Главная

Космические гамма-всплески

Космологическая проблема

Поиск черных дыр





Космологическая проблема

В космологии основные проблемы, по нашему мнению, состоят в выборе модели развития Вселенной (открытой с неограниченным космологическим расширением или закрытой, в которой первоначальное расширение из сверхплотного состояния сменится последующим сжатием) и в выяснении сценария первоначального расширения Вселенной после момента Большого Взрыва.

Современный темп расширения Вселенной определяется так называемой постоянной Хаббла H = 50 - 100 (км/c)/Мпк. Вследствие космологического расширения любые два объекта, находящиеся на расстоянии r, удаляются друг от друга со скоростью $\upsilon$ = Hr (эта формула справедлива лишь для нерелятивистских скоростей $\upsilon$ = Hr $\ll$ c, где c - скорость света). Динамика расширения объектов, удаленных от нас на некоторое расстояние r, определяется гравитационным воздействием со стороны вещества, находящегося внутри сферы радиуса r. Поскольку, согласно данным астрономических наблюдений, распределение вещества на больших масштабах весьма однородно, то можно считать его плотность $\rho$ постоянной. Соответствующее гравитационное ускорение

$$g_{r}=\frac{4\pi r^{2}G\rho}{3}$$

а вторая космическая скорость

$$\upsilon_{r}=\left(\frac{8\pi r^{2}G\rho}{3}\right)^{1/2}\,,$$

где G - гравитационная постоянная. Модель открытой Вселенной реализуется, если скорость космологического расширения превышает $\upsilon_{r}$ . В противном случае $\upsilon$ = Hr < $\upsilon_{r}$ Вселенная является закрытой.

Из приведенных условий ясно, что сценарий развития Вселенной зависит от средней плотности вещества в современную эпоху. Открытая модель соответствует $\rho < \rho_{cr} = 3H^{2} / (8\pi G)$, обратное неравенство справедливо для закрытой модели. По современным данным, критическая плотность вещества $\rho_{cr}$ = 5 $\cdot$ 10- 30 г $\cdot$ см- 3. Примерно такое же значение дают оценки плотности вещества во Вселенной. Таким образом, при достигнутой точности определения $\rho$ и $\rho_{cr}$ нельзя сделать выбор между двумя моделями. При этом, однако, следует иметь в виду, что величина средней плотности вещества во Вселенной может не учитывать вклад какой-либо компоненты. Например, если подтвердятся эксперименты по измерению массы покоя нейтрино , то можно будет однозначно сделать выбор в пользу закрытой модели. Действительно, обилие таких нейтрино существенно увеличит среднюю плотность Вселенной.

Независимо от конкретной схемы эволюции считается, что справедлива так называемая модель горячей Вселенной, когда температура T и плотность вещества на начальных стадиях расширения были весьма велики. Первичное вещество было полностью ионизовано, и длина свободного пробега излучения в это время была мала по сравнению с характерным размером Вселенной. Вследствие этого вещество и излучение находились в состоянии термодинамического равновесия, при котором спектр излучения описывается формулой Планка и имеет максимум на частоте $\omega \approx 2,8kT/\hbar$, где $\hbar$ - постоянная Планка. По мере расширения температура вещества и излучения уменьшалась, и примерно через миллион лет после Большого Взрыва, при $T\approx 5 \cdot$ 103 К, началась рекомбинация ионов и электронов с образованием нейтральных атомов. Так как нейтральное вещество взаимодействует с излучением гораздо слабее, чем полностью ионизованное, длина пробега квантов этого "реликтового" (остаточного) излучения превысила размеры Вселенной. Начиная с "эпохи рекомбинации", реликтовое излучение и вещество эволюционируют независимо. Эффект Доплера в расширяющейся Вселенной приводит к уменьшению наблюдаемой частоты реликтового излучения и, соответственно, температуры, определяющей форму его спектра. В настоящее время температура реликтового излучения составляет 2,7 К и наблюдается оно в виде радиоволн сантиметрового и миллиметрового диапазонов. Необходимо подчеркнуть: реликтовое излучение - единственный прямой источник информации о структуре Вселенной в эпоху рекомбинации, 10 - 12 миллиардов лет назад. В частности, степень его изотропии однозначно связана со степенью однородности вещества в эпоху рекомбинации. Наблюдаемую в современную эпоху чрезвычайно высокую степень изотропии реликтового излучения можно объяснить лишь в рамках инфляционной (раздувающейся) модели ранней Вселенной, когда считается, что первоначальное расширение происходило по экспоненциальному закону $r\propto\exp(Ht)$. Во время инфляционной стадии была подавлена гравитационная неустойчивость, приводящая к формированию неоднородностей, а также сглаживались первичные неоднородности, если таковые существовали.
Нужна курсовая? Дипломы, рефераты по истории, курсовые работы на заказ; на заказ деревянные лестницы в Питере; Philips 42PFL 7404 H/60; автокресло maxi cosi купить; Пошив спецодежды на заказ: спецодежда москва.; сварочные аппараты инверторного типа; широкоформатная печать мобильные стенды; техническое обслуживание уличного освещения; Не надо платить- порнуха без смс и другого обмана; приобрести качественный софт-стартер здесь.