Презентация "Основные модели вселенной" по астрономии – проект, доклад

Основные модели Вселенной:

Модель де-Ситтера: Модель расширяющейся Вселенной, предложенная в 1917г., в которой не существует вещества или излучения. Эта нереалистическая гипотеза имела, тем не менее, исторически важное значение, поскольку в ней впервые выдвигалась идея о расширяющейся, а не статичной Вселенной. Модель Леметра: Модель Вселенной, которая начинается с Большого взрыва, сменяющегося затем статической фазой, и последующим бесконечным расширением. Модель названа по имени Дж. Леметра, который в 1927г. Опубликовал работу по расширению Вселенной. Он первым предложил рассматривать процесс расширения Вселенной от состояния «первичного атома», в то время как Эйнштейн все еще был сторонником теории статической Вселенной.

Модель Милна: Модель расширяющейся вселенной без использования теории относительности, предложенная в 1948г. Эдвардом Милном. Это расширяющаяся, изотропная и однородная Вселенная не содержащая вещества. Она имеет отрицательную кривизну и незамкнута. Модель Фридмана: Модель Вселенной, которая может коллапсировать внутри себя. В 1922г. Советский математик А. А. Фридмин, анализирую уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришел к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии – она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала это работа было полностью проигнорирована, но позже на нее обратили внимание в связи с моделью Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привел к поиску, так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем. Модель Эйнштейна-де Ситтера: самая простая из современных космологических моделей, в которой Вселенная имеет нулевое давление, нулевую кривизну и бесконечную протяженность, а ее расширение не ограничено в пространстве и во времени. Предложенная в 1932 г. эта модель является частным случаем(при нулевой кривизне) более общей Вселенной Фридмана.

Космологическая модель Канта

Вплоть до начала ХХ века, когда возникла теория относительности Альберта Эйнштейна, в научном мире общепринятой была теория бесконечной в пространстве и во времени, однородной и статичной Вселенной. О безграничности Вселенной сделал предположение Исаак Ньютон (1642-1726), а философ Эммануил Кант (1724-1804) развил эту идею, допустив, что вселенная не имеет начала и во времени. Он объяснял все процессы во Вселенной законами механики, незадолго до его рождения описанными Исааком Ньютоном.

Забытый соперник Большого взрыва

Теория Большого взрыва сейчас считается столь же несомненной, как и система Коперника. Однако вплоть до второй половины 1960-х она отнюдь не пользовалась всеобщим признанием, и не только потому, что многие ученые с порога отрицали саму идею расширения Вселенной. Просто у этой модели имелся серьезный конкурент. Через 11 лет космология как наука сможет отмечать свой столетний юбилей. В 1917 году Альберт Эйнштейн осознал, что уравнения общей теории относительности позволяют вычислять физически разумные модели мироздания. Классическая механика и теория гравитации такой возможности не дают: Ньютон пытался построить общую картину Вселенной, однако при всех раскладах она неизбежно схлопывалась под действием силы тяготения. Эйнштейн решительно не верил в начало и конец мироздания и поэтому придумал вечно существующую статичную Вселенную

МАСШТАБНЫЙ ФАКТОР

где квадрат элемента длины

пространственные координаты; индексы

пробегают значения 1, 2, 3; по дважды встречающимся индексам осуществляется суммирование;

пространственный метрический тензор, описывающий геометрию однородного изотропного 3-мерного пространства

Теория "Большого Взрыва" - Вселенная XXв Сотворение Вселенной заняло вовсе не шесть дней - основная доля работы была завершена гораздо раньше. Календарь Вселенной Планковская эра 10–43 с. Планковский момент. Происходит отделение гравитационного взаимодействия. Размер Вселенной в этот момент равен 10–35 м (наз Планковская длина) 10–37 с. Инфляционное расширение Вселенной. Эра великого объединения 10–35 с. Разделение сильного и электрослабого взаимо- действий. 10–12 с. Отделение слабого взаимодействия и окончательное разделение взаимодействий. Адронная эра 10–6 с. Аннигиляция протон-антипротонных пар. Ква- рки и антикварки перестают существовать, как свободные частицы. Лептонная эра 1 с. Формируются ядра водорода. Начинается ядерный синтез гелия.

Эра нуклеосинтеза 3 минуты. Вселенная состоит на 75% из водорода и на 25% из гелия, а также следовых количеств тяжелых элементов. Радиационная эра 1 неделя. К этому времени излучение термализуется. Эра вещества 10 тыс. лет. Вещество начинает доминировать во Все- ленной. 380 тыс. лет. Ядра водорода и электроны ре- комбинируют, Вселенная становится прозрачной для излучения. Звездная эра 1 млрд лет. Формирование первых галактик. 1 млрд лет. Образование первых звезд. 9 млрд лет. Образо- вание Солнечной системы. 13,5 млрд лет. Текущий момент развития нашей Вселенной.