Вход
Быстрая регистрация
Если вы у нас впервые: О проекте FAQ
1

Насколько далеко в прошлое могут заглянуть физики в своих лабораториях?

саша дудкина [9K] 11 месяцев назад

BlockquoteПpeждe всего отметим, что пространство, которому суждено было стать «наблюдаемой Вселенной», имеющей ныне 84 миллиарда световых лет в поперечнике, умещалось в начале большого взрыва примерно в объеме одной-единственной горошины. Температура этого сверхплотного вещества составляла невообразимые 10^28°C.

BlockquoteПpи такой температуре, по расчетам физиков, сталкивающиеся фотоны обладали как раз достаточной энергией для того, чтобы породить частицу под названием X-бозон, имеющую массу в миллион миллиардов раз больше, чем у протона. Пока никому еще не удавалось наблюдать X-бозон, поскольку для этого нам потребовалось бы в земной лаборатории воссоздать экстремальные условия, существовавшие лишь через 10^–35 с после Большого взрыва.

BlockquoteФизики могут воссоздать то время, когда Вселенной исполнилась уже одна триллионная (10^–12) секунды. К тому моменту она успела остыть до примерно 100 миллионов миллиардов градусов, что все равно в 10 миллиардов раз выше, чем температура в центре Солнца. В 2012 году физики из ЦЕРНа (Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, CERN), Европейской организации по ядерным исследованиям, воссоздали эти условия в гигантском ускорителе частиц — Большом адронном коллайдере. В нем ученым удалось получить частицу, напоминающую бозон Хиггса: как полагают специалисты, этот бозон исчез из Вселенной через триллионную долю секунды после Большого взрыва.

BlockquoteПpoпacть между 10^–35 секунды и триллионной долей секунды в данном случае колоссальна. Мы знаем, что на протяжении почти всего этого периода материя была сжата сильнее, чем самая компактная форма вещества, какую мы знаем сегодня: материя внутри ядер атомов. По мере падения температуры снижались и энергетические уровни фотонов, порождая частицы со все более низкой массой.

BlockquoteB какой-то момент возникли кварки — «кирпичи», из которых состоят нейтроны и протоны. К тому времени, когда Вселенной исполнилась примерно одна сотая секунды, она уже остыла достаточно, чтобы в ней доминировали знакомые нам современные частицы: фотоны, электроны, позитроны и нейтрино. Нейтроны и протоны тоже уже имелись, но их было немного — они составляли тогда лишь весьма незначительную долю частиц во Вселенной. Когда с момента возникновения Вселенной прошла примерно секунда, температура успела снизиться приблизительно до 10 миллиардов градусов, и фотонам уже не хватало энергии, чтобы с легкостью производить частицы. Электроны и позитроны (их положительно заряженные оппоненты из антивещества) сталкивались и аннигилировали, порождая фотоны. Однако из-за небольшой, таинственной и пока не объясненной «кособокости» законов физики тогда существовало примерно 10 миллиардов + 1 электрон на каждые 10 миллиардов позитронов. Поэтому после этой оргии аннигиляции во Вселенной остался «излишек» вещества и примерно 10 миллиардов фотонов на каждый электрон. Это соотношение сохраняется и по сей день.

BlockquoteCлeдyющaя важная стадия в истории Вселенной наступила, когда ей исполнилось около одной минуты.Температура успела снизиться до всего-навсего миллиарда градусов — как в сердцевине самых горячих звезд, которые мы наблюдаем сегодня. Частицы в этот период двигались уже медленнее. Так, протоны и нейтроны оставались рядом друг с другом достаточно долго, чтобы между ними смогли завязаться сильные ядерные взаимодействия, которые и удерживают их вместе в ядрах сегодняшних атомов. В частности, два протона и два нейтрона могли соединиться, образуя ядро гелия.Одиночные нейтроны превращаются в протоны в течение примерно 15 минут, так что все нейтроны, оставшиеся после образования ядер гелия, стали протонами. По расчетам физиков, после образования каждого ядра гелия оставалось примерно по 10 протонов. Они стали ядрами атомов водорода, которые как раз и состоят из одного-единственного протона.Это одно из самых убедительных доказательств того, что Большой взрыв действительно имел место. Много позже, когда температура во Вселенной значительно снизилась, ядра водорода и гелия подобрали себе электроны, чтобы стать стабильными атомами. В наши дни, количественно оценивая содержание элементов во Вселенной (в звездах, галактиках и межзвездном пространстве), астрономы по-прежнему находят в среднем один атом гелия на каждые десяток атомов водорода.

ВlосkquоtеТемператур­а достаточно снизилась, чтобы электроны могли объединяться с протонами, образуя первые атомы, примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва. Вселенная к этому времени остывала уже гораздо, гораздо медленнее, чем в свои первые мгновения. Ее температура в этот период достигла скромных 3 тысяч градусов.

il63 [146K]
" умещалось в начале большого взрыва примерно в объеме одной-единственной горошины". Наверное, объем был намного меньше. Возможно, бесконечно маленький.  11 месяцев назад
комментировать
0

В последние десятилетия новые открытия в области физики самым тесным образом связаны с космологией, прежде всего, с исследованием самых ранних этапов эволюции вселенной. Тем не менее, в 1992 г. состоялась специальная экспедиция с запуском космического спутника под руководством ученого Смута, под названием COBE (Cosmic Background Explorer (изучение космического фона»), которая полностью подтвердила теоретические выводы. Ей удалось увидеть и услышать весь космос в момент вскоре после Большого взрыва при помощи специальных электронных накладок, которые уловили электромагнитный шум реликтового радиоизлучения вселенной в ее «младенческом» состоянии сразу после взрыва. Эти сигналы, пройдя весь долгий путь развития и истории вселенной на расстоянии огромного количества световых лет, показали нам то, что было тогда. Эту возможность дала нам всеобщая теория относительности Альберта Эйнштейна и его знаменитая формула E=mc2. Это достижение полностью подтвердило все теоретические выкладки современных ученых о возникновении и развитии нашей теперешней вселенной, все еще расширяющейся и распадающейся в результате Взрыва.Что говорит эта теория о прошлом Вселенной? Выводы, относящиеся к прошлому, однозначны. В настоящее время происходит расширение Вселенной, следовательно, раньше радиус Вселенной был меньше, а плотность вещества - больше. Был момент начала возникновения Вселенной, когда плотность была бесконечной, и можно оценить время, прошедшее с начала мира до настоящего времени. Оно равно 10 – 20 миллиардам лет. Таков примерный возраст Вселенной, оцененный еще Фридманом в 1922 г. Эта оценка совпадает с экспериментальным определением возраста галактик. По последним сведениям, во Вселенной нет звезд с возрастом более 15 – 20 миллиардов лет.

Выводы из этой модели Фридмана относительно будущего расширяющейся Вселенной зависят только от настоящего значения постоянной Хаббла, обратная величина которой есть время, и от средней плотности вещества во Вселенной. Теоретически существует некая критическая плотность материи, которая служит критерием геометрического строения Вселенной и ее будущности. Если действительная плотность меньше критической, то тяготение не сможет остановить расширения и радиус Вселенной будет неограниченно расти. В этом случае начальная скорость разлета велика, Вселенная бесконечна и расширение никогда не прекратится. Когда реальная плотность больше критической, то начальная скорость разлета вещества не слишком велика, а притяжение велико. Тогда расширение Вселенной должно смениться сжатием, а вместо "красного смещения" спектральных линий должно будет наблюдаться "фиолетовое смещение". Оценка фактической плотности Вселенной очень трудна, так как сюда должны входить данные о плотности всех видов материи. К ним относятся: массы звезд, плотность пыли и частиц в межзвездном пространстве, различные виды излучений. Кроме того, по-видимому, надо учитывать и массы "черных дыр". Пока оценки средней плотности Вселенной колеблются в широких пределах и в настоящий момент мы не знаем, по какому типу модели Фридмана развивается Вселенная. В рамках модели расширяющейся Вселенной существует несколько моделей "молодой и горячей" Вселенной, которые рассматривают эволюцию материи, начиная с самых ранних этапов ее развития. В основу их положена модель Г. Гамова, которая позволяет непосредственно связать космологию и физику элементарных частиц. Элементарные частицы при определенных значениях температуры и плотности имели соответствующие энергии и взаимодействия, а их превращения определяли состав материи Вселенной.

Знаете ответ?
Есть интересный вопрос? Задайте его нашему сообществу, у нас наверняка найдется ответ!
Делитесь опытом и знаниями, зарабатывайте награды и репутацию, заводите новых интересных друзей!
Задавайте интересные вопросы, давайте качественные ответы и зарабатывайте деньги. Подробнее..
регистрация
OpenID