Χημική σύνθεσηΤο Σύμπαν είναι ¾ υδρογόνο και ¼ ήλιο κατά μάζα. Όλα τα άλλα στοιχεία δεν ξεπερνούν ούτε το 1% στη σύνθεση του Σύμπαντος. Βαριά στοιχεία εμφανίστηκαν στο Σύμπαν πολύ αργότερα, όταν ως αποτέλεσμα θερμοπυρηνικές αντιδράσειςΤα αστέρια «φώτισαν» και κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα πετάχτηκαν στο διάστημα.
Τι μπορεί να περιμένει το Σύμπαν στο μέλλον; Η απάντηση σε αυτό το ερώτημα βρίσκεται στον καθορισμό της μέσης πυκνότητας του σύμπαντος. Η σύγχρονη τιμή πυκνότητας είναι 10 -29 g / cm 3, που είναι 10 -5 ατομικές μονάδεςμάζες σε 1 cm 3. Για να φανταστεί κανείς μια τέτοια πυκνότητα, 1 g μιας ουσίας πρέπει να κατανεμηθεί σε έναν κύβο με πλευρά 40 χιλιάδων km!
Αν η μέση πυκνότητα είναι ίση ή κάπως μικρότερη κρίσιμη πυκνότητα, το Σύμπαν θα διαστέλλεται μόνο, αλλά αν η μέση πυκνότητα είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη, τότε η διαστολή του Σύμπαντος θα σταματήσει τελικά και θα αρχίσει να συρρικνώνεται, επιστρέφοντας σε μια μοναδική κατάσταση.
Περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ως αποτέλεσμα της συμπίεσης τεράστιων νεφών αερίου, άρχισαν να σχηματίζονται αστέρια και γαλαξίες - σμήνη εκατομμυρίων αστεριών. Οποιοδήποτε αστέρι σχηματίζεται ως αποτέλεσμα της κατάρρευσης ενός κοσμικού νέφους αερίου και σκόνης. Όταν η συμπίεση στο κέντρο της δομής οδηγεί σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες, οι πυρηνικές αντιδράσεις ξεκινούν στο κέντρο της «δέσμης», δηλ. η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο με την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας, ως αποτέλεσμα της ακτινοβολίας της οποίας λάμπει το αστέρι. Το ήλιο στη συνέχεια μετατρέπεται σε άνθρακα.
Η ΓΗ ΩΣ ΠΛΑΝΗΤΗΣ ΤΟΥ ΗΛΙΑΚΟΥ ΣΥΣΤΗΜΑΤΟΣ
Η γη είναι μέρος του σύμπαντος και δικό μας ηλιακό σύστημαένα από τα 100 δις αστέρια σε έναν αστρικό γαλαξία περίπου 12 δισεκατομμυρίων ετών. χρόνια. Η ηλικία του ηλιακού συστήματος στο οποίο ανήκει η Γη είναι περίπου 6 δισεκατομμύρια χρόνια. χρόνια.
Υπάρχουν εννέα πλανήτες στο ηλιακό σύστημα. Στους πλανήτες τύπος γηςπεριλαμβάνουν τον Ερμή, την Αφροδίτη, τη Γη και τον Άρη, στους εξωτερικούς πλανήτες- Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας και Πλούτωνας. Η ακτίνα του ηλιακού συστήματος είναι 5,917 δισεκατομμύρια km (από τη Γη στον Ήλιο 149,509 εκατομμύρια km).
Οι πλανήτες που μοιάζουν με τη Γη είναι σχετικά πυκνοί, αλλά έχουν σχετικά μικρό μέγεθοςκαι μάζα. Ο Ερμής στερείται ατμόσφαιρας, οι υπόλοιποι πλανήτες αυτού του τύπου το έχουν και στον Άρη η ατμόσφαιρα είναι κοντά σε αυτήν της γης.
Οι εξωτερικοί πλανήτες είναι τεράστιου μεγέθους και μάζας, αλλά χαρακτηρίζονται από σχετικά χαμηλή πυκνότητα. Οι ατμόσφαιρες αυτών των πλανητών αποτελούνται κυρίως από μεθάνιο και αμμωνία.
Έτσι Ήλιος.Η μάζα του είναι το 99,87% της μάζας του συστήματος. Ο μεγαλύτερος από τους πλανήτες Δίας έχει μάζα 0,1% της μάζας του συστήματος. Ο Ήλιος είναι μια σφαίρα πλάσματος (υδρογόνο 90% και ήλιο 10%) με θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 5600 0 . Όλα τα σώματα του Συστήματος συνδέονται με τον Ήλιο με τη δύναμη της βαρυτικής έλξης και επομένως επηρεάζουν το ένα το άλλο. Η τεράστια μάζα του Ήλιου και η ακτινοβόλος ενέργειά του έχουν μεγάλη επίδραση σε πολλές γεωλογικές διεργασίες, και στις δύο εσωτερικός πυρήνας, και στο πέτρινο κέλυφος της Γης.
Τα ερωτήματα για την προέλευση του ηλιακού συστήματος και της Γης στη διαδικασία ανάπτυξης της γεωλογικής σκέψης παρέμειναν στο επίκεντρο της προσοχής των επιστημόνων. Σύμφωνα με τις απόψεις του Γερμανού φιλοσόφου Ι. ΚαντΟ σχηματισμός των αστεριών και του ήλιου συνέβη υπό την επίδραση των δυνάμεων της βαρύτητας. P.Laplaceανέπτυξε τη θεωρία του, εμπλουτίζοντάς την με την περιστροφική κίνηση των σωματιδίων της ύλης σε ένα σπάνιο και θερμό αέριο νεφέλωμα. Σύμφωνα με την υπόθεση Kant-Laplace, θρόμβοι ύλης σχημάτισαν τα έμβρυα των πλανητών. Σταδιακά ψύχοντας πλανήτες, καθώς και η Γη ψύχθηκε και παραμορφώθηκε. Αυτή η μάλλον προοδευτική ιδέα αργότερα αποδείχθηκε ότι δεν ήταν ικανοποιητική με την ανάπτυξη της αστρονομικής έρευνας.
Υπόθεση O.Yu.Shmidtυπέθεσε το σχηματισμό ενός πλανητικού συστήματος με το πέρασμα του Ήλιου μέσα από ένα σμήνος μετεωριτών και κοσμικής σκόνης. Η ραδιενεργή διάσπαση, οι βαρυτικές, μαγνητικές και άλλες διεργασίες συνέβαλαν στην εδραίωση, θέρμανση και περαιτέρω ψύξη των πλανητών - δορυφόρων. Ωστόσο, αυτή η θεωρία δεν εξήγησε ούτε την εξέλιξη του πλανητικού συστήματος, ήταν «τροφοδότες» και όχι «παιδιά» του Ήλιου.
A.G. Ivanov
Γεωλογία
Σημειώσεις διάλεξης
εκδοτικό οίκο
Εθνική Έρευνα Περμ
πολυτεχνείο
Ενότητα 1 (τροπ. 1). Η ΓΕΩΛΟΓΙΑ ΚΑΙ Η ΣΧΕΣΗ ΤΗΣ ΜΕ ΑΛΛΕΣ ΕΠΙΣΤΗΜΕΣ
Διάλεξη 1. Εισαγωγή
Ερωτήσεις διάλεξης:
1. Σύνδεση γεωλογίας και λιθολογίας με άλλες επιστήμες.
2. Διήγημαγεωλογία και λιθολογία.
Γεωλογία -η επιστήμη της Γης (ελληνικά Ge - Γη, logos - διδασκαλία). Στο πρόσφατο παρελθόν, μέχρι τα τέλη του 19ου αιώνα, η γεωλογία αντιπροσώπευε μια ενοποιημένη επιστήμη σχετικά με την προέλευση της Γης και τα στερεά εξωτερικά της κελύφη, τη σύνθεσή τους, ιστορική εξέλιξη, εσωτερική δομή και οργανικός κόσμος. Το τεράστιο ενδιαφέρον για τη Γη, που συνδέεται με την ανάγκη εξεύρεσης πρώτων υλών για μια ταχέως αναπτυσσόμενη βιομηχανία, οδήγησε στην ταχεία ανάπτυξη της γεωλογικής γνώσης. Στη γεωλογία, άρχισαν να ξεχωρίζουν και στη συνέχεια μετατράπηκαν σε ανεξάρτητες επιστήμεςενότητες για τη σύνθεση της Γης, την ιστορία, το ανάγλυφο, τον οργανικό κόσμο και άλλα. Ας απαριθμήσουμε αυτές τις επιστήμες.
Λιθολογία -η επιστήμη της σύνθεσης, της δομής, της υφής και της προέλευσης των ιζηματογενών πετρωμάτων. Η σύγχρονη λιθολογία αποτελείται από τρία μέρη. Το πρώτο καλύπτει τις μεθόδους και τις τεχνικές έρευνας πεδίου και εργαστηρίου. Το δεύτερο, στο πλαίσιο της πετρογραφίας ιζηματογενών πετρωμάτων, μελετά την ορυκτή και χημική σύσταση, τη δομή και την υφή των πετρωμάτων. Το τρίτο μέρος, ιζηματολογικό, αναλύσεις γενική πορείακαι κανονικότητες της ιζηματογενούς διαδικασίας.
Γεωχημεία -η επιστήμη της χημικής σύστασης της Γης, οι νόμοι της αφθονίας και της κατανομής των χημικών στοιχείων σε αυτήν και η μετανάστευση τους.
Ορυκτολογία -επιστήμη των ορυκτών, χημικές ενώσειςστοιχεία που αποτελούν τη βάση του συμπαγούς κελύφους της Γης.
ΚρυσταλλογραφίαΗ επιστήμη της κρυσταλλικής μορφής των ορυκτών. Αυτή η επιστήμη είναι άρρηκτα συνδεδεμένη με την ορυκτολογία.
Πετρογραφία -μια επιστήμη που μελετά τα πετρώματα που σχηματίζονται σε γεωλογικές διεργασίες μέσα στη Γη.
Γεωφυσική -η επιστήμη των φυσικών ιδιοτήτων της γης και των ουσιών από τις οποίες αποτελείται.
Μηχανική Γεωλογία -κλάδος της γεωλογίας που μελετά φυσικές ιδιότητεςπετρώματα σε σχέση με τις ανθρώπινες δραστηριότητες μηχανικής.
Μεταλλευτική Γεωλογία -κλάδος της γεωλογίας που μελετά τις συνθήκες σχηματισμού και τα πρότυπα κατανομής των κοιτασμάτων ορυκτών.
Υδρογεωλογία -η επιστήμη των υπόγειων υδάτων, η ποιότητα, η κατανομή, η κίνηση και οι χώροι πιθανής εξόρυξής τους.
Γεωτεκτονική -η επιστήμη της δομής, των κινήσεων, των παραμορφώσεων και της ανάπτυξης των συμπαγών εξωτερικών κελυφών της Γης σε σχέση με την ανάπτυξή της στο σύνολό της.
Δομική γεωλογία -την επιστήμη των μορφών εμφάνισης των εργασιών εξόρυξης, τα αίτια της εμφάνισής τους και την ιστορία της ανάπτυξής τους.
Παλαιοντολογία -η επιστήμη που μελετά τα ζώα και τα ζώα από απολιθώματα φυτικό κόσμοπερασμένες γεωλογικές εποχές.
Όλες αυτές οι γεωλογικές επιστήμες συνδέονται στενά με τις φυσικές επιστήμες - χημεία, φυσική, βιολογία και μαθηματικά.
ΜΙΑ ΣΥΝΤΟΜΗ ΙΣΤΟΡΙΑ ΤΗΣ ΓΕΩΛΟΓΙΑΣ
Ιστορία αιώνωνΗ γεωλογία ξεκίνησε με την έλευση του ανθρώπου.
Οι πρώτες έννοιες της γεωλογίας προέκυψαν στην αρχαιότητα, αφού όταν ένα άτομο πήρε για πρώτη φορά μια πέτρα, έφτιαξε το πρώτο πέτρινο τσεκούρι, μια συμβουλή για να πετάξει όπλα ...
Παρά το γεγονός ότι η γεωλογία βρισκόταν στην αρχή της πορείας της, ακόμη και τότε καθορίστηκαν οι κατευθύνσεις στις απόψεις για την ανάπτυξη της Γης.
1. Καταστροφισμός- ένα σύστημα απόψεων σύμφωνα με το οποίο η ανάπτυξη της Γης αντιπροσωπεύει μια σειρά από καταστροφές. Αυτές είναι ηφαιστειακές εκρήξεις, σεισμοί, κρούσεις μετεωριτών, πλημμύρες - όλα αυτά είναι τα κύρια γεγονότα που αλλάζουν την όψη της Γης.
2. Ποσειδισμός- (Ποσειδώνας - ο θεός της θάλασσας των αρχαίων Ελλήνων) - το δόγμα σύμφωνα με το οποίο τα πάντα στη Γη σχηματίστηκαν από νερό.
3. Πλουτωνισμός- (Ο Πλούτωνας μέσα ελληνική μυθολογία- ο θεός του κάτω κόσμου) - μια κατεύθυνση στις απόψεις για την ανάπτυξη της Γης, που σχετίζεται αποκλειστικά με τα έντερά της.
Ωστόσο, το δεύτερο μισό του 18ου αιώνα θεωρείται η εποχή της εμφάνισης της γεωλογίας ως επιστήμης - η περίοδος της γέννησης και της ραγδαίας ανάπτυξης της μεταλλευτικής βιομηχανίας.
Στη Ρωσία, αυτό εκφράστηκε με την εντατική συσσώρευση γεωλογικών γνώσεων εφαρμοσμένη τιμήσε κοιτάσματα μεταλλευμάτων σιδήρου και χαλκού, κοιτάσματα αργύρου-μόλυβδου στα Ουράλια, Αλτάι και Τρανμπαϊκαλία, εγγενές θείο στην Ουκρανία, έγχρωμες πέτρες στα Ουράλια.
Ο ιδρυτής της γενίκευσης της γεωλογικής γνώσης στη Ρωσία ήταν ο M. Lomonosov, και στη Δυτική Ευρώπη - οι D. Getton και A.G. ο Βέρνερ.
M. Lomonosov, συνοψίζοντας ανόμοιες γνώσεις στην ορυκτολογία, την εξόρυξη, τη φυσική και τη χημεία φυσικά φαινόμεναπρότεινε την ιδέα του σχηματισμού η επιφάνεια της γηςλόγω της αλληλεπίδρασης εσωτερικών και εξωτερικών δυνάμεων, υπολόγισε το πάχος του φλοιού της γης, εξήγησε την προέλευση των ορυκτών και των πετρωμάτων.
Παρατηρήσεις παλαιοντολογικών καταλοίπων σε συλλογές από την επικράτεια της Ευρωπαϊκής Ρωσίας κατέστησαν δυνατή τη θέσπιση των θεμελίων για τη μέθοδο του ρεαλισμού (όλα τα φαινόμενα του παρελθόντος προχώρησαν με τον ίδιο τρόπο όπως προχωρούν παρόμοια φαινόμενα τώρα) «Στα στρώματα της γης». Σε αυτό το έργο, έθεσε τις βασικές ιδέες της εξελικτικής θεωρίας, οι οποίες αναπτύχθηκαν αργότερα από τον Άγγλο επιστήμονα C. Lyell. Ο μεγάλος Μ. Λομονόσοφ με τους κόπους του έθεσε τα θεμέλια του γεωλογικού δόγματος, πάνω στο οποίο αναπτύχθηκε το οικοδόμημα της γεωλογικής επιστήμης στο μέλλον.
Η ακαδημαϊκή έρευνα έδειξε για πρώτη φορά τον πρωταρχικό ρόλο του προσεκτικού έρευνα πεδίου.Έτσι, η διαμάχη για τη βασική αιτία των γεωλογικών διεργασιών επιλύθηκε υπέρ των «πλουτωνιστών». Απορρίπτοντας τις ιδέες των «καταστροφικών», οι εξελικτικοί γεωλόγοι στο γύρισμα του 18ου και 19ου αιώνα άνοιξαν το δρόμο για την ανάπτυξη της ιστορικής και δυναμικής γεωλογίας.
Ο Ρώσος ακαδημαϊκός P.S. Pallas, Saxon A.G. Werner, ο Γερμανός επιστήμονας L. Buch, ο Άγγλος R.I. Murchison ως αποτέλεσμα συλλογής και ανάλυσης ένας μεγάλος αριθμόςυλικό μέχρι το 1850 δημιούργησε τις προϋποθέσεις για την εμφάνιση της επιστήμης γεωτεκτονική.Το δόγμα των «κινητών» γεωσύγκλινων και των «σταθερών» πλατφορμών αναπτύχθηκε εκείνη την εποχή από τους J. Hall, J. Dan, A.P. Karpinsky και άλλοι.
Ταυτόχρονα, οι μέθοδοι της φυσικής, της οπτικής και των μαθηματικών χρησιμοποιήθηκαν ευρέως στη γεωλογία.
Οι G. Sorbi και G. Rosenbush υπέβαλαν αίτηση οπτικό μικροσκόπιογια τη μελέτη των πετρωμάτων. Ο Ε.Σ. Ο Fedorov εφηύρε έναν καθολικό πίνακα για τη μέτρηση των οπτικών ιδιοτήτων των ορυκτών. Οι D. Pratt και J. Erie ξεκίνησαν τη χρήση γεωφυσικών δεδομένων. Ανέπτυξαν μια θεωρία ισοστάσια(1855), σύμφωνα με την οποία φλοιός της γηςσχεδόν παντού βρίσκεται σε βαρυτική ισορροπία.
Οι επιτυχίες της γεωλογικής χαρτογράφησης στο δεύτερο μισό του 19ου αιώνα δημιούργησαν τις προϋποθέσεις για γεωλογικές γενικεύσεις για μεμονωμένες περιοχές, χώρες και ηπείρους. Το 1875 δημιουργήθηκε Διεθνής Οργανισμόςγεωλόγοι - το Διεθνές Γεωλογικό Συνέδριο (IGK), όπου οι συνεδρίες συζητούσαν τα αποτελέσματα της γεωλογικής έρευνας, ανέπτυξαν τις αρχές της διεθνούς συνεργασίας για την ενοποίηση των γεωλογικών χαρτών, την ονοματολογία των πετρωμάτων, τις στρωματογραφικές μονάδες κ.λπ.
Στη Ρωσία, το 1882, δημιουργήθηκε η Γεωλογική Επιτροπή, η οποία σχεδίαζε και διευθύνει τη γεωλογική έρευνα στο έδαφος της Ρωσίας. Επικεφαλής της επιτροπής αυτής ήταν ο Α.Π. Καρπίνσκι.
Οι έρευνες συνδέονται με το όνομα του I. Mushketov Κεντρική Ασία. V.A. Ο Ομπρούτσεφ μελέτησε την Κεντρική Ασία και την Ανατολική Σιβηρία. Σημαντική θέση στη μελέτη της γεωχημείας και της συστηματοποίησης των ορυκτών κατέχουν τόσο γνωστοί επιστήμονες όπως ο A.E. Fersman και V.I. Βερνάντσκι.
Μεγάλη σημασία στην ιστορία της γεωλογίας πετρελαίου και φυσικού αερίου έχουν τα έργα της Ι.Μ. Γκούμπκιν. Τους δόθηκε θετική αξιολόγηση των προοπτικών για το πετρέλαιο και το φυσικό αέριο Βόρειος Καύκασος, περιοχή Ουράλ-Βόλγα και Δυτική Σιβηρία.
Τα διεθνή γεωλογικά συνέδρια του 1937 και του 1984 στην ΕΣΣΔ μαρτυρούν την ανάπτυξη του κύρους της σοβιετικής γεωλογικής επιστήμης.
Ο Vinogradov, ο Khain, ο Strakhov, ο Shatsky και άλλοι επιστήμονες έπαιξαν σημαντικό ρόλο στη γεωλογική έρευνα.
1. Να αναφέρετε τις κύριες κατευθύνσεις στις απόψεις για την ανάπτυξη της Γης.
2. Ποιο έτος ιδρύθηκε ο διεθνής οργανισμός γεωλόγων - το Διεθνές Γεωλογικό Συνέδριο (IGC);
3. Ποια χρονιά ιδρύθηκε η Γεωλογική Επιτροπή στη Ρωσία;
Διάλεξη 2 ΔΟΜΗ ΚΑΙ ΠΡΟΕΛΕΥΣΗ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ.
ΔΟΜΗ ΤΟΥ ΓΑΛΑΞΙΑ ΜΑΣ
Ερωτήσεις για τη διάλεξη:
1. Σχηματισμός του Σύμπαντος.
2. Χημική σύνθεση του Σύμπαντος.
3. Η Γη ως πλανήτης του ηλιακού συστήματος.
4. Το σχήμα και το μέγεθος της Γης.
5. Δομή της Γης. γήινη επιφάνεια.
6. Μέθοδοι μελέτης εσωτερική δομήΓη.
7. Εξωτερικές και εσωτερικές γεωσφαίρες της Γης.
8. Η εμφάνιση του φλοιού της γης.
Αντικείμενο μελέτης της γεωλογίας είναι ο πλανήτης Γη. Για τη μελέτη του είναι απαραίτητη και η γνώση για άλλους πλανήτες, αστέρια, γαλαξίες, αφού όλοι βρίσκονται σε μια συγκεκριμένη αλληλεπίδραση από τη στιγμή που εμφανίζονται στο Σύμπαν. Επομένως, ο πλανήτης μας είναι μόνο ένα σωματίδιο του διαστήματος.
ΣΧΗΜΑΤΙΣΜΟΣ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ
Το Σύμπαν δημιουργήθηκε πριν από περίπου 18-20 δισεκατομμύρια χρόνια. Μέχρι τότε όλη η ύλη του βρισκόταν σε συνθήκες υψηλών θερμοκρασιών και πυκνοτήτων, οι οποίες σύγχρονη φυσικήανίκανος να περιγράψει. Αυτή η κατάσταση της ύλης ονομάζεται «ενική». Η θεωρία του διαστελλόμενου Σύμπαντος, ή «Big Bang», δημιουργήθηκε για πρώτη φορά στη Ρωσία από τον A.A. Friedman το 1922. Η ουσία της θεωρίας: η ουσία, που βρίσκεται σε ενιαία κατάσταση, έχει υποστεί μια ξαφνική επέκταση, η οποία σε σε γενικές γραμμέςμπορεί να παρομοιαστεί με έκρηξη. Το διαρκώς αναδυόμενο ερώτημα «Τι συνέβη πριν από τη Μεγάλη Έκρηξη», σύμφωνα με τον Άγγλο φυσικό S. Hoggins, είναι μεταφυσικής φύσης. Η προηγούμενη κατάσταση δεν επηρέασε στη συνέχεια το σημερινό Σύμπαν με κανέναν τρόπο.
Η ΧΗΜΙΚΗ ΣΥΝΘΕΣΗ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ
Η χημική σύνθεση του Σύμπαντος είναι ¾ υδρογόνο και ¼ ήλιο κατά μάζα. Όλα τα άλλα στοιχεία δεν ξεπερνούν ούτε το 1% στη σύνθεση του Σύμπαντος. Βαριά στοιχεία προέκυψαν στο Σύμπαν πολύ αργότερα, όταν ως αποτέλεσμα θερμοπυρηνικών αντιδράσεων τα αστέρια «φώτισαν» και κατά τη διάρκεια των εκρήξεων των σουπερνόβα εκτοξεύτηκαν στο διάστημα.
Τι μπορεί να περιμένει το Σύμπαν στο μέλλον; Η απάντηση σε αυτό το ερώτημα βρίσκεται στον καθορισμό της μέσης πυκνότητας του σύμπαντος. Η τιμή πυκνότητας ρεύματος είναι 10 -29 g/cm 3 , που είναι 10 -5 μονάδες ατομικής μάζας ανά 1 cm 3 . Για να φανταστεί κανείς μια τέτοια πυκνότητα, 1 g μιας ουσίας πρέπει να κατανεμηθεί σε έναν κύβο με πλευρά 40 χιλιάδων km!
Αν η μέση πυκνότητα είναι ίση ή κάπως μικρότερη κρίσιμη πυκνότητα, το Σύμπαν θα διαστέλλεται μόνο, αλλά αν η μέση πυκνότητα είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη, τότε η διαστολή του Σύμπαντος θα σταματήσει τελικά και θα αρχίσει να συρρικνώνεται, επιστρέφοντας σε μια μοναδική κατάσταση.
Περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ως αποτέλεσμα της συμπίεσης τεράστιων νεφών αερίου, άρχισαν να σχηματίζονται αστέρια και γαλαξίες - σμήνη εκατομμυρίων αστεριών. Οποιοδήποτε αστέρι σχηματίζεται ως αποτέλεσμα της κατάρρευσης ενός κοσμικού νέφους αερίου και σκόνης. Όταν η συμπίεση στο κέντρο της δομής οδηγεί σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες, οι πυρηνικές αντιδράσεις ξεκινούν στο κέντρο της «δέσμης», δηλ. η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο με την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας, ως αποτέλεσμα της ακτινοβολίας της οποίας λάμπει το αστέρι. Το ήλιο στη συνέχεια μετατρέπεται σε άνθρακα.
Η ΓΗ ΩΣ ΠΛΑΝΗΤΗΣ ΤΟΥ ΗΛΙΑΚΟΥ ΣΥΣΤΗΜΑΤΟΣ
Η Γη είναι μέρος του Σύμπαντος και το ηλιακό μας σύστημα είναι ένα από τα 100 δισεκατομμύρια χρόνια. αστέρια σε έναν αστρικό γαλαξία περίπου 12 δισεκατομμυρίων ετών. χρόνια. Η ηλικία του ηλιακού συστήματος στο οποίο ανήκει η Γη είναι περίπου 6 δισεκατομμύρια χρόνια. χρόνια.
Υπάρχουν εννέα πλανήτες στο ηλιακό σύστημα. Στους πλανήτες τύπος γηςπεριλαμβάνουν τον Ερμή, την Αφροδίτη, τη Γη και τον Άρη, στους εξωτερικούς πλανήτες- Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας και Πλούτωνας. Η ακτίνα του ηλιακού συστήματος είναι 5,917 δισεκατομμύρια km (από τη Γη στον Ήλιο 149,509 εκατομμύρια km).
Οι πλανήτες που μοιάζουν με τη Γη είναι σχετικά πυκνοί, αλλά έχουν σχετικά μικρό μέγεθος και μάζα. Ο Ερμής στερείται ατμόσφαιρας, οι υπόλοιποι πλανήτες αυτού του τύπου το έχουν και στον Άρη η ατμόσφαιρα είναι κοντά σε αυτήν της γης.
Οι εξωτερικοί πλανήτες είναι τεράστιου μεγέθους και μάζας, αλλά χαρακτηρίζονται από σχετικά χαμηλή πυκνότητα. Οι ατμόσφαιρες αυτών των πλανητών αποτελούνται κυρίως από μεθάνιο και αμμωνία.
Έτσι Ήλιος.Η μάζα του είναι το 99,87% της μάζας του συστήματος. Ο μεγαλύτερος από τους πλανήτες Δίας έχει μάζα 0,1% της μάζας του συστήματος. Ο Ήλιος είναι μια σφαίρα πλάσματος (υδρογόνο 90% και ήλιο 10%) με θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 5600 0 . Όλα τα σώματα του Συστήματος συνδέονται με τον Ήλιο με τη δύναμη της βαρυτικής έλξης και επομένως επηρεάζουν το ένα το άλλο. Η τεράστια μάζα του Ήλιου και η ακτινοβόλος ενέργειά του έχουν μεγάλη επιρροή σε πολλές γεωλογικές διεργασίες, τόσο στον εσωτερικό πυρήνα όσο και στο πέτρινο κέλυφος της Γης.
Τα ερωτήματα για την προέλευση του ηλιακού συστήματος και της Γης στη διαδικασία ανάπτυξης της γεωλογικής σκέψης παρέμειναν στο επίκεντρο της προσοχής των επιστημόνων. Σύμφωνα με τις απόψεις του Γερμανού φιλοσόφου Ι. ΚαντΟ σχηματισμός των αστεριών και του ήλιου συνέβη υπό την επίδραση των δυνάμεων της βαρύτητας. P.Laplaceανέπτυξε τη θεωρία του, εμπλουτίζοντάς την με την περιστροφική κίνηση των σωματιδίων της ύλης σε ένα σπάνιο και θερμό αέριο νεφέλωμα. Σύμφωνα με την υπόθεση Kant-Laplace, θρόμβοι ύλης σχημάτισαν τα έμβρυα των πλανητών. Σταδιακά ψύχοντας πλανήτες, καθώς και η Γη ψύχθηκε και παραμορφώθηκε. Αυτή η μάλλον προοδευτική ιδέα αργότερα αποδείχθηκε ότι δεν ήταν ικανοποιητική με την ανάπτυξη της αστρονομικής έρευνας.
Χημικό στοιχείο Στο έδαφος, % Σε ζωντανούς οργανισμούς, % οξυγόνο 4970 άνθρακας 218 υδρογόνο 0,59,9 άζωτο 0,10,3 ασβέστιο 1,370,3 κάλιο 1,360,3 πυρίτιο 330,15 φώσφορος 0,063000000,0,06,70000000,0,0,730,00000000. 05 σιδερένιο 3.80.02 αλουμίνιο 7.10.02 νάτριο 0.630.02 χλώριο 0.01 μαγγάνιο 0.080.001 τιτάνιο 0.460.0001 Περιεκτικότητα σε ορισμένα χημικά στοιχεία στο έδαφος και στους ζωντανούς οργανισμούς
Η ζωντανή και η άψυχη φύση αποτελούνται από τα ίδια στοιχεία, αλλά αυτά τα στοιχεία σχηματίζουν διαφορετικές ουσίες: οργανικές - στη ζωντανή φύση, ανόργανες - σε άψυχα .. Μακροθρεπτικά συστατικά: O, C, H, N, Mg, K, Ca, Na, P , S Ιχνοστοιχεία: Fe, Al, Na, Mn, B, Cl… Στοιχεία ζωντανής φύσης
CO 2 νερό οξυγόνο γλυκόζη φως Η φωτοσύνθεση είναι μια διαδικασία μετασχηματισμού ανόργανες ουσίεςσε οργανικό υπό τη δράση του φωτός παρουσία χλωροφύλλης 6 CO H 2 O C 6 H 12 O O 2 χλωροφύλλη, ελαφρύ n C 6 H 12 O 6 (C 6 H 10 O 5) n + n H 2 O ένζυμα άμυλο γλυκόζη
Λειτουργίες πρωτεϊνών στο σώμα Κτίριο Περιλαμβάνεται στους πυρήνες, το κυτταρόπλασμα και τις μεμβράνες των κυττάρων Μεταφορά Συμμετέχει στη μεταφορά θρεπτικών ουσιών (πρωτεΐνες πλάσματος αίματος) και αέριων (αιμοσφαιρίνη) ουσιών Προστατευτικό Συμπεριλαμβάνεται σε αντισώματα, συμμετέχει στην ανοσολογική διαδικασία Καταλυτικοί Βιολογικοί καταλύτες (ένζυμα ) επιταχύνω χημικές διεργασίεςστο σώμα Οι κινητικές συσταλτικές πρωτεΐνες των μυών (ακτίνη και μυοσίνη) διασφαλίζουν την εργασία των μυών Πληροφορίες Πολλές ορμόνες είναι πρωτεΐνες που μεταφέρουν πληροφορίες από τους αδένες εσωτερική έκκρισηστα όργανα Ενεργητικός Κατά το διαχωρισμό 1 g πρωτεΐνης, απελευθερώνονται 17,6 kJ
Λειτουργίες των υδατανθράκων στον οργανισμό θρεπτικόςτο σώμα είναι γλυκογόνο. Ενέργεια Η κύρια πηγή ενέργειας για τον οργανισμό, με τη διάσπαση 1 g υδατανθράκων, απελευθερώνονται 17,6 kJ. νουκλεϊκά οξέα, σχηματίζουν τη μεσοκυττάρια ουσία του συνδετικού ιστού Προστατευτική Αλληλεπίδραση στο ήπαρ με πολλές τοξικές ενώσεις, μετατρέποντάς τις σε αβλαβείς και εύκολα διαλυτές ουσίες
Οι λειτουργίες των λιπών στο σώμα Κτίριο Αποτελούν μέρος των κυτταρικών μεμβρανών Ενεργειακό Χρησιμοποιείται από τον οργανισμό ως ενεργειακό απόθεμα, όταν χωρίζεται 1 g λίπους, απελευθερώνονται 38,9 kJ τα λίπη σχηματίζονται από ορισμένες ορμόνες και βιολογικά δραστικές ουσίες, τα παράγωγά τους εμπλέκονται στις συνάψεις του νευρικού συστήματος
Οι περισσότεροι επιστήμονες πιστεύουν ότι η ηλικία του σύμπαντος είναι 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης θεωρείται επίσης αποδεδειγμένη, αλλά οι αιτίες της εξακολουθούν να περιγράφονται μόνο από υποθέσεις. Συγκεκριμένα, μια από τις θεωρίες προτείνει ότι η αιτία ήταν οι διακυμάνσεις των κβαντών στο κενό και σύμφωνα με τη θεωρία χορδών, η αιτία της έκρηξης ήταν μια εξωτερική επίδραση. Από αυτή την άποψη, αρκετοί ερευνητές αμφισβητούν τη μοναδικότητα του Σύμπαντος, πιστεύοντας ότι υπάρχουν πολλά ή και άπειρα από αυτά, αφού σχηματίζονται συνεχώς.
Μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το σύμπαν πέρασε μια περίοδο ταχείας διαστολής. Πιστεύεται ότι εκείνη την εποχή το γνωστό σε μας θέμα δεν υπήρχε ακόμη. Εμφανίστηκε αργότερα από την ενέργεια που προέκυψε από τη Μεγάλη Έκρηξη. Τα πρώτα αστέρια εμφανίστηκαν όχι νωρίτερα από 500 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ας σημειωθεί ότι η διαδικασία διαστολής του Σύμπαντος συνεχίζεται μέχρι σήμερα.
Γενικά, οι περισσότερες από τις παγκόσμιες διεργασίες του Σύμπαντος, όπως η διαστολή του, θα έχουν μικρή επίδραση στη ζωή στη Γη στο άμεσο μέλλον.
Σύνθεση του Σύμπαντος
Όπως επισημαίνουν οι επιστήμονες, το κύριο πράγμα στο Σύμπαν είναι αυτό, αποτελείται από το 75% του. Επίσης, τα κυριότερα όλου του περιβάλλοντος χώρου είναι το ήλιο και ο άνθρακας. ΠλέονΤο σύμπαν καταλαμβάνεται από τη λεγόμενη σκοτεινή ενέργεια και τη σκοτεινή ύλη, αυτές οι ουσίες είναι ελάχιστα μελετημένες και οι ιδέες για αυτές είναι ως επί το πλείστον αφηρημένες. Η συνήθης ουσία καταλαμβάνει μόνο 5-10%.
Η κύρια μορφή οργάνωσης της ύλης στο Σύμπαν είναι τα αστέρια και οι πλανήτες. Σχηματίζουν γαλαξίες – σμήνη στα οποία ουράνια σώματαβιώνουν αμοιβαία έλξη και επηρεάζουν ο ένας τον άλλον. Αυτά τα συστήματα διαφέρουν ως προς τη μορφή, για παράδειγμα, Γαλαξίαςαναφέρεται σε σπειροειδείς γαλαξίες.
Οι γαλαξίες συνδυάζονται σε ομάδες και αυτοί, με τη σειρά τους, σε υπερσμήνη. Το ηλιακό σύστημα βρίσκεται στον γαλαξία του Γαλαξία, ο οποίος, με τη σειρά του, ανήκει στο υπερσμήνος της Παρθένου. Πρέπει να σημειωθεί ότι η Γη δεν βρίσκεται στο κέντρο του σύμπαντος, αλλά ούτε και στις παρυφές του σύμπαντος.
Ο ήλιος είναι ένα σχετικά μικρό αστέρι όσον αφορά το σύμπαν.
Εκτός από αστέρια και πλανήτες, υπάρχουν και άλλα αντικείμενα στο σύμπαν, όπως κομήτες. Αν και η τροχιά τους είναι ευρύτερη από αυτή των πλανητών, εξακολουθούν να κινούνται στην τροχιά τους. Για παράδειγμα, ο κομήτης του Χάλεϋ περνά δίπλα από τον Ήλιο κάθε 76 χρόνια. Μια άλλη γνωστή κατηγορία διαστημικών αντικειμένων είναι οι αστεροειδείς. Είναι μικρότεροι από τους πλανήτες και δεν διαθέτουν ατμόσφαιρα. Οι αστεροειδείς μπορούν να αποτελέσουν πραγματικό κίνδυνο για τη Γη - ορισμένοι επιστήμονες πιστεύουν ότι η εξαφάνιση των δεινοσαύρων και άλλες αλλαγές στη χλωρίδα και την πανίδα εκείνης της περιόδου θα μπορούσαν να σχετίζονται με τη σύγκρουση της Γης με αυτό το ουράνιο σώμα.
Αλλά αυτή η πρώτη εντύπωση της αμετάβλητης φύσης του σύμπαντος γύρω μας είναι στην πραγματικότητα παραπλανητική: εξελίσσεται και αυτή η εξέλιξη, η οποία είναι σχετικά αργή τώρα, είναι πρώιμα στάδιαήταν αφάνταστα γρήγορο, έτσι ώστε σοβαρές ποιοτικές αλλαγές στην κατάσταση του σύμπαντος συνέβησαν σε κλάσματα του δευτερολέπτου. Με σύγχρονες ιδέες, το Σύμπαν που παρατηρούμε τώρα προέκυψε πριν από περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια από κάποια αρχική «μοναδική» κατάσταση με απείρως υψηλή θερμοκρασία και πυκνότητα, και από τότε διαστέλλεται και ψύχεται συνεχώς. Σύμφωνα με αυτό θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, η περαιτέρω εξέλιξη εξαρτάται από μια πειραματικά μετρήσιμη παράμετρο - τη μέση πυκνότητα της ύλης μέσα σύγχρονο σύμπαν. Εάν είναι μικρότερη από κάποια (γνωστή από τη θεωρία) κρίσιμη αξία, το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα. εάν > , τότε η διαδικασία επέκτασης κάποια μέρα θα σταματήσει και θα ξεκινήσει η αντίστροφη φάση της συμπίεσης, επιστρέφοντας στην αρχική ενική κατάσταση. Τα σύγχρονα πειραματικά δεδομένα για το μέγεθος δεν είναι ακόμη αρκετά αξιόπιστα για να κάνουμε μια σαφή επιλογή μεταξύ δύο επιλογών για το μέλλον του Σύμπαντος.
Υπάρχουν ορισμένα ερωτήματα στα οποία η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης δεν μπορεί ακόμη να απαντήσει, ωστόσο, οι κύριες διατάξεις της τεκμηριώνονται από αξιόπιστα πειραματικά δεδομένα και το τρέχον επίπεδο θεωρητικής φυσικής καθιστά δυνατή την αξιόπιστη περιγραφή της εξέλιξης ενός τέτοιου συστήματος στο χρόνο. με εξαίρεση το πολύ αρχικό στάδιο - περίπου το ένα εκατοστό του δευτερολέπτου από την "αρχή του κόσμου". Είναι σημαντικό για τη θεωρία ότι αυτή η αβεβαιότητα αρχικό στάδιοστην πραγματικότητα αποδεικνύεται ασήμαντη, αφού η κατάσταση του Σύμπαντος που σχηματίστηκε μετά το πέρασμα από αυτό το στάδιο και η μετέπειτα εξέλιξή του μπορούν να περιγραφούν αρκετά αξιόπιστα.
Τελείωσε σε αυτό γενική εισαγωγή, στρέφουμε σε μια πιο λεπτομερή παρουσίαση της θεωρίας του Big Bang και των προβλημάτων που δημιουργεί. Τα κύρια πειραματικά θεμέλια αυτής της θεωρίας είναι τα ακόλουθα τρία:
Η παρατηρούμενη «υποχώρηση» μακρινών γαλαξιών, υπακούοντας στο νόμο του Hubble.
Η ανακάλυψη το 1964 από τους R. Penzias και A. Wilson του κοσμικού υποβάθρου» ακτινοβολία λειψάνων», σε ένταση και φασματική σύνθεση ισοδύναμη με την ακτινοβολία ενός μαύρου σώματος με θερμοκρασία περίπου 3 Κ (βαθμοί Kelvin).
Η παρατηρούμενη χημική σύνθεση του Σύμπαντος, η οποία είναι περίπου 3/4 (κατά μάζα) υδρογόνο και 1/4 ήλιο, με μια μικρή (της τάξης του ενός τοις εκατό) ανάμειξη άλλων στοιχείων.
Για να περιγράψουμε την εξέλιξη μετά το πρώτο εκατοστό του δευτερολέπτου, χρησιμοποιούνται οι ακόλουθες ενότητες της θεωρητικής φυσικής:
στατιστική φυσική ισορροπίας, κυρίως οι βασικές αρχές της και η θεωρία ενός σχετικιστικού ιδανικού αερίου.
1. Διαστολή σύμπαντος
Σύμφωνα με τη σύγχρονη παρατηρητική αστρονομία, τα αστέρια στο Σύμπαν ομαδοποιούνται σε γαλαξίες, οι οποίοι, με τη σειρά τους, σχηματίζουν επίσης σμήνη. Τα παρακάτω σχήματα δίνουν μια ιδέα για τις τάξεις μεγέθους: ο Γαλαξίας μας περιέχει ~ 10 11 αστέρια και έχει το σχήμα φακού με διάμετρο 80 χιλιάδων έτη φωτός και πάχος ~ 30 χιλιάδες έτη φωτός. Ο πλησιέστερος σε εμάς γαλαξίας, ο M31, στον αστερισμό της Ανδρομέδας, βρίσκεται περίπου 2 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Βρισκόμαστε στην περιφέρεια ενός γιγαντιαίου σμήνος με περισσότερους από χίλιους γαλαξίες με κέντρο προς την κατεύθυνση του αστερισμού της Παρθένου, περίπου 60 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Οι δυνατότητες της σύγχρονης τεχνολογίας καθιστούν δυνατή την παρατήρηση επαρκώς φωτεινών γαλαξιών σε αποστάσεις της τάξης των 10 δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Τα δεδομένα παρατήρησης δείχνουν ότι σε μεγάλες κλίμακες το σύμπαν είναι ομοιογενές και ισότροπο. Σε γενικές γραμμές, αυτό σημαίνει ότι οποιαδήποτε σφαίρα με σταθερή αρκετά μεγάλη διάμετρο (~300 εκατομμύρια έτη φωτός θεωρούνται επαρκή) περιέχει περίπου τον ίδιο αριθμόγαλαξίες. Η δήλωση για την ομοιογένεια και την ισοτροπία του Σύμπαντος σε μεγάλη κλίμακα ονομάζεται Κοσμολογική Αρχή.
Στα παρατηρούμενα φάσματα των άστρων και των γαλαξιών, φασματικές γραμμές απορρόφησης(χρωμόσφαιρα αστεριών) γνωστά στοιχεία. Αυτό καθιστά δυνατή την ακριβή μέτρηση, χρησιμοποιώντας το γνωστό φαινόμενο Doppler, της ταχύτητας με την οποία ένα δεδομένο αντικείμενο ακτινοβολίας απομακρύνεται (> 0) ή προσεγγίζει ( \δεξιό βέλος " το μήκος κύματος της πηγής ακτινοβολίας:
όπου είναι η ταχύτητα αφαίρεσης, είναι η ταχύτητα του φωτός (ο παρονομαστής είναι η διόρθωση στη σχετικιστική θεωρία του Αϊνστάιν, η οποία είναι σημαντική μόνο κοντά στην ταχύτητα του φωτός). Μπορεί να φανεί ότι για ένα αντικείμενο που απομακρύνεται από εμάς, οι γραμμές μετατοπίζονται στην κόκκινη πλευρά (\u003e "), και για ένα αντικείμενο που πλησιάζει - στο μπλε (").
Εάν οι γαλαξίες που μας περιβάλλουν κινούνταν τυχαία, τότε οι κόκκινες και μπλε μετατοπίσεις στα φάσματα τους θα παρατηρούνταν με την ίδια πιθανότητα. Όμως το πείραμα δείχνει κάτι άλλο: οι μετατοπίσεις στο κόκκινο κυριαρχούν και όσο περισσότερο τα αντικείμενα που μελετώνται είναι πιο μακριά από εμάς. Το ποσοτικό αποτέλεσμα αυτών των παρατηρήσεων είναι ο «νόμος ύφεσης» που διατυπώθηκε το 1929 από το Hubble, σύμφωνα με τον οποίο όλοι οι γαλαξίες (κατά μέσο όρο) απομακρύνονται από εμάς και η ταχύτητα αυτής της παλινδρόμησης είναι περίπου ανάλογη με την απόσταση από τον εν λόγω γαλαξία:
Ο συντελεστής αναλογικότητας ονομάζεται Σταθερά Hubble. Έχουμε επισημάνει την τιμή που τώρα αποδέχονται οι περισσότεροι αστρονόμοι: 15 km/s για κάθε εκατομμύριο έτη φωτός απόστασης. Εδώ πρέπει να σημειωθεί ότι ο προσδιορισμός της τιμής από τα πειραματικά δεδομένα είναι πολύ δύσκολο έργο: το φαινόμενο Doppler μπορεί να προσδιορίσει τις ταχύτητες με μεγάλη ακρίβεια, αλλά η μέτρηση των αποστάσεων σε μακρινούς γαλαξίες είναι το πιο δύσκολο πρόβλημα, και μέχρι στιγμής ήταν επιλύεται μόνο με διάφορες έμμεσες μεθόδους. Ο ίδιος ο Χαμπλ, όταν υπολόγιζε τις αποστάσεις, τις υποτίμησε κατά τάξη μεγέθους, επομένως, έλαβε τάξη μεγέθους μεγαλύτερη από την τιμή , (170 αντί για 15). Μέχρι τώρα, ορισμένοι αστρονόμοι πιστεύουν ότι η τιμή είναι αισθητά μεγαλύτερη από αυτή που δίνεται, αλλά οι περισσότεροι αποδέχονται τον αριθμό 15.
Από τον νόμο της ύφεσης, φυσικά, δεν προκύπτει ότι ο γαλαξίας μας είναι το κέντρο του κόσμου και όλοι οι άλλοι απομακρύνονται από αυτόν. Σύμφωνα με την Κοσμολογική Αρχή, ο γαλαξίας μας δεν ξεχωρίζει με τίποτα, επομένως ένας παρατηρητής από οποιονδήποτε άλλο γαλαξία θα πρέπει να δει ακριβώς το ίδιο μοτίβο ύφεσης. Αυτό σημαίνει ότι «όλοι τρέχουν μακριά από όλους». Ένα φουσκωτό λαστιχένιο μπαλόνι με κουκκίδες - «γαλαξίες» που εφαρμόζονται τυχαία στην επιφάνειά του μπορεί να χρησιμεύσει ως ένα ξεκάθαρο μοντέλο ενός τέτοιου δραπέτη: όταν φουσκώσει, όλα αυτά τα σημεία θα απομακρύνονται το ένα από το άλλο σύμφωνα με τον νόμο του Hubble. Αυτό είναι ένα μοντέλο ενός «δισδιάστατου κλειστού κόσμου». Παρόμοια " ανοιχτό κόσμο«μπορεί να θεωρηθεί ως ένα διακεκομμένο ελαστικό επίπεδο που εκτείνεται ομοιόμορφα προς όλες τις κατευθύνσεις.
Από την αναλογικότητα και τον νόμο, προκύπτει ένα θεμελιώδες συμπέρασμα σχετικά με την ύπαρξη της «αρχής του κόσμου»: κάπου στο παρελθόν υπήρξε μια στιγμή κατά την οποία οποιοσδήποτε από τους γαλαξίες που παρατηρούνται τώρα ήταν απείρως κοντά στον δικό μας, επομένως, «οποιοσδήποτε οποιαδήποτε» δυνάμει της Κοσμολογικής Αρχής. Εξαιτίας αυτής της προσέγγισης, η πυκνότητα της ύλης στο Σύμπαν την «αρχική στιγμή» γίνεται άπειρη. Αλλά αυτό δεν σημαίνει ότι συγκεντρώθηκαν όλα σε ένα μέρος, αφού η ίδια Κοσμολογική Αρχή απαιτεί η πυκνότητα να γίνει άπειρη σε οποιοδήποτε σημείο του χώρου.
Είναι πολύ εύκολο να υπολογίσουμε την «ηλικία του Σύμπαντος» αν υποθέσουμε ότι η σταθερά του Hubble παραμένει αμετάβλητη κατά τη διάρκεια της διαστολής: τότε δισεκατομμύρια χρόνια για έναν αριθμό από . Στην πραγματικότητα, η υπόθεση του αμετάβλητου είναι λανθασμένη και ακριβής εκτίμησημπορεί να ληφθεί μόνο χρησιμοποιώντας το κοσμολογικό μοντέλο Friedmann (βλ. παρακάτω). Αυτό δεν οδηγεί σε ποιοτικές αλλαγές και μετά αποδεικνύεται 14 δισεκατομμύρια χρόνια.
2. Ακτινοβολία λειψάνων
Αυτή είναι η σημαντικότερη κοσμολογική ανακάλυψη του αιώνα μας, η οποία έγινε τυχαία. Το 1964, οι αστρονόμοι R. Penzias και A. Wilson αποφάσισαν να μετρήσουν τη ραδιοεκπομπή φόντου του Γαλαξία μας σε κατευθύνσεις έξω από το εκλειπτικό του επίπεδο. Για να το κάνουν αυτό, αποφάσισαν να χρησιμοποιήσουν ένα εργαστήριο κεραίας κόρνας Bell Telephone, κατασκευασμένο για να επικοινωνεί με δορυφόρους, σχεδιασμένο να παρέχει εξαιρετικά χαμηλό αυτόματο θόρυβο. Το τελευταίο είναι πολύ σημαντικό, καθώς η αναμενόμενη εκπομπή ραδιοκυμάτων του γαλαξία είναι επίσης παρόμοια με τον ραδιοφωνικό θόρυβο, ο οποίος πρέπει να διακρίνεται από άλλους θορύβους από την ατμόσφαιρα, την ίδια την κεραία και τα κυκλώματα ενίσχυσης.
Οι Penzias και Wilson δεν κατάλαβαν τη φύση αυτού του πρόσθετου ραδιοφωνικού θορύβου και μάλιστα αποσυναρμολόγησαν, καθάρισαν και συναρμολόγησαν ξανά ολόκληρη την κεραία για να εξαλείψουν τις πρόσθετες παρεμβολές από πιθανή μόλυνση. Αλλά αυτό ουσιαστικά δεν άλλαξε το αποτέλεσμα και έπρεπε να δηλώσουν ότι για λόγους που δεν κατάλαβαν (για αυτούς) η κεραία τους λάμβανε πρόσθετο ασθενή ραδιοφωνικό θόρυβο εξωγήινης προέλευσης, του οποίου η ένταση είναι σταθερή στο χρόνο και δεν εξαρτάται από την κατεύθυνση. Η ένταση αυτού του ραδιοφωνικού σήματος που μετρήθηκε από αυτούς σε μήκος κύματος 7,35 cm αποδείχθηκε ότι είναι ίση με την ένταση της ακτινοβολίας σε ένα δεδομένο μήκος κύματος ενός εντελώς μαύρου σώματος με θερμοκρασία περίπου τριών Κέλβιν. Ο Penzias και ο Wilson σκόνταψαν σε αυτό το γεγονός τυχαία και για κάποιο διάστημα δεν τολμούσαν καν να δημοσιεύσουν τα αποτελέσματά τους, επειδή δεν κατάλαβαν τη φύση του ραδιοφωνικού θορύβου που ανακάλυψαν (το 1978 έλαβαν βραβείο Νόμπελ). Αλλά ήδη στα τέλη της δεκαετίας του σαράντα εμφανίστηκαν τα πρώτα έργα θεωρητικών φυσικών, στα οποία προβλέφθηκε ότι σε επί του παρόντοςολόκληρο το σύμπαν πρέπει να γεμίσει με ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία ισορροπίας με αποτελεσματική θερμοκρασίαμερικούς βαθμούς Κέλβιν.
Η κατανομή ενέργειας μιας τέτοιας ακτινοβολίας ισορροπίας (είναι και η ακτινοβολία ενός εντελώς μαύρου σώματος) περιγράφεται από τον γνωστό τύπο Planck
στην οποία είναι η ενέργεια ανά μονάδα όγκου ανά διάστημα μήκους κύματος από έως + , είναι η θερμοκρασία σε Kelvins K, erg c είναι η σταθερά Planck, erg/K είναι η σταθερά Boltzmann, c = 3 cm/s είναι η ταχύτητα του φωτός.
Σύμφωνα με τους θεωρητικούς, πρώιμο στάδιοΤο σύμπαν ήταν γεμάτο με ακτινοβολία ισορροπίας με πολύ υψηλή θερμοκρασία. Κατά τη διάρκεια της διαστολής του Σύμπαντος, αυτή η ακτινοβολία ψύχθηκε, παραμένοντας σε ισορροπία και μέχρι τώρα η θερμοκρασία έχει πέσει σε τιμές αρκετών βαθμών Kelvin. Ήταν αυτή η «ακτινοβολία λειψάνων» που είχε απομείνει από την αρχική φάση του καυτού πρώιμου σύμπαντος που ανακάλυψαν οι Penzias και Wilson. Έμαθαν γι 'αυτό έρχονται σε επαφή με φυσικούς στο Πανεπιστήμιο του Πρίνστον που ήταν εξοικειωμένοι με τη θεωρία ενός θερμού (πρώιμου) σύμπαντος και ήδη κατασκεύαζαν μια ειδική κεραία για την ανίχνευση του CMB. Αλλά ο Πένζιας και ο Γουίλσον ήταν μπροστά τους.
Διαθεσιμότητα ακτινοβολία λειψάνωνθεωρείται ως ένα καλά τεκμηριωμένο γεγονός. Η κύρια δοκιμή είναι η δυνατότητα μέτρησής του σε διαφορετικά μήκη κύματος: η ένταση του σήματος πρέπει να είναι ανάλογη με τη γνωστή τιμή με την ίδια θερμοκρασία για όλους. Επί του παρόντος, έχουν γίνει μετρήσεις για δεκάδες διαφορετικά μήκη κύματος τόσο στα μικροκύματα όσο και στην υπέρυθρη περιοχή του φάσματος των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων (σύμφωνα με την κατανομή, η μέγιστη ένταση στα = 3 K αντιστοιχεί σε = 0,1 cm, τα μικρότερα κύματα ανήκουν ήδη στην υπέρυθρη περιοχή). Σύμφωνα με τα πιο πρόσφατα δεδομένα που ελήφθησαν με τη βοήθεια εξοπλισμού που είναι εγκατεστημένος σε δορυφόρους, σύγχρονο νόημαη θερμοκρασία της ακτινοβολίας υποβάθρου είναι 2,74 Κ. Η ακρίβεια αυτών των μετρήσεων είναι ήδη τόσο υψηλή που κατέστησε δυνατή την ανίχνευση της παρουσίας μιας ασθενής ανισοτροπίας της ακτινοβολίας υποβάθρου, η οποία εξηγείται από την κίνηση του γήινου παρατηρητή μέσα στο χώρο γεμάτη με ακτινοβολία. Λόγω του ίδιου φαινομένου Doppler, η ακτινοβολία θα πρέπει να εμφανίζεται ελαφρώς πιο ζεστή προς την κατεύθυνση του ταξιδιού και πιο κρύα στην αντίθετη κατεύθυνση. Αυτές οι μικρές (της τάξης των 10 -3 της κύριας τιμής) διακυμάνσεις θερμοκρασίας βρέθηκαν πειραματικά και έχουν μια χαρακτηριστική () γωνιακή εξάρτηση. Με βάση αυτά τα δεδομένα, είναι δυνατός ο υπολογισμός της ταχύτητας της κίνησης της Γης σε σχέση με αυτόν τον «νέο αιθέρα» που σχηματίζεται από το φόντο του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου. Το αποτέλεσμα είναι μια τιμή περίπου 600 km/s. Εκτός από αυτήν την «φαινομενική» ανισοτροπία, η πραγματική (που δεν σχετίζεται με την κίνηση της Γης) ανισοτροπία της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου βρέθηκε επίσης σε πειράματα. Είναι πολύ μικρό (της τάξης των 10 -5 της κύριας τιμής), επομένως, με υψηλό βαθμόακρίβεια, η υπολειμματική ακτινοβολία μπορεί να θεωρηθεί ομοιογενής και ισότροπη. Αλλά το ίδιο το γεγονός της παρουσίας τουλάχιστον μιας πολύ ασθενής ανισοτροπίας είναι θεμελιωδώς σημαντικό για διάφορες θεωρίεςπροσπαθώντας να εξηγήσει και να περιγράψει μαθηματικά την προέλευση των γαλαξιών.
3. ΣΥΝΘΕΣΗ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ
Όπως αναφέρθηκε ήδη, σύμφωνα με παρατηρήσεις, το Σύμπαν αποτελείται κυρίως από υδρογόνο (3/4 κατά μάζα) και ήλιο (1/4), άλλα στοιχεία αποτελούν ένα μείγμα της τάξης του ενός τοις εκατό. Αυτά τα δεδομένα ελήφθησαν από τα φάσματα των άστρων και του διαστρικού αερίου και συμφωνούν καλά με θεωρητικά μοντέλααστροφυσικοί που περιγράφουν τη σύνθεση και την εξέλιξη των άστρων. Τα παραπάνω σχήματα 3/4 και 1/4 αναφέρονται αρχική φάσηαυτή η εξέλιξη, κατά την οποία άλλα, συμπεριλαμβανομένων των βαρέων, στοιχεία παράγονται στα αστέρια.
Σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, κάπου στα πρώτα λεπτά της ύπαρξής του, το Σύμπαν πέρασε την «εποχή της πυρηνοσύνθεσης» (περισσότερες λεπτομέρειες αργότερα), κατά την οποία σχηματίστηκαν υδρογόνο και ήλιο σε αναλογία 3: 1 συν μια ασήμαντη πρόσμιξη άλλου φωτός στοιχεία, ιδιαίτερα το λίθιο Li, και τα ισότοπα υδρογόνο - δευτέριο D και τρίτιο Τ. Όλα τα άλλα βαρύτερα στοιχεία σχηματίστηκαν πολύ αργότερα μέσα στα αστέρια και εισέρχονται στον διαστρικό χώρο κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα κ.λπ. Παραδόξως, ήταν το απλό γεγονός της επικράτησης του υδρογόνου στο Σύμπαν που επέτρεψε στους θεωρητικούς να προβλέψουν την ανάγκη για την ύπαρξη του CMB.
Για περαιτέρω παρουσίαση, είναι επίσης σημαντικό να συγκρίνουμε την πυκνότητα των πυρηνικών σωματιδίων (πρωτόνια και νετρόνια) στο παρατηρήσιμο Σύμπαν με την πυκνότητα αριθμού φωτονίων στο CMB. Σύμφωνα με τη θεωρία του Planck, η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία ισορροπίας μπορεί να θεωρηθεί ως κάποια ιδανικό αέριοσωματίδια χωρίς μάζα - φωτόνια που έχουν ενέργεια για το μήκος κύματος. Η ενεργειακή πυκνότητα σχετίζεται με την πυκνότητα του αριθμού των φωτονίων με την προφανή σχέση , έτσι ώστε να προσδιορίζεται και η κατανομή του αριθμού των φωτονίων στα μήκη κύματος. Ολοκληρώνοντας συνολικά, λαμβάνουμε τον συνολικό αριθμό φωτονίων ανά μονάδα όγκου, ένα παρόμοιο ολοκλήρωμα του από δίνει την πυκνότητα ενέργειας όγκου και το πηλίκο δίνει τη μέση ενέργεια ενός φωτονίου. Όλες αυτές οι ποσότητες εξαρτώνται μόνο από τη θερμοκρασία και τις παγκόσμιες σταθερές:
[erg/cm 3 ], [φωτόνια/cm 3 ],
| [erg/cm 3 ], [φωτόνια/cm 3 ], | (4) |
| [έργιο], |
όπου - θερμοκρασία σε kelvins, - γνωστές σταθερές: . Η πρώτη από τις σχέσεις ονομάζεται νόμος Stefan-Boltzmann. Από αυτό προκύπτει ότι στην τρέχουσα θερμοκρασία = 3 K, το φόντο της ακτινοβολίας υποβάθρου περιέχει 550 εκατομμύρια φωτόνια ανά 1 κυβικό μέτρο. Η εκτίμηση της πυκνότητας της ύλης σύμφωνα με δεδομένα παρατήρησης είναι ακόμα αβέβαιη, αλλά σε κάθε περίπτωση δεν ξεπερνά τα όρια των 6 έως 0,03 πυρηνικών σωματιδίων ανά 1 κυβικό μέτρο (ο αριθμός 3 αντιστοιχεί στην κρίσιμη πυκνότητα). Έτσι, ένα πυρηνικό σωματίδιο αντιπροσωπεύει περίπου 10 8 - 10 10 φωτόνια. Σε μελλοντικές εκτιμήσεις, θα πάρουμε τον αριθμό 10 9: ένα δισεκατομμύριο φωτόνια ανά πυρηνικό σωματίδιο.
Αν και πρόκειται για έναν πολύ μεγάλο αριθμό, το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας συγκεντρώνεται πλέον στην ύλη και όχι στην ακτινοβολία. Η ενέργεια ενός πυρηνικού σωματιδίου είναι περίπου 1000 MeV (MeV = 1 εκατομμύριο ηλεκτρον βολτ), ενώ η μέση ενέργεια ενός φωτονίου στα = 3 K που λαμβάνεται από τις ίδιες μονάδες είναι περίπου eV στις ίδιες μονάδες (1 erg = eV). Αυτή η τιμή, ακόμη και μετά τον πολλαπλασιασμό με το 109, παραμένει τρεις τάξεις μεγέθους μικρότερη από την ενέργεια ενός πυρηνικού σωματιδίου, έτσι ώστε η συντριπτική πλειονότητα της ενεργειακής πυκνότητας να πέφτει τώρα στην ύλη. Αλλά αυτό δεν συνέβαινε πάντα: σε πρώιμο στάδιο, το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας ήταν η ακτινοβολία (βλ. παρακάτω).
Περνώντας στην περιγραφή της ίδιας της διαδικασίας της εξέλιξης, ας ξεχωρίσουμε νοερά στο διάστημα μια αυθαίρετη σφαίρα αρκετά μεγάλης ακτίνας («αρκετή» για την ισχύ της Κοσμολογικής Αρχής) και ας παρακολουθήσουμε την εξέλιξη στο χρόνο της ακτινοβολίας και της ύλης που περιέχεται εντός αυτής της περιοχής, υποθέτοντας ότι η κατανομή τους είναι ομοιόμορφη και ισότροπη. Ο όρος «ακτινοβολία μέσα σε αυτή τη σφαίρα» είναι, φυσικά, υπό όρους, αφού τα φωτόνια μπορούν να βγουν έξω από αυτήν και να έρθουν από έξω. Αλλά αυτές οι δύο διαδικασίες, λόγω της υποτιθέμενης ομοιογένειας, αλληλοαντισταθμίζουν η μία την άλλη, έτσι ώστε η έννοια της «ποσότητας ακτινοβολίας (ενέργειας) μέσα σε μια δεδομένη σφαίρα» έχει νόημα. Σύμφωνα με το νόμο του Hubble, η ακτίνα της υπό εξέταση περιοχής αυξάνεται με ρυθμό . Δεδομένου ότι η ποσότητα της ύλης μέσα στη σφαίρα παραμένει αμετάβλητη, η πυκνότητά της αλλάζει σύμφωνα με το νόμο. Αυτό ισχύει τόσο για την ενέργεια όσο και για την πυκνότητα μάζας, καθώς σχετίζονται με απλή αναλογικότητα.
Ας εξετάσουμε τώρα την ενέργεια της ακτινοβολίας λειψάνων. Αυτή τη στιγμή, το Σύμπαν είναι πρακτικά διαφανές στα ηλεκτρομαγνητικά κύματα (αφού βλέπουμε μακρινούς γαλαξίες), δηλ. Τώρα η ακτινοβολία στην πραγματικότητα δεν αλληλεπιδρά με την ύλη και εξελίσσεται ανεξάρτητα. Μπορεί να θεωρηθεί ως ένα σχετικιστικό αέριο φωτονίων με κάποια θερμοκρασία, που βρίσκεται μέσα στη σφαίρα της ακτίνας και διαστέλλεται αδιαβατικά (δηλαδή χωρίς ανταλλαγή θερμότητας με την εξωτερική περιοχή). Είναι γνωστό από τη στατιστική φυσική ότι η συνολική εντροπία ενός τέτοιου αερίου είναι ανάλογη με τον όγκο της σφαίρας) και παραμένει σταθερή κατά τη διαστολή. Από αυτό προκύπτει ότι και σχετίζονται με τη σχέση = const, δηλ. . Αυτό σημαίνει ότι εκείνη τη στιγμή στο παρελθόν, που όλοι οι γαλαξίες διπλασιάζονταν πιο στενός φίλοςσε έναν φίλο, το σύμπαν ήταν δύο φορές πιο ζεστό και ότι "πριν από πολύ καιρό" ήταν "πολύ ζεστό". Ο όρος «θερμοκρασία του Σύμπαντος» σε αυτή τη φάση υποδηλώνει τη θερμοκρασία του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου και δεν έχει καμία σχέση με την ύλη.
Από τα παραπάνω και την πρώτη ισότητα προκύπτει ότι οι ενεργειακές πυκνότητες της ύλης και της ακτινοβολίας συνδέονται και οι ακόλουθες σχέσεις: izl , πράγμα , . Από αυτά προκύπτει ότι όταν "μετακομίζουμε στο παρελθόν" (), η αξία του izl αυξάνεται ταχύτερα από την πραγματική. Επομένως, η σύγχρονη «εποχή της ύλης» (izl things) κάπου στο παρελθόν πρέπει αναγκαστικά να περάσει στην «εποχή της ακτινοβολίας» (izl things) με μια διαφορετική εξάρτηση από και .
Ας εξετάσουμε γενικά τα κύρια στάδια της εξέλιξης, την επιστροφή προς την «αρχή του κόσμου» και τη λήψη της θερμοκρασίας ως ανεξάρτητη μεταβλητή (αργότερα θα τη συνδέσουμε με την ηλικία του Σύμπαντος). Με την ανάπτυξη, η μέση ενέργεια των φωτονίων αυξάνεται, η οποία είναι ίση κατά σειρά μεγέθους με . Ποιοτικές αλλαγές συμβαίνουν όταν η τιμή φτάσει σε τιμές της τάξης της ενέργειας δέσμευσης των ηλεκτρονίων σε άτομα και μόρια (~ 1 eV), στη συνέχεια στους πυρήνες (~ 1 MeV), στη συνέχεια στα κατώφλια για τη δημιουργία ζευγών σωματιδίων-αντισωματιδίων, πρώτα για τα ελαφρύτερα στοιχειώδη σωματίδια, στη συνέχεια με αύξηση - όλο και πιο δύσκολο. Ας εξηγήσουμε με περισσότερες λεπτομέρειες. Τα στοιχειώδη σωματίδια χαρακτηρίζονται από τη μάζα ηρεμίας τους (συνήθως δίνεται η τιμή της αντίστοιχης ενέργειας σε ηλεκτρονβολτ), καθώς και από διακριτούς κβαντικούς αριθμούς: σπιν (εσωτερική γωνιακή ορμή) και διάφορα φορτία - ηλεκτρικό, βαρυόνιο και λεπτόνιο. Σε κατάλληλες μονάδες, το σπιν οποιουδήποτε σωματιδίου είναι ακέραιος ή μισός ακέραιος, τα σωματίδια με ακέραιο σπιν είναι μποζόνια, τα σωματίδια με μισό ακέραιο είναι φερμιόνια. φωτόνιο - ειδική περίπτωσημποζόνιο με σπιν 1 και μηδενικές τιμές και τα τρία φορτία. Αν για αυτής της ποικιλίαςσωματίδια , τότε η μάζα τους μπορεί να παραμεληθεί και, στη συνέχεια, για οποιαδήποτε μποζονικά σωματίδια η κατανομή ενέργειας θα έχει την ίδια μορφή όπως για τα φωτόνια και για τα φερμιόνια το πρόσημο μείον στον παρονομαστή θα αντικατασταθεί από ένα πρόσημο συν. Αυτό θα οδηγήσει σε μια μικρή μόνο αλλαγή (παράγοντες τύπου 7/8) στους συντελεστές στους τύπους, έτσι ώστε η διαφορά μεταξύ μποζονίων και φερμιονίων να μην είναι σημαντική.
Τα περισσότερα σωματίδια έχουν ένα αντίστοιχο ζεύγος - ένα αντισωματίδιο με την ίδια μάζα και σπιν και αντίθετες τιμές όλων των φορτίων. Και τα τρία φορτία διατηρούνται σε οποιεσδήποτε διαδικασίες αλληλεπίδρασης στοιχειωδών σωματιδίων. Κατά τις συγκρούσεις τους, μπορεί να συμβούν οποιεσδήποτε αλληλομετατροπές σωματιδίων, οι οποίες είναι αποδεκτές ως προς την ενέργεια και τους νόμους διατήρησης των φορτίων. Συγκεκριμένα, στη σύγκρουση δύο φωτονίων με επαρκώς υψηλή ενέργεια, μπορούν να γεννηθούν διάφορα ζεύγη σωματιδίων – αντισωματιδίων. Τέτοιες διαδικασίες ξεκινούν όταν φτάσει η τιμή οριακή τιμήγια ένα δεδομένο είδος σωματιδίων, και γίνονται πολύ έντονα στο . Παραθέτουμε τα πιο σημαντικά στοιχειώδη σωματίδια, υποδεικνύοντας σε αγκύλες τους παραδοσιακούς τους χαρακτηρισμούς, την ενέργεια ηρεμίας και την τάξη μεγέθους της θερμοκρασίας κατωφλίου: το ηλεκτρόνιο και το αντισωματίδιο του ποζιτρόνιο ( , = 0,5 MeV, K), παρόμοια ζεύγη μιονίων ( , MeV) , μεσόνια pi (, , E ~ 135 MeV) με θερμοκρασία κατωφλίου περίπου 10 12 K, και τέλος, πυρηνικά σωματίδια πρωτόνιο (ζεύγος , , = 938,26 MeV) και νετρόνιο (ζεύγος , , = 939,55 MeV) με θερμοκρασία κατωφλίου 10 13 Κ. Το νετρόνιο είναι ελαφρώς (1,3 MeV) βαρύτερο από το πρωτόνιο, και αυτό είναι σημαντικό για την εποχή της πυρηνοσύνθεσης.
Μπορούμε τώρα να παρακολουθήσουμε την εξέλιξη «πίσω στο χρόνο» καθώς η θερμοκρασία ανεβαίνει. Η πρώτη ποιοτική αλλαγή συμβαίνει στους ~3000 K, όταν φτάσει σε τιμές της τάξης του 1 eV και η ακτινοβολία αρχίζει να σπάει άτομα. Η ουσία στη συνέχεια μετατρέπεται σε πλάσμα που αποτελείται από ελεύθερους πυρήνες και ηλεκτρόνια, η πυκνότητά της αυξάνεται ~ με περαιτέρω ανάπτυξη. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, στους 10 4 K περίπου, ένα τέτοιο μέσο γίνεται ήδη αδιαφανές για την ακτινοβολία: τα φωτόνια διασκορπίζονται από ελεύθερα ηλεκτρόνια και πυρήνες, και αυτό οδηγεί στην καθιέρωση μιας γενικής θερμικής ισορροπίας μεταξύ ακτινοβολίας και ύλης με κοινή θερμοκρασία για ολόκληρο το Σύστημα. Επόμενο ορόσημο- ~ 10 10 K, όταν ξεκινά η έντονη δημιουργία ζευγών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων (κατώφλι K) και οι διαδικασίες αποσύνθεσης των πυρήνων στα συστατικά τους -ελεύθερα νετρόνια και πρωτόνια-. Η πυκνότητα μάζας κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου φτάνει τιμές της τάξης των 10 5 g/cm 3 . Μια τέτοια υψηλή πυκνότητα αυξάνει τον αριθμό των αμοιβαίων συγκρούσεων και αυτό εξασφαλίζει την εγκαθίδρυση θερμοδυναμικής ισορροπίας για όλους τους τύπους σωματιδίων που υπάρχουν στο σύστημα. Το κατώφλι για την παραγωγή ζευγών , και , είναι ακόμα πολύ μακριά (πόρος ~ 10 13 K), επομένως η αναλογία του αριθμού των πρωτονίων προς τον αριθμό των νετρονίων καθορίζεται από τον κλασικό τύπο Gibbs