Перайсьці да зьместу

Вялікі выбух

Правіць спасылкі
Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
Пашырэньне Сусьвету, якое працягваецца й сёньня

Вялі́кі вы́бух (па-ангельску: Big Bang) — гіпатэтычны пачатак пашырэньня Сусьвету, перад якім Сусьвет знаходзіўся ў сынгулярным стане. Згодна з мадэльлю Вялікага выбуху, Сусьвет быў першапачаткова вельмі гарачым і шчыльным і хутка пашыраўся. Гэтае пашырэньне выклікала астуджэньне сусьвету, і на сёньня ён працягвае пашырацца. На аснове найлепшых наяўных вымярэньняў на 2010 год, першапачатковы стан Сусьвету існаваў каля 13,7 мільярду гадоў назад[1], калі й адбыўся Вялікі выбух[2]. Тэорыя найбольш поўна й дакладна тлумачыць навуковыя дадзеныя й назіраньні[3].

Жорж Лемэтр прапанаваў тое, што сёньня вядома як тэорыя Вялікага Выбуху пра паходжаньне Сусьвету, ён назваў яе «гіпотэзай першабытнага атама». Тэорыя абапіраецца абапіраецца на агульную тэорыю рэлятыўнасьці Альбэрта Айнштайна й на спрошчаных дапушчэньнях, як то аднастайнасьць і ізатрапіі прасторы. Асноўныя раўнаньні былі сфармуляваны Аляксандрам Фрыдманам. У 1929 годзе Эдўін Габл выявіў, што адлегласьць да галяктыкі, як правіла, прапарцыянальна ейнаму чырвонаму зрушэньню. Гэтая ідэя першапачаткова была прапанавана Лемэтрам у 1927 годзе. Назіраньнямі Габла было выяўлена, што ўсё галяктыкі маюць тэндэнцыю на аддаленьня ад нашае Галяктыкі, прычым, чым далей знаходзіцца галяктыка, тым большая хуткасьць аддаленьня[4].

Калі адлегласьць паміж галактыкамі ўзрастае сёньня, тады усё павінна было быць бліжэй адзін да аднаго ў мінулым. Паводле гэтай ідэі ў мінулым існавалі крайнія значэньні шчыльнасьці й тэмпэратуры[5]. Каб праверыць гэтую тэорыю былі пабудаваны вялікія паскаральнікі часьцінак, якія павінны былі ўзнавіць дадзеныя ўмовы. У выніку тэорыя была часткова пацьверджана, але з-за абмежаваных магчымасьцяў для дасьледаваньняў, па-за фізыкай элемэнтарных часьцінак. Без якіх-небудзь доказаў зьвязаных з раньнім момантам пашырэньня, тэорыя Вялікага Выбуху не можа й не прадугледжвае якога-небудзь тлумачэньня для такіх пачатковых умоваў, а, хутчэй, яна апісвае й тлумачыць агульную эвалюцыю Сусьвету з таго моманту. Назіраемае багацьце лёгкіх элемэнтаў у космасе сапраўды адпавядае разьліковым прагнозам на фармаваньне гэтых элемэнтаў у выніку ядзерных працэсаў пры хуткім росьце й астуджэньні Сусьвету пасьля першых хвілінаў Выбуху, што лягічна й колькасна адпавядае нуклеасынтэзу пасьля Вялікага Выбуху.

Фрэду Гойлу прыпісваюць аўтарства тэрміну Вялікага Выбуху, які ён ужыў падчас радыёперадачы ў 1949 годзе. Як распавядаецца, Гойл, які прасоўваў альтэрнатыўную касмалягічную мадэль «ўстойлівага стану», ужыў гэтую фразу каб зьняважыць апанэнтаў. Але сам Гойл адмаўляецца ад праявы зьнявагі, кажучы што гэты дзіўны вобраз быў закліканы падкрэсьліць адрозненьне паміж двума мадэлямі[6][7]. Гойл пазьней значна дапамог у намаганьнях зразуменьня зорнага нуклеасынтэзу, ядзернага шляху стварэньня пэўных цяжкіх элемэнтаў зь лёгкіх. Пасьля адкрыцьця касьмічнага мікрахвалевага фонавага выпраменьваньня ў 1964 годзе, і, асабліва, калі ягоны спэктар (колькасьць выпраменьваньня вымяраецца на кожнай даўжыні хвалі) быў знойдзены для цеплавога выпраменьваньня чорнага цела, большасьць навукоўцаў была досыць пераканана ў верагоднасьць Вялікага Выбуху.

Распрацоўка тэорыі

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
Малюнак атрыманы са спадарожніка WMAP, каб дапамагчы зразумець Вялікі выбух

Тэорыя Вялікага выбуху была распрацавана з назіраньняў структуры Сусьвету й з тэарэтычных меркаваньняў. У 1912 годзе Вэста Слайфэр вымераў першы доплераўскі зрух «сьпіральных імглістасьцяў» (сьпіральныя імглістасьці ёсьць састарэлым тэрмінам для сьпіральных галяктык), і неўзабаве знайшоў, што амаль усе гэтыя імглістасьці выдаляліся ад Зямлі. Ён не зразумеў касмалягічнага следзтва з гэтага факту, ды й наогул у той час гэта было вельмі спрэчным пытаньнем ці ёсьць імглістасьці «астраўнымі сусьветамі» за межамі нашай Галяктыкі[8][9]. Праз дзесяць гадоў расейскі касмоляг і матэматык Аляксандар Фрыдман атрымаў раўнаньні, названыя ў ягоны гонар, з раўнаньняў агульнай тэорыі рэлятыўнасьці Айнштайна, паказваючы, што Сусьвет можа быць пашыраны ў адрозненьне ад статычнай мадэлі Сусьвету, у абарону якой выступаў Айнштайн у той час[10]. У 1924 годзе вымярэньні Эдўіна Габла вялікай адлегласьці да бліжэйшай сьпіральнай імглістасьці паказалі, што гэтыя сыстэмы сапраўды былі іншымі галяктыкамі. Незалежна ад Фрыдмана ў 1927 годзе бэльгійскі фізык і каталіцкі сьвятар Жорж Лемэтр зрабіў выснову, што аддаленьне туманнасьцяў было зьвязана з пашырэньнем Сусьвету[11].

У 1931 годзе Лемэтр пайшоў далей і выказаў здагадку, што відавочна пашырэньне Сусьвету, прагназуемае ў былым, азначала, што ў мінулы Сусьвет быў меншы, а ў нейкім канчатковым часе ўся маса Сусьвету была засяроджаная ў адной кропцы, «першабытным атаме», дзе паўстала матэрыя прасторы й часу[12].

З 1924 году Габл старанна распрацаваў шэраг індыкатараў адлегласьці, папярэднікаў шкалы адлегласьцяў, выкарыстоўваючы 100-цалевы тэлескоп Гукера ў абсэрваторыі Маўнт Ўілсан. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласьць да галяктык, чыі чырвоныя зрушэньні ўжо былі вымераны, у асноўным Слайфэрам. У 1929 годзе Габл выявіў сувязь паміж адлегласьцю й хуткасьцю спаду, зараз вядомую як закон Габла[13]. Лемэтр ужо паказаў, што ад гэтага трэба чакаць, улічваючы касмалягічны прынцып[14].

У 1930-я гады й іншыя ідэі былі прапанаваныя ў якасьці нестандартнаых варыянтаў касмалёгіі, каб растлумачыць назіраньні Габла, у тым ліку Мілнаўская мадэль[15], якая прадугледжвала існаваньне вагальнага Сусьвету, першапачаткова прапанаваная Фрыдманам, але падтрыманая Альбэртам Айнштайнам і Рычардам Толмэнам[16], і гіпотэза стомленага сьвятла Фрыца Цвікі[17].

Крыніцы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
  1. ^ Komatsu, E.; et al. (2009). «Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation». Astrophysical Journal Supplement 180 (2): 330.
  2. ^ «Origins: CERN: Ideas: The Big Bang». The Exploratorium. 2000
  3. ^ Feuerbacher, B.; Scranton, R. (25 January 2006). «Evidence for the Big Bang». TalkOrigins.
  4. ^ Hubble, E. (1929). «A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae». Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–73.
  5. ^ Gibson, C.H. (21 January 2001). «The First Turbulent Mixing and Combustion». IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.
  6. ^ «Big bang' astronomer dies». BBC News. 22 August 2001.
  7. ^ Croswell, K. (1995). «Chapter 9». The Alchemy of the Heavens. Anchor Books.
  8. ^ Slipher, V.M (1913). «The Radial Velocity of the Andromeda Nebula». Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57.
  9. ^ Slipher, V.M (1915). «Spectrographic Observations of Nebulae». Popular Astronomy 23: 21–24.
  10. ^ Friedman, A.A. (1922). «Über die Krümmung des Raumes». Zeitschrift für Physik 10 (1): 377–386. doi:10.1007/BF01332580.
  11. ^ Lemaître, G. (1927). «Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques». Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41.
  12. ^ Lemaître, G. (1931). «The Evolution of the Universe: Discussion». Nature 128 (3234): 699–701. doi:10.1038/128704a0.
  13. ^ Christianson, E. (1995). «Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae». Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0-374-14660-8.
  14. ^ Peebles, P.J.E.; Ratra, B. (2003). «The Cosmological Constant and Dark Energy». Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  15. ^ Milne, E.A. (1935). «Relativity, Gravitation and World Structure». Oxford University Press. LCCN 35-19093.
  16. ^ Tolman, R.C. (1934). «Relativity, Thermodynamics, and Cosmology». Clarendon Press. ISBN 0-486-65383-8. LCCN 34-32023.
  17. ^ Zwicky, F. (1929). «On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space». Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (10): 773–779.
Выява накіду Гэта — накід артыкула пра навуку. Вы можаце дапамагчы Вікіпэдыі, пашырыўшы яго.
Атрымана з «https://be-tarask.wikipedia.org/w/index.php?title=Вялікі_выбух&oldid=2305731»