Инфляционная модель
Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов происходит по экспоненциальному закону. Связано это с большим отрицательным давлением, меняющим даже сами законы гравитации: вещество становится источником не притяжения а отталкивания. По окончании этой стадии объём Вселенной вырастает на много-много порядков по сравнению с начальным.
"Мультивселенная", "Большая Вселенная", "Сверхвселенная" - различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции. Области Вселенной, разделенные расстояниям больше размера горизонта частиц эволюционируют вне зависимости друг от друга. И любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходит в домене, с объёмом равном объёму сферы с радиусом равным расстоянию до горизонта частиц. Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей. Конгломерат таких образований и есть multiverse.
Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых имеет отличные от других Вселенных физические константы.
Современная модель эволюции вселенной.
В классической науке существовала теория стационарного состояния Вселенной,вопрос об ее эволюции не ставился.
Эйнштейн разработал первую космологическую модель вселенной,отбросив постулаты об абсолютности и бесконечности пространства и времени. Хаббл обнаружил существование зависимости между расстоянием и скоростью галактик: все галактики
|
|
|
движутся от нашей,причем с скорость движения возрастает пропорционально расстоянию. Леметр рассчитал радиус вселенной в некоем первоначальном состоянии: 10в-12см,плотность этого вещества 10в96 г/см3. Гамма построил модель эволюции с начала взрыва:
1. Эра андронов – тяжелые частицы с сильным взаимодействием. Продолжительность 1\10000 сек.Свет не существует.
2. Эра лептонов – легкие частицы на фоне сильного электромагнитного взаимодействия.Продолжительность 10 сек.Свет не существует.
3. Эра фотонная. Продолжительность 1млн.лет.Свет и фотон существовал неотделимо от вещества,т.е. имел массу покоя.
4. Звездная эра.
Структура Вселенной:
* Метагалактика – совокупность звездных систем – галактик,ее структура определяется их распределением в пространстве,заполненном разреженным межгалактическим газом и пронизываемом межгалактическими лучами.
*Галактика – гигантская система,состоящая из скоплений звезд и туманностей,образующих в пространстве сложную конфигурацию. -эллиптические галактики – наиболее простые по структуре,распределение звезд равномерно убывает от центра. -спиральные галактики (наша галактика Млечный путь) -неправильные галактики,отсутствует центральное ядро. *звезды *Солнечная система – группа небесных тел различных по форме и состоянию.
|
|
|
Эволюция звезд
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутрениие наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
|
|
|
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны.
У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. Такие объекты называют чёрными дырами.
Дата добавления: 2015-12-21; просмотров: 45; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!