Последние новости
Посетители
mod_vvisit_countermod_vvisit_countermod_vvisit_countermod_vvisit_countermod_vvisit_countermod_vvisit_counter
mod_vvisit_counter Сегодня 102
mod_vvisit_counter Вчера 308
mod_vvisit_counter На этой неделе 960
mod_vvisit_counter На прошлой неделе 1460
mod_vvisit_counter В этом месяце 1232
mod_vvisit_counter В прошлом месяце 4430
mod_vvisit_counter Всего 89897

Сегодня: 2012-04-05 09:24
Visitors Counter 1.6
Главная / Курсовые / ТОЧНЫЕ НАУКИ И ТЕХНИКА / Проблема Большого взрыва

Проблема Большого взрыва

Сценарий Большого взрыва

Как и любая схема, претендующая на объяснение данных о спектре микроволнового космического излучения, химического состава догалактического вещества и иерархии масштабов космических структур, стандартная модель эволюции Вселенной базируется на ряде исходных предположений (о свойствах материи, пространства и времени), играющих роль своеобразных начальных условий расширения мира. В качестве одной из рабочих гипотез этой модели выступает предположение об однородности и изотропии свойств Вселенной на протяжении всех этапов ее эволюции. 

Кроме того, основываясь на данных о спектре микроволнового излучения, естественно предположить, что во Вселенной в прошлом существовало состояние термодинамического равновесия между плазмой и излучением, температура которого была высока. Наконец, экстраполируя в прошлое законы возрастания плотностей вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что уже при температуре плазмы, близкой к 1010 К, в ней существовали протоны и нейтроны, которые были ответственны за формирование химического состава космического вещества.

Очевидно, что подобный комплекс начальных условий нельзя формально экстраполировать на самые ранние этапы расширения Вселенной, когда температура плазмы превышает 1012 К, поскольку в этих условиях произошли бы качественные изменения состава материи, связанные, в частности, с квартовой структуры нуклонов. Этот период, предшествующий этапу с температурой около 1012 К, естественно отнести к сверх ранним стадиям расширения Вселенной, о которых, к сожалению, в настоящее время известно еще очень мало.

Дело в том, что по мере углубления в прошлое Вселенной мы неизбежно сталкиваемся с необходимостью описывать процессы взаимопревращений элементарных частиц со все большей и большей энергией, в десятки и даже тысячи раз превышающей порог энергий, доступных исследованию на самых мощных современных ускорителях. В подобной ситуации, очевидно, возникает целый комплекс проблем, связанных, во-первых, с нашим незнанием новых типов частиц, рождающихся в условиях высоких плотностей плазмы, а во-вторых, с отсутствием «надежной» теории, позволившей бы предсказать основные характеристики космологического субстрата в этот период.

Однако, даже не зная в деталях конкретных свойств сверхплотной плазмы при высоких температурах, можно предположить, что, начиная с температуры чуть меньше 1012 К, ее характеристики удовлетворяли условиям, перечисленным в начале этого раздела. Иначе говоря, при температуре около 1012 К материя во Вселенной была представлена электрон-позитронными парами (е-, е+); мюонами и антимюонами (м -, м +); нейтрино и антинейтрино, как электронными (v е, v е), так и мюонными (v м, v м) и тау-нейтрино (v t, vt); нуклонами (протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.

 
Поиск по сайту