12. Классическая космология.

Космология - это учение о вселенной. Вселенная – это доступная нам часть космоса. Многие физические теории, в том числе и квантовая теория поля имеют и космологическое значение.

1-ая научная была построена Ньютоном, основанная на законе всемироного тяготения, она точно описывала видимые движения планет, но звёзды Ньютон считал неподвижными, а светимость звёзд отвечал с ссылкой на творца. Была построена на общей теории относительности им и релятивистская теория тяготения (Эйштейн). Эйштейн также считал, что звёзды стационарны. Чтобы объяснить что звёзды стационарны Эйнштейн ввёл управления общей теории относительности (специальный член , который должен был отобразить наличие силотталкивания неведомой природы).

Фридман изучал уравнение общей теории относительности, показал, что они приводят к неустойчивости вселенной. Взаимности от плотности вещества она либо расширяется, либо сжимается. Затем расширение вселенной было было установленно эксперементально(Хаббл 1929 установил размер галактик на основании так красного смещения), излучение от галактик (эффект Доплера).

Хаббл вывел следующие соотношения для скорости галактики:

V=HL

V – скорость удаления галактики, L – расстояние до галактики, H – постоянная Хаббла.

Скорость некоторых галактик приближается к скорости света.

Можно определить возраст вселенной t=L/v=1/H.

Cогласно современным представлениям возраст вселенной 12- 15 млрд.лет.

Какой – либо центр разбегания галактик отсутствует, расширяется межгалактическая среда в целом. С какой бы точки вселенной не наблюдать картину расширения каждый раз она будет выглядеть единообразно, ччем дальше от местности наблюдения находится галактика тем с большей скоростью она удаляется.

Критическая плотность вещества г/см^3

Плотность, если будет плотнее, то галактики будут двигаться на встречу друг другу.

Крупномасштабная однородность и изотропность Вселенной

Согласно дальнейшему наблюдению вселенная неоднородна, но однородна в больших маштабах. Крупномаштабная однородность системы наводит на мысль, что в космосе везде реализуется одни и теже закономерности, то есть изучая ближайшие космические окружения можно судить о самых далёких частях вселенной.

13. Теория «инфляционной вселенной».

Теория большого взрыва

Чтобы объяснить расширение вселенной Тамов предложил модель большого взрыва. Фридман предложил, что вселенная расширяется из некоторого единичного состояния, которое называется сингулярным, то есть произошёл большой взрыв в этой сингулярности, который разметал все составляющие раннего космоса. В следствие быстрого расширения космоса, стал быстро остывать. По расчётам Тамова в качестве следов от большого взрыва должно остаться микроволновое излучение малой энергии, соответствующее температуре около 5 кельвинов.

В 1965г это микроволновое излучение было открыто, оно соответствовало температуре около 2,7 кельвинов. Данное излучение назвали реликтовым, то есть достаточно ранним от эпох вселенной. Это реликтовое излучение приходит на Землю со всех сторон с небольшой интенсивностью, что говорит о том, что взрыв произошёл в отдельной точке космоса, характерен для всего начального космоса.

Объяснить природу сингулярности позволила объяснить квантовая теория поля, по ней большой взрыв – это расширение высокоэнергетического квантового вакуума. В квантовом вакууме в условиях чрезвычайно высокой энергии частиц, которые создают сильное натяжение, давление внутри не положительно, а отрицательно. Отрицательное давление приводит к тому, что гравитационные силы становятся силами отталкивания. И под действием гигантских сил отталкивания квантовый вакуум невообразимо быстро расширился. В результате расширения сам вакуум охлаждался, а заключённая в нём гигантская энергия выделилась в виде излучения, температура которого примерно равна 10 ^28 К.

При такой сверхвысокой температуре привычные нам частицы не существуют (кварки, лептоны) – теория вздувшейся вселенной или инфляционной. Она была предложена в 1980 Гутом.

Инфляционная модель Вселенной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10^28 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, но он встретился с серьёзными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной Андреем Линде в 1982 модели хаотической инфляции.

Эволюция вселенной

1)Закончилось вздутие, Космос заполнился неведомыми частицами. Выполнялось условие великого объединения взаимодействия.

2) Рождаются известные нам частицы, вещество и антивещество присутствуют почти в равных количествах.

3) Из кварков образуются адроны, то есть частицы участвующие во взаимодействии.

4) Протонов и нейтронов мало, много электронов и позитронов, фотонов, нейтрино и антинейтрино. Все частицы находятся в тепловом равновесии.

5) Часть нейтронов распадается.

6) нейтрино и антинейтрино отделяются от других частиц, n/p=1/3

7) Начинают образовываться ядра дейтерия и гелия. Электроны и позитроны аннигилируют.

8) Излучение состоит из нитритов и протонов.

9) Образуются устойчивые нейтральные атомы.

10) Вещество начинает доминировать над излучением. Вселенная прозрачна для излучения.

Первые звезды образовались спустя 10 млн. лет после фазы инфляции, а солнце и земля образовались примерно 5 млрд. лет назад. В частности эта модель взрывающейся вселенной объяснила происхождение скоплений галактик.