Hemijski sastav Masa svemira je ¾ vodonika i ¼ helijuma. Svi ostali elementi ne prelaze ni 1% u sastavu Univerzuma. Teški elementi pojavili su se u Univerzumu mnogo kasnije, kada su kao rezultat toga termonuklearne reakcije Zvijezde su "zasvijetlile", a tokom eksplozija supernove bile su bačene u svemir.
Šta Univerzum može očekivati u budućnosti? Odgovor na ovo pitanje leži u utvrđivanju prosječne gustine Univerzuma. Moderna vrijednost gustine je 10 -29 g/cm 3, što je 10 -5 atomske jedinice masa po 1 cm3. Da biste zamislili takvu gustoću, trebate rasporediti 1 g tvari preko kocke sa stranom od 40 hiljada km!
Ako je prosječna gustina jednaka ili malo manja kritična gustina, Univerzum će se samo širiti, ali ako je prosječna gustoća veća od kritične, tada će širenje Univerzuma prestati s vremenom i on će se početi skupljati, vraćajući se u singularno stanje.
Otprilike milijardu godina nakon Velikog praska, kao rezultat kompresije ogromnih oblaka plina, počele su se formirati zvijezde i galaksije - jata miliona zvijezda. Svaka zvijezda nastaje kao rezultat kolapsa kosmičkog oblaka plina i prašine. Kada kompresija u centru strukture dovede do vrlo visokih temperatura, nuklearne reakcije počinju u centru „grude“, tj. transformacija vodika u helijum uz oslobađanje ogromne energije, uslijed čega zvijezda svijetli. Helij se potom pretvara u ugljik.
ZEMLJA KAO PLANETA SUNČEVOG SISTEMA
Zemlja je dio Univerzuma i našeg Solarni sistem jedan od njih je 100 milijardi. zvijezde u zvjezdanoj galaksiji staroj oko 12 milijardi godina. godine. Starost Sunčevog sistema, kojem pripada Zemlja, je oko 6 milijardi. godine.
U Sunčevom sistemu postoji devet planeta. Na planete tip zemlje uključuju Merkur, Veneru, Zemlju i Mars, na vanjske planete– Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Poluprečnik Sunčevog sistema je 5,917 milijardi km (od Zemlje do Sunca 149,509 miliona km).
Zemaljske planete su relativno guste, ali relativno male veličine i masa. Merkur je lišen atmosfere; druge planete ovog tipa imaju je, a na Marsu je atmosfera bliska Zemljinoj.
Spoljašnje planete su ogromne veličine i mase, ali imaju relativno male gustine. Atmosfere ovih planeta se uglavnom sastoje od metana i amonijaka.
Dakle Ned. Njegova masa je 99,87% mase sistema. Najveća planeta, Jupiter, ima masu od 0,1% mase sistema. Sunce je plazma kugla (90% vodonika i 10% helijuma) sa temperaturom površine od oko 5600 0 . Sva tela Sistema su povezana sa Suncem silom gravitacionog privlačenja i stoga utiču jedno na drugo. Ogromna masa Sunca i njegova energija zračenja imaju veliki uticaj na mnoge geološke procese unutrašnje jezgro, i na kamenoj ljusci Zemlje.
Pitanja nastanka Sunčevog sistema i Zemlje u procesu razvoja geološke misli ostala su u fokusu pažnje naučnika. Prema stavovima njemačkog filozofa I. Kant Formiranje zvijezda i Sunca dogodilo se pod utjecajem gravitacije. P. Laplace razvio svoju teoriju, obogativši je rotacionim kretanjem čestica materije u razređenoj i vrućoj gasovitoj magli. Prema Kant-Laplaceovoj hipotezi, ugrušci materije formirali su embrione planeta. Planete su se postepeno hladile, baš kao što se i Zemlja hladila i deformisala. Ova prilično progresivna ideja kasnije se pokazala nezadovoljavajućom s razvojem astronomskih istraživanja.
Hipoteza O.Yu.Schmidt predložio je formiranje planetarnog sistema prolaskom Sunca kroz roj meteora i kosmičke prašine. Radioaktivni raspad, gravitacioni, magnetni i drugi procesi doprineli su konsolidaciji, zagrevanju i naknadnom hlađenju satelitskih planeta. Međutim, ova teorija nije objasnila evoluciju planetarnog sistema; to su bila "usvojena djeca", a ne "djeca" Sunca.
A.G.Ivanov
Geologija
Bilješke sa predavanja
Izdavačka kuća
Perm National Research
Politehnički univerzitet
Odjeljak 1 (mod. 1). GEOLOGIJA I NJEN ODNOS SA DRUGIM NAUKAMA
Predavanje 1. Uvod
Pitanja za predavanje:
1. Odnos geologije i litologije i drugih nauka.
2. Pripovijetka geologije i litologije.
geologija – Nauka o Zemlji (grč. Ge - Zemlja, logos - učenje). U nedavnoj prošlosti, sve do kraja 19. veka, geologija je predstavljala jedinstvenu nauku o nastanku Zemlje i njenih čvrstih spoljašnjih omotača, njihovom sastavu, istorijski razvoj, unutrašnja struktura i organski svijet. Ogroman interes za Zemlju, povezan s potrebom traženja sirovina za industriju koja se brzo razvija, doveo je do brzog povećanja geološkog znanja. U geologiji su počeli da se izoluju, a potom i pretvore u nezavisne nauke sekcije o sastavu Zemlje, njenoj istoriji, reljefu, organskom svetu i dr. Hajde da navedemo ove nauke.
litologija - nauka o sastavu, strukturi, teksturi i porijeklu sedimentnih stijena. Moderna litologija se sastoji od tri dijela. Prvi obuhvata metode i tehnike terenskih i laboratorijskih istraživanja. Drugi, u okviru petrografije sedimentnih stijena, proučava mineralni i hemijski sastav, strukturu i teksturu stijena. Treći dio, sedimentološke, analize opšti napredak i obrasci sedimentnog procesa.
Geohemija - nauka o hemijskom sastavu Zemlje, zakonima pojave i distribucije hemijskih elemenata u njoj i njihovoj migraciji.
mineralogija - mineralna nauka, hemijska jedinjenja elemenata koji čine osnovu Zemljine čvrste ljuske.
Kristalografija– nauka o kristalnom obliku minerala. Ova nauka je neraskidivo povezana sa mineralogijom.
Petrografija - nauka koja proučava stijene nastale geološkim procesima unutar Zemlje.
geofizika – nauka o fizičkim svojstvima Zemlje i supstanci od kojih se sastoji.
Inženjerska geologija - grana geologije koja proučava fizička svojstva stijene u vezi s ljudskim inženjerskim aktivnostima.
Geologija minerala - grana geologije koja proučava uslove formiranja i obrasce distribucije mineralnih naslaga.
hidrogeologija - nauka o podzemnim vodama, njihovom kvalitetu, distribuciji, kretanju i mogućim mjestima vađenja.
Geotektonika - nauka o strukturi, kretanju, deformacijama i razvoju tvrdih vanjskih omotača Zemlje u vezi s njenim razvojem u cjelini.
Strukturna geologija - nauka o oblicima nastanka rudarskih radova, razlozima njihovog nastanka i istoriji razvoja.
paleontologija - nauka koja proučava životinje i biljni svijet prošlih geoloških era.
Sve navedene geološke nauke usko su povezane sa prirodnim naukama - hemijom, fizikom, biologijom i matematikom.
KRATKA ISTORIJA GEOLOGIJE
Vekovna istorija Geologija je započela pojavom čovjeka.
Prvi koncepti geologije nastali su u antičko doba, još od vremena kada je čovjek prvi put uzeo kamen u ruke, napravio prvu kamenu sjekiru, vrh za oružje za bacanje...
Uprkos činjenici da je geologija bila na početku svog puta, već tada su se odredili pravci u pogledima na razvoj Zemlje.
1. Katastrofizam- sistem pogleda prema kojem razvoj Zemlje predstavlja niz katastrofa. To su vulkanske erupcije, zemljotresi, padovi meteorita, poplave - sve su to glavni događaji koji mijenjaju lice Zemlje.
2. Neptunizam– (Neptun je bog mora starih Grka) – doktrina po kojoj je sve na Zemlji nastalo od vode.
3. Plutonizam– (Pluton ulazi grčka mitologija- bog podzemnog svijeta) - smjer u pogledima na razvoj Zemlje, povezan isključivo s njenim utrobama.
Međutim, druga polovina 18. veka smatra se vremenom nastanka geologije kao nauke – periodom rađanja i brzog razvoja rudarske industrije.
U Rusiji se to odrazilo u intenzivnoj akumulaciji geoloških znanja primijenjena vrijednost na nalazištima ruda gvožđa i bakra, nalazištima srebra i olova na Uralu, Altaju i Transbaikaliji, autohtonom sumporu u Ukrajini, obojenom kamenju na Uralu.
Osnivač generalizacije geološkog znanja u Rusiji bio je M. Lomonosov, au zapadnoj Evropi - D. Getton i A.G. Werner.
M. Lomonosov, sumirajući raštrkano znanje mineralogije, rudarstva, fizike i hemije prirodne pojave izneo ideje za formiranje zemljine površine zbog interakcije unutrašnjih i vanjskih sila, izračunao debljinu zemljine kore, objasnio porijeklo minerala i stijena.
Zapažanja paleontoloških ostataka u zbirkama pristiglim sa teritorije evropske Rusije omogućila su postavljanje temelja metode aktualizma (svi fenomeni prošlosti događali su se na isti način kao što se slični fenomeni događaju sada) „Na slojevima zemlje. ” U ovom radu izložio je osnovne ideje evolucijske teorije, koje je kasnije razvio engleski naučnik Charles Lyell. Veliki M. Lomonosov je svojim djelima postavio temelje geološke nastave, na kojoj je potom izrasla građevina geološke nauke.
Po prvi put, akademska istraživanja su istakla kritičnu ulogu opreza terensko istraživanje. Tako je spor oko temeljnog uzroka geoloških procesa riješen u korist "plutonista". Odbacujući ideje “katastrofista”, evolucijski geolozi na prijelazu iz 18. u 19. vijek pripremili su teren za razvoj istorijske i dinamičke geologije.
Ruski akademik P.S. Pallas, Saxon A.G. Werner, njemački naučnik L. Buch, Englez R.I. Murchison kao rezultat prikupljanja i analize velika količina materijal do 1850. godine stvorio je preduslove za nastanak nauke geotektonika. Doktrinu „pokretnih“ geosinklinala i „stabilnih“ platformi razvili su u to vrijeme J. Hall, J. Deng, A.P. Karpinsky i drugi.
Istovremeno, metode fizike, optike i matematike se široko koriste u geologiji.
Prijavljeni su G. Sorby i G. Rosenbusch optički mikroskop za proučavanje stena. E.S. Fedorov je izumio univerzalni sto za mjerenje optičkih svojstava minerala. D. Pratt i J. Erie su pioniri u korištenju geofizičkih podataka. Razvili su teoriju izostazija(1855), prema kojoj Zemljina kora skoro svuda je u gravitacionoj ravnoteži.
Uspjesi geološkog kartiranja u drugoj polovini 19. stoljeća stvorili su preduslove za geološka generalizacija za pojedine regije, zemlje i kontinente. Nastao je 1875. godine međunarodne organizacije geolozi - Međunarodni geološki kongres (IGC), na kojem su na sesijama razmatrani rezultati geoloških istraživanja, razvijeni su principi međunarodne saradnje na objedinjavanju geoloških karata, nomenklatura stena, stratigrafske jedinice itd.
U Rusiji je 1882. godine osnovan Geološki komitet, koji planira i vodi geološka istraživanja u Rusiji. Na čelu ovog odbora bio je A.P. Karpinsky.
Istraživanje je povezano s imenom I. Mushketova Centralna Azija. V.A. Obručev je proučavao Centralnu Aziju i Istočni Sibir. Značajno mjesto u proučavanju geohemije i sistematizaciji minerala zauzimaju poznati naučnici kao što su A.E. Fersman i V.I. Vernadsky.
Radovi I.M. su od velikog značaja u istoriji geologije nafte i gasa. Gubkina. Dali su pozitivnu ocjenu perspektiva za naftu i gas Severni Kavkaz, region Ural-Volga i Zapadni Sibir.
Međunarodni geološki kongresi 1937. i 1984. u SSSR-u svjedoče o rastućem autoritetu sovjetske geološke nauke.
Vinogradov, Khain, Strakhov, Shatsky i drugi naučnici imali su veliku ulogu u geološkim istraživanjima.
1. Navedite glavne pravce u pogledima na razvoj Zemlje.
2. Koje godine je nastala međunarodna organizacija geologa - Međunarodni geološki kongres (IGC)?
3. Koje je godine osnovan Geološki komitet u Rusiji?
Predavanje 2. STRUKTURA I NASTANAK Univerzuma.
STRUKTURA NAŠE GALAKSIJE
Pitanja za predavanje:
1. Formiranje Univerzuma.
2. Hemijski sastav Univerzuma.
3. Zemlja kao planeta Sunčevog sistema.
4. Oblik i veličina Zemlje.
5. Struktura Zemlje. Zemljina površina.
6. Metode proučavanja unutrašnja struktura Zemlja.
7. Vanjske i unutrašnje geosfere Zemlje.
8. Nastanak zemljine kore.
Predmet proučavanja geologije je planeta Zemlja. Za njegovo proučavanje neophodno je i znanje o drugim planetama, zvijezdama i galaksijama, jer su sve one u određenoj interakciji počevši od trenutka njihovog pojavljivanja u Univerzumu. Stoga je naša planeta samo čestica svemira.
EDUKACIJA UNIVERZUMA
Univerzum je nastao prije otprilike 18-20 milijardi godina. Do ovog vremena sva njegova materija bila je u uslovima visokih temperatura i gustina, što moderna fizika ne mogu opisati. Ovo stanje materije se naziva "singularno". Teoriju širenja svemira ili „Velikog praska“ prvi je stvorio u Rusiji A.A. Friedman 1922. Suština teorije: supstanca u singularnom stanju je doživjela naglo širenje, što generalni nacrt može se uporediti sa eksplozijom. Pitanje koje se stalno postavlja, "Šta se dogodilo prije Velikog praska", prema engleskom fizičaru S. Hoginsu, je metafizičke prirode. Prethodno stanje nije imalo naknadni uticaj na trenutni Univerzum.
HEMIJSKI SASTAV Univerzuma
Hemijski sastav Univerzuma je ¾ vodonika i ¼ helijuma po masi. Svi ostali elementi ne prelaze ni 1% u sastavu Univerzuma. Teški elementi pojavili su se u svemiru mnogo kasnije, kada su zvijezde "zasvijetlile" kao rezultat termonuklearnih reakcija, a prilikom eksplozija supernove bile su bačene u svemir.
Šta Univerzum može očekivati u budućnosti? Odgovor na ovo pitanje leži u utvrđivanju prosječne gustine Univerzuma. Moderna vrijednost gustine je 10 -29 g/cm 3, što je 10 -5 jedinica atomske mase po 1 cm 3. Da biste zamislili takvu gustoću, trebate rasporediti 1 g tvari preko kocke sa stranom od 40 hiljada km!
Ako je prosječna gustina jednaka ili malo manja kritična gustina, Univerzum će se samo širiti, ali ako je prosječna gustoća veća od kritične, tada će širenje Univerzuma prestati s vremenom i on će se početi skupljati, vraćajući se u singularno stanje.
Otprilike milijardu godina nakon Velikog praska, kao rezultat kompresije ogromnih oblaka plina, počele su se formirati zvijezde i galaksije - jata miliona zvijezda. Svaka zvijezda nastaje kao rezultat kolapsa kosmičkog oblaka plina i prašine. Kada kompresija u centru strukture dovede do vrlo visokih temperatura, nuklearne reakcije počinju u centru „grude“, tj. transformacija vodika u helijum uz oslobađanje ogromne energije, uslijed čega zvijezda svijetli. Helij se potom pretvara u ugljik.
ZEMLJA KAO PLANETA SUNČEVOG SISTEMA
Zemlja je dio Univerzuma, a naš Sunčev sistem je jedan od 100 milijardi. zvijezde u zvjezdanoj galaksiji staroj oko 12 milijardi godina. godine. Starost Sunčevog sistema, kojem pripada Zemlja, je oko 6 milijardi. godine.
U Sunčevom sistemu postoji devet planeta. Na planete tip zemlje uključuju Merkur, Veneru, Zemlju i Mars, na vanjske planete– Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Poluprečnik Sunčevog sistema je 5,917 milijardi km (od Zemlje do Sunca 149,509 miliona km).
Zemaljske planete su relativno guste, ali imaju relativno male veličine i mase. Merkur je lišen atmosfere; druge planete ovog tipa imaju je, a na Marsu je atmosfera bliska Zemljinoj.
Spoljašnje planete su ogromne veličine i mase, ali imaju relativno male gustine. Atmosfere ovih planeta se uglavnom sastoje od metana i amonijaka.
Dakle Ned. Njegova masa je 99,87% mase sistema. Najveća planeta, Jupiter, ima masu od 0,1% mase sistema. Sunce je plazma kugla (90% vodonika i 10% helijuma) sa temperaturom površine od oko 5600 0 . Sva tela Sistema su povezana sa Suncem silom gravitacionog privlačenja i stoga utiču jedno na drugo. Ogromna masa Sunca i njegova energija zračenja imaju veliki uticaj na mnoge geološke procese, kako na unutrašnje jezgro, tako i na kameni omotač Zemlje.
Pitanja nastanka Sunčevog sistema i Zemlje u procesu razvoja geološke misli ostala su u fokusu pažnje naučnika. Prema stavovima njemačkog filozofa I. Kant Formiranje zvijezda i Sunca dogodilo se pod utjecajem gravitacije. P. Laplace razvio svoju teoriju, obogativši je rotacionim kretanjem čestica materije u razređenoj i vrućoj gasovitoj magli. Prema Kant-Laplaceovoj hipotezi, ugrušci materije formirali su embrione planeta. Planete su se postepeno hladile, baš kao što se i Zemlja hladila i deformisala. Ova prilično progresivna ideja kasnije se pokazala nezadovoljavajućom s razvojem astronomskih istraživanja.
Hemijski element U zemljištu, % U živim organizmima, % kiseonik 4970 ugljenik 218 vodonik 0.59.9 azot 0.10.3 kalcijum 1.370.3 kalijum 1.360.3 silicijum 330.15 fosfor 0.080.07 0.080.07 sulfurus 0.07 63l0. 80.02 aluminijum 7.10.02 natrijum 0.630.02 hlor 0.01 mangan 0.080.001 titan 0.460.0001 Sadržaj nekih hemijskih elemenata u zemljištu i živim organizmima
Živa i neživa priroda sastoje se od istih elemenata, ali ti elementi formiraju različite supstance: organske - u živoj prirodi, neorganske - u neživoj prirodi. Makroelementi: O, C, H, N, Mg, K, Ca, Na, P , S Mikroelementi: Fe, Al, Na, Mn, B, Cl... Elementi žive prirode
CO 2 voda kisik glukoza svjetlost Fotosinteza je proces transformacije neorganske supstance c organski pod uticajem svetlosti u prisustvu hlorofila 6 CO H 2 O C 6 H 12 O O 2 hlorofila, svetlosti n C 6 H 12 O 6 (C 6 H 10 O 5) n + n H 2 O enzima skrob glukoze
Funkcije proteina u organizmu Izgradnja Dio jezgara, citoplazme i membrana ćelija Transport Učestvuje u prenosu hranljivih materija (proteini krvne plazme) i gasovitih materija (hemoglobin) Zaštitni deo antitela, učestvuje u imunološkom procesu Katalitički Biološki katalizatori (enzimi) ) ubrzati hemijski procesi u tijelu Motor Kontrakcioni mišićni proteini (aktin i miozin) osiguravaju funkciju mišića Informativni Mnogi hormoni su proteini koji prenose informacije iz žlijezda unutrašnja sekrecija organima Energija Kada se 1 g proteina razgradi, oslobađa se 17,6 kJ
Funkcije ugljikohidrata u tijelu Skladištenje Skladištenje nutrijent tijelo - glikogen. Energija Glavni izvor energije za tijelo; kada se razgradi 1 g ugljikohidrata, oslobađa se 17,6 kJ. Konstrukcija uključena u nukleinske kiseline, formiraju međućelijsku supstancu vezivnog tkiva Zaštitno U jetri djeluju sa mnogim toksičnim spojevima, pretvarajući ih u bezopasne i lako topljive tvari
Funkcije masti u organizmu Izgradnja Dio ćelijskih membrana Energija Koristi se u tijelu kao rezerva energije, pri razgradnji 1 g masti oslobađa se 38,9 kJ Zaštitne U vezivnim membranama služe kao mehanička zaštita tijela, u potkožnom tkivu. masti služe za toplotnu izolaciju Regulatorne Od masti formiraju neke hormone i biološki aktivne supstance, njihovi derivati su uključeni u funkcionisanje sinapsi u nervnom sistemu
Većina naučnika vjeruje da je starost Univerzuma 14 milijardi godina. Teorija Velikog praska također se smatra dokazanom, ali se njeni uzroci i dalje opisuju samo hipotezama. Konkretno, jedna od teorija sugerira da su uzrok bile vibracije kvanta u vakuumu, a prema teoriji struna, uzrok eksplozije bio je vanjski utjecaj. S tim u vezi, jedan broj istraživača dovodi u pitanje jedinstvenost Univerzuma, vjerujući da ih ima nekoliko ili čak beskonačan broj, budući da se neprestano formiraju.
Nakon Velikog praska, Univerzum je prošao kroz fazu brzog širenja. Vjeruje se da u to vrijeme materija koja nam je poznata još nije postojala. Kasnije je nastao iz energije koju je stvorio Veliki prasak. Prve zvijezde pojavile su se tek 500 miliona godina nakon Velikog praska. Treba napomenuti da se proces širenja Univerzuma nastavlja do danas.
Općenito, većina globalnih procesa u svemiru, kao što je njegovo širenje, imat će mali utjecaj na život na Zemlji u doglednoj budućnosti.
Sastav univerzuma
Kako naučnici ističu, glavni u Univerzumu čini 75% njega. Takođe, glavni elementi čitavog okolnog prostora su helijum i ugljenik. Većina Univerzum je okupiran takozvanom tamnom energijom i tamnom materijom; ove supstance su malo proučavane, a ideje o njima su uglavnom apstraktne. Uobičajena supstanca zauzima samo 5-10%.
Glavni oblik organizacije materije u svemiru su zvijezde i planete. Oni formiraju galaksije – jata u kojima nebeska tela doživljavaju međusobnu privlačnost i utiču jedni na druge. Ovi sistemi se razlikuju po obliku, npr. mliječni put pripada spiralnim galaksijama.
Galaksije se udružuju u grupe, a one, pak, u superjata. Sunčev sistem se nalazi u galaksiji Mliječni put, koja zauzvrat pripada superjatu Djevice. Treba napomenuti da se Zemlja ne nalazi u centru svemira, ali ni na periferiji Univerzuma.
Sunce je relativno mala zvijezda na skali Univerzuma.
Osim zvijezda i planeta, postoje i drugi objekti u svemiru, poput kometa. Iako je njihova putanja šira od putanje planeta, one se i dalje kreću po svojoj orbiti. Na primjer, Halejeva kometa prođe blizu Sunca svakih 76 godina. Još jedna dobro poznata kategorija svemirskih objekata su asteroidi. Oni su manji od planeta i nemaju atmosferu. Asteroidi mogu predstavljati pravi rizik za Zemlju – neki naučnici smatraju da bi nestanak dinosaurusa i druge promjene u flori i fauni tog perioda mogle biti povezane sa sudarom Zemlje sa ovim nebeskim tijelom.
Ali ovaj prvi utisak o nepromjenjivosti Univerzuma oko nas je zapravo varljiv: on se razvija, a ova evolucija, sada relativno spora, je ranim fazama bio nezamislivo brz, tako da su se ozbiljne kvalitativne promjene u stanju Univerzuma dogodile u djeliću sekunde. By moderne ideje, Univerzum koji sada posmatramo nastao je prije otprilike 15 milijardi godina iz nekog početnog "singularnog" stanja sa beskonačno visokom temperaturom i gustinom, i od tada se neprekidno širi i hladi. Prema ovome teorija velikog praska, dalja evolucija zavisi od eksperimentalno merljivog parametra - prosečne gustine materije u modernog univerzuma. Ako je manja od neke (iz teorije) kritične vrijednosti, Univerzum će se zauvijek širiti; ako >, tada će se proces ekspanzije jednog dana zaustaviti i faza obrnute kompresije će početi, vraćajući se u prvobitno singularno stanje. Moderni eksperimentalni podaci o veličini još uvijek nisu dovoljno pouzdani da bi se napravio jasan izbor između dvije opcije za budućnost Univerzuma.
Postoji niz pitanja na koja teorija Velikog praska još ne može odgovoriti, ali njene glavne odredbe potkrijepljene su pouzdanim eksperimentalnim podacima, a savremeni nivo teorijske fizike omogućava da se prilično pouzdano opiše evolucija takvog sistema u vremenu, s izuzev same početne faze - otprilike stoti dio sekunde od "početka svijeta". Za teoriju je važno da ta neizvjesnost početna faza u stvari, ispada da je beznačajan, budući da se stanje Univerzuma nastalo nakon prolaska ove faze i njegova kasnija evolucija mogu prilično pouzdano opisati.
Završivši ovde opšti uvod, prelazimo na detaljniju prezentaciju teorije Velikog praska i problema koje ona stvara. Glavne eksperimentalne osnove ove teorije su sljedeća tri:
Uočeno "rasipanje" udaljenih galaksija, po Hablovom zakonu.
Otkriće kosmičke pozadine 1964. od strane R. Penziasa i A. Wilsona " kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje“, po intenzitetu i spektralnom sastavu ekvivalentan zračenju crnog tijela s temperaturom od oko 3 K (stepeni Kelvina).
Uočeni hemijski sastav Univerzuma, koji se sastoji od približno 3/4 (po masi) vodonika i 1/4 helijuma sa malim (oko jedan procenat) primesa drugih elemenata.
Za opisivanje evolucije nakon prve stotinke sekunde koriste se sljedeći dijelovi teorijske fizike:
ravnotežna statistička fizika, uglavnom njeni osnovni principi i teorija relativističkog idealnog gasa;
1. Širenje svemira
Prema modernoj opservacijskoj astronomiji, zvijezde u svemiru su grupisane u galaksije, koje zauzvrat također formiraju jata. Sljedeće brojke daju predstavu o redovima veličine: naša galaksija sadrži ~ 10 11 zvijezda i ima oblik sočiva prečnika 80 hiljada svjetlosnih godina i debljine ~ 30 hiljada svjetlosnih godina. Nama najbliža galaksija, M31, u sazvežđu Andromeda, udaljena je oko 2 miliona svetlosnih godina od nas. Nalazimo se na periferiji divovskog jata od više od hiljadu galaksija sa središtem u pravcu sazviježđa Djevice, koje se nalazi na udaljenosti od ~ 60 miliona svjetlosnih godina. Mogućnosti moderne tehnologije omogućavaju promatranje prilično svijetlih galaksija do udaljenosti od oko 10 milijardi svjetlosnih godina. Podaci posmatranja pokazuju da je svemir na velikim skalama homogen i izotropan. Grubo govoreći, to znači da svaka sfera sa dovoljno velikim fiksnim prečnikom (~300 miliona svjetlosnih godina se smatra dovoljnim) sadrži približno isti broj galaksije. Tvrdnja o homogenosti i izotropiji Univerzuma na velikim skalama obično se naziva kosmološkim principom.
U posmatranim spektrima zvezda i galaksija, spektralne apsorpcione linije(hromosfere zvijezda) poznati elementi. Ovo omogućava prilično precizno mjerenje, korištenjem dobro poznatog Doplerovog efekta, brzine kojom se određeni objekt koji emituje udaljava (> 0) ili približava (\rightarrow "valna dužina izvora emitiranja:
gdje je brzina uklanjanja, je brzina svjetlosti (imenilac je korekcija u Einsteinovoj relativističkoj teoriji, značajna samo kada je blizu brzine svjetlosti). Može se vidjeti da se za objekt koji se udaljava od nas linije pomiču na crvenu stranu (> "), a za objekt koji nam se približava, na plavu stranu (").
Kada bi se galaksije oko nas kretale haotično, tada bi se s jednakom vjerovatnoćom uočili crveni i plavi pomaci u njihovim spektrima. Ali eksperiment pokazuje nešto drugo: crveni pomaci prevladavaju i što su veći, to su objekti koji se proučavaju dalje od nas. Kvantitativni rezultat ovih zapažanja je “zakon recesije” koji je formulirao Hubble 1929. godine, prema kojem se sve galaksije (u prosjeku) udaljavaju od nas i brzina ove recesije je približno proporcionalna udaljenosti do dotične galaksije. :
Koeficijent proporcionalnosti se zove Hubble konstanta. Naznačili smo vrijednost koju sada prihvaća većina astronoma: 15 km/s za svaki milion svjetlosnih godina udaljenosti. Ovdje treba napomenuti da je određivanje vrijednosti iz eksperimentalnih podataka vrlo težak zadatak: brzine se mogu prilično precizno odrediti iz Doplerovog efekta, ali mjerenje udaljenosti do udaljenih galaksija je vrlo težak problem i do sada ga je rješavao samo razne indirektne metode. Sam Habl ih je pri procjeni udaljenosti potcijenio za red veličine, pa je dobio vrijednost za red veličine veću nego u (170 umjesto 15). Do sada su neki astronomi verovali da je vrednost primetno veća od date, ali većina prihvata broj 15.
Iz zakona divergencije, naravno, ne proizlazi da je naša galaksija centar svijeta, a da se sve ostale udaljuju od nje. Prema kosmološkom principu, naša galaksija se ničim ne razlikuje, tako da bi posmatrač iz bilo koje druge galaksije trebao vidjeti potpuno istu sliku recesije. To znači da “svi bježe od svih ostalih”. Gumena kugla na napuhavanje s tačkama - "galaksijama" - nasumično nanesena na njenu površinu može poslužiti kao vizualni model takvog raspršivanja: kada se napuhnu, sve ove točke će se udaljiti jedna od druge u strogom skladu s Hubbleovim zakonom. Ovo je model “dvodimenzionalnog zatvorenog svijeta”. Slično" otvoreni svijet" može se predstaviti kao gumena ravan sa tačkama otisnutim na njoj, koja se ravnomjerno proteže u svim smjerovima.
Iz proporcionalnosti i u zakonu slijedi temeljni zaključak o postojanju “početka svijeta”: negdje u prošlosti je bio trenutak u kojem je bilo koja od trenutno posmatranih galaksija bila beskonačno bliska našoj, dakle, “bilo koja bilo koja ” na osnovu kosmološkog principa. Zbog ovog pristupa, gustina materije u Univerzumu u "početnom trenutku" postaje beskonačna. Ali to ne znači da je sve skupljeno na jednom mjestu, jer isti kosmološki princip zahtijeva da gustoća postane beskonačna u bilo kojoj tački svemira.
“Starost Univerzuma” može se vrlo jednostavno procijeniti ako pretpostavimo da Hablova konstanta ostaje nepromijenjena tokom procesa širenja: zatim milijarde godina za broj . U stvari, pretpostavka nepromjenljivosti je netačna i tačna procjena može se dobiti samo korištenjem Friedmanovog kosmološkog modela (vidi dolje). To ne dovodi do kvalitativnih promjena, ali onda se ispostavlja da je to 14 milijardi godina.
2. CMB zračenje
Ovo je najvažnije kosmološko otkriće našeg veka, do kojeg je došlo slučajno. Godine 1964. astronomi R. Penzias i A. Wilson odlučili su da izmjere pozadinu radio-emisije naše Galaksije u smjerovima izvan njene ekliptičke ravni. Da bi to učinili, odlučili su koristiti rog antenu laboratorije Bell-Telephone, izgrađenu za komunikaciju sa satelitima, dizajniranu da osigura ultra-nizak nivo vlastite buke. Ovo posljednje je vrlo važno, budući da je očekivana pozadinska radio emisija iz galaksije također slična radio šumu, koji je trebalo razlikovati od ostalih šuma iz atmosfere, same antene i njenih pojačala.
Penzias i Wilson nisu razumjeli prirodu ove dodatne radio buke i čak su demontirali, očistili i ponovo sastavili cijelu antenu kako bi eliminirali dodatne smetnje zbog moguće kontaminacije. Ali to praktički nije promijenilo rezultat, te su morali priznati da je njihova antena iz nepoznatih razloga primala dodatni slab radio šum vanzemaljskog porijekla, čiji je intenzitet konstantan u vremenu i ne zavisi od pravca. Pokazalo se da je intenzitet ovog radio signala, koji su oni izmjerili na talasnoj dužini od 7,35 cm, jednak intenzitetu zračenja na datoj talasnoj dužini apsolutno crnog tijela s temperaturom od oko tri kelvina. Penzias i Wilson su slučajno naišli na ovu činjenicu i neko vrijeme se nisu usudili ni da objave svoje rezultate, jer nisu razumjeli prirodu radio buke koju su otkrili (1978. nobelova nagrada). Ali već krajem četrdesetih godina pojavili su se prvi radovi teorijskih fizičara koji su predviđali da će u trenutno ceo Univerzum mora biti ispunjen ravnotežnim elektromagnetnim zračenjem sa efektivna temperatura nekoliko stepeni Kelvina.
Distribucija energije takvog ravnotežnog zračenja (takođe poznatog kao zračenje crnog tijela) opisuje se dobro poznatom Planckovom formulom
u kojoj je energija po jedinici zapremine po intervalu talasne dužine od do +, temperatura u kelvinima K, erg s je Plankova konstanta, erg/K je Boltzmannova konstanta, c = 3 cm/s je brzina svetlosti.
Prema teoretičarima, na rana faza Univerzum je bio ispunjen ravnotežnim zračenjem sa vrlo visoke temperature. Tokom širenja Univerzuma, ovo zračenje se ohladilo, ostajući u ravnoteži, a do sada je temperatura pala na nekoliko stepeni Kelvina. Penzias i Wilson su otkrili to "reliktno zračenje", preostalo iz početne faze vrelog ranog svemira. O tome su saznali došavši u kontakt sa fizičarima sa Univerziteta Princeton, koji su bili upoznati sa teorijom vrelog (ranog stadijuma) svemira i koji su već gradili specijalnu antenu za detekciju kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. Ali Penzias i Wilson su bili ispred njih.
Dostupnost kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje trenutno se smatra pouzdano utvrđenom činjenicom. Glavna provjera je sposobnost mjerenja na različitim valnim dužinama: intenzitet signala mora biti proporcionalan poznatoj vrijednosti sa istom temperaturom za sve. Trenutno su izvršena merenja za desetine različitih talasnih dužina kako u mikrotalasnoj tako i u infracrvenoj oblasti spektra elektromagnetnih talasa (prema distribuciji, maksimalni intenzitet na = 3 K odgovara = 0,1 cm, kraći talasi pripadaju infracrveno područje). Prema najnovijim podacima dobijenim korištenjem opreme instalirane na satelitima, moderno značenje temperatura kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja je 2,74 K. Preciznost ovih merenja je već toliko visoka da je omogućila da se detektuje prisustvo slabe anizotropije kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja, što se objašnjava kretanjem zemaljskog posmatrač kroz prostor ispunjen zračenjem. Zbog istog Doplerovog efekta, zračenje ravno u smjeru vožnje trebalo bi izgledati nešto toplije, a zračenje u suprotnom smjeru bi trebalo izgledati nešto hladnije. Ove male (oko 10 -3 od glavne vrijednosti) temperaturne varijacije su otkrivene eksperimentalno i imaju karakterističnu () kutnu ovisnost. Iz ovih podataka moguće je izračunati brzinu kretanja Zemlje u odnosu na ovaj „novi eter“ formiran pozadinom kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. Rezultat je vrijednost od oko 600 km/s. Pored ove "očigledne" anizotropije, eksperimenti su otkrili i stvarnu (koja nije povezana sa kretanjem Zemlje) anizotropiju kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. Vrlo je mala (oko 10 -5 od glavne vrijednosti), dakle, s visok stepen tačnosti, CMB zračenje se može smatrati homogenim i izotropnim. Ali sama činjenica prisustva barem vrlo slabe anizotropije je fundamentalno važna za razne teorije, pokušavajući matematički objasniti i opisati porijeklo galaksija.
3. SASTAV Univerzuma
Kao što je već spomenuto, prema opservacijskim podacima, Univerzum se uglavnom sastoji od vodonika (3/4 mase) i helijuma (1/4), a ostali elementi čine mješavinu od oko jedan posto. Ovi podaci su dobijeni iz spektra zvijezda i međuzvjezdanog plina i dobro se slažu sa njima teorijski modeli astrofizičari koji opisuju sastav i evoluciju zvijezda. Gore navedeni brojevi 3/4 i 1/4 se odnose na početna faza ova evolucija, tokom koje se drugi elementi, uključujući i teške, proizvode u zvijezdama.
Prema modernim idejama, negdje u prvim minutama svog postojanja, Univerzum je prošao kroz "eru nukleosinteze" (više kasnije), tokom koje su nastali vodonik i helijum u omjeru 3:1, plus beznačajna mješavina drugih laki elementi, posebno litijum Li, i izotopi vodonik - deuterijum D i tricijum T. Svi ostali teži elementi nastali su mnogo kasnije unutar zvezda, a ulaze u međuzvezdani prostor prilikom eksplozija supernove itd. Čudno je da je jednostavna činjenica o prevlasti vodika u svemiru omogućila teoretičarima da predvide potrebu za postojanjem kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja.
Za dalju diskusiju, takođe je važno uporediti gustinu nuklearnih čestica (protona i neutrona) u opservabilnom svemiru sa gustinom broja fotona u kosmičkom mikrotalasnom pozadinskom zračenju. Prema Planckovoj teoriji, ravnotežno elektromagnetno zračenje može se smatrati nekim idealan gasčestice bez mase - fotoni koji imaju energiju za talasnu dužinu. Gustoća energije je očiglednom relacijom povezana sa gustinom broja fotona, tako da se iz toga određuje i raspodela broja fotona po talasnim dužinama. Integracijom preko svega dobijamo ukupan broj fotona po jedinici zapremine, sličan integral daje zapreminsku gustinu energije, a kvocijent daje prosečnu energiju jednog fotona. Sve ove količine ovise samo o temperaturi i svjetskim konstantama:
[erg/cm 3 ], [fotoni/cm 3 ],
| [erg/cm 3 ], [fotoni/cm 3 ], | (4) |
| [erg], |
gdje je temperatura u Kelvinima, poznate su konstante: . Prva od relacija naziva se Stefan-Boltzmannov zakon. Iz toga slijedi da na trenutnoj temperaturi = 3 K, pozadina kosmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja sadrži 550 miliona fotona po 1 kubnom metru. Procjena gustoće materije na osnovu podataka opservacije ostaje neizvjesna, ali u svakom slučaju ne prelazi granice od 6 do 0,03 nuklearnih čestica po 1 kubnom metru (kritična gustoća odgovara broju 3). Dakle, postoji oko 10 8 - 10 10 fotona po nuklearnoj čestici. U budućnosti, prilikom procenjivanja, uzet ćemo broj 10 9: milijardu fotona po nuklearnoj čestici.
Iako je to vrlo velik broj, većina energije je sada koncentrirana u materiji, a ne u zračenju. Energija jedne nuklearne čestice je približno 1000 MeV (MeV = 1 milion elektron volti), dok je rezultirajuća prosječna energija jednog fotona na = 3 K u istim jedinicama (1 erg = eV) približno eV. Ova vrijednost, čak i nakon množenja sa 10 9, ostaje tri reda veličine manja od energije jedne nuklearne čestice, tako da najveći dio gustine energije sada pada na materiju. Ali to nije uvijek bio slučaj: u ranim fazama, najveći dio energije dolazio je od zračenja (vidi dolje).
Prelazimo na opis samog procesa evolucije, hajde da mentalno odaberemo u svemiru proizvoljnu sferu dovoljno velikog radijusa („dovoljno“ za valjanost kosmološkog principa) i pratićemo evoluciju tokom vremena zračenja i materije sadržane u ovom regionu, pod pretpostavkom da je njihova distribucija homogena i izotropna. Termin "zračenje unutar date sfere" je, naravno, uslovno, jer fotoni mogu napustiti nju i doći izvana. Ali ova dva procesa, zbog pretpostavljene homogenosti, međusobno se kompenzuju, pa koncept „količine zračenja (energije) unutar date sfere” ima smisla. Prema Hubbleovom zakonu, radijus regije koja se razmatra raste brzinom od . Pošto količina materije unutar sfere ostaje nepromenjena, njena gustina se menja u skladu sa zakonom. Ovo se odnosi i na gustoću energije i na masenu gustoću, jer su one povezane jednostavnom proporcionalnošću.
Razmotrimo sada energiju kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. U ovom trenutku, Univerzum je praktično providan za elektromagnetne talase (pošto vidimo udaljene galaksije), tj. Sada zračenje zapravo ne stupa u interakciju sa materijom i evoluira nezavisno. Može se smatrati relativističkim gasom fotona sa određenom temperaturom, koji se nalazi unutar sfere poluprečnika i adijabatski se širi (tj. bez razmene toplote sa spoljnim područjem). Iz statističke fizike je poznato da je ukupna entropija takvog gasa proporcionalna zapremini sfere) i ostaje konstantna tokom procesa širenja. Iz toga slijedi da su i povezani relacijom = const, tj. . To znači da su u tom trenutku u prošlosti, kada su se sve galaksije udvostručile bliži prijatelj prijatelju, Univerzum je bio duplo topliji i da je “pre mnogo vremena” bio “veoma vruć”. Termin „temperatura Univerzuma“ u ovoj fazi odnosi se na temperaturu kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja i nema nikakve veze sa materijom.
Iz navedenog i prve jednakosti proizilazi da su gustoće energije materije i zračenja povezane sljedećim odnosima: izl, sm, . Iz njih proizlazi da kada se „seli u prošlost“ (), vrijednost iz raste brže od stvari. Stoga se moderno „doba materije“ (izl stvari) negdje u prošlosti nužno mora pretvoriti u „eru zračenja“ (izl stvari) sa drugačijom ovisnošću o i.
Razmotrimo generalno glavne etape evolucije, vraćajući se ka “početku svijeta” i uzimajući temperaturu kao nezavisnu varijablu (kasnije ćemo je povezati sa dobom Univerzuma). Sa rastom, prosječna energija fotona raste, jednaka po redu veličine. Kvalitativne promjene nastaju kada vrijednost dostigne vrijednosti reda energije veze elektrona u atomima i molekulama (~ 1 eV), zatim jezgri (~ 1 MeV), zatim pragove za proizvodnju parova čestica-antičestica, prvo za najlakše elementarne čestice, zatim sa povećanjem - sve teže. Hajde da objasnimo detaljnije. Elementarne čestice karakterizira njihova masa mirovanja (obično je odgovarajuća energija umjesto toga data u elektron voltima), kao i diskretni kvantni brojevi: spin (unutrašnji ugaoni moment) i različita naelektrisanja - električna, barionska i leptonska. U odgovarajućim jedinicama, spin bilo koje čestice je cijeli ili polucijeli broj; čestice s cijelim spinom su bozoni, a one s polucijelim brojem su fermioni. foton - poseban slučaj bozon sa spinom 1 i nultim vrijednostima i sva tri naboja. Ako za ove sortečestice, onda se njihova masa može zanemariti i tada će za bilo koje bozonske čestice raspodjela energije imati isti oblik kao za fotone, a za fermione će znak minus u nazivniku biti zamijenjen znakom plus. To će dovesti do samo neznatne (faktori poput 7/8) promjene koeficijenata u formulama, tako da je razlika između bozona i fermiona beznačajna.
Većina čestica ima odgovarajući par - antičesticu sa istom masom i spinom i suprotnim vrijednostima svih naboja. Sva tri naboja su očuvana u bilo kojem procesu interakcije elementarnih čestica. Prilikom njihovih sudara može doći do bilo kakvih interkonverzija čestica koje su dozvoljene prema energiji i zakonima održanja naelektrisanja. Konkretno, sudar dva fotona s dovoljno visokom energijom može proizvesti različite parove čestica-antičestica. Takvi procesi počinju kada vrijednost dostigne granična vrijednost za datu vrstu čestice, i postaju vrlo intenzivni na . Navedimo najvažnije elementarne čestice, navodeći u zagradama njihove tradicionalne oznake, energiju mirovanja i red veličine granične temperature: elektron i njegova antičestica pozitron ( , = 0,5 MeV, K), slični parovi mu-mezona ( , MeV), pi-mezoni (, , E ~ 135 MeV) s temperaturom praga reda 10 12 K, i konačno, nuklearne čestice proton (par, , = 938,26 MeV) i neutron (par, , = 939,55 MeV) sa temperaturom praga od 10 13 K. Neutron je nešto (1,3 MeV) teži od protona, a to je važno za eru nukleosinteze.
Sada možemo pratiti evoluciju "unazad u vrijeme" kako temperatura raste. Prva kvalitativna promjena događa se na ~3000 K, kada dostigne vrijednosti reda od 1 eV i zračenje počinje da razbija atome. Materija se tada pretvara u plazmu, koja se sastoji od slobodnih jezgara i elektrona, njena gustina raste ~ daljim rastom. Nakon nekog vremena, na oko 10 4 K, takav medij postaje neproziran za zračenje: fotoni se raspršuju slobodnim elektronima i jezgrama, a to dovodi do uspostavljanja opće toplinske ravnoteže između zračenja i materije sa temperaturom zajedničkom za cijeli sistem. . Sljedeći važna faza- ~ 10 10 K, kada počinje intenzivna proizvodnja parova elektron-pozitron (prag K) i procesi raspadanja jezgara na njihove komponente - slobodne neutrone i protone. Gustina mase tokom ovog perioda dostiže vrednosti reda od 10 5 g/cm 3 . Ovako velika gustina povećava broj međusobnih sudara, a to osigurava uspostavljanje termodinamičke ravnoteže za sve vrste čestica prisutnih u sistemu. Prag za proizvodnju parova , i , još je daleko (pora ~ 10 13 K), stoga je omjer broja protona i broja neutrona određen klasičnom Gibbsovom formulom