Два сплошных стальных шара разного радиуса могут обладать одинаковыми импульсами если

M1=40 кгt1= -10сt2= 70сt3=0 c  m-?     для нагрівання снігу від t1 до t3  потрібно тепла q1= c1m1(t3-t1), с1=2100 дж/(кг*с)для плавлення снігу потрібно тепла q2=lm1, l=330000 дж/ кг. для нагрівання води від t3 до t2  потрібно тепла q3= c2m1(t2-t3), с2=4200 дж/(кг*с).тепло ві дрова q4=qm, q=10000000 дж/кг.маємо  q1+q2+q3=q4. c1m1(t3-t1)+lm1 + c2m1(t2-t3)=qm.  m=(c1m1(t3-t1)+lm1 + c2m1(t2-t3))/q,m=(2100*40*10+330000*40+4200*40*70)/10000000 = (840000+13200000+11760000)/10000000 = 2,58 кг

Экстраполяция  расширения вселенной  назад во времени приводит к точке  космической сингулярности, вблизи которой ныне известные законы перестают работать. время же расширения из этой космической сингулярности до современного состояния называют  возрастом вселенной; по различным данным, оно составляет приблизительно 14 млрд лет.расширение является основным процессом, на фоне которого происходят все остальные, поэтому всю развития можно разделить на этапы расширения[1]: планковская эпоха — момент с которого начинает работать современная ⇨].инфляционная стадия. на этой стадии происходит резкое увеличение размеров вселенной, а в конце его — также сильный нагрев.стадия радиационного доминирования. основная стадия ранней вселенной. температура начинает снижаться и в начале электрослабое взаимодействие отделяется от сильного взаимодействия[⇨], затем образуются кварки[⇨]. после смены последовательных эпох адронов[⇨]  и лептонов[⇨], в эпохе нуклеосинтеза[⇨]  образуются привычные нам элементы.эпоха доминирования вещества (пыли). в начале этой эпохи электромагнитное излучение отделяется от вещества и образуется реликтовый фон. затем идут тёмные века. они заканчиваются когда излучение первых звёзд повторно ионизирует вещество.λ-доминирование. текущая эпоха.

момент образования реликтового фона является пограничным для эволюции вещества. если до него она полностью определялась расширением, то после роль первой скрипки берет на себя гравитационное взаимодействие скоплений вещества, как друг с другом, так и с самим собой. именно она отвечает за образование звезд, звездных скоплений галактик, а также слиянию последних.

отделение реликтового фона стало возможным остыванию вселенной, вызванным расширением. таким же процессом, предопределивший конец эпохи доминирования гравитации и порожденный ей — изменение состава из-за вспышек сверхновых звезд.

возникновение жизни  — следующий этап развития вселенной, знаменующий, что вещество теперь может самоорганизовываться, а не слепо следовать процессам.

  вопрос о происхождении вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. но только в хх веке, после, обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции вселенной стал понемногу проясняться. последние научные данные позволили сделать вывод, что наша вселенная родилась 15 миллиардов лет назад в результате большого взрыва. но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до большого взрыва по-прежнему оставалось загадкой. созданная в конце хх века инфляционная теория появления нашего мира позволила существенно продвинуться в разрешении этих вопросов, и общая картина первых мгновений bсeленной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа.         до начала прошлого века было всего два взгляда на происхождение нашей вселенной. ученые полагали, что она вечна и неизменна, а богословы говорили что мир сотворен и у него будет конец. двадцатый век, разрушив многое из того, что было создано в предыдущие тысячелетия, сумел дать свои ответы на большинство вопросов, занимавших умы ученых прошлого. и быть может, одним из величайших достижений ушедшего века является прояснение вопроса о том, как возникла вселенная, в которой мы живем, и какие существуют гипотезы по поводу ее будущего.