Эволюция Вселенной.

Слайд 1

Слайд 2

Оглавление Современные космологические представления Теория Большого Взрыва Формирование космических тел Звездная эволюция Галактики Теории будущего галактики Источники Следующий слайд Предыдущий слайд Оглавление

Слайд 3

Современные космологические представления В настоящее время люди значительно продвинулись в изучении Вселенной по сравнению со своими предками. Но даже сейчас ученые не могут воссоздать весь процесс возникновения Вселенной полностью.

Слайд 4

Законы теоретической физики Данные наблюдательной астрономии Разбегание галактик лежит в основе расширения Вселенной

Слайд 5

Закон разбегания Хаббла « Закон разбегания », сформулированный в 1929 году Хабблом: 𝜐 = HR, H ≈15км/с* 10 6 световых лет Вселенная расширяется , но центр расширения отсутствует : из любой точки Вселенной картина расширения будет представляться той же самой, а именно, все галактики будут иметь красное смещение , пропорциональные расстоянию до них. Само пространство как бы раздувается, тогда как реальные звездные системы повсюду во Вселенной сохраняют свой объем из-за сил гравитации.

Слайд 6

Горячая Вселенная Модель « горячей Вселенной » - космологическая модель, в которой эволюция Вселенной начинается с состояния плотной горячей плазмы , состоящей из элементарных частиц, и протекает при дальнейшем адиабатическом космологическом расширении. Впервые модель горячей вселенной рассматривалась в 1947 году Г.А. Гамовым . Наиболее существенное наблюдательное предсказание, вытекающее из модели горячей Вселенной — наличие реликтового излучения со спектром, очень близким к спектру абсолютно чёрного тела, возникшего в момент рекомбинации ионов (в основном, протонов) и электронов в нейтральные атомы.

Слайд 7

Горячая Вселенная Модель горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном . Реликтовое излучение - одна из составляющих общего фона космического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответствует тепловому излучению абсолютно черного тела при температуре около 3К . Роберт Уилсон и Арно Пензиас Абсолютно чёрное тело — физическая идеализация, применяемая в термодинамике, тело, поглощающее всё падающее на него электромагнитное излучение во всех диапазонах и ничего не отражающее.

Слайд 8

Горячая Вселенная Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях расширения Вселенной обладали высокой плотностью и температурой . В ходе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось - кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду.

Слайд 9

Горячая Вселенная Температура обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила около 3К . Таким образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эпохи рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим взрывом .

Слайд 10

Теория большого взрыва Космологическая теория начала расширения Вселенной Математика, наука, история, мистика, Все это началось с Большого Взрыва! Barenaked Ladies

Слайд 11

Теория Большого взрыва Что было до большого взрыва? Состояние бесконечной плотности и температуры , бесконечной кривизны пространства в конечный момент времени в прошлом. Размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью . Считается, что эпоху ДО взрыва нельзя рассматривать известными методами. Точка сингулярности – 13,7 ± 0,13 млрд лет назад С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Слайд 12

Теория большого взрыва Наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи : 10 -43 секунд после Большого взрыва с температурой примерно 10 32 К и плотностью около 10 93 г/см³ В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий, Вселенная расширялась с ускорением , а энергия в единице объема оставалась постоянной. Данный период получил название Космической инфляции . После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму.

Слайд 13

Теория большого взрыва В начале расширения Вселенной ее температура была столь высока ( 10 13 К ), что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц . При понижении температуры до 5 * 10 12 К почти все протоны и нейтроны превратились в кванты излучения ; остались только те из них, для которых "не хватило" античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю ( одну миллиардную ) от их общего числа. Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.

Слайд 14

Теория большого взрыва Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха , когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного нуклеосинтеза . Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты . Ее результатом в основном стало образование ядер гелия . Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества.

Слайд 15

Теория большого взрыва После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода .

Слайд 16

Теория Большого взрыва После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения .

Слайд 17

ФОРМИРОВАНИЕ КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛ

Слайд 18

Гравитационная конденсация От рекомбинации до появления первых галак тик и звезд прошли сотни миллионов лет. Нарастание возмущений ( малых отклонений от среднего значения ) плотности и скорости вещества в первоначально однородной среде под действием гравитационных сил называется гравитационной неустойчивостью . Она рассматривается обычно как причина образования галактик и их скоплений.

Слайд 19

Гравитационная конденсация Все межзвездное пространство заполнено веществом. По современным представлениям, основным компонентом межзвездной среды является газ , состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью , на долю которой приходится около 1% массы межзвездного вещества. Это вещество пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами , - и электромагнитным излучением.

Слайд 20

Гравитационная конденсация Около половины межзвездного газа содержится в молекулярных облаках . Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в молекулярном облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд .

Слайд 21

Рождение звезды Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду , называется в звездной космогонии протозвездой . Протозвезда - это космический объект, который уже не облако, но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов , начинаются термоядерные реакции , сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой .

Слайд 22

Рождение звезды В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд. Диапазон масс только что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще , чем крупные. Примерно половина звезд образуются одиночными ; остальные образуют двойные , тройные и более сложные системы

Слайд 23

ЗВЕЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ

Слайд 24

ЗВЕЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ Физические закономерности , связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла , на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд , последовательности сверхгигантов , ярких и слабых гигантов , субгигантов , субкарликов и белых карлико в.

Слайд 25

Звездная эволюция Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость . Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.

Слайд 26

Звездная эволюция Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой . Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение , сжатие продолжается . При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность , что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика , что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра .

Слайд 27

Галактики

Слайд 28

Млечный Путь Млечный Путь - грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово " глактикос " означает "молочный", "млечный", поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками .

Слайд 29

Млечный Путь В нашей Галактике - Млечном Пути - более 200 млрд . звезд самой разной светимости и цвета. Окрестности Солнца - это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это "шар", который содержит около 1,5 тысяч звезд. Радиус этого шара - 20 парсек. В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все звезды.

Слайд 30

Созвездия Наши предки объединили все звезды в группы - созвездия . Созвездия не являются физическими группировками звезд, связанных между собой общими свойствами. Созвездия - это участки звездного неба. Звезды в созвездиях объединены нашими предками для того, чтобы было легче ориентироваться в звездном небе, т.е. на основании случайного совпадения их положений на небе. Все небо разделено на 88 созвездий, которые носят имена мифических героев, животных, предметов.

Слайд 31

Скопления Скопления звезд - это их группы с общими физическими свойствами. Этим скопления отличаются от созвездий, которые являются результатом случайного совпадения положений звезд на небе. Наблюдения в XIX веке позволили установить, что звездные скопления разделяются на шаровые скопления и рассеянные скопления . Во второй половине XX века к этим классам звездных группировок добавился еще один - ассоциации звезд .

Слайд 32

Галактика В итоге в структуре Галактики выделяют плоский линзообразный диск , погруженный в более разреженный звездное облако сферической формы - гало . В итоге Галактика имеет форму двояковыпуклой линзы , похожа на чечевичное зерно. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Галактика - гигантская гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс

Слайд 33

Метагалактика Метагалактика - часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований , - содержит несколько миллиардов галактик - звездных систем, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации.

Слайд 34

Метагалактика Внешний вид и структура звездных систем весьма различны, и в соответствии с этим галактики делятся на морфологические типы: эллиптические, спиральные, неправильные . Наша Галактика принадлежит к типу спиральных. В окрестностях нашей Галактики, в пределах полутора мегапарсек от нее, расположены еще около 40 галактик, которые образуют местную группу.

Слайд 35

Метагалактики Скопления галактик - это самые крупные устойчивые системы во Вселенной . Существуют и более протяженные образования : цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями, но гравитация не удерживает эти системы , и они вместе со всей Вселенной расширяются .

Слайд 36

Будущее Вселенной

Слайд 37

Будущее: расширение или сжатие? Некоторые ученые полагают, что в далеком будущем возможен обратный процесс – « Большое Сжатие », и Вселенная вернется к своему изначальному состоянию сингулярности; Другие считают, что расширение будет продолжаться всегда и, в итоге, Вселенная рассеется в звездную пыль, и, возможно, материя исчезнет…

Слайд 38

Источники Статья «Эволюция Вселенной» А.Н. Васильев; Соросовский образовательный журнал, 1996г Фильм «Рождение Вселенной», National geographic , перевод телеканала «Культура» Статья «Расширяющаяся Вселенная», образовательный проект nrc.edu.ru Материалы Wikipedia Материалы hubblesite.org