Расширение Вселенной — различия между версиями
(Новая страница: «В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых наше...») |
|||
| (не показано 10 промежуточных версий 3 участников) | |||
| Строка 1: | Строка 1: | ||
| − | В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие [ | + | [[ТМ|Кафедра ТМ]] > [[Научный справочник]] > [[Астрофизика и космология]] > [[Расширение Вселенной]] <HR> |
| + | |||
| + | Составитель: [[Пятницкая Дарья]] | ||
| + | |||
| + | [[Файл:Vselennaya.jpg|thumb|right]]В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%B2%D0%B7%D1%80%D1%8B%D0%B2 Большой взрыв]. Расширение нашей Вселенной часто сравнивают с надуванием воздушного шара. | ||
Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. | Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. | ||
| − | В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии [ | + | В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%B5_%D0%BA%D1%80%D0%B0%D1%81%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D1%81%D0%BC%D0%B5%D1%89%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5 космологическое красное смещение]), пришел к выводу, что скорость увеличения расстояния между галактиками, подчиняется простой закономерности: скорость удаления галактики прямо пропорциональна его расстоянию от наблюдателя. Следовательно, чем дальше от нас галактика, тем выше ее скорость удаления. [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D0%BA%D0%BE%D0%BD_%D0%A5%D0%B0%D0%B1%D0%B1%D0%BB%D0%B0 Закон Хаббла] указывает: начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Это предположение противоречит СТО, однако, если две частицы движутся со скоростью близкой к скорости света, относительно наблюдателя, то скорость сближения этих частиц будет больше скрости света. Таким образом, в законе Хаббла речь идет о скорости удаления, вызванного расширение самого пространства, а не движением в пространстве. |
| + | [[Файл:Sostav.jpg|thumb|right]] | ||
| + | Бурные дискуссии среди космологов шли о судьбе Вселенной т.е будет ли Вселенная постоянно расширяться с постепенным замедлением или расширение уступит место сжатию, которое будет продолжаться до первоначальной точки. Для изучения этих проблем удобными инструментами оказались [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%80%D1%85%D0%BD%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0 сверхновые звезды типа Ia] и открытое в 1965 году [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D0%BA%D1%82%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B5_%D0%B8%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5 реликтовое излучение]. Результат оказался ошеломляющим. Во-первых, была оценена масса Вселенной: исследования, проведенные приборами спутника WMAP показали, что только 4 процента массы Вселенной приходтся на барионную темную материю, 23 процента - небарионная [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BC%D0%B0%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%B8%D1%8F темная материя]. Во-вторых, в состав Вселенной входит [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%8D%D0%BD%D0%B5%D1%80%D0%B3%D0%B8%D1%8F темная энергия] - 73 процента. | ||
| + | [[Файл:Tm.jpg|thumb|left]] | ||
| + | |||
| + | Нобелевскую премию за открытие темной энергии и ускоряющегося расширения Вселенной в 2011 году присудили Солу Перлмуттеру, Адаму Риссу и Брайну Шмидту. Для объяснения природы темной энергии космологи предлагают две гипотезы: либо о космологической постоянной в общей теории относительности Эйнштейна, либо о квинтэссенции. Можно сделать вывод, будущее Вселенной зависит от характера темной энергии. Однако в ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее - а может быть, и повлиять на него. | ||
| + | |||
| + | <br style="clear: both" /> | ||
| + | |||
| + | == Дополнительная информация == | ||
| + | |||
| + | Скачать презентацию, pptx: [[Медиа:Cosmo.pptx|3903 Kb]] | ||
| + | |||
| + | == Использованные источники == | ||
| + | |||
| + | Публикации Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis, М. Борисова — см. сайт [http://modcos.com/index.php Modern Cosmology] | ||
| + | |||
| + | == См. также == | ||
| + | |||
| + | * [[За пределами Земли]] (интересные ссылки) | ||
| + | * [[Проект "Земля - Луна"]] | ||
| − | |||
| − | + | [[Category: Студенческие проекты]] | |
Текущая версия на 12:51, 26 марта 2014
Кафедра ТМ > Научный справочник > Астрофизика и космология > Расширение ВселеннойСоставитель: Пятницкая Дарья
В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие Большой взрыв. Расширение нашей Вселенной часто сравнивают с надуванием воздушного шара.
Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии космологическое красное смещение), пришел к выводу, что скорость увеличения расстояния между галактиками, подчиняется простой закономерности: скорость удаления галактики прямо пропорциональна его расстоянию от наблюдателя. Следовательно, чем дальше от нас галактика, тем выше ее скорость удаления. Закон Хаббла указывает: начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Это предположение противоречит СТО, однако, если две частицы движутся со скоростью близкой к скорости света, относительно наблюдателя, то скорость сближения этих частиц будет больше скрости света. Таким образом, в законе Хаббла речь идет о скорости удаления, вызванного расширение самого пространства, а не движением в пространстве.
Бурные дискуссии среди космологов шли о судьбе Вселенной т.е будет ли Вселенная постоянно расширяться с постепенным замедлением или расширение уступит место сжатию, которое будет продолжаться до первоначальной точки. Для изучения этих проблем удобными инструментами оказались сверхновые звезды типа Ia и открытое в 1965 году реликтовое излучение. Результат оказался ошеломляющим. Во-первых, была оценена масса Вселенной: исследования, проведенные приборами спутника WMAP показали, что только 4 процента массы Вселенной приходтся на барионную темную материю, 23 процента - небарионная темная материя. Во-вторых, в состав Вселенной входит темная энергия - 73 процента.
Нобелевскую премию за открытие темной энергии и ускоряющегося расширения Вселенной в 2011 году присудили Солу Перлмуттеру, Адаму Риссу и Брайну Шмидту. Для объяснения природы темной энергии космологи предлагают две гипотезы: либо о космологической постоянной в общей теории относительности Эйнштейна, либо о квинтэссенции. Можно сделать вывод, будущее Вселенной зависит от характера темной энергии. Однако в ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее - а может быть, и повлиять на него.
Дополнительная информация[править]
Скачать презентацию, pptx: 3903 Kb
Использованные источники[править]
Публикации Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis, М. Борисова — см. сайт Modern Cosmology
См. также[править]
- За пределами Земли (интересные ссылки)
- Проект "Земля - Луна"
