Universumi varane evolutsioon- referaat (1)

Keskkool - Füüsika - Füüsika

1 Hindamata

Kool
Universumi varane evolutsioon
Referaat
Koostaja :
Klass:
Koht 2012
SISUKORD:

Sissejuhatus................................................................................. 3

Kosmoloogia ............................................................................... 4

Paisuv Universum .................................................................... 5-6

Inflatsiooniline arneguetapp.................................................... 7-8

Kiirgusdominantne arneguetapp............................................ 9-10

Kasutatud kirjandus................................................................... 11
SISSEJUHATUS
Soov mõista võimalikult sügavalt Universumi ehitust ja evolutsiooni on viinud teadlasi mitmesuguste teoreetiliste materjalide väljatöötamisele. Praegusajal on põhikonspetsioonina tunnustatud Einsteini üldrekatiivsusteooria baasil Aleksandr Fridmani tuletatud lähtevõrrandid, mis ühendatuna vaatlusandmetega, mis viisid arusaamale, et kosmoloogilisel alghetkel pidi ülitihe ja ülikõver Universum olema ülitugevas paisumisseisundis. Piltlikult kasutatakse seda kui ülivõimsat plahvatust, Suurt Pauku, mis viis Universumi tekkemomendil paisumisseisundisse. Nüüdisaegsed teoreetilised kaalutlused näitavad, et meie universum võib olla üks suur „mull“, realiige teiste omasuguste seas.
KOSMOLOOGIA
Kosmoloogia on Universumi ehituse ja evolutsiooniga tegelev teadusharu. Ka Universumi suuremate allsüsteemide- galaktikasüteemide ja galaktika paiknevuse, ehituse ja evolutsiooni uurimine on kosmoloogia ülesanne. Nüüdsikosmoloogias tugineb Universumi modelleerimine üldrelatiivsusteooria võrranditele. Need kirjeldavad Universumi paisumiskiirusi ja- kiirendusi temas paikneva mateeria poolt avaldatavate jõudude mõjul. Mateerja ise eisneb kahes põhivormis- ainena ning kiirgusena. Aineks on elementaar- või automaarosakesed, mis omades seisumassi võivad eksisteerida paigalseisvaina. Sellisteks osakesteks on neutronid, prootonid ja elektronid, millest koosnevad kõikide keemiliste elementide aatomid , samuti hüperonid ning mesonid . Kiirguskvantidel seisumass puudub, mistõttu nemad saavad vaid eksiteerida valguse kiirusel liikudes. Sellisteks osakesteks footonid ja neutriinod.
Üldjuhul on mateeria Universumis kõikvõimalike elementaarosakeste ja nende süsteemide segu. Selle koostis sõltub eelkõige temperatuurist, kuid ka mateeria tihedusest. Temperatuuriga möödub oskaeste kaootilise ehks soojusliikumise määr. Temperatuuris sõltub aga, millised osakesed on valdavad ning millised nendevahelised muundumisprotsessid kokkupõrgetel ning lagunemisel toimuvad. Kõikide protsesside toimumissagedusi saab vaid leida füüsikaseaduste alusel.
Rakendades endi piiratuid, inimkogemusele tuginevaid seadusi Universumis valitsevatele äärmuslikele olukordadele, pole kaugeltki välistatud võimalus eksida. Kuid muud teed pildi loomiseks arenevast Universumist meil pole.
Selleks, et valida välja võimalike mudelite hulgast meie tegelikule maailmale vastav, on vaja vaatlustest määrata kolm antud hetke Universumit iseloomustavat põhisuurust kauguste ajalise muutumise määr, mateeria tihedus ja temperatuur. Need ongi piltlikult väljendades „kolm vaala“ või „kolm, elevanti“, millele toetub kosmoloogia. Ent ühegi nende suuruse küllaltki täpne määramine pole kerge.
PAISUV UNIVERSUM
Lähtudes Giordano Bruno ammusest patusets ideeest ( mida nüüd nimetatakse kosmoloogiliseks printsiibiks), et Universumis pole eelispunkte ega eelissuundi, tuletas Aleksandr Fridman aastail 1922 ja 1924 Albert Einsteini üldrelatiivusteooriast kõverruumilise Universumi kohta võrrandid, millest järeldas, et maailmaruum ei saa olla stabiilne, vaid ta peab kas paisuma või kokkutõmbuma. Einstein ise oli slelest ebameeldivast asjaolust üle saanud sellega, et tõi oma võrrandisse sisse kosmoloogilise liikme, mis on tõlgendatav mingist ainest ja kiirgusest sõltumatu lisajõuna. Kosmoloogilise konstandi abil õnnestus Einsteinil konstrueerida stabiilne ning seega igavesti eksiteeinud ja eksisteerima jääv muutumatu Universum. Fridman, aga pidas selle konstandi sissetoomist õigustamatuks ja nii ta saigi Einsteini jaoks esialgu ebameeldivad tulemused.
Siis aga läks käiku Mount Wilsoni (USA) observatooriumis võimas, 2,5 meetrse läbimõõduga teleskoop. Sellega Edwin Hubble’i ja ta kaastöötajate poolt tehtud vaatlused näitasid, et kaugete galaktikate spektrites esineb spektrijoonte punanihe , mis on võrdeline kaugusega meist. See tulemus oli kooskõlas Fridmani teooriaga, mis viitas, et Universumi paisub ühtlaselt. Piltilikult võib sellist universumit võrrelda paisuva seebimulliga. Fridmani võrrandeist järeldus aga ka alghetke olemasolu, mil mateeria tihedus oli lõpmatu ning ruum ise oli lõpmatu kõver. Selle ebameeldivuse kõrvaldamiseks hakati välja mõtlema mitmesuguseid lisaeeldustel ja oletustel tuginevaid Universumi mudeleid . Oli aeg, kus paistis , et igal õigel kosmoloogil on oma mudel.
Meile teadaolevatel füüsikaseadustel on üsnagi kindlasti omad, seni veel meile teadmata, rakendatavuspiirid, mida äärmuslikele tingimustele varases Universumis kohaldada ei saa. Ometigi võime need piirid välja selgitada, kui kasutame neid seadus Universumi modelleerimisel. Selge on aga, et ülivarases Universumis pidid toimima ülitugevad tõukejõud. Piltilikult väljendades võime öelda, et algses Universumis toimus üks ülivõimas pauk, Suur Pauk, mis viis Universumi paisumis seisundissse. Selle paisumise määr esitatakse Hubble’i konstandina , mis on praeguste andmete järgi 50-75 km/s megaparseki kohta. Selle konstandi pöördväärtusega on määratud Univesrumi iga, mis on 10-15 miljardit aastat.
Ürgplahvatuse olemus oli aastakümneid suur mõistatus, mida sageli käsitelti kui paisumisparadoksi. Alles poolteist aastakommet atgasi leidis see paradoks seletuse kosmoloogilise inflatsiooniteooria näol.
Teinine imetlusväärne asjaolu on see, et aine tihedus Univerusmis on lähedane kriitilisele väärtusele. Teisiti väljendades, pole seni selge, kas sela on ülekaallus gravitatsiooniliste tõmbetungide poolt tekitatav potensiaalne energia või plahvatlusliku paisumise kineetiline energia. Kui ülekaalus on potensiaalne energia, peaks Universumi paisumine tulevikus asenduma kokkutõmbumisega, selljuhul on ta lõpliku ruumalaga ja elliptilise geomeetriaga. Kui ülekaalus on aga kineetiline energia, siis on Universum oma ulatuvuselt lõpmatu ning hüperboolse geomeetriaga. Selline Univerusm on igavesti aeglustuvalt paisuv. Neid kahte juhtu lahutab paraboolse ehk standarduniversumi juhtum, kus potensiaalne ja kineetiline energia on võrdsed. Vastavat ainetihedust Universumis nimetataksegi kriitiliseks.
INFLATSIOONIINE ARENGUETAPP
Inflatsiooniteooria teke sai võimalikuks vaid elementaarosakeste ja väljateooria edusammude tulemusena. Kvantfüüsikast järeldus, et ülivarases vaakumi kvantfuktuatioonina tekkinud Universumis, kus mateeria on ülitihe ja ülikuum, olid valitsevateks osakeste vahel väga suurte seisumassidega skalaarsete bosonite baasil kujunenud ülitugevad tõukejõud, mida võib käsitleda kui viiendat liiki vastasikmõju. See avaldub varaes Universumis lisaks neljale hästi tuntud vastasikmõjule. Nendeks on teatavasti tuumasisene tugev ja nõrk interaktsioon ning suuretele vahemaadele ulatuvad elektromagnetiline ja gravitatsiooniline interaktsoon. Nende tõukejõudude mõjul tekibki ülivarase Universumi ülikiire inflatsiooniline paisumine ja paisumisenergia võrde negatiivse potentsiaalse energiaga mateeria. Universaatele tõukejõudel on veel see omadus, et nad muudavad aine tiheduse kõikides punktides ühesuguseks. Sõna inflatsioon tähendab laialipuhumist, ning säärasel Universumil on analoogia täispuhutava seebimulliga, mille pind kujuneb siledaks välis- ja sisejõudude mõjul. Paregu on inflatsioonilise kosmoloogia raame stekkinud uus pilt ülivarases Universumist. Seejuures mitmed varem lahendamatuiks peetud probleemid on kõrvaldatud, kuid nende asemele on ilmunud uued.
Universumit kirjeldavateks algsuurusteks on alghetk (5,4x1ft44 s), algpikkus(1,6x1033 cm), algtihedus (5,2x1093 g/cm3),osakeste maksimaalne seisumass (2,2x1ft5 g) ja vastav seisuenergia (2x1016 ergi). Kasutades lisaks veel termodünaamika aluseks olevat Boltzmanni konstanti, saame ka sellistele energiatele vastava ülikõrge algtemperatuuri (1 ,4x 1032 K). Viimasest suurusest saab ligikaudu hinnata temperatuuri käiku paisuvas Universumis ja niiviisi ka selle väärtust praegu.
Täpse väärtuse temperatuurile Universumis käesoleval hetkel saab aga vaid mõõtes kosmoloogilist reliktkiirgust, mis avaldub vaatlustes ülimalt ühtlase ürgtekkelise kiirgusfoonina ( lainepikkus vahemikus 1mm- 10cm ) ja vastab musta keha kiirgusele temperatuuril 2,7 K. Kiirgusfooni avastasid 1965 Arno Penzias ja Robert Wilson , kes said kõnealuse avastuse eest 1978 Nobeli Mäsikapreemia. See kiirgusfoon on niivõrd ühtlane kõikides suundades, et moodustab omapärase maailmaeetri, mille suhtes saab määrata taevakehade, sealhulgas ka Maa ja Päikese absoluutseid kiirusi ürgmateeria suhtes. Säärased kiirused on kujunenud taevakehadel ja nende süsteemidel omavahelise gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul, mis erinevana varases Universumis valitsevast tõuketungist, viib taevakehade ja nende süsteemide tekkele Universumi evolutsiooni hilisemal perioodil.
Universumi inflatsiooniline paisumine kestisalla 10-30 sekundi. Selle aja jooksul toimus Universumis kauguste suurenemine eksponentsiaalselt ajas ning hinnanguliselt suurenesid Universumi lineaarmõõtmed umbes 1020 korda. Sellise Universumi esialgne isotroopsus ja homogeensus peaks säilima isegi siis, kui ülisuurtel punanihetel oleks nähtav Universumi osa, mis on 1060 korda suurem praegu võimsate teleskoopidega nähtavast ruumiosast. Inflatsioonilise paisumise etapi lõppedes kaovad skalaarsed bosonid. Kuid säilivad inflatsiooniga koos ilmunud kvargid . Edasi hakkavad põhirolli mängima kvarkidega seotud osakesed ja nende muundumised. Välistatud pole ka selliste osakeste esinemine, millest praegu pole aimugi. Universumi edasine evolutsioon hakkab toimuma tavalisemat tüüpi elementaarosakeste muundumise tulemusena. Seejuures Universumi pideva paisumisega kaasneb tema pidev jahtumine ja järkjärguline raskete osakeste ja antiosakeste annihilatsioon , mis küll aeglustab, kuid ei suuda vältida Universumi jahtumist. Inflatsioonilisekosmoloogia kohaselt on kogu meie Universum tekkinud esialgsest vaakumist selles toimuvate protsesside tulemusena, mis viib vaakumi mullistumisele. See aga tähendabki edasiselt inflatsiooniliselt paisuva Universumi teket. Selliseid “mulle” ehk universumeid peaks olema tohutu hulk, ja meie oleme seal vaid üks realiige.
Algul oli Universum täielikult sümmeetriline aine ja antiaine suhtes. Paisuvas ja jahtuvas Universumis pidanuks aine ja antiaine ühesugugsed osakesed paarikaupa annihileeruma ja muutuma lõpptulemusena peamiselt footonpaarideks. Sel juhul ei oleks üldse saanud kujuneda taevakehasid. Nõrk asümmeetria aine ja antiaine osakeste vahel, kerge ülekaaluga aineosakeste kasuks, tekib Universumis aga inflatsioonilise evolutsioonistaadiumi lõpul. Nimelt on sel ajal temperatuur niivõrd kõrge, et elementaarosakestele kehtib nn.suur ühendus, mille puhul on ühtseks liitunud elektronõrga interaktsiooniga ka tugev interaktsioon.
KIIRGUSDOMINANTNE ARENGUETAPP
Tuumaosakeste uuendumise lõppedes on kadunud antiaine, olles annihileerunud tavalise aine osakestega kiirgusfooniks, mille moodustavad seni teada olevatel andmetel kolme tüüpi neutriinod, nende antiosakesed ja footonid. Viimased on vabad igasugusest laengust ja on seega iseenese antiosakesteks. Säilinud elektronide, prootonite ja neutronite segu on sedavõrd hõre, et on muutunud neutriinodele läbipaistvaks. Väheefektiivsest vastastikmõjust saabki alguse erinevatele osakestele erineva neile omase temperatuuri kujunemine. See aga tähendab seda, et Universumi paiusmisenergia arvel hakkavad kujunema kõravlekalded termodünaamilisest tasakaalust, mis avaldub erinevat liiki osakeste mittetasakaaluliste. Suhtekonsentratsioondes varase Universumi sellel arenguetapil on kujunennud järgnevate südmusteahelate kaudu praegune keemiliste elementide levikuaste nii taevastes objektides kui ka maa peal.
Ainult tänu füüsikaseaduste iludusvigadele saab võimalikuks nii Päikese, Maa ja ka meie enese eksistents . Universumi arenguetapis, kus alles on jäänud vaid tugev kiirgusfoon ja inflatsioonilisel evolutsioonietapil tekkinud aintainega tasakaalustamata haruldased üksiklased- osakesed, millele pole jätkunud vastaspartnereid. Nendest osakeste tasakaalulisest lähtesegust algabki uue, seekord juba tasakaalutu osakestesegu kujunemine paisuvas Universumis, kus osakestel pole enam vöimalust leida endale vastaspartnereid, vaid ainult liitlasi. Seejuures liitosakeste kujunemisel on oluline see, et lut oleks tugev ja liidu moodustamiseks ei tuleks ületada liiga kõrgeid barjääre. Liitosakese tugevuse määrab seoseenergia , mis kujuneb tuumaosakeste vahel lähidistantsidel (kaugustel alates tavaliste aatomituumade möötmetest 1013 cm) valitseva universaalse tõ0mbejõu ja prootonite vahel valitseva elektrostaatilise tõukejõu mõjul, mis loobki osakeste ühinemist tõkestava barjääri.
Lähikaugustel on elektrostaatiline tõukejõud prootonite vahel umbes 100 korda nõrgem kui tugev tuumajõud. Seejuures elektrostaatiline jõud mõjub suurtele kaugustele, tuumajõud aga vaid lähinaabritele. Need kaks asjaolu määravadki, miks rasktmate elementide tuumade tekkeks on vajalik ületada kõrgeid potentsiaalibarjääre, miks suure elektrilaenguga aatomituumad lagunevad ning miks arvust 100 tunduvalt suurema arvu prootonitega elemente ei esine üldse. Samuti järeldub siit, et täieliku termodünaamilise tasakaalu korral tuumaosakeste tihinemisel muutuks kogu aine Universumis rauaks ja tema naabermetallideks Mendelejevi tabelis, sest nende lõikumiseks vajalik energia on kõige suurem.
Neutronid lisavad aatomile tõmbejõudu ning on vajalikud enamiku keemiliste elementide stabiilsete isotoopide, seega vaid neutronite arvu poolest erinevate tuumade, tekkeks.
Tuumasünteesiks soodsad temperatuurid 1010~109 K läbib paisuv ja jahtuv Universum mõne minutiga. Sel etapil on tuumaosakeste vahelised kaugused suhteliselt suured — umbes
107~106 cm. Mõne aatomituuma moodustumiseks peavad aga osakesed lähenema üksteisele vähemalt 10-13 cm kaugusele. Tekibki tugev termodtünaamiline tasakaalutus nukleogeneesis. Jahtuvas Universumis jõuab moodustuda pisut deuteeriumi ja triitiumi (prootoni ühinemisel vastavalt tihe ja kahe neutroniga) ning kahest prootonist ja kahest neutronist koosnevaid alfaosakesi, s.o.tavalise heeliumi suure seoseenergiaga tuumasid. Selle ürgtekkelise kergete keemiliste elementide ja nende isotoopide segu koostise järgi on põhimõtteline võimalus määrata vaatlustest kosmoloogilise ürgsegu keemiline koostis ja seega ka täpsustada sellele vastavate füüsikaliste parameetrite väärtusi. Eriti meelitav on füüsikaliste tingimuste suhtes tundliku deuteeriumi ürgsisaldusele baseerudes määrata aine tihedust praeguses Universumis. Kuid asja rikub suuresti ära see, et seda isotoopi toodetakse ja paisatakse kosmilisse ruumi ka tuumareaktsioonidel tähtedes, mistõttu vajalikeks spektrivaatlusteks tuleb leida koht, mis pole saastatud hilisemate lisanditega.
Kosmoloogilisele nukleogeneesile järgneb pikk Universumi jahtumisfaas kiirgusdominantsel arenguetapil, kus midagi erilist ei juhtu enne, kui selle etapi lõpul temperatuur on Universumis langenud niivõrd madalaks (4000 K), et toimub elektronide rekombinatsioon moodustunud heeliumi ja vesiniku tuumadega: kosmoloogilise plasma asemele tekib kosmoloogiline gaas . Umbes samaaegselt muutub ka Universum kiirgusdominantsest ainedominantseks (aine tihedus saab suuremaks kiirguse tihedusest).
Kujunenud musta keha footonkiirgus mõnda aega hajub veel üha nõrgenevalt vabade elektro nide foonilt ja seejärel muutub ta ainefoonist täiesti sõltumatuks musta keha kiirguseks. Musta keha kiirgusel on see tähelepanuväärne omadus, et Universumi paisudes jääb ta ikkagi musta keha kiirguseks, kuigi ta temperatuur muutub pöördvõrdeliselt Universumi mõõtmetega. Need
footonid ongi praegu registreeritavad raadioteleskoopidega kui kosmoloogilise päritoluga 2,7K temperatuurile vastav reliktkiirgus . See pärineb ajast, mil Universumi vanus oli umbes miljon aastat. Kiirgusfoonist sõltumatu ainefoon jaheneb kiiresti, ruutsõltuvuses kiirgustemperatuuri langusest.
KASUTATUD KIRJANDUS

„Universum“ Rein Veskimäe

.DOCX Laadi alla originaalfail 9 lk · .docx · 17 allalaadimist

Universumi varane evolutsioon- referaat #1

Universumi varane evolutsioon- referaat #2

Universumi varane evolutsioon- referaat #3

Universumi varane evolutsioon- referaat #4

Universumi varane evolutsioon- referaat #5

Universumi varane evolutsioon- referaat #6

Universumi varane evolutsioon- referaat #7

Universumi varane evolutsioon- referaat #8

Universumi varane evolutsioon- referaat #9

100 punkti Autor soovib selle materjali allalaadimise eest saada 100 punkti.

~ 9 lehte Lehekülgede arv dokumendis

2012-03-28 Kuupäev, millal dokument üles laeti

17 laadimist Kokku alla laetud

1 arvamus Teiste kasutajate poolt lisatud kommentaarid

reelika92 Õppematerjali autor

Soov mõista võimalikult sügavalt Universumi ehitust ja evolutsiooni on viinud teadlasi mitmesuguste teoreetiliste materjalide väljatöötamisele. Praegusajal on põhikonspetsioonina tunnustatud Einsteini üldrekatiivsusteooria baasil Aleksandr Fridmani tuletatud lähtevõrrandid, mis ühendatuna vaatlusandmetega, mis viisid arusaamale, et kosmoloogilisel alghetkel pidi ülitihe ja ülikõver Universum olema ülitugevas paisumisseisundis. Piltlikult kasutatakse seda kui ülivõimsat plahvatust, Suurt Pauku, mis viis Universumi tekkemomendil paisumisseisundisse. Nüüdisaegsed teoreetilised kaalutlused näitavad, et meie universum võib olla üks suur „mull“, realiige teiste omasuguste seas.

kosmoloogia universum inflatsiooniline arenguetapp kiirgusdominantne arenguetapp universum evolutsioon

Sarnased õppematerjalid

doc

Suure Paugu teooria ja ajalugu

Suur Pauk Allikas: Vikipeedia WMAPi ülesvõte kosmilisest mikrolainetaustast ehk reliktkiirgusest. Suur Pauk (inglise keeles Big Bang) oli hüpoteetiline sündmus umbes 13,7 miljardit aastat tagasi: universum hakkas kujuteldamatult tihedast olekust plahvatuslikult paisuma. Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis universumi alguseks. Suure Paugu teooria käsitleb ka universumi varajast arengut pärast Suurt Pauku. Suur Pauk ei olnud "plahvatus" olemasolevas ruumis, vaid mateeria, ruumi ja aja ühine tekkimine algsest singulaarsusest. Paisumine on vaadeldav Hubble'i seose kaudu, mis ütleb, et mida kaugemal mingi galaktika meist on, seda kiiremini ta meist eemaldub. Suurest Paugust umbes 300 000 aasta võrra hilisemast seisundist annab tunnistust kosmiline mikrolainetaust ehk reliktkiirgus: tol ajal omandasid mikrolainetausta footonid absoluutselt

Füüsika

docx

Universum

Universum. Gerda Jaanus Häädemeeste Keskkool 12.klass 2008 a. Universum on inimesele tajutav ja kujuteldav maailmakõiksus, kõikide asjade kogusus. Teaduses mõeldakse selle all kosmost ehk maailmaruumi, mis sisaldab kogu ainet ja energiat. Uinversumi paisumine pärast Suurt Pauku. 21. sajandi alguses valitseb seisukoht, et Universum tekkis Suure Pauguga ning sestsaadik jätkab laienemist. Kindlat dateeringut Suurel Paugul ei ole. Nimetatakse daatumeid 13,7 miljardit aastat tagasi, 15 miljardit aastat tagasi ja 17 miljardit aastat tagasi. Kõige tõendatum daatum on praegu 17,1 miljardit aastat tagasi. Kosmoloogia tegeleb universumi arenguga aegade algusest kuni tänapäevani ning püüab ennustada Universumi tulevikku. Enamik uuemaid mudeleid ennustab üha jätkuvat paisumist. Ent on ka seisukoht,

Füüsika

doc

Päikesesüsteemi tekkimine

Kadrioru Saksa Gümnaasium Päikesesüsteemi tekkimine Referaat Rene Randlane 12. a Tallinn 2013 Sisukord 1. Suur Pauk...................................................................................................................3 1.1 Universumi varajane ajalugu................................................................................4 1.2 Inflatsiooniline universum...................................................................................6 1.3 Kvarkide periood..................................................................................................7 1.4 Topofaas...............................................................................................................7 1.5 Neli vastasmõju..........

Astronoomia ja astroloogia

docx

Kosmoloogilised alused ehk universumi tekkimine ja areng

Häädemeeste Keskkool Kosmoloogilised alused ehk universumi tekkimine ja areng Füüsika referaat. Häädemeeste 2008 SISUKORD 1.Kosmoloogiline printsiip 2.Suur pauk 3.Suure paugu teooria kronoloogia 4.Antroopsusprintsiip 5.Heisenbergi määramatusprintsiip 6. Täielik kosmoloogiline printsiip ja kosmoloogilise printsiibi võimalik rakendatavus aja suhtes 7.Läbipaistev universum 8.Kasutatud kirjandus Kosmoloogiline printsiip Tegelikult me teame, mis on lõpmatu ruum. Me tajume ruumi nägemismeele abil ja lõpmatu on see ruum, kus igast meile nähtavast esemest kaugemal (tagapool) on veel teisi esemeid. Me ei saa näha kõiki lõpmatus ruumis olevaid asju, järelikult ei saa me neid ka tundma õppida. Kuigi maailm on lõpmatu, näeme me temast siiski vaid lõplikku osa. See, mida me näeme (galaktikad) on kõigis suundades ja kõigil kaugustel ühesugune

Füüsika

pdf

Suure Paugu teooria ning selle füüsikalised alused

SUURE PAUGU TEOORIA NING SELLE FÜÜSIKALISED ALUSED: KOSMOLOOGILINE PUNANIHE JA RELIKTKIIRGUS. ANTROOPSUSPRINTSIIP SUURE PAUGU TEOORIA Suur Pauk oli hüpoteetiline sündmus umbes ÜLEVAADE 13,8 miljardit aastat tagasi. Universum hakkas kujuteldamatult tihedast olekust plahvatuslikult paisuma. Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis Universumi alguseks. Selle teoorial pani aluse Belgia katoliku kiriku preester ja astronoom ja füüsik Georges Lemaître. MIS OLI SUUR PAUK? Suur Pauk ei olnud plahvatus olemas- SUUR PAUK olevas ruumis, vähemalt mitte selle tänapäevases mõistes, vaid mateeria, ruumi ja aja ühine tekkimine algsest singulaarsusest..

Astronoomia ja astroloogia

doc

Universumi tekkimise teooria

Praeguses universumis olev aine (galaktikad, tähed, meie ise) koosneb tervenisti tol ajal tekkinud osaksestest. Meie tulekera jätkas paisumist ja jahtumist. Pime universum-Mõne aja möödudes hakkas paisuv ja jahtuv gaasikera "pragunema" - universum jagunes tohutusuurteks gaasipilvedeks. Gaasi tihedus aga oli ikka veel nii suur, et valgus ei suutnud gaasi läbida. Universumis oli pime. Galaktikad-Möödus ligi miljon aastat. Universum oli jahtunud 3000 kraadini ja muutunud läbipaistvaks. Nüüd hakkasid gaasipilved raskusjõu mõjul kokku tõmbuma. - neis hakkasid tekkima galaktikad. Samal ajal jätkasid tihenevad gaasipilved Suurest Paugust saadud hooga laialilendamist - universum paisub. Viis miljardit aastat pärast paisumise algust tekkis meie Galaktika, Linnutee tähesüsteem. Päikesesüsteem-Kui oli möödunud veel viis miljardit aastat, tekkis Linnutee galaktika ääre

Astronoomia

doc

Suur pauk

Tallinna XXX Gümnaasium Suur Pauk Referaat Autor: xxx xxx Klass: 12 Tallinn 2010 2 Sisukord Sisukord...........................................................................................................................3 Sissejuhatus.....................................................................................................................4 Suur Pauk..................................................................................................

Astronoomia

docx

Suur Pauk

August Kitzbergi nimeline gümnaasium Stella Toomsoo Suur Pauk Referaat Karksi-Nuia 2012 Sissejuhatus Suur Pauk oli hüpoteetiline sündmus umbes 13,7 miljardit aastat tagasi: Universum hakkas kujuteldamatult tihedast olekust plahvatuslikult paisuma. Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis Universumi alguseks. Suure Paugu teooria käsitleb peale Suure Paugu ka universumi varajast arengut pärast Suurt Pauku. Väljendi "Suur Pauk" võttis kasutusele Fred Hoyle, kes tahtis näidata Suure Paugu teooria usutamatust. Mis oli enne Suurt Pauku? Küsimust, mis oli enne Suurt Pauku, ei peeta üldjuhul üldse teaduslikuks küsimuseks. Suure Paugu teooria kohaselt ei olnud enne seda, kui Suur Pauk umbes 13,7 miljardi aasta eest käis, olemas mitte midagi, isegi mitte aega.

Füüsika

Rohkem sarnaseid