Вселенная и образование изотопов химических элементов
Скачать 0.95 Mb.
|
| Таблица 1.1.1 История открытия различных видов радиоактивности (Кадменский, С.Г., 1999, phys.web.ru) Расстояния, доступные современным телескопам, составляют миллиарды световых лет. Вселенную на таких масштабах изучают астрономия и космология. Теоретической базой для космологии в этот отрезок времени была и теория относительности, в создании которой приняли участие в 1895-1904 годах Хенрик Лоренц и Анри Пуанкаре (Par Renard de la Taille, 1995). Хендрик Лоренц, лауреат Нобелевской премии по физике 1902 года (второй после Рентгена К.) писал об авторстве этого открытия: «Я не установил принципа относительности, как строго и универсально справедливого. Пуанкаре, напротив, получил полную инвариантность и сформулировал принцип относительности – понятие, которое он же первым и использовал». Теория относительности, открытая в 1904 году Анри Пуанкаре, была признана научным сообществом, начиная с 1915 года. Формула Е = mс2 принадлежит Анри Пуанкаре. Он первым в истории науки заметил в 1900 году, что энергия излучения обладает массой m, равной Е/с2 (Тяпкин, А.А.1934; 1935; http://bourabai.kz/tyapkin/noddack.htm; Тяпкин, А.А. УФН, 1972. т. 106, с. 617-659: Tyapkin, A.A. Lett. Nuovo Cimento, 1973, v.7, p. 760; Тяпкин, А.А., 2004; Par Renard de la Taille, 1995 и т.д,). «Исследования законов микромира, которыми занимается ядерная физика, в последнее время помогли существенно расширить наши представления о явлениях, происходящих в макромире – нашей Вселенной, внесли огромный вклад в разработку астрофизических и космологических теорий. Прежде всего, это касается модели расширяющейся Вселенной, эволюции звезд и распространенности элементов, а также свойств различных звезд и космических объектов: «холодных», нейтронных, черных дыр, пульсаров и др.» (Пенионжкевич, Ю.Э., 1998; http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1197390). Формирование современной атомно-ядерной астрофизики началось с открытия К.В. Рентгеном (1845-1923) в 1895 году икс-лучей (рентгеновских лучей). В 1896 году А. Беккерель (1852-1908) обнаружил, что сходные неизвестные ранее лучи испускает уран, которые, как оказалось позднее, частично состоят из электронов, открытых в 1897 году Дж. Томсоном. В 1897 году М. Кюри обнаружила подобное излучение у тория, а затем М. Кюри и П. Кюри открыли два новых химических элемента полоний и радий, также испускающих неизвестные ранее лучи. Позже это явление названо М. Кюри радиоактивностью (http://ru.wikipedia.org/wiki/Рентген,_Вильгельм_Конрад; http://www.alhimik.ru/teleclass/pril/ bekkerel.shtml). Познание природы приобрело непрерывный каскадный характер (таблица 1.1.1). В 1898 году в Кембридже в Кавендишской лаборатории (руководимой Томсоном, Дж.Дж.) Э. Резерфорд обнаружил неоднородность излучения, испускаемого ураном. Э. Резерфорд доказал, неоднородность излучения связана с различными типами радиации: альфа- и бета-распадами (http://www.alhimik.ru/teleclass/pril/reserford.shtml). С развитием знаний в физике и химии в космологии также происходят парадигмальные изменения. В 1908 году К. Шарье вернулся к модели иерархической структуры Вселенной. К. Шварцшильд в 1910 году начал разрабатывать теорию звездных атмосфер, Э. Герцшпрунг в 1910 году исследует зависимость «спектр-светимость» для звездных скоплений и обнаруживает различие звездных населений. В начале XX столетия в 1905-1913 годах, выдающиеся астрономы датчанин Э. Герцшпрунг и американец Н. Ресселл эмпирически установили (независимо друг от друга), что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Так была открыта универсальная астрофизическая закономерность в мире звезд: диаграмма «спектр-светимость». Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат – светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла названа по имени Э. Герцшпрунга, впервые обнаружившего указанную зависимость, и Г. Ресселла, детально её изучившего. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла представляет собой своеобразную диаграмму состояния звезд. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла обычно приводится в следующих координатах: 1. Светимость – эффективная температура. 2. Абсолютная звездная величина – показатель цвета. 3. Абсолютная звездная величина – спектральный класс. На приведенной диаграмме (рисунок 1.1.1) можно выделить следующие классы звезд: звезды главной последовательности; красные гиганты; звезды горизонтальной ветви; асимптотическую ветвь сверхгигантов; последовательность белых карликов. Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы – белые карлики и гиганты. Эволюция звезд удовлетворительно объясняется соотношением зависимости – спектр – светимость. На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла представлен жизненный цикл звезд (рисунок 1.1.1). Основные наблюдаемые характеристики звезд – это светимость Ls и температура поверхности Ts. Если светимости звезд с известными расстояниями нанести на график (рисунок 1.1.1) в зависимости от их температур, то они распределятся, как показано на этом рисунке. Более 90 % всех звезд относится к звездам главной последовательности. Вторым по численности классом звезд – являются белые карлики, третьим – гиганты и сверхгиганты, которые встречаются гораздо реже. В зависимости от стадии развития, эволюции звезды, звезда может принадлежать к главной последовательности на одной стадии своей жизни и быть белым карликом, гигантом, нейтронной звездой – на другой. Так как фаза главной последовательности является самой продолжительной, большинство звезд принадлежат главной последовательности (рисунок 1.1.1).  Рисунок 1.1.1 Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла. The Hertzsrung-Russell Diagram (HR Diagram). Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Г-Р. (http://crydee.sai.msu.ru/~mir/Star_Life.site/Evolution/HR_diagram/HR_static.htm) Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, диаграмма «спектр-светимость», диаграмма зависимости между спектральным классом (или температурой поверхности) и абсолютной звездной величиной (или логарифмом светимости) звезд, позволяют делать выводы о природе и развитии звезд. Звезды со сходными физическими характеристиками образуют на ней более или менее изолированные группы, характеризующие начальные условия и дальнейшие стадии своей эволюции. Большинство известных звезд располагается на главной последовательности, простирающейся по диагонали диаграммы Герцшпрунга-Ресселла от горячих голубых звезд (например, Спика; спектральный класс В) со светимостью в 1000 раз больше солнечной через белые звезды (Сириус; А), желтовато-белые (Процион; F), желтые (Солнце; G), оранжевые (t Кита; К) к красным карликам (звезда Крюгер 60; М), которые слабее Солнца в 1000 раз. Звезды-гиганты – желтые, оранжевые и красные звезды больших размеров (Капелла, Арктур, Альдебаран) – находятся справа от главной последовательности. Сверхгиганты – сравнительно немногочисленная группа звезд всех спектральных классов очень большой светимости (в 104-105 раз больше солнечной) – заполняют самую верхнюю область диаграммы Герцшпрунга-Ресселла. Субгигантами называют красноватые звезды, размеры которых больше звезд главной последовательности той же светимости (компоненты затменно-двойных звезд). Субкарлики – это звезды-карлики главной последовательности, отличающиеся пониженным содержанием металлов, характерным для звезд сферической составляющей Галактики, и располагающиеся вследствие этого на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла в пределах главной последовательности. Группа белых карликов – очень плотных маленьких звезд, находится на 10 звездных величин ниже главной последовательности. Для каждой группы звезд свойственны определенные зависимости между массой, светимостью и радиусом и свои особенности строения. Количество звезд в разных областях диаграммы Герцшпрунга-Ресселла различно; звезд большой светимости значительно меньше, чем слабых. Вне описанных групп звезд практически нет. На рисунке 1.1.1 представлена диаграмма Герцшпрунга-Ресселла для звезд окрестности Солнца и звезд рассеянных скоплений, принадлежащих плоской составляющей Галактики. Звезды сферической составляющей в основном более старые и содержат меньше металлов (Масевич, А.Г., 1969-1978; ©2001 Большая Российская энциклопедия, http://slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00017/96500.htm). В бесчисленное множество звезд внесен порядок – значительное число звезд разместилось на диаграмме на одной линии («главная последовательность»). Упорядочилось представление о развитии звезд: с увеличением возраста меняется спектр звезды. Звезда перемещается на диаграмме вдоль линии «главной последовательности» (Альтшуллер, Г.С.,1973; Бронштейн, В.А., 1974; Шкловский, И.С., 1975; Тейлер, Р.Дж., 1975 и т.д.). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказала огромное влияние на астрономическое мышление, как и таблица Д.И. Менделеева на мышление химиков. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла уточнялась, развивалась. Были найдены и построены новые двухмерные и трехмерные диаграммы и т.д. В 1938 году Ф. Цвикки (автор модели Вселенной – «мыльная пена» и идеи неиерархической крупномасштабной структуры Вселенной, по аналогии с «мыльной пеной», где скопления галактик играют роль «пузырей»), анализируя белые пятна на диаграмме «масса-светимость», сделал открытие – теоретически доказал существование нейтронных звезд. Три года спустя, когда Ф. Цвикки привлекли к ракетным разработкам, он привнес метод построения многомерных диаграмм в технику, назвав его морфологическим методом (Альтшуллер, Г.С., 1973). Судьба звезд, проходящих по диаграмме Герцшпрунга-Ресселла, различна и определяется ее массой. Одна из конечных стадий звезды – стадия белого карлика. Белые карлики – наименьшие из известных нам звезд, если судить по размерам. Их диаметры измеряются от 50 000 км (спутник Сириуса) до 1 400 км (звезда Вольф 457). Средние плотности этих звезд заключены в пределах 4·104 – 7·108 г/см3. Центральные плотности у белых карликов гораздо больше и могут достигать 1010 г/см3. Атомные ядра в них полностью лишены электронных оболочек и «упакованы» довольно плотно. Электроны расположены так близко друг от друга, что на состояние электронного газа заметно оказывается влияние тождественности электронов. Существует некоторая предельная критическая масса. Но если масса больше критической, давление электронного газа не может противостоять силам тяготения и звезда испытывает катастрофическое сжатие – коллапс. Согласно расчетам С. Чандрасекара критическая масса равна 1,44 M☺ – массы Солнца. Учет нейтронизации, то есть «вдавливания» электронов в атомные ядра с превращением части содержащихся в них протонов в нейтроны снижает предел С. Чандрасекара до 1,2 M☺. Итак, звезды с массой от 0,2 до 1,2 M☺ после исчерпания всех ресурсов термоядерных реакций становится холодной (с температурой ~ 109 ˚C, при плотности ~ 106 г/см3) и сжимается, превращаясь в белый карлик. При сжатии температура в недрах звезды снова повышается, но термоядерные реакции возобновиться не могут: нет горючего. Звезда медленно остывает, расходуя энергию теплового движения атомных ядер и электронов. Недра звезды состоят преимущественно из гелия и тяжелых элементов. Срок жизни белого карлика примерно равен 107-1010 лет (Бронштейн, В.А., 1974, с. 89). Самые маленькие звёзды с массами от 0,2 до 0,08 M☺ – это красные карлики. Массы этих звезд слишком малы, чтобы после исчерпания источников энергии они могли испытывать катастрофическое сжатие – коллапс. Белыми карликами, звезды с массой 0,2-0,08 M☺ стать не могут. Остается тривиальный путь – последняя стадия гравитационного сжатия до тех пор, пока в их недрах не наступит состояние вырождения, после чего температура будет падать, несмотря на рост плотности. Звезда будет оставаться красным карликом, все более охлаждаясь, теряя энергию, пока не превратится, по выражению Ш. Кумара, в «черный карлик», то есть станет невидимой (Бронштейн, В.А., 1974, с. 89). Что же будет со звездой, израсходовавшей запасы своего термоядерного топлива, если ее масса превосходит предел С. Чандрасекара, то есть больше 1,2 M☺? При плотности 1011 г/см3 начинают сказываться ядерные силы притяжения. Звезды с массой 1,2-2,0 M☺ после исчерпания своих ядерных источников энергии должны сжаться до размеров 10 км и превратиться в нейтронные звезды с плотностью 4·1015 г/см3. В центральных частях нейтронной звезды образуется ядро, состоящее из гиперонов, тяжелых элементарных частиц с массами от 2182 до 2583 масс электрона (протон и нейтрон тяжелее электрона в 1836 и 1839 раз соответственно). Эти сверхтяжелые частицы нестабильны и в обычных условиях быстро распадаются на стабильные частицы: протоны (или нейтроны и пи-мезоны). Время жизни гиперонов ~ 10-10 сек. Если звезда имеет массу больше 2,0 M☺, то достигнув размеров нейтронной звезды, массивная звезда продолжает сжиматься, пока не сожмется до своего гравитационного радиуса. Еще в 1916 году Карл Шварцшильд доказал, что для любой звезды или вообще сферического небесного тела, существует сфера, обладающая тем свойством, что, если массу звезды сжать до размеров этой сферы, электромагнитные колебания не смогут покинуть ее, будут как бы замкнуты под действием сил гравитации внутри ее. Эта сфера получила название сферы Шварцшильда, а ее радиус – гравитационного радиуса. Он равен: rg = 2∙f∙M/c2, где f = 6,67·10-8 см3/г·сек2 – постоянная тяготения, c = 3·1010 см/сек – скорость света, M – масса звезды. Так, например, для Солнца (M☺ = 2·1033 грамма), rg = 3 км, а для Земли (M = 6·1027 грамма) rg = 1 см. Как только звезда сожмется до своего гравитационного радиуса, ее связь с внешним миром прекратится: электромагнитные волны не смогут преодолеть гравитационный барьер, они будут настолько сильно искривляться в поле тяготения звезды, что будут описывать запутанные кривые, лежащие целиком внутри сферы К. Шварцшильда. Единственным признаком существования таких звезд будет их притяжение (Бронштейн, В.А., 1974; Шкловский, И.С., 1975; Тейлер, Р.Дж., 1975). В 1968 году были открыты пульсары, это быстровращающиеся нейтронные звезды, которые являются источником короткопериодических радиосигналов. После выгорания термоядерного топлива звезда теоретически начнет остывать и сжиматься под действием сил гравитации. А может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от начальной массы образуется или белый карлик, или нейтронная звезда, или черная дыра…. Я.Б. Зельдович, И.Д. Новиков назвали эти звезды застывшими звездами. За рубежом им дали название black holes – «черные дыры». «Черная дыра» – это конец жизненного пути любой достаточно массивной звезды. Перейдя в состояние «черной дыры», звезда не перестает сжиматься. До какой плотности она может при этом дойти? Таким образом, судьбы звезд, а значит и судьбы химических элементов, в значительной степени определяются изначальной массой звезды (космического объекта):
В 1912 году В. Гесс, В. Кольхерстер открыли космические лучи. А. Эддингтон в 1916-1918 годах создает теорию внутреннего строения звезд, а в 1924-1926 годах разрабатывает первую аналитическую теорию внутреннего строения звезд. В 1926 году А. Эддингтон выдвинул предположение о том, что звезды светят из-за того, что в их недрах происходит выделение энергии при ядерных реакциях (http://www.erudition.ru/referat/printref/id.24148_1.html). В начале 30-х годов появились данные о существовании во Вселенной скрытой массы (Цвикки, Ф.). В 1937 году Г. Бете, К. Вейцзеккер создали теорию термоядерных реакций синтеза как источника внутризвездной энергии. В 1938-1939 годах открыты два типа ядерных реакций синтеза: протон-протонного цикла (Критчфилд, К., Вейцзеккер, К.) и углеродно-азотного (Бете, Г.). В 1928 году Дж.А. Гамов, применив квантовую механику, первым в мире создает теорию альфа-распада, одного из типов радиоактивности. Своей теорией α-распада он дал первое успешное объяснение поведения радиоактивных элементов, показав, что даже частицы с не очень большой энергией могут с определенной вероятностью проникать через потенциальный барьер («туннельный эффект»). В 1936 году Дж.А. Гамов, вместе с Э. Теллером обобщает теорию β-распада, вводит в физику понятие «взаимодействие Гамова-Теллера». В 1937 году Дж.А. Гамов создает теорию звездной эволюции на основе ядерных источников энергии. В 1939 году появилась нейтринная теория взрыва сверхновых Дж.А. Гамова. Работы Дж.А. Гамова посвящены квантовой механике, атомной и ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. Заинтересовавшись связью между ядерными процессами и космологией Дж.А. Гамов в 1938-1940 годах построил первую последовательную теорию эволюции звезд с термоядерным источником энергии. В 1942 году Дж.А. Гамов совместно с Э. Теллером предложил теорию строения красных гигантов (http://www.rudata.ru/wiki/Г.Гамов). В 1946-48 годах Дж.А. Гамов разрабатывает теорию образования химических элементов путем последовательного нейтронного захвата (http://www.vselennaja.ru/nauka/lich6.html). В 1946 году Дж.А. Гамов предложил теорию горячей Вселенной, а в 1948 году Дж.А. Гамов, Р. Альфер, Р. Герман предсказали и рассчитали остаточное, реликтовое (от первичного взрыва) излучение во Вселенной с Т 5К. Идея Дж.А. Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы все химические элементы, из которых и состоит теперь все на свете. Расчеты ядерных превращений в условиях расширяющейся космической среды требовали немалых усилий, и Дж. Гамов привлек к ним своих аспирантов Ральфа Альфера и Роберта Хермана. Первая публикация, подготовленная Гамовым и Альфером, появилась в печати в 1948 году под тремя именами: Альфер, Бете, Гамов. Это, пожалуй, самая знаменитая шутка в истории физики. В уже готовый текст Гамов вписал имя Бете с пометкой «in absencia» (которая при дальнейшей обработке в редакции почему-то пропала). Так возникла работа, ставшая сразу же знаменитой под названием αβγ-теория. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется – только сильно охлажденном состоянии – и до сих пор. Дж.А. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю (http://astronomer.narod.ru/Library/ History/h_table.htm http://naturalhistory.narod.ru/Page_5.htm http://www.rudata.ru/wiki/Г.Гамов http://physics.kgsu.ru/astronomia/NV/Gamov.htm http://www.vselennaja.ru/nauka/lich6.html http://www.erudition.ru/referat/printref/id.24148_1.html http://www.nature.ru/ http://www.gpntb.ru/ win/mentsin2.cfm?KEY=109). «Когда Гамов впервые предложил теорию горячей Вселенной, включающую и αβγ-теорию образования элементов…, он сделал вывод, что на ранних стадиях своего развития Вселенная была заполнена излучением» (Тейлер, Р.Дж., 1975, с. 147). Позже, в 1950 году, в одной из статей (Physics Today, 1950, № 8, Р. 76) Дж.А. Гамов объявил, что, скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 Кельвина (http://www.erudition.ru/referat/ printref/id.24148_1.html). В пятидесятых годах XX века Фред Хойл начинает заниматься проблемами образования и строения галактик. В них Фред Хойл исходит из представления об образовании скоплений галактик, галактик, звездных скоплений и отдельных звезд как о последовательных стадиях гравитационной неустойчивости. Фред Хойл является сторонником теории внегалактического происхождения космических лучей и локальной теории квазаров, а начиная с 1944 года, работает над проблемами космогонии Солнечной системы. Фред Хойл рассмотрел несколько возможных путей происхождения планет, в 1960 выдвинул гипотезу об образовании Солнца и планет в едином процессе, из холодного межзвездного вещества (http://slovari.yandex.ru/dict/ astronomy/article/ast/ast-0497.htm). В 1948 году вместе Германом Бонди и Томасом Голдом Фред Хойл разработал теорию стационарной Вселенной, которая постулирует независимость процессов появления материи и расширения Вселенной. В этой теории Ф. Хойл сделал попытку разрешить проблему образования химических элементов. Хотя эта теория опровергается современными данными наблюдений, в течение десятилетия она имела много сторонников и стимулировала развитие наблюдательных работ по космологии и исследований по нуклеосинтезу и конкурировала с теорией горячей Вселенной Дж.А. Гамова. В 1946 Фред Хойл сформулировал проблему образования тяжелых элементов из водорода, указал на процессы, ведущие к образованию элементов тяжелее углерода. Совместно с У. Фаулером и Дж. и Э.М. Бербиджами Фред Хойл рассмотрел нуклеогенезис на ранних этапах развития Солнечной системы, при вспышках сверхновых, в массивных объектах. Считается, что именно Фред Хойл впервые употребил термин «Большой Взрыв» (Big Bang – большой хлопок), обозначив им модель (теория горячей Вселенной Гамова, Дж.А.), альтернативную его собственной. Он также являлся убежденным сторонником теории «панспермии» (распространения жизни во Вселенной через органические «споры», переносимые через межзвездное пространство) (http://ru.wikipedia.org/wiki/Хойл_Ф). «Здесь опять-таки невозможно не обратить внимания на иронию судьбы и явную историческую параллель с «Big Bang». Знаменитая история-метафора с «Боингом» тоже родилась довольно спонтанно в одной из лекций Хойла, читавшейся на радио в 1982 году. Посвящена она абсурдному, по убеждению и расчетам ученого, допущению биологии о «случайном» зарождении жизни среди неживой материи. Ныне же, благодаря своей яркости, история вошла в арсенал практически всех креационистов, которые постоянно ее цитируют, зачастую даже не зная, что это их оппонент Хойл: На огромной свалке в беспорядке разбросаны все части от авиалайнера «Боинг-747», разобранного, что называется, до болта и гайки. Тут случается пройтись по свалке страшной силы смерчу-урагану. Каковы шансы того, что после подобного смерча на свалке будет стоять полностью собранный «Боинг», готовый отправиться в полет? (Уровень сложности простейшей живой клетки примерно сопоставим с количеством деталей авиалайнера). В печатном виде эта ставшая уже легендарной «притча», кочующая из одного труда в другой, появилась в книге Хойла «Разумная Вселенная»» (The Intelligent Universe, 1983)» (Киви, Б., http://www.gumer.info/ bibliotek_Buks/Science/Kivi/24.php). Несмотря на все достоинства теория Большого Взрыва – αβγ-теория не могла объяснить наблюдаемое соотношение различных химических элементов во Вселенной, а также образование ядер с малым числом нейтронов.… Вот почему эта теория была оставлена и уступила место теории образования химических элементов в недрах звезд, разработанной в 1954-1957 годах в основном трудами того же Ф. Хойла, а также У. Фаулера, А. Камерона, и супругами Дж. и Э.М. Бербиджей (Бронштейн, В.А., 1974, с. 365). Интерес к теории Большого Взрыва угас. В 1964 году А.Г. Дорошкевич, И.Д. Новиков теоретически обосновывают возможность обнаружения имевшейся аппаратурой «остаточного излучения», предсказанного Дж.А. Гамовым. Прошло около 15 лет после предсказанного Дж. Гамовым «остаточного излучения», и американские радиоастрономы Анро Пензиас и Роберт Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: она оказалась равной 3 Кельвина, как и предполагал Дж.А. Гамов. А. Пензиас и Р. Вилсон получили за открытие реликтового излучения Нобелевскую премию, а Дж.А. Гамов нет. С открытием реликтового излучения вновь появился интерес к теории Большого Взрыва, а в космологии начался настоящий расцвет, который (с некоторыми перебоями) продолжается уже почти четыре десятилетия. Интенсивная работа, в которой участвовали фактически чуть ли не все ведущие физики и астрономы, а также и молодые, активно работающие теоретики и наблюдатели во всем мире, быстро привела к созданию на основе идей Дж.А. Гамова и новых наблюдательных данных весьма полной и надежной космологической теории, которая называется сейчас теорией горячей Вселенной; на Западе предпочитают другое название – теория Большого Взрыва (Бронштейн, В.А., 1974). Прежде всего, было выяснено, что в космическом котле могли быть созданы не все элементы таблицы Менделеева как мечтал Дж.А. Гамов, а только самые легкие из них, и больше всего – до 25 % по массе – гелия-4. Тяжелые же элементы синтезируются позднее при эволюции звезд и взрывах сверхновых. |
Похожие:
 | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Знаки химических элементов | | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Инструктаж по технике безопасности при работе в химическом кабинете. Периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева.... |
 | Реферат Этимология названий химических элементов Периодической системы... Этимология названий химических элементов Периодической системы химических элементов Д. И. Менделеева | | Экзаменационные вопросы «Правила по охране труда при использовании... Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... |
| Твоя Вселенная, 2 Рабочая программа учебного курса «Твоя Вселенная» составлена на основе авторской программы Левитана Е. П. «Твоя Вселенная, 2» изданной... | | Хорошавин Лев Борисович Докт техн наук реферат Периодической системе элементов, но и дополнительно по кластерам химических элементов, определять прогнозные свойства новых элементов... |
| Предмет: Химия Класс: 8 Тема: Виды химической связи Цель урока: Задачи:... Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... | | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Закрепить знания учащихся: по владению символами химических элементов, определению простых и сложных веществ, по составлению химических... |
| Внеклассное мероприятие для учащихся 8 классов «Веселые старты» (Соединения... Цель мероприятия: в игровой форме проверить степень усвоения учащимися основных понятий темы «Соединения химических элементов», сделать... | | Закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева... Разработка плана-конспекта урока «Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева» |
| Литература: Популярная библиотека химических элементов Издательство «Наука» Традиционно (в учебниках) элементы подразделяют на группы по их свойствам, но в некоторых случаях, например, при знакомстве с ними... | | Е. Н. Салыгин (фамилия, инициалы) Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... |
| Протокол №4 от 28. 04. 09 /Рожков А. А./ руководитель мо /Тюпина Г. А Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... | | Программа по формированию навыков безопасного поведения на дорогах... Образование системы понятий о веществе при изучении периодического закона и периодической системы химических элементов Д. И. Менделеева,... |
| Вопросы к экзамену по дисциплине «Химия» Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... | | Сосуды работающие под давлением Периодический закон и периодическая система химических элементов Д. И. Менделеева. Закономерности изменения свойств элементов малых... |
