18. Универсальные и статистические законы естествознания.

Глобальные законы сохранения связаны с существованием таких преобразований, которые оставляют неизменными любую систему. К ним относятся универсальные законы: Закон сохранения энергии, являющийся следствием симметрии относительно сдвига во времени (однородности времени). Закон сохранения импульса, являющийся следствием симметрии относительно параллельного переноса в  пространстве (однородности пространства). Закон сохранения момента импульса, являющийся следствием симметрии относительно поворотов в пространстве (изотропности пространства).Закон сохранения заряда, являющийся следствием симметрии относительно замены описывающих систему комплексных параметров на их комплексно сопряженные значения. Закон сохранения четности, являющийся следствием симметрии относительно операции инверсии (“отражения в зеркале”, меняющего “право” на “лево”). Закон сохранения энтропии, являющийся следствием симметрии относительно обращения времени. Статистические же законы признавались в качестве удобных вспомогательных средств исследования, дающих возможность представить в компактной и удобной форме всю имеющуюся информацию о каком либо предмете исследования. Типичным примером может служить информация, получаемая посредством переписи населения. В принципе мы можем получить о каждом гражданине страны все необходимые сведения, но когда они классифицируются по отдельным пунктам, сводятся в отдельные показатели и обобщаются, то работать с такой информацией значительно удобнее и легче. Статистические законы и теоретические обобщения, найденные в физике, биологии, экономике, социологии, праве и других науках, также рассматривались в качестве удобного вспомогательного средства для описания, систематизации и обобщения найденного эмпирического материала.

19. «Большой взрыв» и этапы эволюции Вселенной.

Большой взрыв и этапы эволюции Вселенной. Большим взрывом называется явление возникновения Вселенной. В рамках этой концепции полагается, что начальным состоянием Вселенной была точка, называемая точкой сингулярности, в кот. были сосредоточены все вещество и энергия. Она характерна бесконечно большой плотностью материи. В таком состоянии д.б.произойти «большой взрыв». Предполагают, что взрыв произошёл примерно 15-20 млрд лет назад и сопровождался сначала быстрым, а потом более умеренным расширением и охлаждением Вселенной. По степени расширения учёные судят о состоянии материи на разных стадиях её эволюции. Т.о. выделяют 4 эры эволюции Вселенной: адронную, лептонную, фотонную и звёздную. а)Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной. К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды (10-4с.), температура ее понизилась. Энергии частиц и фотонов не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. б)Лептонная эра. Она начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное нейтрино. 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. в) Фотонная эра или эра излучения. Температура Вселенной понизилась ещё сильней, происходит постепенное уничтожение электронов и позитронов. К концу лептонной эры фотонов было в 2 млрд раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры  становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии. г) После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” (приблизительно 300 000 лет) до наших дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитие представляется как будто слишком медленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры.

Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 K (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10−35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10−43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение