Читать реферат по всему другому: "Выполнили: ученицы 11 класса Б" Страница 5

(Назад) (Cкачать работу)

Гипотеза Г. А. Гамова о «горячей вселенной» построена на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения (реликтовое излучение [42}). Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется (сильно охлаждённым) и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна была лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К (сегодня определено как 2,725 К [60])

4.Теории инфляции Вселенной. Центральной идеей этих моделей является предположение о чрезвычайно быстром раздувании (инфляции) Вселенной в первые мгновения после Большого Взрыва.Модель инфляции Вселенной в первые мгновения после Большого Взрыва позволила решить некоторые проблемы модели горячей Вселенной:благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно связанной области доинфляционной эпохи, на инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности автоматически оказывается весьма близким к критическому, то есть разрешается проблема плоской Вселенной, в ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.

Модель горячей Вселенной и все модели инфляции отличаются только деталями начальной стадии эволюции Вселенной (стадия инфляции). В остальном они подобны. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду из фундаментальных элементарных частиц с

Похожие работы