Moderne kosmologiske modeller av universet kort. Kosmologiske modeller av universets utvikling. Hot bang-modell
Introduksjon Strukturen av universet i antikken
3Heliosentrisk modell av universet. Kosmologiske modeller av universet
1Cosmology
2Stasjonær modell av universet
3Ustabil modell av universet
4Moderne studier av kosmologiske modeller av universet. Nobelpris for å oppdage den akselererte utvidelsen av universet
5 Mørk materie
6Mark energi
Konklusjon
Litteratur
Introduksjon
Universet som helhet er gjenstand for en spesiell astronomisk vitenskap - kosmologi, som har eldgamle historie. Opprinnelsen går tilbake til antikken. Kosmologi har lenge vært under betydelig innflytelse fra et religiøst verdensbilde, og er ikke så mye et fagfag som et spørsmål om tro.
Siden XIX århundre. kosmologiske problemer er ikke et spørsmål om tro, men gjenstand for vitenskapelig kunnskap. De blir løst ved hjelp av vitenskapelige konsepter, ideer, teorier, så vel som instrumenter og verktøy for å forstå hva universets struktur er og hvordan det ble dannet. På XX-tallet. Det er gjort betydelige fremskritt i den vitenskapelige forståelsen av universets natur og evolusjon. En forståelse av disse problemene er selvfølgelig fortsatt langt fra fullført, og utvilsomt vil fremtiden føre til nye store omveltninger i dagens synspunkter på universets bilde. Likevel er det viktig å merke seg at her har vi å gjøre spesifikt med vitenskap, med rasjonell kunnskap, og ikke med tro og religiøs tro.
Relevansen av dette verket er forårsaket på den ene siden av en stor interesse for universets struktur i moderne vitenskap, på den andre siden av dets utilstrekkelige utvikling, så vel som oppmerksomhet til universet i den moderne verden.
Studieobjekt: universet.
Fagfag: modeller av universets struktur.
Formål med arbeidet: å vurdere moderne kosmologiske modeller av universet.
For å oppnå dette målet er det nødvendig å løse følgende oppgaver:
)Å analysere litteraturen om løpet av generell fysikk og astronomi, i forbindelse med valg av studiefag.
)Spor historien til kosmologisk forskning.
)Vurder moderne kosmologiske modeller.
)Hent illustrerende materiale.
Kursarbeid består av introduksjon, tre kapitler, konklusjon og bibliografi. Kapittel 1 er viet historien til universets struktur, kapittel 2 vurderer kosmologiske modeller av universet, kapittel 3 åpner for moderne studier av kosmologiske modeller, og avslutningsvis blir resultatene av det utførte arbeidet oppsummert.
Kapittel 1. Universitetets struktur i antikken
.1 Pyrocentric modell av universet
Veien til å forstå planeten vår og menneskeheten som lever på den i universet var veldig vanskelig og noen ganger veldig dramatisk. I gamle tider var det naturlig å tro at jorden er ubevegelig, flat og ligger i sentrum av verden. Det virket som om hele verden ble skapt for menneskets skyld. Lignende representasjoner ble kalt antroposentrisme (fra det greske. Antropos - mennesket). Mange ideer og tanker som senere ble reflektert i moderne vitenskapelige ideer om naturen, spesielt innen astronomi, oppsto i Antikkens Hellas, noen århundrer f.Kr. Det er vanskelig å liste opp navnene til alle tenkere og deres geniale gjetninger. Den enestående matematikeren Pythagoras (VI århundre f.Kr.) var overbevist om at "tallet regjerer i verden." Det antas at det var Pythagoras som var den første til å uttrykke ideen om at jorden, som alle andre himmellegemer, har en sfærisk form og er i universet uten støtte. Pytagoreerne foreslo en pyrocentrisk modell av universet, der stjernene, solen, månen og seks planeter kretser rundt sentralbrannen (Hestia). For å få det hellige tallet - ti - av sfærer, ble den sjette planeten erklært jorden (Antichthon). Både solen og månen skinte ifølge denne teorien med det reflekterte lyset fra Hestia. Dette var det første matematiske systemet i verden - resten av de gamle kosmogonistene fungerte mer som fantasi enn logikk. Avstandene mellom kulene til armaturene til Pythagoreans tilsvarte musikalske intervaller i gamma; mens du roterer dem, høres "sfærenes musikk", hørbar av oss. Pytagoreerne mente Jorden var sfærisk og roterende, og det er grunnen til at dagen og natten endrer seg. Pytagoreerne oppstod først eterbegrepet. Dette er det øverste, reneste og mest gjennomsiktige luftlaget, gudenes sted.
1.2 Geocentric Model of the Universe
En annen ikke mindre berømt forsker fra antikken, Democritus, grunnleggeren av ideer om atomer, som levde 400 år f.Kr., mente at Solen er mange ganger større enn jorden, at månen selv ikke skinner, men bare reflekterer sollys, og Melkeveien består av et stort antall stjerner. Oppsummer all kunnskapen som ble akkumulert av IV-tallet. BC F.Kr., kunne den fremragende filosofen fra den antikke verdenen Aristoteles (384-322 f.Kr.).
Fig. 1. Det geosentriske systemet i Aristoteles-Ptolemaios verden.
Hans arbeid omfattet alle naturvitenskapelige opplysninger - informasjon om himmel og jord, om kroppens bevegelseslover, om dyr og planter, etc. Den viktigste verdien av Aristoteles som en leksikon vitenskapsmann var etableringen av et samlet system for vitenskapelig kunnskap. I nesten to årtusener har hans mening om mange spørsmål ikke blitt stilt spørsmål ved. I følge Aristoteles, tenderer alt tungt til sentrum av universet, hvor det samler seg og danner en sfærisk masse - Jorden. Planeter er plassert på spesielle sfærer som kretser rundt jorden. Et slikt system av verden ble kalt geosentrisk (fra det greske navnet på jorden - Gaia). Det var ikke tilfeldig at Aristoteles foreslo å betrakte Jorden som verdens urørlige sentrum. Hvis jorden beveget seg, vil etter Aristoteles rett mening, en regelmessig forandring i stjerners relative posisjoner i himmelsk sfære merkes. Men ingen av astronomene observerte noe lignende. Bare på begynnelsen av XIX århundre. den ble til slutt oppdaget og målt forskyvningen av stjerner (parallaks), som oppsto på grunn av jordens bevegelse rundt sola. Mange av Aristoteles generaliseringer var basert på slike konklusjoner, som på det tidspunktet ikke kunne verifiseres av erfaring. Så han hevdet at bevegelsen av kroppen ikke kan skje hvis ikke kraft virker på den. Som du vet fra løpet av fysikken, ble disse ideene tilbakevist først på XVII-tallet. i dagene til Galileo og Newton.
1.3 Heliosentrisk modell av universet
Blant antikvitets forskere skiller seg ut ved motet fra hans gjetninger Aristarchus av Samos, som levde i det tredje århundre. BC e. Han var den første til å bestemme avstanden til Månen, beregne størrelsen på Solen, som ifølge hans data viste seg å være mer enn 300 ganger større enn jorden i volum. Sannsynligvis ble disse dataene et av grunnene til å konkludere med at Jorden, sammen med andre planeter, beveger seg rundt dette største legemet. I dag begynte Aristarchus of Samos å bli kalt "Copernicus of the old world." Denne forskeren introduserte en ny doktrine om stjernene. Han trodde at de er umåtelig lenger fra Jorden enn Sola. For den epoken var denne oppdagelsen veldig viktig: Fra en koselig hjemmeverden ble universet omgjort til en enorm gigantisk verden. I denne verdenen ble Jorden, med fjell og sletter, med skog og mark, med hav og hav, en bitteliten støvflekk, tapt i et storslått tomt rom. Dessverre nådde verkene fra denne bemerkelsesverdige forskeren oss praktisk talt ikke, og i mer enn et og et halvt tusen år var menneskeheten trygg på at jorden var verdens urørlige sentrum. I stor grad ble dette tilrettelagt av den matematiske beskrivelsen av den synlige bevegelsen av kroppene, som ble utviklet for verdens geosentriske system av en av de fremragende matematikerne fra antikken - Claudius Ptolemaios på det II århundre. AD Den vanskeligste oppgaven var å forklare planetenes sløyfelignende bevegelse.
Ptolemaios argumenterte i sitt berømte essay "Matematisk avhandling om astronomi" (det er mer kjent som "Almagest") at hver planet jevnlig beveger seg langs en episyklisk liten sirkel, hvis sentrum beveger seg rundt jorden langs en deflektor - en stor sirkel. Dermed klarte han å forklare den spesielle naturen til planetenes bevegelse, som skilte dem fra Solen og månen. Ptolemaiosystemet ga en rent kinematisk beskrivelse av planetarisk bevegelse - vitenskapen kunne ikke tilby noe annet. Du har allerede sett at bruken av modellen til himmelkulen for å beskrive bevegelsen til solen, månen og stjernene gjør at vi kan gjøre mange beregninger nyttige for praktiske formål, selv om en slik sfære ikke virkelig eksisterer. Det samme er tilfelle for episykler og deferenter, på bakgrunn av hvilken man kan beregne planetenes plassering med en viss grad av nøyaktighet.
Fig. 2. Jordens og Mars bevegelse.
Over tid har imidlertid kravene til nøyaktigheten av disse beregningene økt jevnlig; vi måtte legge til flere og flere episykler for hver planet. Alt dette kompliserte Ptolemeysystemet, noe som gjorde det unødvendig tungvint og upraktisk for praktiske beregninger. Likevel forble det geosentriske systemet umiskjennelig i omtrent 1000 år. Etter den eldgamle kulturperioden i Europa begynte en lang periode, hvor det ikke ble gjort nevneverdige funn innen astronomi og mange andre vitenskaper. Først i renessansen begynner økningen i vitenskapens utvikling, der astronomi blir en av lederne. I 1543 ble en bok utgitt av den fremragende polske forskeren Nicholas Copernicus (1473-1543), der han underbygger den nye - heliosentrisk - verdenssystem. Copernicus viste at den daglige bevegelsen av alle armaturene kan forklares med jordens rotasjon rundt aksen, og planetens sløyfelignende bevegelse - ved at alle av dem, inkludert jorden, kretser rundt solen.
Figuren viser bevegelsen til Jorden og Mars i perioden da planeten, som den ser ut for oss, beskriver en løkke på himmelen. Opprettelsen av det heliosentriske systemet markerte en ny fase i utviklingen av ikke bare astronomi, men også hele naturvitenskapene. En spesielt viktig rolle ble spilt av ideen om Copernicus at bak det synlige bildet av forekommende fenomener, som virker sant for oss, er det nødvendig å søke og finne essensen av disse fenomenene utilgjengelige for direkte observasjon. Verdens heliosentriske system, rettferdiggjort, men ikke bevist av Copernicus, ble bekreftet og utviklet i verk av så fremragende forskere som Galileo Galilei og Johannes Kepler.
Galileo (1564-1642), en av de første som dirigerte teleskopet mot himmelen, tolket funnene som ble gjort samtidig med argumenter til fordel for den kopernikanske teorien. Etter å ha oppdaget faseskiftet til Venus, kom han frem til at en slik sekvens av dem bare kan observeres hvis den dreier seg om solen.
Fig. 3. Verdens heliosentriske system.
De fire satellittene til planeten Jupiter som han oppdaget, tilbakeviste også forestillingen om at jorden er det eneste senteret i verden som andre kropper kan rotere rundt. Galileo så ikke bare fjellene på månen, men målte til og med høyden. Sammen med flere andre forskere observerte han også flekker på sola og la merke til deres bevegelse på solskiven. På dette grunnlaget konkluderte han med at solen roterer og derfor har en slik bevegelse som Copernicus tilskrev planeten vår. Så det ble konkludert med at solen og månen har en viss likhet med jorden. Endelig ser inn Melkeveien og utenfor den er det mange svake stjerner, utilgjengelige for det blotte øye, konkluderte Galileo med at avstandene til stjernene er forskjellige og at ingen "sfære av faste stjerner" eksisterer. Alle disse funnene har blitt et nytt stadium i å forstå jordas stilling i universet.
Kapittel 2. Kosmologiske modeller av universet
.1 Kosmologi
Oversatt fra gresk, kosmologi betyr "en beskrivelse av verdensordenen." Dette er en vitenskapelig disiplin designet for å finne de mest generelle lovene om bevegelse av Matter og bygge en forståelse av universet som en harmonisk helhet. Ideelt sett skulle det (i kosmologisk teori) ikke være et tilfeldighetssted, men alle fenomenene som er observert i Kosmos, bør presenteres som manifestasjoner av de generelle bevegelseslovene til Matter. Dermed er kosmologi nøkkelen til å forstå alt som skjer både i makrokosmos og i mikrokosmos.
Kosmologi er en gren av astronomi og astrofysikk som studerer universets opprinnelse, storskala struktur og evolusjon. Kosmologidata er hovedsakelig avledet fra astronomiske observasjoner. For deres tolkning brukes foreløpig den generelle relativitetsteorien av A. Einstein (1915). Opprettelsen av denne teorien og de tilsvarende observasjonene gjorde det mulig å plassere kosmologi i en rekke eksakte vitenskaper på begynnelsen av 1920-tallet, mens det før det var mer sannsynlig å være et filosofifelt. Nå er det to kosmologiske skoler: empirister begrenser seg til tolkningen av observasjonsdata, uten å ekstrapolere modellene til uutforskede områder; teoretikere prøver å forklare det observerbare universet ved hjelp av noen hypoteser valgt på grunnlag av enkelhet og eleganse. Den kosmologiske modellen for Big Bang er nå viden kjent, ifølge hvilken utvidelsen av universet begynte for en tid tilbake fra en veldig tett og varm tilstand; Den stasjonære modellen til universet blir også diskutert, der den eksisterer for alltid og har ingen begynnelse eller slutt.
2.2 Stasjonær modell av universet
Begynnelsen på en ny teori om universets opprinnelse ble lagt ved publiseringen i 1916 av Albert Einsteins verk "Fundamentals of the General Theory of Relativity."
Dette arbeidet er grunnlaget for den relativistiske teorien om tyngdekraft, som igjen er basert på moderne kosmologi. Den generelle relativitetsteorien er allerede brukt på alle referanserammer (og ikke bare de som beveger seg med konstant hastighet i forhold til hverandre) og ser matematisk mye mer komplisert ut enn den spesielle (som forklarer gapet på elleve år mellom publiseringen deres). Den inkluderer, som et spesielt tilfelle, den spesielle relativitetsteorien (og derfor Newtons lover). Dessuten går den generelle relativitetsteorien mye lenger enn alle forgjengerne. Spesielt gir det en ny tolkning av tyngdekraften. Den generelle relativitetsteorien gjør verden firedimensjonal: tid legges til de tre romlige dimensjonene. Alle de fire dimensjonene er uløselige, så vi snakker ikke lenger om den romlige avstanden mellom to objekter, som tilfellet er i den tredimensjonale verden, men om rom-tidsintervallene mellom hendelser som kombinerer deres fjernhet fra hverandre - både i tid og rom . Det vil si at rom og tid betraktes som et firedimensjonalt rom-tid kontinuum eller, ganske enkelt, rom-tid. Allerede i 1917 foreslo Einstein selv en rommodell som han avledet fra sine feltligninger, nå kjent som Einstein Universums modell. I kjernen var det en stasjonær modell. For ikke å komme i konflikt med statisk, endret Einstein sin teori ved å introdusere den såkalte kosmologiske konstanten i ligningene. Han introduserte en ny "anti-tyngdekraft" -kraft, som i motsetning til andre krefter ikke ble generert av noen kilde, men var innebygd i selve strukturen i rom-tid. Einstein hevdet at rom - tiden i seg selv alltid utvider seg, og med denne utvidelsen er tiltrekningen til resten av saken i universet nøyaktig balansert, slik at universet som et resultat viser seg å være statisk.
Gitt den kosmologiske konstanten, har Einstein-ligningene formen:
hvor ? - kosmologisk konstant, g ab er metrisk tensor, R ab er Ricci-tensoren, R er skalarkurvaturen, T ab er energi-momentum tensor, c er lysets hastighet, G er den newtonske gravitasjonskonstanten.
”Universet som er avbildet av Einsteins relativitetsteori er som en hevende såpeboble. Hun er ikke hans indre, men en film. Overflaten på boblen er todimensjonal, og boblen til universet har fire dimensjoner: tre romlige og en tidsmessige, ”sa den en gang fremtredende engelske fysikeren James Jeans. Denne moderne forskeren (han døde i 1946) gjenopplivde som den gamle ideen til tilhengerne av Platon og Pythagoras om at alt rundt er ren matematikk, og guden som skapte dette matematiske universet var selv en stor matematiker.
Men Einstein var også en stor matematiker. Hans formler lar oss beregne radius for dette universet. Siden dens krumning avhenger av massen til kroppene som utgjør den, må man kjenne den gjennomsnittlige tettheten av materie. Astronomer studerte i mange år de samme små lappene med himmel og beregnet nøye mengden materie i dem. Det viste seg at tettheten er omtrent 10-30 g / cm3. Hvis vi erstatter dette tallet i Einsteins formler, får vi for det første en positiv verdi av krumning, det vil si at universet vårt er lukket! - og for det andre er dens radius lik 35 milliarder lysår. Dette betyr at selv om universet er begrenset, er det enormt - en lysstråle som suser langs den store kosmiske sirkelen, vil komme tilbake til samme punkt etter 200 milliarder jordår!
Dette er ikke det eneste paradokset i Einstein-universet. Det er ikke bare begrenset, men ubegrenset, det er også ustabilt. Albert Einstein formulerte teorien sin i form av ti veldig komplekse, såkalte ikke-lineære differensialligninger. Imidlertid behandlet ikke alle lærde dem som de ti bud, og innrømmet bare en enkelt tolkning. Ja, dette er ikke overraskende - tross alt, moderne matematikk kan ikke akkurat løse slike ligninger, og det kan være mange omtrentlige løsninger.
2.3 Ustabil modell av universet
De første grunnleggende nye revolusjonerende kosmologiske konsekvensene av den generelle relativitetsteorien ble oppdaget av den fremragende sovjetiske matematikeren og teoretiske fysikeren Alexander Alexandrovich Fridman (1888-1925).
De grunnleggende ligningene for den generelle relativitetsteorien er Einsteins “verdensligninger”, som beskriver de geometriske egenskapene, eller metrikkene, til firdimensjonalt buet rom - tid.
Deres løsning gjør det i prinsippet mulig å bygge en matematisk modell av universet. Det første slike forsøk ble gjort av Einstein selv. Forutsatt at romets krumningsradius er konstant (dvs. basert på antagelsen om at universet som helhet er stasjonært, noe som virket mest fornuftig), kom han til den konklusjon at universet skulle være romlig begrenset og ha form som en firdimensjonal sylinder. I årene 1922-1924. Friedman kritiserte Einsteins funn. Han viste grunnløsheten i sitt opprinnelige postulat - stasjonariteten, uforanderligheten i universets tid. Etter å ha analysert verdensligninger, kom Friedman til den konklusjon at deres løsning under ingen omstendigheter kan være entydig og ikke kan gi et svar på spørsmålet om universets form, dets endethet eller uendelighet.
Basert på det motsatte postulatet - om en mulig endring i verdensrommets krumningsradius i tid, fant Friedman ustabile løsninger på "verdensligningene". Som et eksempel på slike beslutninger bygde han tre mulige modeller av universet. I to av dem vokser romets krumningsradius monotont, og universet utvider seg (i den ene modellen - fra et punkt, i den andre - med utgangspunkt i noe begrenset volum). Den tredje modellen malte et bilde av et pulserende univers med en periodisk skiftende krumningsradius.
Friedman-modellen er basert på ideen om den isotropiske, homogene og ikke-stasjonære tilstanden til universet:
Ø Isotropi indikerer at i universet er det ingen utpregede retningspunkter, det vil si at dens egenskaper er uavhengig av retning.
Ø Universets homogenitet kjennetegner fordelingen av materien i det. Denne enhetlige fordeling av materien kan rettferdiggjøres ved å telle antall galakser til en gitt tilsynelatende styrke. I følge observasjoner er tettheten av materie i den synlige delen av rommet i gjennomsnitt den samme.
Ø Ikke-stasjonær betyr at universet ikke kan være i en statisk, uforanderlig tilstand, men må enten utvide eller trekke seg sammen
I moderne kosmologi kalles disse tre utsagnene kosmologiske postulater. Helheten i disse postulatene er et grunnleggende kosmologisk prinsipp. Det kosmologiske prinsippet følger direkte av postulatene til den generelle relativitetsteorien. På grunnlag av postulatene som ble fremmet av ham, skapte A.Fridman en modell av universets struktur, der alle galakser blir fjernet fra hverandre. Denne modellen ligner på en jevn oppblåsende gummikule, der alle punkter i rommet beveger seg vekk fra hverandre. Avstanden mellom to punkter øker, men ingen av dem kan kalles utvidelsessenteret. Dessuten, jo større avstand mellom punktene, jo raskere beveger de seg fra hverandre. Friedman selv vurderte bare en modell av universets struktur, der rommet endres i henhold til en parabolsk lov. Det vil si at den først vil utvide sakte, og deretter, under påvirkning av gravitasjonskrefter, vil utvidelsen erstattes av kompresjon til sin opprinnelige størrelse. Tilhengere hans viste at det er minst tre modeller som alle de tre kosmologiske postulatene er oppfylt for. A. Friedmans parabolmodell er en av mulige alternativer. En litt annen løsning på problemet ble funnet av den nederlandske astronomen W. de Sitter. Universets rom i modellen er hyperbolsk, det vil si at utvidelsen av universet skjer med økende akselerasjon. Ekspansjonshastigheten er så høy at gravitasjonspåvirkningen ikke kan forstyrre denne prosessen. Han spådde faktisk utvidelsen av universet. Den tredje versjonen av atferden til universet ble beregnet av den belgiske presten J. Lemetre. I sin modell vil universet utvide seg til uendelig, men utvidelsesgraden vil stadig avta - denne avhengigheten er av logaritmisk art. I dette tilfellet er utvidelsesgraden bare tilstrekkelig for å unngå komprimering til null. I den første modellen er plassen buet og selvlukket. Dette er en sfære, derfor er dens dimensjoner endelige. I den andre modellen er rommet buet annerledes, i form av en hyperbolsk paraboloid (eller sal) er rommet uendelig. I den tredje modellen med en kritisk ekspansjonshastighet er plassen flat, og derfor også uendelig.
Opprinnelig ble disse hypotesene oppfattet som en hendelse, inkludert av A. Einstein. Imidlertid fant sted allerede i 1926 en landemerkehendelse i kosmologi som bekreftet riktigheten av beregningene av Friedman - De Sitter - Lemaitre. En slik hendelse som påvirket konstruksjonen av alle eksisterende modeller av universet, var arbeidet til den amerikanske astronomen Edwin P. Hubble. I 1929, da han gjennomførte observasjoner med det største teleskopet på den tiden, konstaterte han at lyset som når jorden fra fjerne galakser forskyves mot den lange bølgelengdedelen av spekteret. Dette fenomenet, kjent som "Red Shift Effect", er basert på prinsippet som ble oppdaget av den berømte fysikeren K. Doppler. Doppler-effekten antyder at i spekteret til en strålingskilde som nærmer seg observatøren, blir linjene i spekteret forskjøvet til kortbølgesiden (fiolett), i spekteret til en kilde som beveger seg bort fra observatøren, blir spektrallinjene forskjøvet til den røde (langbølgesiden) siden.
Den rødforskyvende effekten indikerer fjerning av galakser fra observatøren. Med unntak av den berømte Andromeda-tåken og noen få stjernersystemer nærmest oss, beveger alle andre galakser seg om oss. Dessuten viste det seg at ekspansjonshastigheten til galakser ikke er den samme i forskjellige deler av universet. De beveger seg bort fra oss jo raskere jo lenger de befinner seg. Med andre ord var rødskiftverdien proporsjonal med avstanden til strålekilden - slik er den strenge formuleringen av den åpne Hubble-loven. Det regelmessige forholdet mellom fjerningen av fjerning av galakser og avstanden til dem er beskrevet ved bruk av Hubble-konstanten (N, km / s per 1 megaparsek avstand).
V \u003d hr ,
der V er hastigheten for fjerning av galakser, er H Hubble-konstanten, r er avstanden mellom dem.
Verdien av denne konstanten er ennå ikke endelig fastslått. Ulike forskere bestemmer det i området 80 ± 17 km / s for hver megaparsek avstand. Fenomenet rødskift er blitt forklart i fenomenet "resesjon av galakser." I denne forbindelse blir problemene med å studere utvidelsen av universet og bestemme dets alder ved varigheten av denne utvidelsen fremhevet.
De fleste moderne kosmologer forstår denne utvidelsen som en forlengelse av det virkelig tenkelige og det eksisterende universet... Dessverre tillot tidlig død ikke den geniale teoretikeren til Universet A. A. Fridman, hvis ideer har ledet ideen om kosmologer i mer enn et halvt århundre, å ta del i den videre revolusjonerende utviklingen av prosessen med å oppdatere det kosmologiske bildet av verden. Opplevelsen av historien om utvikling av kunnskap om verden antyder imidlertid at det moderne relativistiske kosmologiske bildet av verden, som er et resultat av ekstrapolering til hele den tenkelige "helheten" av kunnskap om en begrenset del av universet, uunngåelig er unøyaktig. Derfor kan man tro at den heller gjenspeiler egenskapene til en begrenset del av universet (som kan kalles Metagalaksen), og kanskje bare et av stadiene i dens utvikling (som gir rom for relativistisk kosmologi og som kan avklares med foredling av den gjennomsnittlige tettheten av materie i Metagalaksen). For øyeblikket er imidlertid bildet av verden uvisst på dette tidspunktet.
Kapittel 3. Moderne studier av universets kosmologiske modeller
.1 Nobelpris for oppdagelsen av den akselererte utvidelsen av universet
Moderne kosmologi er et sammensatt, sammensatt og raskt utviklende system av naturvitenskapelige (astronomi, fysikk, kjemi, etc.) og filosofisk kunnskap om universet som helhet, basert på både observasjonsdata og teoretiske konklusjoner knyttet til en del av universet som er dekket av astronomiske observasjoner. .
Nylig ble det gjort en oppdagelse innen området moderne kosmologi, som i fremtiden vil kunne endre ideene våre om universets opprinnelse og utvikling. Forskere som har gitt et enormt bidrag til utviklingen av denne oppdagelsen har blitt tildelt Nobelprisen for sitt arbeid.
Nobelprisen ble tildelt amerikanske Saul Perlmutter, australske Brian Schmidt og amerikanske Adam Rees for oppdagelsen av den akselererte utvidelsen av universet.
I 1998 oppdaget forskere at universet utvider seg med akselerasjon. Funnet ble gjort gjennom studiet av type Ia supernovaer. Supernovaer er stjerner som blusser opp fra tid til annen på himmelen og deretter raskt blekner. På grunn av deres unike egenskaper, blir disse stjernene brukt som markører for å bestemme hvordan kosmologiske avstander endrer seg over tid. En supernova-blitz er et øyeblikk i livet til en massiv stjerne når den opplever en katastrofal eksplosjon. Supernovaer er forskjellige typer avhengig av de spesifikke forholdene før katastrofen. I observasjoner bestemmes blitzens type av lyskurvenes spekter og form. Supernovaene, betegnet Ia, oppstår under den termonukleære eksplosjonen av en hvit dverg hvis masse overskred terskelverdien til ~ 1,4 av massen til Solen, kalt Chandrasekhar-grensen. Så lenge massen til den hvite dvergen er mindre enn terskelverdien, blir stjernens gravitasjonskraft balansert av trykket fra en degenerert elektrongass. Men hvis i et nært binært system et stoff strømmer inn på det fra en nabostjerne, så er elektrontrykket i et øyeblikk utilstrekkelig og stjernen eksploderer, og astronomene registrerer en annen supernova av type Ia. Siden terskelmassen og grunnen til at den hvite dvergen eksploderer alltid er den samme, bør slike supernovaer med maksimal lysstyrke ha den samme, og veldig store lysstyrken, og kan tjene som et "standardlys" for å bestemme intergalaktiske avstander. Hvis vi samler inn data om mange slike supernovaer og sammenligner avstandene til dem med de rødforskyvningene av galakser som fakler oppsto i, kan vi bestemme hvordan ekspansjonshastigheten til universet har endret seg i det siste og velge den tilsvarende kosmologiske modellen.
Studerende supernovaer fjernt fra jorden, fant forskere at de er minst et kvarter svakere enn teorien forutsier - dette betyr at stjernene er for langt unna. Etter å ha beregnet parametrene for utvidelsen av universet, har forskere slått fast at denne prosessen skjer med akselerasjon.
3.2 Mørk materie
Mørk materie tilsvarer vanlig materie i den forstand at den er i stand til å samle seg i klynger (størrelsen på, si, en galakse eller en klynge av galakser) og delta i gravitasjonsinteraksjoner akkurat som vanlig materie. Mest sannsynlig består den av nye partikler som ennå ikke er oppdaget under bakkeforhold.
I tillegg til kosmologiske data støttes eksistensen av mørk materie av målinger av tyngdefeltet i klynger av galakser og i galakser. Det er flere måter å måle gravitasjonsfeltet i klynger av galakser, hvorav den ene er gravitasjonslinser, illustrert i fig. 4.
Fig. 4. Tyngdekraftslinsing.
Gravitasjonsfeltet til klyngen bøyer lysstrålene som sendes ut av galaksen bak klyngen, det vil si at gravitasjonsfeltet fungerer som en linse. I dette tilfellet vises noen ganger flere bilder av denne fjerne galaksen; på venstre halvdel av fig. 7 de er blå. Lysets krumning avhenger av massefordelingen i klyngen, uavhengig av hvilke partikler som skaper denne massen. Massefordelingen rekonstruert på denne måten er vist i høyre halvdel av fig. 7 i blått; det kan sees at det er veldig forskjellig fra fordelingen av det lysende stoffet. Massene av galakse-klynger som er målt på denne måten, stemmer overens med det faktum at mørk materie bidrar med omtrent 25% til den totale energitettheten i universet. Husk at det samme tallet er oppnådd fra en sammenligning av teorien om dannelse av strukturer (galakser, klynger) med observasjoner.
Mørk materie er også til stede i galakser. Dette følger igjen av målinger av tyngdekraftsfeltet, nå i galakser og deres omgivelser. Jo sterkere gravitasjonsfeltet, desto raskere roterer stjernene og gassskyene rundt galaksen, slik at målinger av rotasjonshastigheter avhengig av avstanden til sentrum av galaksen kan gjenopprette massefordelingen i den.
Hva er partikler av mørk materie? Det er tydelig at disse partiklene ikke skal forfalle til andre, lettere partikler, ellers ville de forfalle under universets eksistens. Selve dette faktum indikerer at en ny bevaringslov, som ennå ikke er oppdaget, er i kraft i naturen, som forbyr disse partiklene å råtne. Analogien her er med loven om bevaring av elektrisk ladning: et elektron er den letteste partikkelen med en elektrisk ladning, og det er derfor den ikke forfaller til lettere partikler (for eksempel nøytrinoer og fotoner). Videre interagerer mørke stoffpartikler ekstremt svakt med stoffet vårt, ellers ville de allerede blitt oppdaget i terrestriske eksperimenter. Deretter begynner området med hypoteser. Den mest sannsynlige (men langt fra den eneste!) Hypotesen er at mørkstoffpartiklene er 100-1000 ganger tyngre enn protonet, og at deres interaksjon med vanlig stoff er sammenlignbar i intensitet med interaksjonen mellom nøytrinoer. Det er innenfor rammen av denne hypotesen at den moderne tettheten av mørk materie finner en enkel forklaring: partikler av mørk materie ble intensivt født og utslettet i et veldig tidlig univers ved veldig høye temperaturer (i størrelsesorden 1015 grader), og noen av dem overlevde til i dag. Med de indikerte parametrene for disse partiklene, oppnås deres nåværende mengde i Universet nøyaktig etter behov.
Kan vi forvente oppdagelsen av partikler av mørk materie i løpet av nær fremtid under bakkeforhold? Siden vi i dag ikke vet arten av disse partiklene, er det helt umulig å svare på dette spørsmålet. Imidlertid virker utsiktene veldig optimistiske.
Det er flere måter å søke etter partikler av mørk materie. En av dem er assosiert med eksperimenter på fremtidige høyenergiacceleratorer - kollider. Hvis mørkstoffpartikler virkelig er 100-1000 ganger tyngre enn en proton, vil de bli født i kollisjoner av vanlige partikler, akselerert ved kolliderer til høye energier (det er ikke oppnådd nok energier hos eksisterende kollidere). De umiddelbare utsiktene her er forbundet med Large Hadron Collider (LHC) under bygging ved CERN internasjonale senter nær Genève, hvor kolliderende protonstråler med en energi på 7x7 Teraelectron-volt vil oppnås. Jeg må si at i følge populære hypoteser i dag, er mørke stoffpartikler bare en representant for en ny familie av elementære partikler, så sammen med oppdagelsen av mørke stoffpartikler kan man håpe på oppdagelsen av en hel klasse nye partikler og nye interaksjoner på akseleratorer. Kosmologi antyder at verden av elementære partikler kjent i dag av "mursteinene" langt fra er oppbrukt!
En annen måte er å registrere partikler av mørk materie som flyr rundt oss. De er på ingen måte få: med en masse lik 1000 protonmasser, bør disse partiklene her og nå være 1000 stykker per kubikkmeter. Problemet er at de interagerer ekstremt svakt med vanlige partikler, stoffet er gjennomsiktig for dem. Imidlertid kolliderer mørkstoffpartikler av og til med atomkjerner, og disse kollisjonene kan forhåpentligvis registreres. Søk i denne retningen utføres ved hjelp av en rekke svært følsomme detektorer plassert dypt under jorden, der bakgrunnen fra kosmiske stråler er kraftig redusert.
Endelig er en annen måte assosiert med registrering av produkter til utslettelse av partikler av mørk materie. Disse partiklene må samle seg i sentrum av jorden og i midten av solen (stoffet for dem er nesten gjennomsiktig, og de kan falle ned i jorden eller solen). Der utslettes de med hverandre, og det dannes andre partikler, inkludert nøytrinoer. Disse nøytrinoene går fritt gjennom jordens eller solens tykkelse, og kan oppdages av spesielle installasjoner - nøytrino-teleskoper. En av disse nøytrino-teleskopene ligger dypt i Baikal-sjøen, den andre (AMANDA) - dypt i isen på Sydpolen. Det er andre tilnærminger til leting etter partikler av mørk materie, for eksempel søket etter produkter fra deres utslettelse i den sentrale regionen av vår Galaxy. Hvilken av alle disse banene vil være den første som lykkes, vil tiden vise, men uansett vil oppdagelsen av disse nye partiklene og studiet av deres egenskaper være en stor vitenskapelig prestasjon. Disse partiklene vil fortelle oss om universets egenskaper 10–9 s (en milliardedels sekund!) Etter Big Bang, da temperaturen på universet var 1015 grader, og mørke stoffpartikler samhandlet intenst med kosmisk plasma.
3.3 Mørk energi
Mørk energi er et mye fremmed stoff enn mørk materie. Til å begynne med kommer det ikke til klumper, men blir "sølt" jevnlig i universet. I galakser og klynger av galakser er det like mange av dem som utenfor dem. Det mest uvanlige er at mørk energi på en måte opplever antigravitet. Vi har allerede sagt at moderne astronomiske metoder ikke bare kan måle den nåværende ekspansjonshastigheten til universet, men også bestemme hvordan den endret seg over tid. Så astronomiske observasjoner indikerer at universet i dag (og i nyere tid) utvides med akselerasjon: ekspansjonshastigheten øker med tiden. På denne måten kan vi snakke om antigravitet: vanlig gravitasjonsattraksjon ville bremse spredningen av galakser, men i vårt univers, viser det seg, er det motsatte sant.
heliosentrisk kosmologisk gravitasjonsunivers
Fig. 5. Illustrasjon av mørk energi.
Et slikt bilde motsier generelt ikke den generelle relativitetsteorien, men for dette må den mørke energien ha en spesiell egenskap - negativt trykk. Dette skiller det skarpt fra vanlige materieformer. Det er ingen overdrivelse å si at mørkenergiens natur er det viktigste mysteriet i det grunnleggende fysikken i det 21. århundre.
En av kandidatene for rollen som mørk energi er vakuum. Vakuumets energitetthet endres ikke med utvidelsen av universet, og dette betyr vakuumets undertrykk. En annen kandidat er et nytt superweak felt som gjennomsyrer hele universet; begrepet kvintessens brukes om det. Det er andre kandidater, men i alle fall er den mørke energien noe helt uvanlig.
En annen måte å forklare den akselererte ekspansjonen av universet på er å antyde at tyngdelovene i seg selv muterer på kosmologiske avstander og kosmologiske tider. En slik hypotese er langt fra ufarlig: forsøk på å generalisere den generelle relativitetsteorien i denne retningen møter alvorlige vanskeligheter. Tilsynelatende, hvis en slik generalisering i det hele tatt er mulig, vil den være assosiert med ideen om eksistensen av ytterligere dimensjoner av rommet, i tillegg til de tre dimensjonene som vi oppfatter i hverdagen.
Dessverre er den direkte eksperimentelle studien av mørk energi i terrestriske forhold nå ikke synlig. Dette betyr selvfølgelig ikke at nye strålende ideer i denne retningen ikke kan dukke opp i fremtiden, men i dag er håpene for å tydeliggjøre naturen til mørk energi (eller, mer generelt, årsakene til den akselererte utvidelsen av universet), utelukkende forbundet med astronomiske observasjoner og med å skaffe nye, mer nøyaktige kosmologiske data. Vi må lære i detalj hvordan universet utvidet seg på et relativt sent stadium av utviklingen, og dette forhåpentligvis vil tillate oss å ta et valg mellom forskjellige hypoteser.
Konklusjon
I dette kurset har jeg vurdert universets kosmologiske modeller. Etter å ha analysert litteraturen om løpet av generell fysikk og astronomi, sporet jeg historien til kosmologisk forskning, undersøkte moderne kosmologiske modeller av universet og valgte illustrasjonsmateriale for forskningsemnet. Etter å ha bevist relevansen til det valgte emnet, oppsummerte jeg arbeidet som ble gjort.
Litteratur
1.Berry A. En kort historie om astronomi. Oversettelse av S. Zaimovsky. - M., L .: GITL, 1946.
.Veselovsky I.N. Aristarchus of Samos - Copernicus fra den eldgamle verden. Historisk og astronomisk forskning. - M .: Nauka, 1961. Utgave 7, s. 44.
.Efremov Yu.N., Pavlovskaya E.D. Bestemmelse av observasjonsepoken fra stjernekatalogen "Almagest" med riktige bevegelser av stjerner - Historisk og astronomisk forskning. M .: Nauka, 1989, utgave 18.
.I. G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. G. Rodriguez. Astronomer. 2. utg., Kiev, 1986.
.Karpenkov S.Kh. Begrepet moderne naturvitenskap: Tekstbok for videregående skoler / M .: Academic prospectus, 2001.
.Klimishin I.A. Oppdagelse av universet. - M .: Science, 1987.
.Matvievskaya G.P. Al-Sufi. - Historisk og astronomisk forskning. M .: Nauka, 1983, utgave 16, s. 93-138.
.Pannekoek A. Astronomiens historie. - M .: Nauka, 1966.
.S. Shapiro, S. Tukalski. Sorte hull, hvite dverger og nøytronstjerner. Moskva, Verden, 1985
.Samygina S.I. "Concepts of modern science" / Rostov n / A: "Phoenix", 1997.
.Romfysikk: A Little Encyclopedia. M .: Sov. Encyclopedia, 1986.
.Hawking S. En kort historie om tid: Fra Big Bang til Black Holes. M .: Mir, 1990.
.E. V. Kononovich, V. Moroz. Generelt astronomikurs. Moskva, 2002.
.Einstein A. Evolution of Physics / M .: Sustainable World, 2001.
Læring
Trenger du hjelp til å lære et emne?
Våre eksperter vil gi råd eller tilby veiledningstjenester om emner som er interessante for deg.
Send en forespørsel som indikerer emnet akkurat nå for å finne ut om muligheten for å få råd.
Moderne fysikk anser megaworlden som et system som inkluderer alle himmellegemer, diffus (diffusjon - spredning) materie som eksisterer i form av atskilte atomer og molekyler, samt i form av tettere formasjoner - gigantiske skyer av støv og gass, og materie i form av stråling.
Kosmologi er vitenskapen om universet som en helhet. I moderne tid skilles den fra filosofi og blir til en uavhengig vitenskap. Newtonsk kosmologi var basert på følgende postulater:
· Universet har alltid eksistert, det er "verden som en helhet" (universet).
· Universet er stasjonært (uendret), bare romsystemer er i endring, men ikke verden som helhet.
· Plass og tid er absolutt. Metrisk er plass og tid uendelig.
· Rom og tid er isotropisk (isotropi kjennetegner det samme fysiske egenskaper medier i alle retninger) og homogen (enhetlighet kjennetegner den gjennomsnittlige fordeling av materie i universet).
Moderne kosmologi er basert på den generelle relativitetsteorien, og derfor kalles den relativistisk, i motsetning til den forrige, klassiske.
I 1929 oppdaget Edwin Hubble (en amerikansk astrofysiker) fenomenet "rødforskyvning." Lys fra fjerne galakser blir forskjøvet mot den røde enden av spekteret, noe som indikerte fjerning av galakser fra observatøren. Ideen oppstod om ustabiliteten i universet. Alexander Alexandrovich Fridman (1888 - 1925) for første gang beviste teoretisk at universet ikke kan være stasjonært, men med jevne mellomrom må utvide eller trekke seg sammen. Problemene med å studere utvidelsen av universet og bestemme dets alder har kommet frem. Den neste fasen i studiet av universet er forbundet med arbeidet til den amerikanske forskeren George Gamow (1904-1968). De fysiske prosessene som fant sted i forskjellige stadier av utvidelsen av universet begynte å bli undersøkt. Gamow oppdaget "reliktstråling." (Relikvie - restene av den fjerne fortiden).
Det er flere modeller av universet: Felles for dem er ideen om det ustabile, isotropiske og homogene.
I samsvar med eksistensmodusen - modellen til det "ekspanderende universet" og modellen til det "pulserende universet".
Avhengig av romets krumning skiller de seg - en åpen modell der krumningen er negativ eller lik , den presenterer et åpent, uendelig univers; en lukket modell med positiv krumning, i at universet er begrenset, men ubegrenset, ubegrenset.
Diskusjonen om spørsmålet om universets endelighet eller uendelighet ga opphav til flere såkalte kosmologiske paradokser, i henhold til at hvis universet er uendelig, så er det endelig.
1. Utvidelsesparadokset (E. Hubble). Ved å akseptere ideen om uendelig grad, kommer vi til en motsigelse med relativitetsteorien. Å fjerne tåken fra observatøren i en uendelig stor avstand (i henhold til teorien om "red shift" av V. M. Slifer og "Doppler-effekten") bør overskride lysets hastighet. Men det er den begrensende (i følge Einsteins teori) utbredelseshastighet av materielle interaksjoner, ingenting kan bevege seg raskere.
2. Fotometrisk paradoks (J. F. Chesault og V. Olbers). Dette er avhandlingen om den uendelige lysstyrken (i fravær av lysabsorpsjon) av himmelen i henhold til loven om belysning på et hvilket som helst sted og i henhold til loven om en økning i antall lyskilder etter hvert som romvolumet øker. Men uendelig lysstyrke er i strid med empiriske bevis.
3. Gravitasjonsparadokset (K. Neumann, G. Zeeliger): et uendelig antall kosmiske kropper skal føre til uendelig tyngdekraft, og derfor til uendelig akselerasjon, som ikke blir observert.
4. Termodynamisk paradoks (eller universets såkalte "termiske død"). Overføring av termisk energi til andre typer er vanskelig sammenlignet med omvendt prosess. Resultat: materiens utvikling fører til termodynamisk likevekt. Paradokset snakker om den endelige naturen til den romlige-tidsmessige strukturen til universet.
Universets utvikling. Big Bang teorien"
Fra eldgamle tider til begynnelsen av 1900-tallet ble verdensrommet ansett som uendret. Den stjerneklare verden personifiserte absolutt fred, evighet og ubegrenset lengde. Oppdagelsen i 1929 av den eksplosive spredningen av galakser, det vil si den raske utvidelsen av den synlige delen av universet, viste at universet er ustabilt. Ved å ekstrapolere denne ekspansjonsprosessen til fortiden, konkluderte forskere at for 15-20 milliarder år siden universet var innelukket i et uendelig volum av rom med en uendelig høy tetthet ("singularitetspunktet"), og hele det nåværende universet er begrenset, d.v.s. Den har et begrenset volum og levetid.
Utgangspunktet for levetiden til det utviklende universet begynner fra det øyeblikket Big Bang skjedde og singularitetstilstanden brått plutselig. Den svakeste enkeltlenken i denne vakre teorien anses som problemet med begynnelsen - en fysisk beskrivelse av singulariteten.
Forskere er enige om at det opprinnelige universet var i forhold som er vanskelig å forestille seg og reprodusere på jorden. Disse forhold karakteriseres ved tilstedeværelsen av høy temperatur og høyt trykk i singulariteten der stoffet ble konsentrert.
Universets evolusjonære tid er estimert til omtrent 20 milliarder år. Teoretiske beregninger viste at i entalltilstand var dens radius nær elektronets radius, dvs. det var et mikroobjekt med ubetydelige proporsjoner. Det antas at her begynte kvantelovene som er karakteristiske for elementære partikler, å påvirke.
Universet fortsatte å utvide seg fra sin opprinnelige entalltilstand som et resultat av Big Bang, som fylte all plass. Det var en temperatur på 100.000 millioner grader. ifølge Kelvin, der molekyler, atomer og til og med kjerner ikke kan eksistere. Stoffet var i form av elementære partikler, der elektroner, positroner, nøytrinoer og fotoner dominerte, og det var færre protoner og nøytroner. På slutten av det tredje minuttet etter eksplosjonen sank universets temperatur til 1 milliard grader. ifølge Kelvin. Atomkjerner begynte å danne seg - tungt hydrogen og helium, men stoffet i Universet den gang besto hovedsakelig av fotoner, nøytrinoer og antineutrinoer. Bare noen hundre tusen år senere begynte hydrogen og heliumatomer å danne seg, og dannet et hydrogen-heliumplasma. Astronomer oppdaget "relikt" radioutslipp i 1965 - utslippet av varmt plasma, som har blitt bevart siden den gangen det ikke var stjerner og galakser. Fra denne blandingen av hydrogen og helium i prosessen med evolusjonen oppsto hele mangfoldet i det moderne universet. I følge teorien om JH Jeans, er hovedfaktoren i utviklingen av universet gravitasjonsinstabiliteten: materie kan ikke fordeles med konstant tetthet i noe volum. Homogent plasma brøt opprinnelig i enorme koagulater. Fra dem dannet det seg klynger av galakser, som brøt opp til protogalakser, og protostarer oppstod fra dem. Denne prosessen fortsetter i vår tid. Rundt stjernene dannet planetariske systemer. Denne modellen (standard) av universet er ikke tilstrekkelig underbygget, det gjenstår mange spørsmål. Argumentene i hennes favør er bare de etablerte fakta om utvidelsen av universet og reliksjonsstrålingen.
Den berømte amerikanske astronomen Carl Sagan har bygget en visuell modell av universets evolusjon, der romåret er 15 milliarder jordår, og 1 sekund. - 500 år; deretter i terrestriske tidsenheter vil evolusjonen vises som følger:
Standardmodellen for universets evolusjon antar at den innledende temperaturen inne i singulariteten var mer enn 10 13 på Kelvin-skalaen (der referansepunktet tilsvarer - 273 ° С). Stoffets tetthet er omtrent 10 93 g / cm3. Uunngåelig skulle en "big bang" skje, som begynnelsen av evolusjonen ble assosiert med. Det antas at en slik eksplosjon skjedde for omtrent 15-20 milliarder år siden og først ble ledsaget av rask, og deretter mer moderat ekspansjon og følgelig gradvis avkjøling av universet. Etter graden av universets ekspansjon, dømmer forskere materiens tilstand i forskjellige evolusjonsstadier. Etter 0,01 sek. etter eksplosjonen falt stoffets tetthet til 10 10 g / cm3. Under disse forholdene skulle tilsynelatende fotoner, elektroner, positroner, nøytrinoer og antineutrinoer, samt et lite antall nukleoner (protoner og nøytroner) ha eksistert i det ekspanderende universet. I dette tilfellet skjedde kontinuerlig konvertering av elektron + positronpar til fotoner og omvendt - av fotoner til et elektron + positronpar. Men bare 3 minutter etter eksplosjonen dannes det en blanding av lette kjerner fra nukleoner: 2/3 av hydrogen og 1/3 av helium, det såkalte stjernestoffet, resten av de kjemiske elementene dannes fra det gjennom kjernefysiske reaksjoner. I det øyeblikket når hydrogen og heliumatomer oppstod, ble stoffet gjennomsiktig for fotoner, og de begynte å stråle ut i verdensrommet. For øyeblikket blir en slik gjenværende prosess observert i form av reliksjonsstråling (resten fra den fjerne porene med dannelse av nøytralt hydrogen og heliumatomer).
Med utvidelse og avkjøling i universet fant prosesser med ødeleggelse av tidligere eksisterende og fremveksten på dette grunnlaget av nye strukturer sted, noe som førte til brudd på symmetrien mellom materie og antimaterie. Da temperaturen etter eksplosjonen falt til 6 milliarder grader Kelvin, de første 8 sekundene. det var hovedsakelig en blanding av elektroner og positroner. Mens blandingen var i termisk likevekt, forble antallet partikler omtrent det samme. Kontinuerlige kollisjoner oppstår mellom partikler, noe som resulterer i fotoner, og fra fotoner - et elektron og en positron. Det skjer en kontinuerlig transformasjon av materie til stråling og omvendt stråling til materie. På dette stadiet opprettholdes symmetrien mellom materie og stråling.
Bruddet på denne symmetrien skjedde etter en ytterligere utvidelse av universet og en tilsvarende reduksjon i temperaturen. Tyngre kjernefysiske partikler vises - protoner og nøytroner. Det dannes et ekstremt ubetydelig overskudd av stoff over stråling (1 proton eller nøytron per milliard fotoner). Fra dette overskuddet i prosessen med videre utvikling, oppstår den enorme rikdom og mangfoldighet i den materielle verden, fra atomer og molekyler til forskjellige fjellformasjoner, planeter, stjerner og galakser.
Så 15-20 milliarder år er universets omtrentlige alder. Hva skjedde før universets fødsel? Det første kosmogoniske skjemaet i moderne kosmologi hevder at hele universets masse ble komprimert til et visst punkt (singularitet). Det er ikke kjent, i kraft av hvilke grunner denne innledende, punktstilstanden ble krenket og hva som i dag kalles ordene "Big Bang" skjedde.
Det andre kosmologiske skjemaet for fødselen av universet beskriver denne prosessen med fremvekst fra "ingenting" vakuum. I lys av nye kosmogoniske konsepter har selve forståelsen av vakuum blitt revidert av vitenskapen. Vakuum er en spesiell sakstilstand. I de første stadiene av universet kan et intenst tyngdekraftfelt generere partikler fra et vakuum.
Vi finner en interessant analogi til disse moderne ideene blant de eldgamle. Filosofen og teologen Origen (II-III. Århundre e.Kr.) nevnte overgangen av materie til en annen stat, til og med "materiens forsvinning" på tidspunktet for universets død. Når universet oppstår igjen, "saken", skrev han, "mottar det å være igjen, danne legemer ...".
I følge forskernes scenario, dukket nå det observerbare universet på 10 milliarder lysår opp som et resultat av utvidelse, som bare varte i 10-30 sekunder. Utvidelse, utvidelse i alle retninger, materie skjøvet “ikke-eksistens” til side, skapte plass og startet nedtellingen. Slik ser moderne kosmogoni universets dannelse.
Den konseptuelle modellen for det "ekspanderende universet" ble foreslått av A. A. Friedman i 1922-24. Ti år senere fikk den praktisk bekreftelse i verkene til den amerikanske astronomen E. Hubble, som studerte galaksers bevegelse. Hubble oppdaget at galaksene raskt spredte seg, etter en viss impuls. Hvis denne spredningen ikke stopper, fortsetter på ubestemt tid, vil avstanden mellom romobjekter øke, og tendens til uendelig. I følge Friedmans beregninger er det slik den videre utviklingen av universet burde ha gått. Imidlertid, under en betingelse - hvis den gjennomsnittlige tettheten av massen til universet viser seg å være mindre enn en viss kritisk verdi, er denne verdien omtrent tre atomer per kubikk. For en tid tilbake gjorde dataene innhentet av amerikanske astronomer fra en satellitt som undersøkte røntgenstrålingen fra fjerne galakser det mulig å beregne universets gjennomsnittlige massetetthet. Det viste seg å være veldig nær den kritiske massen der universets utvidelse ikke kan være uendelig.
Det var nødvendig å henvende seg til studiet av universet gjennom studiet av røntgenbilder fordi en betydelig del av stoffet ikke er optisk oppfattet. Omtrent halvparten av massen av vår Galaxy, "ser vi ikke." Eksistensen av dette stoffet som ikke oppfattes av oss, indikeres særlig av gravitasjonskrefter som bestemmer bevegelsen til våre og andre galakser, bevegelsen til stjernersystemer. Dette stoffet kan eksistere i form av "svarte hull", hvis masse er hundrevis av millioner av masser av solen vår, i form av nøytrinoer eller andre ukjente former. Ikke oppfattet, som "sorte hull", kan galaksenes korona være, som noen forskere tror, \u200b\u200b5-10 ganger masse galaksene selv.
Antagelsen om at universets masse er mye større enn det vi antar, har funnet en ny, veldig tung bekreftelse i fysikernes arbeid. De innhentet de første dataene om at en av de tre typene nøytrinoer har en hvilemasse. Hvis de gjenværende nøytrinoene har de samme egenskapene, er massen av nøytrinoer i universet 100 ganger større enn massen av vanlig stoff i stjerner og galakser.
Denne oppdagelsen tillater oss å si med større sikkerhet at utvidelsen av universet bare vil fortsette til et bestemt øyeblikk hvoretter prosessen vil snu - galaksene vil begynne å konvergere og igjen trekke seg sammen til et bestemt punkt. Etter saken vil plassen krympe til et punkt. Det som skjer er det astronomene i dag kaller ordene “Collapse of the Universe.”
Vil mennesker eller innbyggere i andre verdener, hvis de eksisterer i verdensrommet, merke sammentrekningen av universet, begynnelsen på dets tilbakevending til uberørt kaos? Nei. De vil ikke være i stand til å legge merke til tidsrommet som vil måtte skje når universet begynner å krympe.
Forskere, som snakker om rotasjonen av tidsflyten på universets skala, tegner en analogi med tiden på en krympende, "kollapsende" stjerne. Betingede klokker plassert på overflaten til en slik stjerne vil først måtte bremse, og når kompresjonen når et kritisk punkt, vil de stoppe. Når stjernen "mislykkes" fra vår romtid, vil de betingede pilene på den betingede klokken bevege seg i motsatt retning - tiden vil gå tilbake. Men den hypotetiske observatøren på en slik stjerne vil ikke legge merke til alt dette. Saktere, stoppe og endre tidsretningen kan observeres utenfra og være utenfor det “kollapsende” systemet. Hvis universet vårt er det eneste, og det er ingenting utenfor det - uansett, ingen tid, ingen plass - så kan det ikke være et visst syn fra siden, som kan merke når tiden endrer kurs og flyter tilbake.
Noen forskere mener at denne hendelsen i universet vårt allerede har skjedd, galakser faller på hverandre, og universet har gått inn i tidenes død. Det er matematiske beregninger og betraktninger som bekrefter denne ideen. Hva vil skje etter at universet kommer tilbake til et visst utgangspunkt? Etter dette vil en ny syklus begynne, neste "Big Bang" vil skje, foremoren vil haste i alle retninger, skyve fra hverandre og skape rom, galakser, stjerneklynger, livet vil oppstå igjen. Spesielt er den kosmologiske modellen til den amerikanske astronomen J. Wheeler, modellen til universet som utvides og “kollapser” vekselvis.
Den berømte matematikeren og logikeren Kurt Godel underbygget matematisk den posisjonen at universet under visse betingelser virkelig må gå tilbake til utgangspunktet for å deretter fullføre den samme syklusen igjen, og fullføre den med en ny retur til sin opprinnelige tilstand. Modellen til den engelske astronomen P. Davis, modellen til det "pulserende universet", tilsvarer også disse beregningene. Men det som er viktig - Davis Universe inkluderer lukkede tidslinjer, med andre ord, tiden der beveger seg i en sirkel. Antallet forekomster og dødsfall som universet har opplevd, er uendelig.
Men hvordan forestiller moderne kosmogoni seg universets død? Den berømte amerikanske fysikeren S. Weinberg beskriver det på denne måten. Etter starten av komprimering i tusenvis og millioner av år, vil ingenting skje som kan gi bekymring for våre fjerne etterkommere. Når universet krymper til 1/100 av sin nåværende størrelse, vil imidlertid nattehimmelen utstråle like mye varme på jorden som dagslys i dag. Etter 70 millioner år vil universet krympe ytterligere ti ganger, og "våre arvinger og etterfølgere (hvis de vil) vil se himmelen uutholdelig lys." Etter ytterligere 700 år vil romtemperaturen komme opp i ti millioner grader, stjerner og planeter vil begynne å bli en "romtesuppe" av stråling, elektroner og kjerner.
Etter komprimering til et punkt, etter det vi kaller "Universets død", men det kanskje ikke er dens død i det hele tatt, begynner en ny syklus. En indirekte bekreftelse av denne formodningen er den allerede nevnte reliksjonsstrålingen, ekkoet fra Big Bang som ga opphav til vårt univers. Ifølge forskere kommer denne strålingen, ikke bare fra fortiden, men også "fra fremtiden". Dette er en refleksjon av ”verdensbrannen” som kommer fra neste syklus der det nye universet blir født. Ikke bare reliksjonsstråling gjennomsyrer verdenen vår, og kommer som fra to sider - fra fortiden og fremtiden. Materie, som utgjør verden, universet og oss, bærer muligens litt informasjon i seg selv. Forskere med en viss konvensjonalitet, men snakker allerede om et slags "minne" av molekyler, atomer, elementære partikler. Atomer av karbon som har vært i levende vesener er "biogene".
Siden for øyeblikket universet konvergerer til et punkt, forsvinner ikke saken, den forsvinner ikke, informasjonen det bærer er også uforgjengelig. Verden vår er fylt med den, som den er fylt, med saken som utgjør den.
Universet som vil erstatte vårt, vil det være dets repetisjon?
Det er mulig, svarer noen kosmologer.
Ikke i det hele tatt nødvendig, andre innvender. Det er ingen fysisk begrunnelse, sier for eksempel Dr. R. Dick fra Princeton University, slik at hver gang universet blir dannet, er de fysiske lovene de samme som i begynnelsen av syklusen vår. Hvis disse mønstrene vil avvike selv på den mest ubetydelige måten, vil stjernene ikke kunne skape tunge elementer, inkludert karbonet som livet er bygget fra. Syklus etter syklus, universet kan oppstå og bli ødelagt uten å generere en gnist av liv. Dette er et av synspunktene. Det kan kalles synspunktet om "å være diskontinuitet." Det er intermitterende, selv om det oppstår liv i det nye universet: ingen tråder kobler det til den siste syklusen. I følge et annet synspunkt, tvert imot, "universet husker hele historien, uansett hvor langt (til og med uendelig langt) det går inn i fortiden".
Ingen global evolusjonsteori om universets utvikling før det tjuende århundre eksisterte, siden klassiske naturvitenskapelig fokuserte primært på å studere ikke dynamikk, men systemstatistikk. I klassisk vitenskap fantes det en såkalt teori stasjonæruniversets tilstand, ifølge hvilken universet alltid har vært nesten det samme som det er nå. Astronomi var statisk: bevegelsene til planeter og kometer ble studert, stjerner ble beskrevet, klassifiseringene deres ble opprettet. Imidlertid spørsmålet om utvikling Universet var ikke satt.
Klassisk Newtonsk kosmologi akseptert eksplisitt eller implisitt følgende postulater:
· Universet er “verden som en helhet”. Kosmologi erkjenner verden slik den eksisterer på egen hånd, uavhengig av kognisjonens betingelser.
· Universets rom og tid er absolutte, de avhenger ikke av materielle objekter og prosesser.
· Plass og tid er metrisk uendelig.
· Rom og tid er homogene og isotropiske.
· Universet er stasjonært, gjennomgår ikke evolusjon. Spesifikke romsystemer kan endre seg, men ikke verden som helhet.
I Newtonsk kosmologi to paradoksrelatert til universitetets postulat.
Det første paradokset heter gravitasjons: hvis universet er uendelig og det er et uendelig antall himmellegemer, så vil tyngdekraften være uendelig stor, og universet skal kollapse, og ikke eksistere for alltid.
Det andre paradokset heter lystekniske: hvis det er et uendelig antall himmellegemer, må det være en uendelig lyslysning på himmelen, som ikke blir observert.
Disse paradoksene viste seg å være uoppløselige innenfor rammen av Newtonsk kosmologi.
Moderne kosmologiske modeller Universet er basert på generell relativitet A. Einstein, ifølge hvilken metrikken for rom og tid bestemmes av fordelingen av gravitasjonsmasser i universet. Slike modeller er avhengige av grunnleggende tyngdekompensasjonintrodusert av A. Einstein i den generelle relativitetsteorien. Denne ligningen har ikke en, men flere løsninger, som skyldes tilstedeværelsen av mange kosmologiske modeller av universet.
Den første kosmologiske modellen ble utviklet av L. Einstein selv i 1917. I samsvar med denne modellen, verdensrommet jevnt og isotropicallymaterie fordeles i gjennomsnitt i det jevnt, blir gravitasjonsattraksjon av masser kompensert av universell kosmologisk frastøtning. Universet i den kosmologiske modellen til A. Einstein stasjonær, uendelig i tid og ubegrenset med plass. Denne modellen virket på det tidspunktet ganske tilfredsstillende, siden den var i samsvar med alle kjente fakta.
En annen modell, som også er en løsning av gravitasjonsligninger, ble foreslått av den nederlandske astronomen i samme 1917 Willem de Sitter. Denne løsningen vil eksistere selv i tilfelle av et "tomt" univers uten materie. Hvis masser dukket opp i et slikt univers, opphørte løsningen å være stasjonær: en kosmisk frastøtning mellom massene oppsto, og forsøkte å fjerne dem fra hverandre og oppløse hele systemet.
I 1922, den russiske matematikeren og geofysikeren A.A. Fridman avviste postulatet i klassisk kosmologi om universets stasjonære natur og mottok løsninger av Einsteins ligninger som beskrev universet med et "ekspanderende" rom.
Foreslått A. A. Friedman løsninger gir tre muligheter.
· Hvis den gjennomsnittlige tettheten av materie og stråling i universet er lik noen kritisk verdi ( ρ \u003d 10-29 g / cm 3), verdensrommet viser seg å være euklidisk og universet utvides ubegrenset fra den opprinnelige punkttilstanden.
· Hvis tettheten er mindre enn kritisk, har rommet Lobachevsky geometri og utvides også ubegrenset.
· Og til slutt, hvis tettheten er mer enn kritisk, viser det seg at verdensrommet er Riemannian, og utvidelsen på et tidspunkt erstattes av kompresjon, som fortsetter opp til den opprinnelige punkttilstanden.
Siden den gjennomsnittlige tettheten av materie i universet er ukjent, vet vi i dag ikke i hvilke av disse rommene i universet vi bor.
I 1929, en amerikansk astronom Edwin P. Hubble (1889 - 1953) slo fast at lys som kommer fra fjerne galakser forskyver seg mot den røde enden av spekteret. Dette fenomenet kalles rødforskyvning. , i henhold til Doppler-effekten, fjerning galakser fra observatøren. Dermed blir utvidelsen av universet ansett som et vitenskapelig etablert faktum, men det er foreløpig ikke mulig å utvetydig løse problemet til fordel for en bestemt modell.
Felles for å løse disse modellene er ideen om den ustabile, isotropiske og homogene naturen til modellene.
ustabilitet betyr at universet ikke kan være i en statisk, uforanderlig tilstand, men må enten utvide eller trekke seg sammen.
Isotropy indikerer at i universet er det ingen utpregede punkter og retninger, det vil si at dens egenskaper ikke er avhengig av retningen.
homogenitet karakteriserer den enhetlige fordeling av materien i universet i gjennomsnitt.
Disse uttalelsene blir ofte kalt kosmologiske postulater. Et plausibelt krav blir lagt til at det ikke er krefter i universet som hindrer gravitasjonskrefter. Under slike forutsetninger viser kosmologiske modeller seg å være de enkleste.
Problemet med universets opprinnelse og evolusjon. Nå er det åpenbart at universet vårt utvikler seg. I 1927, den belgiske abbeden og lærde J. Lemeter introduserte begrepet begynnelsen av universet som en singularitet (dvs. superdens tilstand). I følge de teoretiske beregningene av J. Lemaitre var universet i en entall tilstand et mikroobjekt av ubetydelig størrelse: Universets radius var 10 -12 cm, som ligger i størrelse i nærheten av radien til elektronet, og dens tetthet er 10 96 g / cm 3. Fra den opprinnelige entallstilstanden utvidet universet seg som et resultat av Big Bang.
Siden slutten av 40-tallet. XX århundre tiltrekker mer og mer oppmerksomhet i kosmologien prosessfysikk i forskjellige stadier av kosmologisk ekspansjon. Student A.A. Friedman G.A. Gamow utviklet en modell varmt Universet, med tanke på atomreaksjonene som fant sted helt i begynnelsen av utvidelsen av Universet, og kalte det "Kosmologien til Big Bang."En slik modell av det "varme" universet ble senere kåret standard.
Standard Big Bang-modell lener på følgende data:
For det første på de empiriske fakta ekstragalaktisk astronomi om kontinuerlig fjerning de fjerneste galaksene fra oss;
· Dernest oppdagelsen i 1965 av mikrobølgestråling, deretter kalt relictfordi den bærer informasjon om universets tidlige historie;
· For det tredje, på postulatet til symmetri bryte mellom mikropartikler på den ene siden og krefter som virker mellom dem på den andre.
Om universets tilstand før eksplosjonen ingen pålitelige data eksisterer ennå. Bare noen få antakelser og hypoteser er gjort. Derfor antar standardmodellen at universet i utgangspunktet kunne bestå av elektroner, positroner og fotoner, så vel som nøytrinoer og antineutrinoer. Blir for tiden populær kvarkmodell på grunn av det faktum at disse hypotetiske partiklene nå anses som grunnlaget for konstruksjon av eksisterende elementære partikler. Relativt mer pålitelige er ideene om universets utvikling. etter eksplosjonen og utvidelsen som har begynt.
Retrospektive beregninger bestemmer universets alder ved 13 - 20 milliarder år. G. A. Gamov antydet at stoffets temperatur var høy og falt med utvidelsen av universet, noe som bidro til dannelsen av kjemiske elementer og kosmologiske strukturer. I moderne kosmologi, for klarhet, er den innledende fasen av universets evolusjon delt inn i "æra".
Hadron-æra (tunge partikler som inngår i sterke interaksjoner). Tidenes varighet er 0,0001 s, temperaturen er 10 12 grader Kelvin, tettheten er 10 14 g / cm 3. På slutten av epoken blir partikler og antipartikler tilintetgjort, men det gjenstår noen protoner, hyperoner, mesoner. I løpet av det første hundre sekundet etter eksplosjonen var saken en slags stoffblanding (bestående av elektroner og positroner) og stråling(fotoner) som kontinuerlig samhandlet med hverandre. Elektroner og positroner ble til fotoner, og sistnevnte, som et resultat av interaksjon, dannet et par elektron og positron: e - + e + ↔ 2γ.
Interkonversjon av materie og stråling fortsatte til det var en termodynamisk likevekt mellom dem. Det var det også symmetri hvordan mellom substans og strålingmellom og substans og antimaterie.
Som et resultat av separasjonen av antimaterie fra materie og ødeleggelsen av symmetri mellom materie og stråling, kan man bare gjette. Det antas at i den fjerne fortiden, vår ekte verden var på en eller annen måte isolert fra antimateriefor ellers ville alt bli til stråling.
Era med leptoner (lette partikler som inngår i elektromagnetisk interaksjon). Varigheten av epoken er 10 s, temperaturen er 10 10 grader Kelvin, tettheten er 10 4 g / cm 3. Hovedrollen spilles av lette partikler som deltar i reaksjoner mellom protoner og nøytroner.
Foton æra. Varighet 1 million år. Hovedtyngden av universets masseenergi - regnskapsført av fotoner. Ved slutten av epoken synker temperaturen fra 10 til 3000 grader Kelvin, tettheten - fra 10 21 g / cm 3 til 10 4 g / cm 3. Hovedrollen spilles av stråling, som på slutten av en epoke er atskilt fra materie. Når elektroner og kjerner begynner å danne stabile atomer av lette elementer, hovedsakelig hydrogen og helium, skjer separasjonen av materie og stråling. En av dets første konsekvenser var stjernedannelse. En annen konsekvens var det Universet har blitt gjennomsiktig for stråling. Det var da kosmisk mikrobølgestråling med en temperatur på 3 grader Kelvin oppstår, som nå ofte kalles relikt, fordi den husker historien om universets opprinnelse.
Stjernetid forekommer 1 million år etter universets fødsel. I stjernetiden begynner prosessen med dannelse av protostarer og protogalakser. Da utspiller det seg et grandiost bilde av dannelsen av strukturen til Metagalaxy.
I standardhypotesen om dannelsen av universet er det mange flere obskur og kontroversielt. For det første forblir spørsmål om strukturen og tilstanden uavklarte. første Universet.
Av denne grunn, i tillegg til standardmodellen, hypotese om et pulserende univers, noe som antyder at universet under utviklingen gjennomgår periodisk utvidelse og sammentrekning. I følge sine forsvarere forklarer hun tilstedeværelsen av et stort antall fotoner i universet på en tilfredsstillende måte under utvidelsen og sammentrekningen. Imidlertid er ingen empiriske fakta som viser sammentrekningen av universet ennå blitt oppdaget.
For et kvart århundre siden ble fremmet inflasjonsmodellsom prøver å avdekke universets tilstand før eksplosjonen. Hun ser universet som gigantisk svingning av vakuum, og søker å forklare ødeleggelsen av symmetrier i den mellom materie og antimaterie, samt forskjellige krefter av interaksjon mellom partikler og felt. I følge denne modellen oppstod universet fra det første vakuumet, som hadde enorm energi, men var i en ustabil tilstand. I dette vakuumet kalt spent, eller falsk, dominerte kosmiske frastøtende krefter, som "oppblåste" plassen som ble okkupert av den, og energien som ble frigjort under dette oppvarmet raskt universet. En enorm økning i temperatur og trykk under den raske ekspansjonen av det eksiterede vakuumet førte til en eksplosjon av superhot materie. Etter eksplosjonen skjedde et kraftig fall i temperatur og trykk, og deretter skjedde utvidelsen av Universet i henhold til scenariet til standardmodellen.
Den største vanskeligheten for forskere oppstår når de forklarer årsaker til kosmisk evolusjon. Hvis vi forkaster detaljer, kan vi skille to grunnleggende begreper som forklarer universets utvikling: selvorganisering og kreasjonisme.
Til selvorganiseringskonsepterdet materielle universet er den eneste virkeligheten, ingen annen virkelighet eksisterer foruten den. Utviklingen av universet er beskrevet i form av selvorganisering: det er en spontan ordning av systemer i retning av dannelsen av stadig mer komplekse strukturer. Dynamisk kaos gir opphav til rekkefølge. Spørsmål om målene kosmisk evolusjon stilles ikke, fordi den gir ingen mening.
Innenfor kreasjonisme-konsepter, de. kreasjoner, er evolusjonen av universet assosiert med implementeringen av et program som ble formulert av en høyere ordens virkelighet enn den materielle verden (for eksempel Gud). Tilhengere av kreasjonisme trekker på det antropiske prinsippet som et tilleggsargument.
Essence antropisk prinsipp ligger i det faktum at eksistensen av universet som vi lever avhenger av de numeriske verdiene til de grunnleggende fysiske konstantene - Plancks konstant, gravitasjonskonstant, interaksjonskonstanter, etc. Hvis disse verdiene skilte seg fra de eksisterende selv med en ubetydelig mengde, ville ikke bare livet være umulig, men Universet selv som en sammensatt ordnet struktur ville være umulig. Av dette konkluderer vi: universets fysiske struktur programmertog finalen mål kosmisk evolusjon ligger visstnok i menneskets utseende i universet i samsvar med Skaperens intensjoner.
Det er beklagelig å merke seg at i noen moderne lærebøker blir ideen om kreasjonisme vurdert innenfor rammen av naturvitenskapens begrep. Imidlertid er ideen om kreasjonisme forbundet med verden overnaturlig og går derfor utenfor omfanget av naturvitenskapelige studier naturlig verdens lover. I tillegg forklarer det antropiske prinsippet hvorfor menneskets utseende er blitt mulig, men kan på ingen måte tjene som bevis programmert slikt utseende.
Kosmologi -en del av moderne astronomi som studerer universets opprinnelse, egenskaper og evolusjon. Fysisk kosmologi omhandler observasjoner som gir informasjon om universet som helhet, og teoretisk kosmologi med utvikling av modeller som skal beskrive universets observerbare egenskaper i matematiske termer. Kosmologi i vid forstand omfatter fysikk, astronomi, filosofi og teologi. Hun søker faktisk å gi et bilde av verden som forklarer hvorfor universet har nøyaktig de egenskapene det har. Gresk kosmologi prøvde allerede å bygge en matematisk modell av planetarisk bevegelse. Moderne kosmologi er helt basert på fysikkens lover og matematiske konstruksjoner.
Først på 1900-tallet utviklet en forståelse av universet seg som en helhet. Det første viktige trinnet ble tatt på 1920-tallet, da forskere kom til den konklusjonen at galaksen vår er en av mange galakser, og solen er en av millionene i Melkeveien. En påfølgende studie av galakser viste at de beveger seg bort fra Melkeveien, og jo lenger de er, desto større er hastigheten for fjerning av dem. Forskere har innsett at vi lever i et ekspanderende univers. Resesjonen av galakser skjer i samsvar med Hubble-loven, ifølge hvilken rødskiftet til en galakse er proporsjonalt med dens avstand. Proporsjonalitetskonstanten, kalt Hubble-konstanten, har en verdi i området 60-80 km / s per Megapar-s (1 stk - 3,26 lysår) med en feil på 20%. I henhold til Hubbles lov, er lavkonjunkturene for fjerne galakser direkte proporsjonal med deres avstander fra oss, observatørene. Mørket på nattehimmelen skyldes universets utvidelse. Forklaringen på dette faktum er en veldig viktig kosmologisk observasjon. Fremkomsten av radioastronomi på 1950-tallet gjorde det mulig å slå fast at de fleste radiokilder (for eksempel kvasarer og radiogalakser) er fjerne objekter. Siden avstandene beregnet av rødskiftet utgjør en betydelig brøkdel av størrelsen på universet, krever radiobølger og lys en periode som kan sammenlignes med universets alder for å nå jorden. På grunn av dette, observerer svake radiokilder, ser forskeren de tidlige stadiene av universets evolusjon.
Alle kosmologiske teorier (modeller) inkluderer postulatet som det ikke er utpregede punkter og retninger i universet, det vil si at alle punkter og retninger er like for enhver observatør. Vanligvis antas det også at lovene om fysikk og grunnleggende konstanter, spesielt gravitasjonskonstanten G, ikke endres med tiden. Det er ingen fakta til det motsatte. Einsteins generelle relativitetsteori er utgangspunktet for de fleste kosmologiske modeller. Kosmologiske modeller avviker i valget av to verdier - den Einstein kosmologiske konstanten og tettheten, avhengig av mengden materie i universet og av Hubble-konstanten.
PÅ stasjonære universemodeller,skapt av de engelske astronomene F. Hoyle og G. Bondi og den amerikanske astronomen T. Gold, hevdes det at universet er det samme overalt og når som helst for alle observatører. For å bringe denne modellen i tråd med den observerte utvidelsen av universet, postulerte F. Hoyle den kontinuerlige generasjonen av et nytt stoff med C-feltet (“skape felt”), som fyller tomrommene som var igjen etter spredningen av eksisterende galakser. Hoyle-Bondi-Gold-modellen var imidlertid ikke i samsvar med andre empiriske data, for eksempel med reliktstråling. Likevel ga denne modellen en betydelig drivkraft til utviklingen av teorien om kjernefusjon i stjerner, siden, hvis det ikke var noen Big Bang, kunne tunge elementer bare dannes i eksploderende stjerner. Denne teoriens stilling, ikke relatert til valget av den kosmologiske modellen, har holdt seg fullstendig gyldig.
Friedman Universe -en modell der universets tetthet og radius kan endre seg over tid, det vil si at universet er i en tilstand av kontinuerlig ekspansjon eller sammentrekning. Friedman-universet kan lukkes hvis tettheten av materie i det er høy nok til å stoppe utvidelsen. Dette faktum førte til søket etter den såkalte manglende massen, det vil si “mørk” materie som fyller de ikke-strålende områdene i Metagalaxy. Tilbake i 1922-1924 beviste den russiske matematikeren A. A. Fridman på grunnlag av Einsteins relativitetsteori at på grunn av tyngdekraftenes handlinger, kan materie i universet ikke være i ro - det er ustabilt. Det viktigste argumentet til fordel for denne teorien er oppdagelsen i 1965 av amerikanske fysikere A. Penzias og R. Wilson av mikrobølgebakgrunnen stråling, tilsvarer stråling fra en helt svart kropp med en temperatur på 2,7 K (Kelvin).
Pulsating Universe ~en modell av universet der det periodisk går gjennom sykluser av utvidelse og sammentrekning til den såkalte Big Clap (klemme). Hver kompresjonssyklus erstattes av den neste Big Bang som følger den, åpner en ny ekspansjonssyklus, og så videre til uendelig. Hvis dette skjer, er universet stengt.
The Shuffling Universe -en kaotisk modell av det tidlige universet, der lyset "flyter" rundt det og som et resultat av gigantiske kramper og svingninger rundt det og bidrar til transformasjonen av det heterogene universet til et homogent. Det er slått fast at denne modellen ikke er levedyktig.
Åpent univers- en kosmologisk modell der universet ser ut til å være uendelig i verdensrommet. For at denne modellen skal være sann, må utvidelsen av universet fortsette eller bremse, men ikke erstattes av kompresjon, som i modellene til et pulserende univers. For å gjøre dette, bør det inneholde mindre stoff enn det som er nødvendig for å lage dos-42
et tilstrekkelig sterkt gravitasjonsfelt som er i stand til å stoppe ekspansjonen. Foreløpig er den gjennomsnittlige tettheten av materie i universet ikke nøyaktig bestemt, derfor er det for tidlig å konkludere til fordel for en bestemt modell.
Modell av det ekspanderende universet- En modell for universets evolusjon, ifølge hvilken den oppsto i en uendelig tett varm tilstand og har utvidet seg siden den gang. Denne hendelsen skjedde for 13 til 20 milliarder år siden og er kjent som Big Bang. Big Bang-teorien er nå generelt akseptert, da den forklarer begge de viktigste fakta i kosmologien: det ekspanderende universet og eksistensen av kosmisk bakgrunnsstråling. Denne reliksjonsstrålingen av en primær ekspanderende varm ball ble spådd av en amerikansk fysiker av russisk opprinnelse J. Gamow i 1948. Bakgrunnsstråling ble studert på alle bølgelengder fra radioen til gammaområdet. I løpet av de siste tiårene har isotropien av CMB-stråling vært mye oppmerksomhet, som gir informasjon om de tidligste stadiene i evolusjonen.
Du kan bruke fysikkens velkjente lover og beregne i motsatt retning alle tilstandene i universet, med start fra 10? 43 s (tidskvantum) etter Big Bang. I løpet av de første million årene dannet materie og energi i universet et ugjennomsiktig plasma, noen ganger kalt den primære flammen. Ved slutten av denne perioden fikk ekspansjonen av universet temperaturen til å falle under 3000 K: rekombinasjons-æraen begynte, det vil si stoffet atskilt fra stråling, slik at protoner og elektroner kunne kombineres for å danne hydrogenatomer. På dette stadiet ble universet gjennomsiktig for stråling. materie nådde en verdi som var høyere enn strålingstettheten, selv om situasjonen var omvendt før, noe som bestemte universets utvidelseshastighet. Bakgrunnsmikrobølgestråling er alt som er igjen av den veldig avkjølte strålingen fra det tidlige universet. De første galaksene begynte å danne seg fra de primære skyene av hydrogen og helium bare gjennom en eller to milliarder ja år. Begrepet "Big Bang" kan brukes på enhver modell av et ekspanderende univers som var varmt og tett tidligere.
En spesiell klasse av Big Bang-modeller utgjør inflasjonsmodellereller hevelse universelle modeller.I disse modellene, på et tidlig stadium i universets utvikling, er det en begrenset periode med akselerert ekspansjon. Under slike forhold vil det bli frigjort en enorm mengde energi som tidligere var inneholdt i det originale fysiske vakuumet i rom-tid. I noen tid ville universets horisont utvide seg med en hastighet som langt oversteg lysets hastighet. Denne teorien er i stand til å forklare tilfredsstillende den eksisterende ekspansjonen av universet og dets homogenitet, men de fleste fysikere og kosmologer er i tvil om muligheten for å bevege seg med en hastighet som overskrider lysets hastighet.
Basert på ideene om den enhetlige naturen til de fire grunnleggende fysiske interaksjonene (tyngdekraft, elektromagnetisk, sterk og svak kjernefysisk), som bestemmer deres forhold i alle stadier av universets evolusjon, starter med! 970-tallet kosmologer og fysikere prøver å bygge teori om stor forening.Opprettelsen av The Theory of Everything, som S. Hawking 1 kaller dette grandiose prosjektet for moderne vitenskap, ville utvide vår forståelse av universet og dets evolusjon i stor grad.
For tiden utvikler kosmologien seg raskt takket være funnene av elementær partikkelfysikk og astronomiske observasjoner av forskjellige objekter i universet.
1. Introduksjon.
2. Moderne kosmologiske modeller av universet.
3. Stadier av kosmisk evolusjon.
4. Planeter.
5. Kometer.
6. Asteroider.
7. Stjernene.
8. Den brukte litteraturen.
Introduksjon
Megamir, eller kosmos, moderne vitenskap anser som et samhandlende og utviklende system av alle himmellegemer. Megamir har en systematisk organisasjon i form av planeter og planetariske systemer som oppstår rundt stjerner, stjerner og stjernersystemer - galakser; galakssystemer - Metagalakser.
Materie i universet er representert av kondenserte kosmiske kropper og diffus materie. Diffuse stoffer eksisterer i form av atskilte atomer og molekyler, i tillegg til tettere formasjoner - gigantiske skyer av støv og gass - gass-støvtåker. En betydelig andel av saken i
Sammen med diffuse formasjoner er universet opptatt av materie i form av stråling. Derfor er kosmisk interstellarom på ingen måte tomt.
Moderne kosmologiske modeller av universet.
Som antydet i forrige kapittel var det i klassisk vitenskap en såkalt teori om universums stasjonære tilstand, i henhold til hvilken
Universet har alltid vært nesten det samme som det er nå. Astronomi var statisk: bevegelsene til planeter og kometer ble studert, stjerner ble beskrevet, klassifiseringene deres ble opprettet, noe som selvfølgelig var veldig viktig. Men spørsmålet om universets utvikling ble ikke reist.
Klassisk Newtonsk kosmologi godtok eksplisitt eller implisitt følgende postulater:
Universet er en allestedsnærværende, "verden som en helhet." Kosmologi erkjenner verden slik den eksisterer på egen hånd, uavhengig av kognisjonens betingelser.
Universets rom og tid er absolutt, de er ikke avhengige av materielle objekter og prosesser.
Plass og tid er metrisk uendelig.
Plass og tid er homogene og isotropiske.
Universet er stasjonært, gjennomgår ikke evolusjon. Spesifikke romsystemer kan endre seg, men ikke verden som helhet.
Moderne kosmologiske modeller av universet er basert på A. Einsteins generelle relativitetsteori, ifølge hvilken metrikken for rom og tid bestemmes av fordelingen av gravitasjonsmasser i universet. Dets egenskaper som helhet skyldes den gjennomsnittlige tettheten av materie og andre spesifikke fysiske faktorer. Moderne relativistisk kosmologi bygger modeller av universet, med utgangspunkt i den grunnleggende gravitasjonsligningen, introdusert av A. Einstein i den generelle relativitetsteorien.
Einsteins gravitasjonsligning har ikke en, men mange løsninger, som skyldes tilstedeværelsen av mange kosmologiske modeller av universet. Den første modellen ble utviklet av L. Einstein selv i 1917. Han avviste postulatene fra den newtonske kosmologien om rom og tids absolutitet og uendelighet. I samsvar med den kosmologiske modellen til universet
A. Einsteins verdensrom er homogent og isotropisk, stoff er i gjennomsnitt jevnt fordelt i det, massenees gravitasjonsattraksjon kompenseres av universell kosmologisk frastøtning.
Denne modellen virket på det tidspunktet ganske tilfredsstillende, siden den var i samsvar med alle kjente fakta. Men de nye ideene fremsatt av A. Einstein stimulerte til videre forskning, og snart endret tilnærmingen til problemet seg drastisk.
I samme 1917 foreslo den nederlandske astronomen W. de Sitter en annen modell, som også er en løsning av gravitasjonsligningene. Denne løsningen hadde den egenskapen at den ville eksistere selv i tilfelle av "tom"
Universet uten materie. Hvis masser dukket opp i et slikt univers, opphørte løsningen å være stasjonær: en slags kosmisk frastøtning mellom massene oppsto, og forsøkte å fjerne dem fra hverandre og løse opp hele systemet. Ekspansjonstrenden ble ifølge V. de Sitter bare merkbar på veldig store avstander.
I 1922 den russiske matematikeren og geofysikeren L.A. Friedman o (droppet postulatet til klassisk kosmologi om universitetets stasjonaritet og ga den for tiden aksepterte løsningen på det kosmologiske problemet.
Løsning av likningene A.A. Friedman, gir tre muligheter. Hvis den gjennomsnittlige tettheten av materie og stråling i universet er lik en kritisk verdi, er verdensrommet euklidisk og
Universet utvides ubegrenset fra sin opprinnelige punkttilstand.
Hvis tettheten er mindre enn kritisk, har rommet en geometri
Lobachevsky utvides også ubegrenset. Og til slutt, hvis tettheten er mer enn kritisk, viser det seg at verdensrommet er Riemannian, og utvidelsen på et tidspunkt erstattes av kompresjon, som fortsetter opp til den opprinnelige punkttilstanden. I følge moderne data er den gjennomsnittlige tettheten av materie i universet mindre enn kritisk, så Lobachevsky-modellen anses som mer sannsynlig, d.v.s. romlig uendelig ekspanderende univers. Det er mulig at noen typer materie, som er av stor betydning for den gjennomsnittlige tettheten, ikke blir rapportert om. I denne forbindelse er det fortsatt for tidlig å trekke endelige konklusjoner om universets endelighet eller uendelighet.
Universets utvidelse regnes som et vitenskapelig etablert faktum. Den første som søkte etter data om spiralgalaksenes bevegelse, vendte V. de Sitter.
Oppdagelsen av Doppler-effekten, som indikerte fjerning av galakser, ga drivkraft til videre teoretisk forskning og nye forbedrede målinger av avstander og hastigheter på spiralnebularer.
I 1929 slo den amerikanske astronomen E.P. Hubble oppdaget eksistensen av et underlig forhold mellom avstanden og hastigheten til galakser: alle galakser beveger seg bort fra oss, og med en hastighet som øker i forhold til avstanden, utvides galakssystemet.
Men det faktum at universet for tiden utvides, tillater ennå ikke å entydig løse problemet til fordel for en bestemt modell.
Stadier av kosmisk evolusjon.
Uansett hvordan spørsmålet om mangfoldet av kosmologiske modeller løses, er det åpenbart at universet vårt ekspanderer, utvikler seg. Tiden for dens utvikling fra den opprinnelige staten er estimert til omtrent 20 milliarder år.
Kanskje er en analogi ikke med en elementær partikkel, men med et supergen som har et enormt sett potensielle muligheter realisert i prosessen med evolusjon mer egnet. I moderne vitenskap er et såkalt antropisk prinsipp i kosmologi blitt fremskredet. Essensen ligger i det faktum at livet i universet bare er mulig på de verdiene av universelle konstanter, fysiske konstanter, som faktisk finner sted. Hvis verdien av fysiske konstanter i det minste ville ha et ubetydelig avvik fra eksisterende, ville livets fremvekst i prinsippet være umulig. Dette betyr at selv under de opprinnelige fysiske forholdene til universets eksistens, er muligheten for livets oppkomst iboende.
Fra den opprinnelige entalltilstanden gikk universet videre til utvidelse som et resultat av Big Bang, som fylte all plass. Som et resultat raste hver partikkel av materie bort fra andre.
Bare en hundredels sekund etter eksplosjonen hadde universet en temperatur på rundt 100.000 millioner grader, ifølge Kelvin. Ved denne temperaturen
(over temperaturen i sentrum av den hotteste stjernen) molekyler, atomer og til og med atomkjerner kan ikke eksistere. Stoffet til universet var i form av elementære partikler, der elektroner, positroner, nøytrinoer, fotoner dominerte, samt et relativt lite antall protoner og nøytroner. Tettheten til universets stoff var enorm 0,01 sekunder etter eksplosjonen - 4000 millioner ganger mer enn den av vann
På slutten av de første tre minuttene etter eksplosjonen nådde temperaturen på stoffet i universet, kontinuerlig synkende, en milliard grader. Ved denne fortsatt meget høye temperaturen begynte atomkjerner å danne, spesielt kjerner av tungt hydrogen og helium. Universets substans på slutten av de første tre minuttene besto imidlertid hovedsakelig av fotoner, nøytrinoer og antineutrinoer.
Planeter.
Kvikksølv, Venus, Mars, Jupiter og Saturn var kjent i antikken. Uranus ble oppdaget i 1781 av W. Herschel.
I 1846 ble den åttende planeten, Neptun, oppdaget. I 1930 fant den amerikanske astronomen C. Tombo på negativer en langsomt bevegende stjerneformet gjenstand, som viste seg å være en ny, niende planet. Hun ble kalt Pluto. Letingen etter og oppdagelsen av satellittene til planetene i solsystemet fortsetter til i dag.
Planetene Merkur, Venus, Jorden og Mars er kombinert i en gruppe jordiske planeter. I sine egenskaper skiller de seg betydelig fra Jupiter, Saturn, Uranus og Neptune, som danner en gruppe gigantiske planeter.
På diskene til Mars, Jupiter og Saturn er mange interessante detaljer merkbare. Noen av dem hører til overflaten av planetene, andre til deres atmosfære (skyformasjoner)
Når du observerer Mars i konfrontasjonsperioden, kan du se polarhettene, skifte over årstidene, lyse kontinenter, mørke områder (hav) og periodisk skydekke.
Den synlige overflaten til Jupiter er et skydekke. Det mest merkbare er mørkerøde striper som er langstrakte parallelt med ekvator.
Ringene til Saturn er en av de vakreste gjenstandene som kan observeres med et teleskop. Den ytre ringen er skilt fra midten av et mørkt gap kalt Cassini-gapet. Den midterste ringen er den lyseste. Det er også skilt fra den indre ringen av et mørkt gap. Den indre mørke og gjennomskinnelige ringen kalles crepe. Kanten er uskarp, ringen forsvinner gradvis.
Erfarne observatører noterer tilstedeværelsen av tåke flekker på Venus-disken, hvis utseende varierer fra dag til dag. Disse stedene kan bare være detaljer om en skystruktur. Skyene på Venus danner et kraftig kontinuerlig lag som fullstendig skjuler overflaten av planeten for oss.
Uranus kan ikke observeres med det blotte øye. Det er bare synlig gjennom et teleskop og ser ut som en liten grønnaktig disk.
Pluto, den mest fjerne blant planetene i solsystemet kjent for oss, ser ut som en stjerne i et teleskop. Dens glans opplever periodiske endringer, tilsynelatende relatert til rotasjon (periode på 6,4 dager).
Romfart har flyttet mer informasjon for planetarisk utforskning. Imidlertid er bakkebaserte observasjoner av planetene viktige, om bare av grunnen til at disse enhetene ennå ikke tillater tilstrekkelig lang sporing av planetene som er nødvendige for å studere alle slags endringer (sesongmessige endringer på Mars, bevegelse av skyer på Jupiter, etc.). Jordbaserte astronomiske observasjoner i lang tid vil gi interessante data.
Comets. Antagelig flyr kometer over lengre tid til oss fra Oort Cloud, som inneholder et stort antall kometære kjerner. Organer som ligger i utkanten av solsystemet, er som regel sammensatt av flyktige stoffer (vann, metan og annen is) som fordamper når de nærmer seg solen.
Til dags dato har mer enn 400 kometer med kort periode blitt oppdaget. Av disse ble omtrent 200 observert i mer enn en perihelion-passasje. Mange av dem tilhører de såkalte familiene. For eksempel utgjør omtrent 50 av kometene i korteste periode (deres fulle revolusjon rundt solen varer 3-10 år) Jupiter-familien. En litt mindre familie av Saturn, Uranus og Neptune (spesielt sistnevnte inkluderer den berømte kometen Halley).
Kometer som kommer ut fra dypet av rommet ser ut som tåke gjenstander, etterfulgt av en hale, som noen ganger når en lengde på millioner av kilometer. Kjernen i en komet er et legeme av faste partikler og is, innhyllet i et tåket skall som kalles koma. En kjerne med en diameter på flere kilometer kan ha rundt seg et koma på 80 000 kilometer. Strømmer av solstråler slår ut gasspartikler fra koma og kaster dem tilbake, og drar dem inn i en lang røykaktig hale, som drar bak seg i verdensrommet.
Kometenes lysstyrke er veldig avhengig av deres avstand fra solen. Av alle kometene er det bare en veldig liten del som nærmer seg solen og jorden så mye at de kan sees med det blotte øye. Den mest bemerkelsesverdige av dem kalles noen ganger "store (store) kometer."
Asteroider. Foreløpig i Solsystemet hundretusenvis av asteroider er blitt oppdaget. Fra 26. september 2009 var det 460 271 objekter i databasene, 219 018 hadde nettopp definerte baner og de fikk et offisielt nummer. 15361 av dem hadde i det øyeblikket offisielt godkjente navn. Det er anslått at mellom 1,1 og 1,9 millioner objekter med dimensjoner større enn 1 km kan være i solsystemet. De fleste av de for tiden kjente asteroider er konsentrert i asteroidebeltet som ligger mellom banene til Mars og Jupiter.
Den største asteroiden i solsystemet var Ceres, som målte omtrent 975 × 909 km, men siden 24. august 2006 fikk den status som en dvergplanet. De to andre største asteroidene 2 Pallas og 4 Vesta har en diameter på ~ 500 km. 4 Vesta er det eneste objektet i asteroidebeltet som kan observeres med det blotte øye. Asteroider som beveger seg i andre baner kan også observeres under passering nær jorden.
Den totale massen av alle asteroider i hovedbeltet er estimert til 3,0-3,6 × 10 21 kg, som bare er omtrent 4% av månens masse. Massen til Ceres er 0,95 × 10 21 kg, det vil si omtrent 32% av totalen, og sammen med de tre største asteroider 4 Vesta (9%), 2 Pallas (7%), 10 Hygea (3%) - 51%, dvs. de fleste asteroider har ubetydelige, etter astronomiske standarder, masse.
Stjerner.
Det vanligste objektet i universet er stjerner. De oppstår som følger: partikler av en gass-støvsky skyes langsomt til hverandre på grunn av gravitasjonskrefter. Skyens tetthet vokser, den resulterende ugjennomsiktige sfæren begynner å rotere, og fanger flere og flere partikler fra det omkringliggende rommet. De ytre lagene legger press på det indre, trykk og temperatur i dybden vokser, i henhold til lovene i termodynamikk, og når gradvis flere millioner grader. Deretter skapes det i protostarkjernen forhold for den termonukleære fusjon av helium fra hydrogen. Om dette "varsle verden" nøytrino-flukser frigitt under en slik reaksjon. Som et resultat presser en kraftig strøm av elektromagnetisk stråling på de ytre lagene av stoffet og motvirker gravitasjonskompresjon. Når kreftene til stråling og tyngdekraft er balansert, blir protostaren en stjerne. For å gå gjennom dette stadiet i utviklingen, trenger en protostar fra flere millioner år (med en masse større enn solen) til flere hundre millioner år (med en masse mindre enn solen). Dobbelt- og flere stjerner er utbredt, vi kan si at dette er en vanlig forekomst. De danner seg i nærheten og kretser rundt et felles massesenter. De utgjør omtrent 50% av alle stjerner.
Den kjemiske sammensetningen av stjerner i henhold til spektralanalyse er i gjennomsnitt følgende: for 10.000 hydrogenatomer er det 1.000 heliumatomer, 5 - oksygen, 2 - nitrogen, 1 - karbon, enda mindre enn de andre elementene. På grunn av høye temperaturer ioniseres atomene og er i plasma-tilstand - en blanding av ioner og elektroner. Avhengig av massen og den kjemiske sammensetningen til den protostellare skyen, faller en ung stjerne på en viss del av Hertzsprung-Russell-diagrammet, som er et koordinatplan, hvis vertikale akse viser stjernens lysstyrke (mengden energi som sendes ut per tidsenhet), og det horisontale - spektrale klasse (stjernefarge avhengig av overflatetemperatur). I dette tilfellet er blå stjerner varmere enn røde. For enkelhets skyld er hele spektrumsekvensen delt inn i flere seksjoner, eller spektralklasser. Disse spektralklassene er indikert med latinske bokstaver: O - B - A - F - G - K - M - L - T Spektraene til stjernene til to nabospektrale klasser er fortsatt veldig forskjellige fra hverandre. Derfor var det nødvendig å innføre en finere gradering - dele spektrene innenfor hver spektralklasse i 10 underklasser. Etter denne separasjonen vil en del av sekvensen av spektra se slik ut: ... - B9 - A0 - A1 - A2 - A3 - A4 - A5 - A6 - A7 - A8 - A9 - F0 - F1 - F2 - ... (den gule solen har klasse G2, d.v.s. det er midt i diagrammet, med en overflatetemperatur på 6000 o). For enkelhets skyld er hele spektrumsekvensen delt inn i flere seksjoner, eller spektralklasser. Disse spektralklassene er indikert med latinske bokstaver: O - B - A - F - G - K - M - L - T Spektraene til stjernene til to nabospektrale klasser er fortsatt veldig forskjellige fra hverandre. Derfor var det nødvendig å innføre en finere gradering - dele spektrene innenfor hver spektralklasse i 10 underklasser. Etter denne separasjonen vil en del av sekvensen av spektra se slik ut: ... - B9 - A0 - A1 - A2 - A3 - A4 - A5 - A6 - A7 - A8 - A9 - F0 - F1 - F2 - ... De fleste av stjernene i diagrammet er plassert langs hovedsekvensen - en jevn kurve som går fra øvre venstre og nedre høyre hjørne av diagrammet. Når hydrogen konsumeres, endres massen, og stjernen forskyves til høyre langs hovedsekvensen. Stjerner med masser av rekkefølgen av solen er i hovedsekvensen på 10-15 milliarder år (Solen på den er allerede omtrent 4,5 milliarder år gammel). Gradvis renner energien i midten av stjernen ut, trykket synker. Siden den ikke motstår tyngdekraften, krymper kjernen, og temperaturen der igjen stiger, men reaksjonene fortsetter nå bare ved grensen til kjernen inne i stjernen. En stjerne sveller, lysstyrken vokser også. Den etterlater hovedsekvensen i øverste høyre hjørne av diagrammet, og blir til en rød gigant med en radius større enn radien for bane til Mars. Når temperaturen på komprimeringsheliumet (tross alt hydrogen "brent ut") kjernen til den røde kjempen når 100-150 millioner grader, begynner syntesen av karbon fra helium. Når denne reaksjonen har utmattet seg, tilbakestilles de ytre lagene. De varme indre lagene i stjernen vises på overflaten, og blåser det adskilte skallet ved stråling inn i en planetarisk tåke. Etter flere titusenvis av år forsvinner skallet, og en liten, veldig varm, tett stjerne blir igjen. Når det kjøler ned, går det inn i nedre venstre hjørne av diagrammet og blir til en hvit dverg med en radius på ikke mer enn jordens radius. Hvite dverger er en elendig finish til den normale utviklingen for de fleste stjerner.
Noen stjerner blinker fra tid til annen, slipper en del av skallet og blir til nye stjerner. Dessuten mister de hver gang omtrent en hundreledel av massen hver gang. Katastrofer som ødelegger en stjerne er sjeldnere - supernovaeksplosjoner, der mer energi blir avgitt på kort tid enn fra en hel galakse. Under en eksplosjon slipper en stjerne sin ytre gasshylle (dette er slik den skjedde under supernovaeksplosjonen i 1054. Krabbe-tåken inne i den ligger nå et "stjerneslynge" - en pulsar PSR0531 som avgir selv i gammaområdet). Den siste supernovaen brøt ut i nærheten i 1987, i den store magellanske skyen, 60 kiloparsek fra oss. Fra denne supernova ble neutrino stråling først registrert. Hvis massen til stjernen som blir igjen etter katastrofen overskrider solen med 2,5 ganger, kan det ikke dannes en hvit dverg. Tyngdekraften ødelegger til og med atomenes struktur. I dette tilfellet, i henhold til fysikkens lover, er rotasjonen kraftig akselerert.
I 1963 ble mystiske kvasistellare gjenstander (kvasarer) oppdaget, som er kompakte formasjoner, på størrelse med en stjerne, men som stråler som en hel galakse. I deres spekter, mot kontinuerlig strålingsbakgrunn, er lyse linjer synlige, sterkt forskjøvet til den røde siden, noe som indikerer at kvasarer beveger seg bort fra oss med stor hastighet (og ligger veldig langt fra galaksen vår). Naturen til kvasarer er ikke blitt fullstendig forklart. Husk at i henhold til hypotesen fra den russiske fysikeren A. Kushelev, har "rødskiftet" en annen karakter, for å forklare det som det ikke er behov for å forestille seg Big Bang (selv om i dette tilfellet kvasarer er en av de eldste gjenstandene i universet). Og likevel er det nettopp den eksplosive versjonen de fleste forskere holder seg til så langt.
