Cтраница 2
Как долго будет происходить расширение Вселенной. Будет ли оно происходить вечно, или через некоторое время оно прекратится и галактики начнут сближаться. [16]
Согласно модели Фридмана, расширение Вселенной начиналось от сингулярности. Начиная с 30 - х годов, на протяжении десятилетий перед космологией стоял вогГрос: не является ли наличие сингулярности в начале расширения специальным свойством модели Фридмана ( и других достаточно симметричных. [17]
Было доказано, что расширение Вселенной начиналось с сингулярности ( если, конечно, справедлива ОТО, но само изменение ОТО, если это связано с большой кривизной, требует почти сингулярности), однако, как именно протекало расширение вблизи сингулярности - по Фридману или более сложным образом - установлено не было. [18]
Космологи пытались растянуть время расширения Вселенной, считая, что Л - член все же не равен нулю. С другой стороны, к концу тридцатых годов стало ясно, что источником излучения звезд служит ядерная энергия. В излучение переходит только малая доля всей массы звезды и поэтому оценку возраста звезд следует уменьшить на два порядка. [19]
Исходя из наблюдаемых скоростей расширения Вселенной можно предположить, что 12 млрд. лет назад все первоначальное вещество должно было находиться в сверхплотном состоянии в области размером 10 - 33 см. Этот размер соответствует времени - 10 - 43 ее момента начала расширения. Будет ли Вселенная расширяться вечно или она в конце концов снова сожмется - одна из фундаментальных проблем астрофизики. [20]
Влияние давления на закон расширения Вселенной интересно в связи с началом эволюции. [21]
На самых ранних стадиях расширения горячей Вселенной нейтрино находятся в термодинамическом равновесии с другими частицами. [22]
На очень ранней стадии расширения Вселенной возмущения геометрии пространства имеют вид неразглаживающихся морщинок ( разд. Конечно, такие затравки можно вводить в других формах. Например, Харрисон [155] указал, что при больших красных смещениях распределение суммарной плотности барионов и антибарионов ( В В) может быть строго однородным, тогда как разность плотностей барионов В - В в разных областях может быть неодинаковой. После аннигиляции локальные остаточные флуктуации вещества и антивещества могут эволюционировать под действием гравитации и привести к образованию галактик и скоплений галактик. Такая картина полностью исключает первичные морщинки на геометрии пространства, но вместо морщинок появляется другая затравка - флуктуации величины В - В, которые должны превышать В / г и присутствовать с самого начала расширения Вселенной. [23]
При дальнейшем остывании и расширении Вселенной концентрации кварков и фотонов падают, однако их отношение остается неизменным, если расширение адиабатично. Малым параметром здесь является гравитационная константа G, определяющая скорость расширения Вселенной. Пока происходит это медленное расширение, подавляющее большинство кварков успевает превратиться в адроны. [24]
В рамках квантовой механики влияние расширения Вселенной, открытого Хабблом, обычно проще исследовать, если использовать адиабатическое приближение, так как интересующий нас период колебаний волн де Бройля много меньше времени расширения. [25]
Однозначно ли объяснение красного смещения расширением Вселенной. [26]
Таким образом, говоря о расширении Вселенной, не следует думать, что она расширяется из определенной точки пространства. Такой точки просто не существует. [27]
Вот почему закон Хаббла означает однородность расширения Вселенной в современную эпоху. [28]
Однако с открытием, что время расширения Вселенной превышает 10 млрд. лет, стало возможным объяснить распространенность тяжелых элементов их нуклеосинтезом в звездах. [29]
Допустим, что мы засняли на пленку расширение Вселенной после гигантского взрыва и теперь просматриваем пленку в обратном направлении. Мы увидим сжимающуюся Вселенную, в которой галактики сходятся ближе и ближе. [30]