Реферат на тему "Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной"




Реферат на тему

текст обсуждение файлы править категориядобавить материалпродать работу




Реферат на тему Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

скачать

Найти другие подобные рефераты.

Реферат *
Размер: 30.23 кб.
Язык: русский
Разместил (а): Ирина
1 2 Следующая страница

добавить материал

Московский Государственный Университет Печати
 
 
 
Концепции современного естествознания
 

Тема: «Современная космология и

проблема скрытой массы во Вселенной»
 
 
 
 
 
 
 
Сдано – «хорошо»
 
 
 
 
 
 
 
 
Москва
2003
 
1.      ВВЕДЕНИЕ
Стремление представить структуру всего ок­ружающего мира всегда являлось одной из насущных потребностей развивающегося человечества. «Как устроен мир? Почему существует? Откуда взялся?» — это примеры вечных вопросов. Их задавали себе люди и тогда, когда настоящей науки еще не было, и потом, когда зарождаю­щееся и набирающее силу знание начало свое бесконеч­ное движение в отыскании истины. Во время работы над этой  темой была предпринята попытка небольшого анализа истории космологии и проблемы скрытой массы во Вселенной.
На каждом историческом этапе у людей были различ­ные господствующие представления о Вселенной. Эти представления отражали тот уровень знаний и опыт изу­чения природы, который достигался на соответствующем этапе развития общества. По мере того как расширились пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологические представления. Первой космологической моделью, имею­щей Математическое обоснование, можно считать геоцен­трическую систему мира К. Птолемея (II век н. э.). В системе Птолемея в центре Вселенной была неподвижная шарообразная Земля, а вокруг нее обращалась Лу­на, Солнце, планеты, движимые сложной системой ок­ружностей — «эпициклов» и «дифферентов», и, наконец, все это было заключено в сферу неподвижных звезд. То есть система претендовала на описание всего материального мира, т. е. была именно космологической системой. Как бы наивно с нашей сегодняшней точки зрения ни выглядел этот «весь мир», необходимо отме­тить, что в ней было рациональное зерно — кое-что эта система описывала в основном правильно. Конечно, пра­вильное описание касалось не всего мира, всей Вселен­ной, а только лишь маленькой его части. Что же в этой системе было правильным? Правильным было представ­ление о нашей планете как о шарообразном теле, свобод­но висящем в пространстве; правильным было то, что Луна обращается вокруг Земли. Все остальное, как выяснилось, не соответствовало действительности. Наука тогда была еще в таком состоянии, что, за исключением отдельных гениальных догадок, не могла выйти за рамки системы Земля — Луна. Система мира Птолемея господ­ствовала в науке около 1,5 тысячи лет. Затем ее сменила гелиоцентрическая   система   мира   Н.   Коперника (XVI век и. э.).
Революция, произведенная в науке учением Коперни­ка, связана в первую очередь с тем, что наша Земля была признана рядовой планетой. Исчезло всякое проти­вопоставление «земного» и «небесного». Система Копер­ника также считалась системой «всего мира». В центре мира было Солнце, вокруг которого обращались планеты. Все это охватывала сфера неподвижных звезд.
Как мы знаем теперь, в действительности система Коперника была вовсе не «системой мира», а схемой строения Солнечной системы, и в этом смысле была пра­вильной.
В дальнейшем необычное расширение масштабов ис­следованного мира благодаря изобретению и совершенст­вованию телескопов привело к представлению о звезд­ной Вселенной. Наконец, в начале XX века возникло представление о Вселенной как о мире галактик (метагалактики). При рассмотрении этой исторической цепочки смен космологических представлений ясно прослежива­ется следующий факт. Каждая «система мира» по су­ществу была моделью наибольшей достаточно хорошо изученной к тому времени системы небесных тел. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля — Луна, система Коперника была моделью Сол­нечной системы, идеи модели звездного мира В. Гершеля и др. отражали некоторые черты строения нашей звездной системы — Галактики. Но каждая из этих мо­делей претендовала в свое время на описание строения «всей Вселенной». Эта же тенденция на новом уровне прослеживается, как мы увидим, и в развитии современ­ной космологии в XX веке.
 
2.      НЕМНОГО ИСТОИИ
 
Рассмотрим очень кратко, какие этапы прошло разви­тие науки о Вселенной уже в наше время. Современная космология возникла в начале XX века после создания А. Эйнштейном релятивистской теории тяготе­ния (общей теории относительности).
Первая релятивистская космологическая модель, ос­нованная на новой теории тяготения и претендующая на описание всей Вселенной, была построена А. Эйнштей­ном в 1917 г. Однако она описывала статическую Все­ленную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.
В 1922—1924 гг. советским математиком А. А. Фрид­маном были получены общие решения уравнений Эйн­штейна, примененных к описанию всей Вселенной. Ока­залось, что в общем виде эти решения описывают Все­ленную, меняющуюся с течением времени. Звездные сис­темы, заполняющие пространство, не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Мы уви­дим далее, что это является неизбежным следствием на­личия сил тяготения, которые главенствуют в космиче­ских масштабах. Вывод Фридмана означал, что Вселен­ная должна либо расширяться, либо сжиматься. Вывод этот означал корен­ную перестройку наших самых общих представлений о Вселенной и далеко не сразу был понят и принят даже наиболее передовыми умами человечества. В 1929 г. аме­риканский астроном Э. Хаббл с помощью астрофизиче­ских наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтвер­ждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Модели Фридмана являются основой всего последующего разви­тия космологии. Как мы увидим далее, эти модели опи­сывали механическую картину движения огромных масс Вселенной и ее глобальную структуру. Если прежние Космологические построения призваны были описывать главным образом именно наблюдаемую теперь структуру Вселенной с неизменным в среднем движением миров в ней, то модели Фридмана по своей сути были эволюци­онными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей. В частности, из этой теории следовало, что в далеком прошлом Вселенная была сов­сем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда не было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным и быстро расширялось. Только значительно позже из этого веще­ства возникли галактики и их скопления. Начиная с конца 40-х годов нашего века все большее внимание в кос­мологии привлекает физика процессов на разный этапах космологического расширения.
В это время Г. Гамовым была выдвинута так назы­ваемая теория горячей Вселенной. В этой теории рас­сматривались ядерные реакции, протекавшие в самом на­чале расширения Вселенной в очень плотном веществе. При этом предполагалось, что температура вещества бы­ла велика (отсюда и название теории) и падала с рас­ширением. Хотя в первых вариантах теории и были еще существенные недостатки (впоследствии они были устра­нены), она сделала два важных предсказания, которые могли быть проверены наблюдениями. Теория предска­зывала, что вещество, из которого формировались первые звезды и галактики, должно состоять главным образом из водорода (примерно на 75%) и гелия (около 25%), примесь других химических элементов незначительна. Другой вывод теории состоял в том, что в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнит­ное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и температуры вещества. Это излучение, остывшее в хо­де расширения Вселенной, было названо советским аст­рофизиком И. С. Шкловским реликтовым излучением. Оба предсказания теории блестяще подтвердились.
К этому же времени (конец 40-х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных воз­можностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентге­новская, гамма-астрономия и др. Новые возможности по­явились и у оптической астрономии. Сейчас разными ме­тодами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков (парсек — единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 • 1018 см.).
В 1965 г. американские физики А. Пензиас и Р. Вилсон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие до­казало справедливость теории горячей Вселенной.
Современный этап в развитии космологии характери­зуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идея­ми здесь являются новые теоретические открытия в фи­зике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии является проблема возникновения структуры Вселен­ной — скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося ве­щества.
Современная космология построена трудами многих ученых всего мира. Можно отметить  важную роль на­учных школ, созданных в нашей стране академиками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лившицем, М. А. Марковым, И. М. Халатниковым.
Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизи­ческих наблюдений в развитии современной космологии. Ее выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями. Сегодня мы можем судить о строении и эволюции наблюдаемой нами Вселенной с той же степенью надежности, с которой мы судим о строении и эволюции звезд, о природе других небесных тел.
На данном этапе считается, что звездные системы — галак­тики — состоят из сотен миллиардов звезд. Их размеры ча­сто достигают десятков тысяч парсеков. Галактики в свою очередь собраны в группы и скопления. Размеры крупных скоплений — несколько миллионов парсеков (Мпк). Имеются и еще большие по масштабам сгуще­ния и разрежения в распределении галактик. Однако, на­чиная с масштабов в несколько сотен миллионов парсе­ков в больше распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.
 
3.       МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ
Что значит, построить модель Вселенной? Самый общий ответ на этот вопрос таков: необходимо найти уравнения, которым подчиняются параметры, ха­рактеризующие свойства Вселенной, и затем решить эти уравнения. Но как можно писать какие-то уравнения для всей Вселенной? В этом и следующих разделах мы покажем, как это делается. Разумеется под словом «модель» подразумевается выделение какие-то основных свойств, интересующие исследователей в первую оче­редь. Заранее очевидно, что каждое явление бесконечно многообразно и все его черты не может описать никакая система уравнений. Сказанное тем более справедливо для Вселенной. Поэтому обычный метод моделирования ка­кого-либо явления — это выделение в нем главного, ти­пичного.
Когда мы говорим о Вселенной, нас в первую очередь интересует распределение вещества в самых больших масштабах и ее движение. Значит, нам предстоит по­строить математическую модель, описывающую распре­деление вещества в пространстве и его движение. Что касается распределения вещества в больших масштабах, то, как уже было сказано, его можно с хорошей точ­ностью считать однородным по пространству. Нет во Вселенной и каких-либо выделенных направлений. Как говорят, наша Вселенная однородна и изотропна. Что определяет движение вещества в космических масштабах? Конечно же, это, в первую очередь, силы всемирною тя­готения — они главенствуют во Вселенной. Их называют также силами гравитации.
Итак, для построения модели Вселенной необходимо воспользоваться уравнениями тяготения. Закон всемир­ного тяготения был установлен И. Ньютоном. Его спра­ведливость подтверждалась на протяжении веков самыми разнообразными астрономическими наблюдениями и ла­бораторными экспериментами. Однако А. Эйнштейн показал, что закон тяготения Ньютона справедлив лишь в сравнительно слабых полях тяготения. Для сильных же полей необходимо применять релятивистскую теорию гравитации — общую теорию относительности. Какие же поля следует считать достаточно сильными? Ответ таков: если поле тяготения разгоняет падающие в нем тела до скоростей, близких к скорости света, то это силь­ное поле. Какова сила гравитационного поля во Вселенной? Легко пока­зать, что поля там дол­жны быть огромными. 
А. А. Фридман вос­пользовался для построения модели Вселенной уравне­ниями Эйнштейна. Однако много лет спустя выяснилось, что для построения механики движения масс в однород­ной Вселенной нет необходимости использовать сложней­ший математический аппарат теории Эйнштейна. Это было показано в 1934 г. Э. Милном и В. Маккри. При­чина этой удивительной возможности состоит в следую­щем. Сферически-симметричная материальная оболочка не создает никакого гравитационного поля во всей внут­ренней полости.
Теперь обратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. В больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.  Рассмотрим сначала силы тяготе­ния, создаваемые на поверхности шара только веществом самого шара, и не будем пока рассматривать все осталь­ное вещество Вселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения, создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима тео­рия Ньютона для вычисления силы тяготения. Тогда га­лактики, находящиеся на граничной сфере, будут притя­гиваться к центру шара с силой, пропорциональной мас­се шара, и обратно пропорциональной квадрату его радиуса.
Теперь вспомним обо всем остальном веществе Вселенной вне шара и попытаемся учесть силы тяготения, им создаваемые. Для этого будем рассматривать последова­тельно сферические оболочки все большего и большего радиуса, охватывающие шар. Но, как было сказано выше,  что сферически-симметричные слои вещества никаких грави­тационных сил внутри полости не создают. Следователь­но, все эти сферически-симметричные оболочки (т. е. все остальное вещество Вселенной) ничего не добавят к силе притяжения, которое испытывает галактика  на по­верхности шара к его центру. Такой же вывод справедлив в общей теории относительности. Теперь ясно, почему для вывода законов движе­ния масс в однородной Вселенной можно воспользовать­ся теорией Ньютона, а не Эйнштейна.
Мы выбрали шар достаточно малым, чтобы была применима теория Нью­тона для вычисления гравитационных сил, создаваемых его веществом. Массы остальной Вселенной, окружаю­щие шар, на силы гравитации в данном шаре никак не повлияют. Но никаких других сил в однородной Вселен­ной вообще нет. Действительно, это могли бы быть толь­ко силы давления вещества. Но даже если давление есть (а  в далеком прошлом давление во Вселенной было огромным), то оно не создает гидродинами­ческой силы. Ведь такая сила возникает только при пе­репаде давления от места к месту. Вспомним, что мы не чувствуем никакой силы от большого давления нашей атмосферы из-за того, что внутри нас воздух создает точ­но такое же давление. Никакого перепада нет — нет и силы. Но наша Вселенная однородна. Значит, в любой момент времени и плотность, и давление  (если оно есть) везде одинаковы, и никакого перепада давлений быть не может.
Итак, для определения динамики вещества нашего шара существенно только тяготение его массы, определя­емое по теории Ньютона. Но Вселенная однородна. Это значит, что все области ее эквивалентны.  Если определить движение вещества в данном шаре, можно найти, как меняются в нем плотность, давление, то тем самым найдем изменение этих величин и в лю­бом другом месте, во всей Вселенной.
4. ПЕРВАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ - МОДЕЛЬ ЭЙНШТЕЙНА
Первая космологическая модель была по­строена А. Эйнштейном в 1917 г. вскоре после создания им Общей теории относительности. Как и все тогда, он счи­тал, что Вселенная должна быть стационарна, она не может направленно эволюционировать. Эта модель создавалась более чем за десять лет до открытия Э. Хаббла. А. Эйнштейн, по-видимому, ничего не знал о больших скоростях некоторых галактик, которые к тому времени уже были измерены. К тому же в то время не было еще надежных доказательств, что галактики — действительно далекие звездные системы. Излагая свою Модель, Эйнштейн писал: «Самое важное из всего, что вам известно из опыта о распределении материи, заклю­чается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света. Поэтому я по­лагаю, что на первых порах в основу наших рассужде­ний можно положить следующее приближенное допуще­ние: имеется координатная система, относительно кото­рой материю можно рассматривать находящейся в течение продолжительного времени в покое».
1 2 Следующая страница


Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

Скачать реферат бесплатно


Постоянный url этой страницы:
http://referatnatemu.com/376



вверх страницы

Рейтинг@Mail.ru
Copyright © 2010-2015 referatnatemu.com