Презентация на тему Теория большого взрыва

короткую формулу, которую можно будет печатать на майках".

Л.Лердман

вопросы:
Что было, когда Вселенная рождалась?
Как давно это было и

как происходило?
Рождалась ли Вселенная вообще или она глобально стационарна?

на трех постулатах:
Все явления природы могут быть исчерпывающе

описаны физическими законами, выраженными в математической форме;
Эти физические законы универсальны и не зависят от времени и места;
Все основные законы природы просты.

Леметр в 1927 г. сумели доказать, что уравнения Эйнштейна

допускают и такое решение: первоначально вся Вселенная была сосредоточенна в одной точке, (названной условно "папой-атомом") а затем начинает расширяться, и так появляются галактики и звезды в них.

теории Фридмана и Леметра. Однако это удалось сделать в 1929

году выдающемуся астроному Эдвину Хабблу. Своими тщательными измерениями он доказал, что давно известные туманности, ранее считавшиеся всего лишь облаками газа, на самом деле являются галактиками. И что самое интересное, эти галактики движутся, удаляясь от нас со скоростями, тем большими, чем дальше они отстоят.

(наверху) и спиральная галактика в созвездии Треугольник (M33) (внизу),

которые ошибочно принимали за туманности в начале ХХ века до того, как Хаббла доказал, что на самомо деле это галктики. (фото сделано позднее).

начал расширяться во всю Вселенную (так называемая "холодная модель"),

он должен был взорваться. Модель эту он называет "Big Bang' ом" (очень простонародное по тому времени отношении к иностранному языку), Большим Взрывом, и излагает ее сначала в заметке 1946 года, а потом статье 1948 года "Происхождение химических элементов", написанной вместе с учеником Ральфом Альфером.

такой взрыв имел место быть, то уже на довольно

ранних стадиях должно было возникнуть пронизывающее весь мир электромагнитное излучение, распределение которого должно было соответствовать температуре в момент излучения (многие миллиарды градусов). Но по мере расширения Вселенной частоты этого первичного (его назвали "реликтовым") излучения должны были вследствие эффекта Доплера убывать, и к настоящему времени, по оценкам Гамова, соответствовать температуре около трех-четырех градусов по Кельвину, т.е. быть сосредоточены в районе длин волн в несколько сантиметров.

В 1965 году А.Пензиас и Р.Вильсон, конструировавшие антенны для радиоэлектроники, обнаруживают равномерно идущее во всех направлениях электромагнитное излучение, соответствующее температуре в 3 Кельвина! Как выяснилось, это вовсе не сбой аппаратуры, а именно то излучение, о котором говорил Гамов!
Но Нобелевскую премию Дали Пензиасу и Вильсону, а не Гамову.

в точке Лагранжа (точке гравитационного равновесия Солнца и Земли)

на расстоянии 1,5 млн. км от нас. Полученная "картинка" фактически представляет собой снимок послесвечения Большого взрыва, образованный распределением температуры космического микроволнового фона.

много раз интерпретирована, переложена и дополнена многими учеными. Основной

вклад в решении проблем Теории Большого Взрыва внес Стивен Хоукинг, причем вклад не теоретический, а весьма практический – более двух тысяч страниц вычислений и уравнений, посвященных описанию появления частиц и галактик.

плотность -10 97 кг/м 3.
Объем «папы-атома» был бесконечно мал.

Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу и

античастицу с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать энергией 2 moc2 .

В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов hn кинетической энергией частиц kT

Или…

образования планетарных систем и галактик.

Проблема «недостающей массы».
Необъективность квантовой физики

при рассмотрения вселенских процессов.

Большого Взрыва:
Полностью отказаться от Теории Большого Взрыва.
Использовать для развития

Теории огромное количество человеческих, машинных и денежных ресурсов.
Найти принципиально новую (и достоверную) альтернативу, представляющую собой измененный вариант Теории Большого Взрыва.

оба фундаментальных предположения Фридмана. В модели первого типа (открытой

самим Фридманом) Вселенная расширяется достаточно медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого галактики начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься. На рис. 1 показано, как меняется со временем расстояние между двумя соседними галактиками. Оно возрастает от нуля до некоего максимума, а потом опять падает до нуля. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение, не может его остановить. На рис. 2 показано, как изменяется в этой модели расстояние между галактиками. Кривая выходит из нуля, а в конце концов галактики удаляются друг от друга с постоянной скоростью. Есть, наконец, и модель третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только-только достаточна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса). В этом случае расстояние между галактиками тоже сначала равно нулю (рис. 3), а потом все время возрастает. Правда, галактики «разбегаются» все с меньшей и меньшей скоростью, но она никогда не падает до нуля.

Деве, помогают измерять космическое расширение. Их наблюдаемые свойства исключают

альтернативные космологические теории, в которых пространство не расширяется.

Большого Взрыва:
В момент "рождения" вся материя вселенной была

сконцентрирована в одной точке, которая имела бесконечной большую массу и бесконечно малый объем;
В результате расширения (или взрыва) этой точки начали образовываться сначала элементарные частицы, а потом – первые материальные макротела.