая доступна нашим наблюдениям. Расширение границ идёт за счет усовершенствования приборов. Сужающая часть – это время прихода света от отдалённых частей.
Галактика (Туманность) – это скопление звезд и планет. Есть гигантские галактики, включающие 1013-1015 звезд.
Поведение и свойства объектов вселенной описывается одинаковыми и не изменяющимися во времени физическими законами: - Закон сохранения энергии (ЗСЭ).
- Закон всемирного тяготения.
- Закон сохранения импульса, закон сохранения момента импульса.
А. Фридман (1868-1925) разработал модели на основании теории Эйнштейна, который считал, что вселенная стационарна во времени, предположил, что вселенная может или расширяться (в Римановском пространстве), или сужаться (сжиматься), или пульсировать. Он сам склонялся к модели расширения. В 1917 году Слайфер обнаружил красное смещение спектра, установив спектрограф на телескоп. Еще в середине XIX века Доплер обосновал смещение спектра в длинноволновые области при удалении от объекта. В 1929 году Э. Хаббл заинтересовался красным смещением Слайфера и обнаружил, что все объекты удаляются.
Закон Хаббла: Красное смещение спектральных линий галактик в сторону длинных волн тем больше, чем дальше от нас находятся галактики.
V=HR, где V – скорость галактики, H – постоянная Хаббла, R – расстояние до галактики. H= , лежит в пределах от 50 до 100, обычно около 75.
1 Пк (парсек) = 3,26 светового года=3,08·1016 м.
H= , где τ – время жизни Вселенной. τ=13 млрд. лет.
На основании этой модели Гамов в 30-40-ее гг. разработал теорию Большого Взрыва на основании теории Хаббла. Должен быть эпицентр, или момент взрыва. Это случилось 13-15 млрд. лет назад. Вселенная находилась в сверхплотном и сверхгорячем состоянии:
ρ=1019 г/см3
Т=1032 К.
По этой модели выделены четыре эры развития вселенной: - Адронная (τ=10-4 с)
- Лептонная (τ=0,2 с)
- Фотонная (τ=1 млн. лет)
- Звездная (пока не закончилась)
- Эта эра образования тяжелых частиц (барионов, или адронов) из кварков. Вселенная состояла из барионов и антибарионов, происходили реакции аннигиляции. Потом стали распадаться на нейтроны и протоны (их больше). Эти протоны существуют до сих пор, положительный барионный заряд – тоже.
 - Лептонная – эра лёгких частиц (электронов, фотонов, позитронов).
Реликтовое нейтрино (ν) образовали в эту эру, но обнаружить их пока не удалось. В конце лептонной эры протонов и нейтронов стало примерно одинаковое количество. - Фотонная эра, или эра излучения.
Энергия фотонов уменьшается по сравнению с первыми двумя эрами, длина волны увеличиваются, и они переходят в рентгеновское и ультрафиолетовое излучение. В фотонную эру вещество отделяется от антивещества, и фотоны отделились от вещества в виде различных электромагнитных излучений (ЭМИ) – рентгеновского, ультрафиолетового (УФ), светового, инфракрасного… Вселенная становится прозрачной для излучения, появляется свет. В этой же эре произошел первичный нуклеосинтез. Начинают образовываться ядра:  
Реликтовое фотонное излучение, которое отделилось от вещества, было обнаружено в 1964-м году Вильсоном и ??????????. Температура этого излучения равна средней температуре космоса 2,7К, длина волны составляет порядка 1 мм. Сильное фотонное излучение, которое до сих пор находится в космосе. К концу фотонной эры гамма-фотонов стало в 1 млрд. раз больше, чем протонов и нейтронов вместе взятых. До сих пор сохраняется это соотношение. Называется безразмерной энтропией:  - Звездная эра начинается после фотонной с появлением атомов H и He.
|
