Реферат: Эволюция Вселенной

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Красноярск, 2004 г.

Содержание:

Содержание: 2

Введение. 3

Теории эволюции Вселенной. 4

Начало Вселенной. 4

Эволюция Вселенной. 6

1) Адронная эра. 6

2) Лептонная эра. 7

3) Фотонная эра или эра излучения. 8

4) Звездная эра. 9

Модели будущего вселенной. 9

Заключение. 11

Список использованной литературы: 13

Введение.

Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было

доступно для его обозрения – оно было для него интересным. Недаром астрономия

– самая древняя из наук о природе – и, по сути, почти самая древняя наука

вообще.

Не потерял интереса к изучению проблем космоса и Современный Человек. Но он

смотрит уже немного глубже: ему не просто интересно что есть Вселенная сейчас

– он жаждет знаний о том:

что было когда Вселенная рождалась?

рождалась ли она Вообще или она глобально стационарна?

как давно это было и как происходило?

Для поиска ответа на все эти Непростые ответы была отведена специальная ниша

в астрономии – космология.

Космология[1] - это

физическое учение[2] о Вселенной как в

целом, включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями

мира как части Вселенной.

Космология попыталась дать ответы[3] на эти

вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие

первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризаци..

Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает

источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать

дальнейшую судьбу Вселенной.

Поэтому космология, как и любая другая наука живет и бурно развивается,

принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире. Хотя

и не так стремительно, как например, компьютерные технологии, и в большей

мере за счет «альтернативных» теорий, но все-таки развивается.

Данная работа посвящена эволюции Вселенной: в ней рассматриваются первый

мгновения жизни Вселенной, её дальнейшая эволюция и модели будушего развития

Вселенной.

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много

раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция

жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же

исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от

нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом

Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский

огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный

шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных

частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее

бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы,

породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества

элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах

могли возникнуть формы жизни.

Теории эволюции Вселенной.

Существует несколько теории эволюции. Теория пульсирующей Вселенной

утверждает, что наш мир произошел в результате гигантского взрыва. Но

расширение Вселенной не будет продолжаться вечно, т.к. его остановит

гравитация.

По этой теории наша Вселенная расширяется на протяжении 18 млрд. лет со

времени взрыва. В будущем расширение полностью замедлится, и произойдет

остановка. А затем Вселенная начнёт сжиматься до тех пор, пока вещество опять

не сожмется и произойдет новый взрыв.

Теория стационарного взрыва: согласно ей Вселенная не имеет ни начала, ни

конца. Она все время пребывает в одном и том же состоянии. Постоянно идет

образование нового водоворота, чтобы возместить вещество удаляющимися

галактиками. Вот по этой причине Вселенная всегда одинакова, но если

Вселенная, начало которой положил взрыв, будет расширяться до бесконечности,

то она постепенно охладится и совсем угаснет.

Но пока ни одна из этих теорий не доказана, т.к. на данный момент не

существует ни каких точных доказательств хотя бы одной из них.

Однако стоит отметить и еще одну теорию (принцип).

Антропный (человеческий) принцип первым сформулировал в 1960 году Иглис Г.И.

, но он является как бы неофициальным его автором. А официальным автором был

ученый по фамилии Картер.

Антропный принцип утверждает, что Вселенная такая, какая она есть потому, что

есть наблюдатель или же он должен появиться на определенном этапе развития. В

доказательство создатели этой теории приводят очень интересные факты. Это

критичность фундаментальных констант и совпадение больших чисел. Получается,

что они полностью взаимосвязаны и их малейшее изменение приведет к полному

хаосу. То, что такое явное совпадение и даже можно сказать закономерность

существует, дает этой, безусловно интересной теории шансы на жизнь.

Начало Вселенной.

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много

раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция

жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же

исследования, проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от

нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом

Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский

огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный

шар был настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных

частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

Момент с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом.

Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее

называют “большим взрывом” или английским термином Big Bang.

Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое

количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий

объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно

понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше,

чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно

десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме

того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность

излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря энергия всех фотонов

содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся

в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся

материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и

высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими

античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотоны моментально

материализовались в частицы и античастицы.

Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась во времени

в соответствии с простым соотношением :

Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность определить, что

например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся всего одной

десятитысячной секунды, её температура представляла один биллион

Кельвинов.

Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со временем

понижалась, что и отражается в соотношении. Это значит, что понижалась средняя

кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению hn=kT понижалась и

энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если уменьшится их частота n.

Понижение энергии фотонов во времени имело для возникновения частиц и

античастиц путем материализации важные последствия. Для того чтобы фотон

превратился (материализовался) в частицу и античастицу с массой mo и энергией

покоя moc², ему необходимо обладать энергией 2moc2 или

большей. Эта зависимость выражается так :

Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала ниже произведения

энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не

способны были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo. Так,

например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв, не

способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя

протона равна 938 мэв.

В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов hn кинетической

энергией частиц kT ,

то есть

Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им античастицы

возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор, пока

температура вещества T не упала ниже значения.

На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и

античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц

и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при любой температуре,

постоянно осуществляется процесс

частица + античастица Þ 2 гамма-фотона

при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс материализации

гамма-фотон Þ частица + античастица

мог протекать лишь при достаточно высокой температуре. Согласно тому, как

материализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества

приостановилась.

Эволюция Вселенной.

Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную,

лептонную, фотонную и звездную.

1) Адронная эра.

Длилась примерно от[4] t=10

при T=1012.1013.

При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования

Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем

этапе состояло прежде всего из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции

Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали и

лептоны.

Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура T упала

на 10 биллионов Кельвинов(1013K). Средняя кинетическая энергия

частиц kT и фотонов hn составляла около миллиарда эв (103 Мэв), что

соответствует энергии покоя барионов. В первую миллионную долю секунды эволюции

Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно, так же, как и

аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация барионов

прекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не обладали

уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции барионов и

антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не отделило

вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из барионов) в

процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие из барионов

(протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая группа барионов -

гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны, которые далее не

распадались, иначе бы нарушился закон сохранения барионного заряда. Распад

гиперонов происходил на этапе с 10-6 до 10-4 секунды.

К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды (10

-4 с.), температура ее понизилась до 1012 K, а энергия частиц и

фотонов представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых

легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не

могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной

достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны. На этом и кончается

адронная эра, потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и

легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила)

не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего

лишь одну десятитысячную долю секунды.

2) Лептонная эра.

Длилась примерно от[5] t=10

3 при T=109.

Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в

веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы

обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино.

Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с

лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.

Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и

мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010

K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и

позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое

существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем

“реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством

реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

3) Фотонная эра или эра излучения.

Длилась примерно от t=10-6 до t=10-4. Плотность

порядка 1017 кг/м3 при T=1012.1013

.

На смену лептонной эры пришла эра излучения, как только температура Вселенной

понизилась до 1010 K , а энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв,

произошла только аннигиляция электронов и позитронов. Новые

электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации,

потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронов

и позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделило

вещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была

заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз

больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после

лептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по

энергии.

Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной, была

введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1 куб.см, точнее,

среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во Вселенной

распределено равномерно). Если сложить вместе энергию hn всех фотонов,

присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии излучения E

r . Сумма энергии покоя всех частиц в 1 куб.см является средней энергией

вещества Em во Вселенной.

Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С

увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз.

Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Но фотоны в

процессе расширения ведут себя иначе, чем частицы. В то время как энергия покоя

во время расширения Вселенной не меняется, энергия фотонов при расширении

уменьшается. Фотоны понижают свою частоту колебания, словно “устают” со

временем. Вследствие этого плотность энергии фотонов (Er)

падает быстрее, чем плотность энергии частиц (Em).

Преобладание во вселенной фотонной составной над составной частиц (имеется в

виду плотность энергии) на протяжении эры излучения уменьшалось до тех пор,

пока не исчезло полностью. К этому моменту обе составные пришли в равновесие

(то есть Er = Em). Кончается эра

излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная

в возрасте примерно 300 000 лет. Расстояния в тот период были в тысячу раз

короче, чем в настоящее время.

“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну

тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря на краткость срока,

это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда после этого эволюция

Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, во время “большого

взрыва”. Все события во Вселенной в тот период касались свободных элементарных

частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. Не следует забывать,

что в столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого

разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем

аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие

барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

4) Звездная эра.

После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха

преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со

дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитие представляется

как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и

температуры. Таким образом, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком,

который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем

пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной.

Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики - ничтожные явления в сравнении

с большим взрывом.

Модели будущего вселенной.

Каково же будущее Вселенной? Многие выдающиеся ученые ХХ века неоднократно

задавались этим вопросом.

В 1917г. А. Эйнштейн выступил с гипотезой о конечной, но безграничной

Вселенной. Суть данной гипотезы была в следующем: предположим, что вещество,

составляющее планеты, звез­ды и звездные системы, равномерно рассеяно по

всему миро­вому пространству. Тем самым мы допускаем, что Вселенная всюду

однородна и к тому же изотропна, то есть во всех на­правлениях имеет

одинаковые свойства. Будем считать, что средняя плотность вещества во

Вселенной выше так называе­мой критической плотности. Если все эти требования

соблю­дены, мировое пространство, как это доказал Эйнштейн, замк­нуто и

представляет собой четырехмерную сферу. Объем та­кой Вселенной может быть

выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В

принципе возможно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в

од­ном и том же направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным

кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время

безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная по

Эйнштейну, содержит хотя и большое, но все-таки конечное число звезд и

звездных систем, а поэтому к ней фотометрический и гравита­ционный парадоксы

просто неприменимы. В то же время при­зрак тепловой смерти тяготеет и над

Вселенной Эйнштейна - такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно

идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.

Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик Александр Фридман на основании

строгих расчетов показал, что Вселен­ная Эйнштейна никак не может быть

стационарной, неизмен­ной, как это считал Эйнштейн. Вселенная непременно

должна расширяться, причем речь идет о расширении самого про­странства, то

есть об увеличении всех расстояний мира. Все­ленная Фридмана напоминала

раздувающийся мыльный пу­зырь, у которого и радиус, и площадь поверхности

непрерыв­но увеличиваются.

Идея Фридмана поначалу показалась Эйнштейну слишком смелой и необоснованной.

Он даже заподозрил ошибку в вы­числениях. Но, ознакомившись с ними, он

публично признал, что мы живем в расширяющейся Вселенной.

Из расчетов Фридмана вытекали три возможных следствия:

Вселенная и ее пространство расширяются с течением времени;

Вселенная сжимается;

во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и

расширения.

Доказательства в пользу модели расширяющейся Вселен­ной были получены в 1926

г., когда американский астроном Э. Хаббл открыл при исследовании спектров

далеких галактик (существование которых было доказано в 1923 г. тем же

Хабблом) красное смещение спектральных линий (смещение линий к красному концу

спектра), что было истолковано как следст­вие эффекта Доплера (изменение

частоты колебаний или дли­ны волн из-за движения источника излучения и

наблюдателя по отношению друг к другу) - удаление этих галактик друг от друга

со скоростью, которая возрастает с расстоянием. По по­следним измерениям, это

увеличение скорости расширения со­ставляет примерно 55 км/с на каждый миллион

парсек. После этого открытия вывод Фридмана о нестационарности Вселен­ной

получил подтверждение и в космологии утвердилась мо­дель расширяющейся

Вселенной.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения всего

пространства замкнутой конечной Вселен­ной. При таком расширении пространства

все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут

расстоя­ния между пылинками на поверхности раздувающего­ся мыльного пузыря.

Каждую из таких пылинок, как и каж­дую из галактик, можно с полным правом

считать центром расширения.

Дальнейшее развитие модель расширяющейся Вселенной получила в послевоенные

годы и особенно в последние десяти­летия благодаря исследованиям известных

отечественных кос­мологов Зельдовича и Новикова. Уточнены величины,

харак­теризующие скорость расширения Вселенной, рассмотрены различные

варианты моделей Вселенной в зависимости от средней плотности вещества в

мировом пространстве, доста­точно подробно намечен ход эволюции Вселенной от

момента начала ее расширения.

Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Мы уже упоми­нали, что расчеты Фридмана

допускали три варианта развития событий. По какому из них идет эволюция

Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической

энер­гии разлетающегося вещества. Это отношение можно свести к отношению

плотности вещества во Вселенной к критической плотности вещества, которую мы

уже упоминали.

Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной

энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания

галактик и расшире­ние Вселенной носит необратимый характер. Это выражается

условием

(где р - плотность вещества во Вселен­ной, рк -

критическая плотность вещества). Этот вариант динамичной модели Вселенной

называют «открытой Вселен­ной».

Если же преобладает гравитационное взаимодействие, чему соответствует условие

то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего

начнет­ся сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние

сингулярности (точечный объем с бесконечно боль­шой плотностью), затем

произойдет новый взрыв.

Для наблюдателя сигналом перехода от расширения к сжатию станет смена красного

смещения линий химических элементов в спектрах удаленных галактик на

фио­летовое смещение. Такой вариант модели назван «закрытой Вселенной».

В случае, когда силы гравитации точно равны ки­нетическим силам, то есть когда

расширение не пре­кратится, но его скорость со временем будет стремиться к

ну­лю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения

Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным.

Теоретически возможна и пуль­сация Вселенной.

Возникает естественный вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей

Вселенной? Ответ на него остается за наблюдательной астрономией, которая

должна оценить со­временную среднюю плотность вещества во Вселенной и

уточнить значение постоянной Хаббла (скорость расширения галактик). Пока

надежные оценки этих величин отсутствуют. На основании современных данных

создается впечатление, что средняя плотность вещества во Вселенной близка к

кри­тическому значению, она либо немного больше, либо немно­го меньше. Но от

этого «немного» зависит будущее Вселен­ной, правда, весьма отдаленное.

Постоянная Хаббла поз­воляет оценить время, в течение которого продолжается

про­цесс расширения Вселенной. Получается, что оно не мень­ше 10 млрд. и не

более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным вре­менем существования расширяющейся

Вселенной считают 15 млрд. лет.

Из всех вышеперечисленных и тех доказательств, которые не вошли в мой реферат

из-за своей громоздкости и математическо-физической сложности можно с

уверенностью сделать вывод: Вселенная эволюционирует, бурные процессы

происходили в прошлом, происходят сейчас и будут происходить в будущем.

Заключение.

Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются и

умирают звезды. Вселенная продолжает расширятся.

Мы знаем строение Вселенной в огромном объеме пространства, для пересечения

которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится

проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира?

Бесконечна ли Вселенная по объему? И её расширение - почему оно началось и

будет ли оно всегда продолжаться в будущем? А каково происхождение «скрытой»

массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты? Окончательные и полные ответы

на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать

всё новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них.

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики -

замечательные и чаще всего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас

одно за другим. Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих

свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних

пор люди мечтали разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных

просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает

различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на

месте: появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С

изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут «заглянуть» на

расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными.

Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те

колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретиться на пути к

звездам.

Изучение Вселенной, даже только известной нам её части является грандиозной

задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают современные ученые,

понадобились труды множества поколений.

Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка Вселенной

имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся

Вселенная бесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся

материей.

Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных

скоплений вещества звездных миров и звездных систем.

Список использованной литературы:

Вайнберг С. Первые три минуты. М., 1991.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М., 1990.

В.В. Кесарев. Эволюция вещества во вселенной. М., 1986.

Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. М., 1993.

Новиков И.Д. Эволюция Вселенной, 1990.

Энциклопедический словарь юного физика. М., 1994.

[1] Определение А.Л. Зельманова (1913-1987).

[2] Здесь: совокупность накопленных

теорретических положений о строении вещества и структуре Вселенной.

[3] Точнее сказать, возможные варианты ответов, гипотезы.

[4] t=0 соответствует моменту отсчёта

времени начала расширения и начала отсчета времени существования Метагалактики.

[5] t=0 соответствует моменту отсчёта

времени начала расширения и начала отсчета времени существования Метагалактики.