АвтоАвтоматизацияАрхитектураАстрономияАудитБиологияБухгалтерияВоенное делоГенетикаГеографияГеологияГосударствоДомДругоеЖурналистика и СМИИзобретательствоИностранные языкиИнформатикаИскусствоИсторияКомпьютерыКулинарияКультураЛексикологияЛитератураЛогикаМаркетингМатематикаМашиностроениеМедицинаМенеджментМеталлы и СваркаМеханикаМузыкаНаселениеОбразованиеОхрана безопасности жизниОхрана ТрудаПедагогикаПолитикаПравоПриборостроениеПрограммированиеПроизводствоПромышленностьПсихологияРадиоРегилияСвязьСоциологияСпортСтандартизацияСтроительствоТехнологииТорговляТуризмФизикаФизиологияФилософияФинансыХимияХозяйствоЦеннообразованиеЧерчениеЭкологияЭконометрикаЭкономикаЭлектроникаЮриспунденкция

Большой Взрыв: первые мгновения

Читайте также:
  1. II Съезд Советов, его основные решения. Первые шаги новой государственной власти в России (октябрь 1917 - первая половина 1918 гг.)
  2. III. Первые шаги
  3. X 4 i_block ; Ссылки на первые 12 блоков файла
  4. Атака «большой куклы»
  5. Билет 2. Возникновения государства Русь. Русь как раннефеодальная монархия. Первые русские князья. Характеристика внутренней и внешней политики
  6. Большой Взрыв: первые минуты
  7. Большой Кносский дворец
  8. Большой мяч
  9. Большой Петровский театр 1825-1853 гг.
  10. Большой помощью украинскому народу была продажа хлеба через пограничные города, т.к. 1648 год на Украине был неурожайным.
  11. Большой театр 1856-1917 гг.

Представления о событиях, происходивших в молодой Вселенной, разработаны довольно подробно. Общепринятый космологический сценарий получил название «стандартной модели», или «модели Большого взрыва». Может вызывать удивление уверенность, с которой ученые говорят о столь давних событиях, но на самом деле удивительного здесь мало. Ранняя Вселенная была весьма просто устроена: как отмечалось, в ней еще не было никаких сложных структур.

Итак, несколько миллиардов лет тому назад вся материя Вселенной была сосредоточена в объеме поперечником примерно 10-35 м и нагрета до чрезвычайно высокой температуры. Как известно, температура есть мера средней кинетической энергии беспорядочного движения частиц. В первые мгновения она была настолько высока, что элементарная частица могла иметь энергию, сравнимую с энергией пудовой гири, падающей с высоты нескольких метров. При таких энергиях исчезает различие между разными типами физических взаимодействий (п. 3.3.3.4). Более того, по всей видимости, сам физический вакуум (п. 3.3.4) находился в другом состоянии, с гораздо большей энергией, чем в современную эпоху. Но ненулевая энергия вакуума соответствует ненулевому L-члену в уравнениях Эйнштейна, который, как говорилось в п. 5.1.1, описывает антигравитацию, силу всемирного отталкивания! Идея Эйнштейна возродилась на новом уровне научных знаний, получив обоснование в квантовых представлениях, столь упорно им отвергавшихся.

Под действием мощных сил отталкивания, обусловленных энергией вакуума (которая могла составлять до 10114 Дж/м3), Вселенная начала раздуваться с нарастающим ускорением. По оценкам, на этой стадии инфляции ее пространственные масштабы могли увеличиваться в сотни раз каждые 10-42 секунды. В результате, спустя ничтожное время, не превышающее 10-33 с, расстояние между любыми двумя частицами вещества, которые существовали в начальный момент, должно было стать больше поперечника доступной сегодня для наблюдения части Вселенной. В такой же степени должна была упасть температура. Из сверхплотной и сверхгорячей Вселенная стала почти абсолютно пустой и холодной.

Если бы на этом все и закончилось, то сегодня некому было бы ни писать, ни читать эти строки. Однако понижение температуры привело к нарушению симметрии — единое взаимодействие, существовавшее в первые мгновения, разделилось на четыре взаимодействия, знакомых нам сегодня. Одновременно высокоэнергетическое состояние физического вакуума стало неустойчивым, и он перешел в современное, привычное для нас низкоэнергетическое состояние. Избыток энергии выделился в виде энергии покоя (п. 2.5.5) и кинетической энергии возникших элементарных частиц. Вселенная стала вновь горячей (~ 1027 К) и заполненной частицами. Таким образом, можно с полным правом говорить, что все в мире возникло из ничего[54] — если, конечно, лукаво считать вакуум «ничем».



Кинетическая энергия частиц при такой температуре была достаточной, чтобы при их столкновениях рождались самые разнообразные новые частицы. В результате весьма быстро установился равновесный состав только что родившейся Вселенной: количество частиц каждого сорта определялось исключительно их массой (то есть энергией покоя). Этот вывод не зависит от деталей взаимодействия между частицами, поскольку выражает общий принцип симметрии Больцмана:

При тепловом равновесии вероятность обнаружить систему в состоянии с энергией, отличающейся от среднего значения на E, зависит только от величины E и температуры T и пропорциональна eE/kT,

e = 2,71828… — основание натуральных логарифмов, kпостоянная Больцмана. Чем больше масса частицы, тем больше ее энергия и соответственно меньше вероятность возникнуть в результате тепловых столкновений.


1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 | 13 | 14 | 15 | 16 | 17 | 18 | 19 | 20 | 21 | 22 | 23 | 24 | 25 | 26 | 27 | 28 | 29 | 30 | 31 | 32 | 33 | 34 | 35 | 36 | 37 | 38 | 39 | 40 | 41 | 42 | 43 | 44 | 45 | 46 | 47 | 48 | 49 | 50 | 51 | 52 | 53 | 54 | 55 | 56 | 57 | 58 | 59 | 60 | 61 | 62 | 63 | 64 | 65 | 66 | 67 | 68 | 69 | 70 | 71 | 72 | 73 | 74 | 75 | 76 | 77 | 78 | 79 | 80 | 81 | 82 | 83 | 84 | 85 | 86 | 87 | 88 | 89 | 90 | 91 | 92 | 93 | 94 | 95 | 96 | 97 | 98 | 99 | 100 | 101 | 102 | 103 | 104 | 105 | 106 | 107 | 108 | 109 | 110 | 111 | 112 | 113 | 114 | 115 |


При использовании материала, поставите ссылку на Студалл.Орг (0.006 сек.)