Номер 1, страница 280 - гдз по физике 9 класс учебник Громов, Родина

Глава 8. Строение и эволюция Вселенной. Параграф 67. Структура Вселенной. Темы докладов - номер 1, страница 280.

Условие.

1. От Большого взрыва до наших дней.

Решение.

1. От Большого взрыва до наших дней.

История Вселенной, согласно современной космологической модели, представляет собой последовательность эпох, начавшихся с момента Большого взрыва около 13,8 миллиарда лет назад. Этот процесс можно условно разделить на несколько ключевых этапов.

Планковская эпоха (до $10^{-43}$ секунд)

Самый ранний момент, который может описать современная физика. Вселенная была невероятно горячей (температура свыше $10^{32}$ К) и плотной, а все четыре фундаментальных взаимодействия (гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое) были объединены в единую суперсилу. Пространство и время только зарождались.

Эпоха Великого объединения (от $10^{-43}$ до $10^{-36}$ секунд)

Вселенная немного остыла, и гравитационное взаимодействие отделилось от остальных трёх, которые всё ещё были единой электросильноядерной силой. Эта эпоха описывается теориями Великого объединения (GUT).

Эпоха инфляции и Электрослабая эпоха (от $10^{-36}$ до $10^{-12}$ секунд)

В начале этого периода произошло резкое, экспоненциальное расширение Вселенной, известное как инфляция. За ничтожную долю секунды её размеры увеличились на много порядков. Инфляция объясняет, почему наблюдаемая Вселенная такая однородная и плоская. После этого сильное ядерное взаимодействие отделилось от электрослабого. Вселенная была заполнена горячей кварк-глюонной плазмой.

Кварковая, адронная и лептонная эпохи (от $10^{-12}$ секунд до ~3 минут)

Вселенная продолжала остывать. Сначала (в кварковую эпоху) кварки, лептоны и их античастицы свободно плавали в "первичном бульоне". Затем (в адронную эпоху, до 1 секунды) температура упала настолько, что кварки смогли объединиться в адроны (протоны и нейтроны). Произошла аннигиляция большинства пар частица-античастица, оставив небольшой избыток материи, из которой мы состоим. После этого (в лептонную эпоху) доминировали лептоны (электроны, нейтрино) и фотоны.

Эпоха нуклеосинтеза (от 3 до 20 минут)

Температура и плотность стали подходящими для слияния протонов и нейтронов в первые атомные ядра. В результате этого процесса образовались в основном водород (~75% по массе) и гелий-4 (~25%), а также следовые количества дейтерия, лития и бериллия. Все более тяжёлые элементы будут созданы позже, в недрах звёзд.

Фотонная эпоха (от 20 минут до 380 000 лет)

Вселенная была заполнена горячей плазмой из атомных ядер и свободных электронов. Из-за постоянного рассеяния на свободных электронах фотоны не могли свободно перемещаться, и Вселенная была непрозрачной для света. Она продолжала расширяться и остывать.

Эпоха рекомбинации (около 380 000 лет после Большого взрыва)

Температура упала примерно до 3000 К, что позволило электронам объединиться с ядрами и образовать первые нейтральные атомы. С этого момента фотоны перестали рассеиваться и смогли свободно путешествовать в пространстве. Вселенная стала прозрачной. Эти "освободившиеся" фотоны мы наблюдаем сегодня как реликтовое микроволновое излучение (CMB), которое является "эхом" Большого взрыва.

Тёмные века и эпоха реионизации (от 380 000 лет до ~1 млрд лет)

После рекомбинации наступили "Тёмные века", когда не было звёзд. Однако под действием гравитации вещество (в основном нейтральный водород и гелий) начало собираться в более плотные сгустки. В этих сгустках зажглись первые звёзды и сформировались первые галактики. Интенсивное ультрафиолетовое излучение от этих первых объектов снова ионизировало большую часть водорода во Вселенной, завершив Тёмные века.

Наши дни (от 1 млрд лет до 13,8 млрд лет)

Гравитация продолжала формировать крупномасштабную структуру Вселенной: галактики собирались в скопления и сверхскопления, разделенные огромными пустотами (войдами). Внутри галактик звёзды рождались, жили и умирали, обогащая межзвёздную среду тяжёлыми элементами, необходимыми для формирования планет и, в конечном счёте, жизни. Около 4,6 миллиарда лет назад сформировалась наша Солнечная система. В настоящее время расширение Вселенной ускоряется под действием тёмной энергии — таинственной силы, природа которой до сих пор не ясна.

Ответ: История Вселенной — это процесс эволюции от чрезвычайно горячего и плотного начального состояния (Большой взрыв) до современной холодной Вселенной с галактиками, звёздами и планетами, продолжающей расширяться с ускорением. Ключевыми этапами этого процесса были инфляция, первичный нуклеосинтез (образование водорода и гелия), рекомбинация (когда Вселенная стала прозрачной и возникло реликтовое излучение), формирование первых звёзд и галактик, и последующее формирование планетных систем и жизни, включая нашу, на фоне продолжающегося расширения, управляемого тёмной энергией.