Презентация "Основы современной космологии" по астрономии – проект, доклад

ОСНОВЫ СОВРЕМЕННОЙ КОСМОЛОГИИ

Разумов Виктор Николаевич, учитель МОУ «Большеелховская СОШ» Лямбирского муниципального района Республики Мордовия

10-11 класс УМК Б.А.Воронцова-Вельяминова

Космология начала XX века

Космология – раздел астрономии, который изучает строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и достижения физики, математики и философии.

Веста Паллада

Геоцентрическая система Аристотеля–Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной.

Спустя 1500 лет её сменила новая космологическая модель – гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.

Теоретическим фундаментом современной космологии явилась созданная Альбертом Эйнштейном (1879–1955) в начале XX в. общая теория относительности – релятивистская теория тяготения.

Портрет А. А. Фридмана работы художника М. М. Девятова

Наиболее существенным отличием современных космологических моделей, первые из которых были разработаны Александром Александровичем Фридманом (1888–1925) на основе теории Эйнштейна, является их эволюционный характер. Идея глобальной эволюции Вселенной оказалась столь необычной, что первоначально не была принята даже самим создателем теории относительности, таким выдающимся учёным, как Эйнштейн. Даже позднее, когда стало очевидно, что все объекты во Вселенной изменяются с течением времени, казалось, что процессы, происходящие в её отдельных составных частях, не меняют облика всей Вселенной.

Для уравнений теории относительности, применённых ко всей Вселенной, Эйнштейн стал искать решения, описывающие её состояние, не меняющееся со временем. Для того чтобы уравновесить силы тяготения, он предположил, что кроме них во Вселенной существует сила отталкивания. Эта сила должна быть универсальной, зависящей только от расстояния между телами и не зависящей от их массы. Ускорение, которое она будет создавать этим телам, должно быть пропорционально расстоянию: a = const•R. Так в уравнениях появилась обусловленная гипотетическими силами отталкивания космологическая постоянная — лямбда-член.

В 1922–1924 годах российский математик Фридман вывел из общей теории относительности Эйнштейна уравнения, которые описывали общее строение и эволюцию Вселенной. Решения, полученные Фридманом для этих космологических уравнений, означали, что материя в масштабах однородной и изотропной Вселенной не может находиться в покое – Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться.

Суть этого вывода, сделанного на основе математически строгого решения уравнений, можно объяснить довольно просто, оперируя только привычными понятиями теории тяготения Ньютона.

Объяснение нестационарности Вселенной

Будем исходить из предположения, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным. Тогда галактика, которая находится на поверхности шара произвольного радиуса, притягивается к его центру согласно закону всемирного тяготения с силой, прямо пропорциональной массе шара M и обратно пропорциональной квадрату его радиуса R. Все остальные галактики, лежащие вне этого шара, не меняют величины этой силы.

Для доказательства этого важного утверждения произвольно выделим во Вселенной шаровой слой толщиной h такого радиуса, чтобы внутри него оказались не только галактика A, но и весь шар радиусом R.

Рассмотрим силы тяготения, действующие на галактику A со стороны тех галактик, которые расположены в этом слое в противоположных от неё направлениях. Эти силы создаются галактиками, расположенными в объёме элементов слоя V1 и V2. Сравним объём и массу этих элементов. Толщина их одинакова – h, а площади S1 и S2 и объёмы пропорциональны квадратам расстояний от галактики до поверхности слоя – r1 и r2: