- •1)Естественнонаучная и гуманитарная культуры, их основные характеристики.
- •2)Естественные и гуманитарные науки, их отличия, единство и взаимосвязь.
- •3)Наука и научное познание: основные характеристики, этапы развития.
- •4)Отличие научных знаний от повседневных.
- •5)Методы научного познания в естественных науках.
- •6)Современное естествознание: структура, основные направления и особенности развития.
- •7)Дифференциация и интеграция наук.
- •8)Научные революции.
- •9)Структурные уровни организации (живой и неживой) материи.
- •10)Понятие системы, структуры, элемента. Общая теория систем.
- •11)Корпускулярно-волновой дуализм. Принципы неопределенности, дополнительности.
- •12)Фундаментальные взаимодействия.
- •13)Атомистическая концепция строения материи (первая модель Томсона, ядерная модель Резерфорда, квантовая модель Бора, кварковая).
- •14)Элементарные частицы, их основные характеристики.
- •15)Современные научные представления о Мегамире.
- •16)Современные космологические модели Вселенной (теория стационарного состояния и теория эволюционирующей, расширяющейся Вселенной).
- •17)Проблема происхождения Вселенной (теория большого взрыва и инфляционная теория).
- •18)Структура Вселенной
- •19)Звезды и планеты (происхождение, эволюция, строение).
- •20)Солнечная система (происхождение, эволюция, структура).
- •21)Пространство и время: понятия и основные свойства.
- •22)Наука о живой материи.
- •23)Концепции возникновения жизни на Земле.
- •24)Модель происхождения жизни а.И. Опарина.
- •25)Клеточная теория.
- •26)Отличия живого от неживого вещества.
- •27)Основные свойства живых организмов.
- •28)Генетика.
- •29)Генные технологии.
- •30)Человек – это биосоциальное существо.
- •31)Сходство и различие человека и животного.
16)Современные космологические модели Вселенной (теория стационарного состояния и теория эволюционирующей, расширяющейся Вселенной).
16.1) теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой же,как сейчас.
рассматривала атомы как вечные простейшие элементы материи. Источник энергии звезд был неизвестен, поэтому нельзя было судить об их времени жизни. Когда они погаснут, Вселенная станет темной, но по-прежнему будет стационарной. Холодные звезды продолжали бы хаотическое и вечное блуждание в пространстве, а планеты порождали бы свой неизменный бег по рискованным орбитам. Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации, что было, конечно, очень важно. Но вопрос об эволюции Вселенной не ставился
16.2) В 1922 г. русский математик и геофизик А.А. Фридман отбросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и получил решение уравнений Эйнштейна, описывающее Вселенную с «расширяющимся» пространством.
Решение уравнений А.А. Фридмана допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная неограниченно расширяется от первоначального точечного состояния. Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и также неограниченно расширяется. И наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной оказывается римановым, расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния.
Поскольку средняя плотность вещества во Вселенной неизвестна, то сегодня мы не знаем, в каком из этих пространств Вселенной мы живем.
16.3) В 1929 г. американский астроном Э.П. Хаббл обнаружил существование странной зависимости между расстоянием и скоростью галактик: все галактики движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию, — система галактик расширяется
17)Проблема происхождения Вселенной (теория большого взрыва и инфляционная теория).
От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва. Г.А. Гамов разработал модель горячей Вселенной, рассмотрев ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной, и назвал ее «космологией Большого взрыва».
Моде́ль горя́чей Вселе́нной — космологическаямодель, в которой эволюцияВселеннойначинается с состояния плотной горячейплазмы, состоящей изэлементарных частиц, и протекает при дальнейшем адиабатическом космологическом расширении.
В современной космологии для наглядности начальную стадию эволюции Вселенной делят на эры1.
Эра адронов (тяжелых частиц, вступающих в сильные взаимодействия). Продолжительность эры 0,0001 с, температура1012 градусов по Кельвину, плотность 1014см3. В конце эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов, гиперонов, мезонов.
Эра лептонов (легких частиц, вступающих в электромагнитное взаимодействие). Продолжительность эры 10 с, температура 1010 градусов по Кельвину, плотность 104/см3. Основную роль играют легкие частицы, принимающие участие в реакциях между протонами и нейтронами.
Фотонная эра. Продолжительность 1 млн лет. Основная доля массы — энергии Вселенной — приходится на фотоны. К концу эры температура падает с 1010 до 3000 градусов по Кельвину, плотность — от 104 г/см3 до 10-21 г/см3. Главную роль играет излучение, которое в конце эры отделяется от вещества.
Звездная эра наступает через 1 млн лет после зарождения Вселенной. В звездную эру начинается процесс образования протозвезд и протогалактик.
Затем разворачивается грандиозная картина образования структуры Метагалактики.
Согласно инфляционнойгипотезе, Вселенная была создана благодаря расширению микро пространства, размером в струну (длина Планка). По мере увеличения этой области растягивались и так называемые ультрамикроскопические волокна, теперь их длина соизмерима с размерами Вселенной. Они точно так же взаимодействуют между собой и производят те же вибрации и колебания. Выглядит это как производимый ими эффект гравитационных линз, искажающих лучи света дальних галактик. А продольные колебания порождают гравитационное излучение.