Фридманның «термодинамикалық» теңдеуі


Макроскопиялық орта ретінде ЭГ - вакуумының басты ерекшелiгі –антитартылыс эффектісін тудыратын оның күй теңдеуi (1.2). Бiрақ бұл күй теңдеуі қайдан белгiлi?
Егер классикалық физиканы ұстанса, онда бұл сұрақтың жауабын танымал термодинамикалық тепе-теңдiкті пайдаланып табуға болады

(1.8)

мұндағы, ε=pν — ν көлемдегі бөлшектердің деректерінен тұратын ортаның толық ішкі энергиясы, Т, S, р, ρ шамалары сәйкесінше— ортаның температурасы, энтропиясы, қасымы және тығыздығы. Космологиялық кеңею үшiн Ғаламның дамуының өте ерте кезеңдерiнен бастап адиабатттық шарты жақсы орындалады .Сондықтан (1.8 ) теңдеуiне dS= 0 қоюға болады және бұл теңдеуді төрт энергияның (бариондар, қараңғы материя, сәуле шығару және қараңғы энергия) әрқайсысына тәуелсiз жеке қолдануға болады.
ЭГ-вакуумының қараңғы энергиясы үшін уақыт бойынша тұрақты орта және кез келген санақ жүйесіндегі тығыздықты кеңістік ретінде оның «механикалық» анықтамасына жүгіну керек. Бұл жерде ε=ρ_V ν, бұдан d ε= ρ_Vd ν. Онда (1.8) теңдеуінен ρ_V = — ρ_V екені шығады. Осылаша өзіміз көріп тұрғандай вакуумның күй теңдеуін оңай табуға болады.
Ішкі энергияның сақталу заңы деп аталатын термодинамикалық тепе-теңдік (1.8) адиабаттық шарты dS= 0 орындалған жағдайда жалпы салыстармалық теңдеуден шығады. Космологияда (1.8) тепе-теңдігі Фридманның «екінші» (немесе термо¬динамикалық) теңдеуін білдіреді және «бірінші» теңдеумен қосылып, кеңеюші Ғаламның барлық динамикасының математикалық негізін құрайды. Фридман космологиясы ньютондық түсіндірме бойынша екі сақталу заңынан, яғни механикалық энергияның сақталу заңы мен ішкі энергияның сақталу заңынан құралған.

Пән: Физика
Жұмыс түрі: Материал
Көлемі: 6 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 300 теңге




Фридманның термодинамикалық теңдеуі

Макроскопиялық орта ретінде ЭГ - вакуумының басты ерекшелiгі - антитартылыс эффектісін тудыратын оның күй теңдеуi (1.2). Бiрақ бұл күй теңдеуі қайдан белгiлi?
Егер классикалық физиканы ұстанса, онда бұл сұрақтың жауабын танымал термодинамикалық тепе-теңдiкті пайдаланып табуға болады

(1.8)

мұндағы, ε=pν -- ν көлемдегі бөлшектердің деректерінен тұратын ортаның толық ішкі энергиясы, Т, S, р, ρ шамалары сәйкесінше -- ортаның температурасы, энтропиясы, қасымы және тығыздығы. Космологиялық кеңею үшiн Ғаламның дамуының өте ерте кезеңдерiнен бастап адиабатттық шарты жақсы орындалады .Сондықтан (1.8 ) теңдеуiне dS= 0 қоюға болады және бұл теңдеуді төрт энергияның (бариондар, қараңғы материя, сәуле шығару және қараңғы энергия) әрқайсысына тәуелсiз жеке қолдануға болады.
ЭГ-вакуумының қараңғы энергиясы үшін уақыт бойынша тұрақты орта және кез келген санақ жүйесіндегі тығыздықты кеңістік ретінде оның механикалық анықтамасына жүгіну керек. Бұл жерде ε=ρVν, бұдан d ε= ρVd ν. Онда (1.8) теңдеуінен ρV = -- ρV екені шығады. Осылаша өзіміз көріп тұрғандай вакуумның күй теңдеуін оңай табуға болады.
Ішкі энергияның сақталу заңы деп аталатын термодинамикалық тепе-теңдік (1.8) адиабаттық шарты dS= 0 орындалған жағдайда жалпы салыстармалық теңдеуден шығады. Космологияда (1.8) тепе-теңдігі Фридманның екінші (немесе термо - динамикалық) теңдеуін білдіреді және бірінші теңдеумен қосылып, кеңеюші Ғаламның барлық динамикасының математикалық негізін құрайды. Фридман космологиясы ньютондық түсіндірме бойынша екі сақталу заңынан, яғни механикалық энергияның сақталу заңы мен ішкі энергияның сақталу заңынан құралған.

1.5 Галактикалардың белсенді ядролары стандартты шамдарға баламалы таңдау
ХХ ғасырдың ортасына дейін галактикалардың негізгі сәулелену көзі жұлдыздар деп саналып келді, яғни сәулеленуші галактиканың энергиясының басым бөлігі жұлдыздардағы тердоядролық синтез реакциясының нәтижесінде өндіріледі деп саналды (бұл энергия шығару механизмін 1938 жылы Х.Бете теориялық тұрғыда ашқан). Бірақ 1943 жылдан бастап, галактиканың кішігірім ядролық бөлігімен салыстарғанда (R1 Пк, 1Пк=3.26 жарық жылына, ал 1 Мпк=106 Пк екенін еске сала кетейік) өте үлкен энергия бөлетін белсенділігі жұлдыздарға байланыста емес көптеген галактикалар ашыла бастады.
Галактикалық ядролардың белсенділігінің белгілері келесі қасиеттер болып табылады:
1. Электромагниттік спектрде радио мен гамма диапазаондар аралығында негізделген жылулық емес спектр түрі. Бұл нені білдіреді? Егер біз темірді қыздырсақ, онда жарықтала түсетінін байқаймыз. Жалпы кез келген қыздырылған дене энергия бөледі, сонымен қатар энергияның мөлшері мен спектр түрі оның температурасына тәуелді. Бұндай сәулелену жылулық сәулелену деп аталады. Басқа да энергия бөлу механизмдері болуы мүмкін. Бірақ спектр түрі мүлде басқа болады, оны қандай да бір қыздарылған дененің сәулеленуімен түсіндіруге болмайды, масалы газ. Бұндай сәулелену типі жылулық емес деп аталады. Астрофизика және белсенді ярдолар физикасы үшін синхротрондық сәулелену өте маңызды болып табылады. Ол магнит өрісінде электрондардың қозғалысы кезінде пайда болады және өзіне тән спектрге ие.
2. Ауыспалылық, яғни оптикалық және радио диапазондарда көрінетін жарқырауы 10 минуттан (рентгендік диапазон) 10 жылға дейінгі периодта өзгереді.
3. Спектрде газдардың үлкен жылдамдықта қозғалатынын көрсететін жалпақ эмиссиондық сызықтардың болуы.
4. Морфлогиялық ерекшеліктер (лақтырулар, "ыстық дақтар"). Ерекше сыртқы түр үлкен көлемдегі заттар лақтырылатын ярдолардың белсенділігінің нәтижесі болып табылады.
5. Спектралдық және поляризациялық ерекшеліктер. Бұлар магниттік өрістің болуы мен оның құрылымын білдіреді.
Әрине,бұл қасиеттерідің бәрі бірдей болуы міндетті емес. Галактикаларға да қойылатын кейбір талаптар бар. Әдетте өзгешелік, ол аз массивти галактикаларға тән емес. Сонымен қатар, галактика центрге жинақталған болуы керек, сондықтан ядролық белсенділік көбінесе эллипсті галактикаларда жиі кездеседі. Және де барлық жағдайда дерлік галактиканың центрлік аумақтарында көп мөлшерде газ болу керек, себебі белсенділік модельдері белсенді ядрода энергияның бөлінуін газбен байланыстырады.
Алғаш рет белсенді ядросы (БЯ) бар галактикалар болып сейфертті галактикалар ашылды, бұларды алғаш ашқан К.Сейферттің (1911-1960) құрметіне осылай аталған. Ол 12 галактиканың спектірінде сутегі, гелии және иондалған темірдің жалпақ сызықтарын байқаған, Доплер эффектісіне сәйкес бұл сызықтардың жартыені бірнеше кмсек жылдамдыққа сәйкес келген.
Қазіргі кезде мұндай объектілердің мыңдаған түрі белгілі, бұлардың кейбірінің спекральды эмиссионды сызықтарының ендері шамамен 30000 Кмсек (0.1 жарық жылдамдығы!) жылдамдыққа сәйкес. Бұл жылдамдықтар сейфертті галактикалардың центрлік аумақтарындағы газ бұлттарының қозғалысымен байланысты. Яғни, ядродан ондаған мың кмсек жылдамдықпен ұшып шығатын көп мөлшердегі газ болады.
Сейферттік галактикалар алып шиыршықты галактикаларға жатады. Олардың арасындағы көп бөлігі қиылысқан шиыршықтар (шамамен 70%). Сейферттер қос және топтасқан галактикалар типіне кіреді,бірақ бай шоғырлардан қашқақтайды(алдағы уақытта көретініміздей, бұндай қасиетті басқа да галактикадан тыс белсенді оъбектілер- квазарлар көрсетеді). Оларға мықты сфералық құраушы тән. Сейферттер жалпы шиыршықты галактикалар санының шамамен 1% құрайды және олардың кеңістіктік шоғырлануы 1 галактика 104 кубтық МПк тең.
Сейферттердің спектірі ұзын толқынды жалпақ диапазонда жылулық емес сипатқа ие. ... жалғасы
Ұқсас жұмыстар
Сызық теңдеуі
Гидростатиканың негізгі теңдеуі
Бернулли теңдеуі
Негізгі термодинамикалық жүйелер
« А.А. Фридманның әлем кеңістігінің модуліне сыни көзқарас»
Гамильтон-Якоби теңдеуі
Идеал газ күйінің теңдеуі
Стандарттық термодинамикалық өлшемдер
Идеал газдың макроскопиялық күй теңдеуі
Идеал газ күйінің теңдеуі жайлы
Пәндер

Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор №1 болып табылады.

Байланыс

Qazaqstan
Phone: 777 614 50 20
WhatsApp: 777 614 50 20
Email: info@stud.kz
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь