Согласно модели большого взрыва на раннем этапе эволюции вселенная была:  Модель Большого Взрыва

Ранняя Вселенная • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

На самой ранней стадии эволюции Вселенной относительно долгие периоды расширения и охлаждения перемежались краткими периодами фундаментальной перестройки материи.

Со времени открытия закона Хаббла в научной космологии возобладала точка зрения, согласно которой Вселенная возникла в виде горячего сгустка сверхплотной материи и с тех пор расширяется и остывает. Но лишь с начала 1980-х годов космологи по-настоящему задумались над тем, как именно развивались события на самой ранней стадии расширения Вселенной. Сегодня мы имеем уже достаточно полную хронологическую картину ранней истории Вселенной, начиная с невообразимо малых долей секунды после Большого взрыва, объясняющую происхождение элементарных частиц и химических элементов. Давайте прокрутим события в обратной хронологии, начиная с 1 миллиарда лет после Большого взрыва (все сроки весьма условны) и вплоть до самого взрыва.

1 миллиард лет

Началось формирование галактик. Впервые в истории Вселенная стала отдаленно напоминать то, что мы наблюдаем сегодня. Уже следующее поколение сверхмощных телескопов позволит нам рассмотреть галактики, удаленные настолько, что они предстанут перед нами на стадии непосредственно после их рождения.

300 000 лет

Примерно через 300 000 лет после Большого взрыва Вселенная остыла достаточно для того, чтобы электроны начали прочно удерживаться ядрами и появились стабильные атомы, не распадающиеся сразу же после соударения со следующим ядром. Постепенно формирование атомов из моря свободных ядер и электронов привело к образованию всего многообразия наблюдаемых нами сегодня во Вселенной химических элементов.

До образования первых атомов Вселенная состояла из непрозрачной и плотной ядерно-электронной плазмы. Любые сгустки такой плазмы, едва начав образовываться под воздействием сил гравитационного притяжения, тут же разрушались под воздействием энергии поглощаемого ими излучения. После формирования атомов пространство Вселенной стало прозрачным, а вещество — достаточно разреженным для образования устойчивых сгустков материи под воздействием сил гравитационного притяжения. Увы, уже слишком разреженным для начала формирования галактик, и этот парадокс, получивший название галактическая проблема, явился самым весомым аргументом против теории Большого взрыва. Проблема эта, однако же, устраняется, если ввести в сценарий формирования Вселенной темную материю. Тогда можно считать, что первичные ядра галактик образовались именно из этой невидимой темной материи (свойства которой принципиально отличаются от свойств обычной материи) еще до формирования атомов, а образовавшиеся позже атомы «прилепились» к уже готовым протогалактикам, состоящим из темного вещества.

3 минуты

В первые три минуты существования Вселенной, стоило двум элементарным частицам — протону и нейтрону, например, — образовать ядро, как оно тут же разбивалось при следующем столкновении. Начиная с четвертой минуты Вселенная остыла до такой степени, что энергий столкновения стало недостаточно для разрыва внутриядерных связей, и стали образовываться стабильные ядра. Итак, в первые три минуты Вселенная представляла собой раскаленное море элементарных частиц, а по прошествии трех минут в нем стало появляться всё больше островков-ядер.

В процессе соударений с новыми элементарными частицами ядра постепенно утяжелялись за счет прикрепления к ним каждый раз протона или нейтрона. Однако на этой стадии сформировались ядра лишь самых легких химических элементов, поскольку вскоре Вселенная расширилась уже настолько, что столкновения стали огромной редкостью. То, что теория Большого взрыва верно предсказывает соотношение ядер этих легких элементов, сформировавшихся за время короткого «окна» первичного нуклеосинтеза, является надежным (и очень красивым) подтверждением правильности этой теории.

10

^–5 секунды

В этот момент — примерно через одну стотысячную долю секунды после запуска механизма рождения Вселенной — кварки слились в элементарные частицы (см. Кварки и восьмеричный путь). До этого Вселенная представляла собой компактное море из кварков и лептонов; с этого момента она превратилась в остывающий океан элементарных частиц.

10

^–10 секунды

Эта отметка знаменует новую серию этапных превращений — началось великое объединение фундаментальных сил (см. Универсальные теории). Именно в это мгновение произошло объединение электромагнитного и слабого взаимодействий. До этого момента во Вселенной действовало три силы; теперь их стало четыре. Энергии, присутствующие во Вселенной в этот момент, соответствуют максимальным энергиям, которые могут быть развиты в современных земных ускорителях. Поэтому всё, что было изложено мною выше, в принципе поддается экспериментальной проверке; всё дальнейшее — чистые гипотезы.

10

^–35 секунды

При этих температурах объединились сильное и электрослабое взаимодействия. До этой доли мгновения во Вселенной действовало две силы, после него их стало три. В тот же миг началось скачкообразное расширение, которое называется инфляционным (см. Инфляционная стадия расширения Вселенной), продолжавшееся до отметки 10^–32 cекунды. Одновременно из Вселенной исчезли античастицы.

Квантовая хромодинамика и Стандартная модель описывают поведение материи при невероятно высоких энергиях, существовавших во Вселенной через 10^–35 секунды после ее зарождения. И эти теории проверены экспериментально, но при более низких энергиях. Все теории Ранней Вселенной не идут дальше этого момента.

10

^–43 секунды

Теоретики предполагают, что в этот миг произошло объединение гравитации с другими силами. До этого во Вселенной действовала единая и неделимая сила. Именно механизм перехода от одной к двум фундаментальным силам взаимодействия и пытаются описать универсальные теории. Что было до этого мгновения? Об этом мы можем только догадываться. Как и составителям средневековых географических карт, нам остается только написать: «Осторожно, там чудовища!»

Теория Большого взрыва: история эволюции нашей Вселенной

Как появилась наша Вселенная? Как она превратилась в кажущееся на первый взгляд бесконечное пространство? И чем она станет спустя многие миллионы и миллиарды лет? Эти вопросы терзали (и продолжают терзать) умы философов и ученых, кажется, еще с начала времен, породив при этом множество интересных и порой даже безумных теорий. Сегодня большинство астрономов и космологов пришли к общему согласию относительно того, что Вселенная, которую мы знаем, появилась в результате гигантского взрыва, породившего не только основную часть материи, но явившегося источником основных физических законов, согласно которым существует тот космос, который нас окружает. Все это называется теорией Большого взрыва.

Вначале был взрыв.

Основы теории Большого взрыва относительно просты. Если кратко, согласно ей вся существовавшая и существующая сейчас во Вселенной материя появилась в одно и то же время — около 13,8 миллиарда лет назад. В тот момент времени вся материя существовала в виде очень компактного абстрактного шара (или точки) с бесконечной плотностью и температурой. Это состояние носило название сингулярности. Неожиданно сингулярность начала расширяться и породила ту Вселенную, которую мы знаем.

Стоит отметить, что теория Большого Взрывая является лишь одной из многих предложенных гипотез возникновения Вселенной (например, есть еще теория стационарной Вселенной), однако она получила самое широкое признание и популярность. Она не только объясняет источник всей известной материи, законов физики и большую структуру Вселенной, она также описывает причины расширения Вселенной и многие другие аспекты и феномены.

Содержание

• 1 Хронология событий в теории Большого Взрыва
• 2 Тайны сингулярности
• 3 Эпоха инфляции
• 4 Охлаждение Вселенной
• 5 Структурирование Вселенной
• 6 Что будет со Вселенной
• 7 Большой взрыв — в таком виде
• 8 История теории Большого взрыва

Хронология событий в теории Большого Взрыва

Так все выглядело в разрезе времени.

Основываясь на знаниях о нынешнем состоянии Вселенной, ученые предполагают, что все должно было начаться с единственной точки с бесконечной плотностью и конечным временем, которые начали расширяться. После первоначального расширения, как гласит теория, Вселенная прошла фазу охлаждения, которая позволила появиться субатомным частицам и позже простым атомам. Гигантские облака этих древних элементов позже, благодаря гравитации, начали образовывать звезды и галактики.

Все это, по догадкам ученых, началось около 13,8 миллиарда лет назад, и поэтому эта отправная точка считается возрастом Вселенной. Путем исследования различных теоретических принципов, проведения экспериментов с привлечением ускорителей частиц и высокоэнергетических состояний, а также путем проведения астрономических исследований дальних уголков Вселенной ученые вывели и предложили хронологию событий, которые начались с Большого взрыва и привели Вселенную в конечном итоге к тому состоянию космической эволюции, которое имеет место быть сейчас.

Ученые считают, что самые ранние периоды зарождения Вселенной — продлившиеся от 10^-43 до 10^-11 секунды после Большого взрыва, — по прежнему являются предметом споров и обсуждений. Если учесть, что те законы физики, которые нам сейчас известны, не могли существовать в это время, то очень сложно понять, каким же образом регулировались процессы в этой ранней Вселенной. Кроме того, экспериментов с использованием тех возможных видов энергий, которые могли присутствовать в то время, до сих пор не проводилось. Как бы там ни было, многие теории о возникновении Вселенной в конечном итоге согласны с тем, что в какой-то период времени имелась отправная точка, с которой все началось.

Тайны сингулярности

Сингулярность мало кто может объяснить человеческим языком.

Также известная как планковская эпоха (или планковская эра) принимается за самый ранний из известных периодов эволюции Вселенной. В это время вся материя содержалась в единственной точке бесконечной плотности и температуры. Во время этого периода, как считают ученые, квантовые эффекты гравитационного взаимодействия доминировали над физическим, и ни одна из физических сил не была равна по силе гравитации.

Ученые обнаружили неизвестный источник гравитационных волн

Планковская эра предположительно длилась от 0 до 10^-43 секунды и названа она так потому, что измерить ее продолжительность можно только планковским временем. Ввиду экстремальных температур и бесконечной плотности материи состояние Вселенной в этот период времени было крайне нестабильным. После этого произошли периоды расширения и охлаждения, которые привели к возникновению фундаментальных сил физики.

Приблизительно в период с 10^-43 до 10^-36 секунды во Вселенной происходил процесс столкновения состояний переходных температур. Считается, что именно в этот момент фундаментальные силы, которые управляют нынешней Вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом этого отделения явилось появление гравитационных сил, сильных и слабых ядерных взаимодействий и электромагнетизма.

В период примерно с 10^-36 до 10^-32 секунды после Большого взрыва температура Вселенной стала достаточно низкой (1028 К), что привело к разделению электромагнитных сил (сильное взаимодействие) и слабого ядерного взаимодействия (слабого взаимодействия).

Эпоха инфляции

Можно попробовать визуализировать Вселенную так.

С появлением первых фундаментальных сил во Вселенной началась эпоха инфляции, которая продлилась с 10^-32 секунды по планковскому времени до неизвестной точки во времени. Большинство космологических моделей предполагают, что Вселенная в этот период была равномерно заполнена энергией высокой плотности, а невероятно высокие температура и давление привели к ее быстрому расширению и охлаждению.

Чтобы не пропустить ничего интересного из мира высоких технологий, подписывайтесь на наш новостной канал в Telegram. Там вы узнаете много нового.

Это началось на 10^-37 секунде, когда за фазой перехода, вызвавшей отделение сил, последовало расширение Вселенной в геометрической прогрессии. В этот же период времени Вселенная находилась в состоянии бариогенезиса, когда температура была настолько высокой, что беспорядочное движение частиц в пространстве происходило с околосветовой скоростью.

В это время образуются и сразу же сталкиваясь разрушаются пары из частиц — античастиц, что, как считается, привело к доминированию материи над антиматерией в современной Вселенной. После прекращения инфляции Вселенная состояла из кварк-глюоновой плазмы и других элементарных частиц. С этого момента Вселенная стала остывать, начала образовываться и соединяться материя.

Охлаждение Вселенной

После взрыва все должно было снизить температуру.

Со снижением плотности и температуры внутри Вселенной начало происходить и снижение энергии в каждой частице. Это переходное состояние длилось до тех пор, пока фундаментальные силы и элементарные частицы не пришли к своей нынешней форме. Так как энергия частиц опустилась до значений, которые можно сегодня достичь в рамках экспериментов, действительное возможное наличие этого временного периода вызывает у ученых куда меньше споров.

Как думаете, как как космос изменит человечество в будущем?

Например, ученые считают, что на 10^-11 секунде после Большого взрыва энергия частиц значительно уменьшилась. Примерно на 10^-6 секунде кварки и глюоны начали образовывать барионы — протоны и нейтроны. Кварки стали преобладать над антикварками, что в свою очередь привело к преобладанию барионов над антибарионами.

Так как температура была уже недостаточно высокой для создания новых протонно-антипротонных пар (или нейтронно-антинейтронных пар), последовало массовое разрушение этих частиц, что привело к остатку только 1/1010 количества изначальных протонов и нейтронов и полному исчезновению их античастиц. Аналогичный процесс произошел спустя около 1 секунды после Большого взрыва. Только «жертвами» на этот раз стали электроны и позитроны. После массового уничтожения оставшиеся протоны, нейтроны и электроны прекратили свое беспорядочное движение, а энергетическая плотность Вселенной была заполнена фотонами и в меньшей степени нейтрино.

В течение первых минут расширения Вселенной начался период нуклеосинтеза (синтез химических элементов). Благодаря падению температуры до 1 миллиарда кельвинов и снижения плотности энергии примерно до значений, эквивалентных плотности воздуха, нейтроны и протоны начали смешиваться и образовывать первый стабильный изотоп водорода (дейтерий), а также атомы гелия. Тем не менее большинство протонов во Вселенной остались в качестве несвязных ядер атомов водорода.

Спустя около 379 000 лет электроны объединились с этими ядрами водорода и образовали атомы (опять же преимущественно водорода), в то время как радиация отделилась от материи и продолжила практически беспрепятственно расширяться через пространство. Эту радиацию принято называть реликтовым излучением, и она является самым древнейшим источником света во Вселенной.

С расширением реликтовое излучение постепенно теряло свою плотность и энергию и в настоящий момент его температура составляет 2,7260 ± 0,0013 К (-270,424 °C), а энергетическая плотность 0,25 эВ (или 4,005×10^-14 Дж/м³; 400–500 фотонов/см³). Реликтовое излучение простирается во всех направлениях и на расстояние около 13,8 миллиарда световых лет, однако оценка его фактического распространения говорит примерно о 46 миллиардах световых годах от центра Вселенной.

Структурирование Вселенной

Вот что произошло за 14 миллиардов лет.

В последующие несколько миллиардов лет более плотные регионы почти равномерно распределенной во Вселенной материи начали притягиваться друг к другу. В результате этого они стали еще плотнее, начали образовывать облака газа, звезды, галактики и другие астрономические структуры, за которыми мы можем наблюдать в настоящее время. Этот период носит название иерархической эпохи. В это время та Вселенная, которую мы видим сейчас, начала приобретать свою форму. Материя начала объединяться в структуры различных размеров — звезды, планеты, галактики, галактические скопления, а также галактические сверхскопления, разделенные межгалактическими перемычками, содержащими всего лишь несколько галактик.

Детали этого процесса могут быть описаны согласно представлению о количестве и типе материи, распределенной во Вселенной, которая представлена в виде холодной, теплой, горячей темной материи и барионного вещества. Однако современной стандартной космологической моделью Большого взрыва является модель Лямбда-CDM, согласно которой частицы темной материи двигаются медленнее скорости света. Выбрана она была потому, что решает все противоречия, которые появлялись в других космологических моделях.

Согласно этой модели на холодную темную материю приходится около 23 процентов всей материи/энергии во Вселенной. Доля барионного вещества составляет около 4,6 процента. Лямбда-CDM ссылается на так называемую космологическую постоянную: теорию, предложенную Альбертом Эйнштейном, которая характеризует свойства вакуума и показывает соотношение баланса между массой и энергией как постоянную статичную величину. В этом случае она связана с темной энергией, которая служит в качестве акселератора расширения Вселенной и поддерживает гигантские космологические структуры в значительной степени однородными.

Что будет со Вселенной

Будущее знать нельзя, но можно предсказать.

Гипотезы относительно того, что эволюция Вселенной обладает отправной точкой, естественным способом подводят ученых к вопросам о возможной конечной точке этого процесса. Если Вселенная начала свою историю из маленькой точки с бесконечной плотностью, которая вдруг начала расширяться, не означает ли это, что расширяться она тоже будет бесконечно? Или же однажды у нее закончится экспансивная сила и начнется обратный процесс сжатия, конечным итогом которого станет все та же бесконечно плотная точка?

Разгадка у нас в руках? Исследователи нашли возможную причину Большого Взрыва

Ответы на эти вопросы были основной целью космологов с самого начала споров о том, какая же космологическая модель Вселенной является верной. С принятием теории Большого взрыва, но по большей части благодаря наблюдению за темной энергией в 1990-х годах, ученые пришли к согласию в отношении двух наиболее вероятных сценариев эволюции Вселенной.

Согласно первому, получившему название «большое сжатие», Вселенная достигнет своего максимального размера и начнет разрушаться. Такой вариант развития событий будет возможен, если только плотность массы Вселенной станет больше, чем сама критическая плотность. Другими словами, если плотность материи достигнет определенного значения или станет выше этого значения (1-3×10^-26 кг материи на м³), Вселенная начнет сжиматься.

Большой взрыв — в таком виде

Альтернативой служит другой сценарий, который гласит, что если плотность во Вселенной будет равна или ниже значения критической плотности, то ее расширение замедлится, однако никогда не остановится полностью. Согласно этой гипотезе, получившей название «тепловая смерть Вселенной», расширение продолжится до тех пор, пока звездообразования не перестанут потреблять межзвездный газ внутри каждой из окружающих галактик. То есть полностью прекратится передача энергии и материи от одного объекта к другому. Все существующие звезды в этом случае выгорят и превратятся в белых карликов, нейтронные звезды и черные дыры.

Постепенно черные дыры будут сталкиваться с другими черными дырами, что привет к образованию все более и более крупных. Средняя температура Вселенной приблизится к абсолютному нулю. Черные дыры в итоге «испарятся», выпустив свое последнее излучение Хокинга. В конце концов термодинамическая энтропия во Вселенной станет максимальной. Наступит тепловая смерть.

Заходите в наш специальный Telegram-чат. Там всегда есть с кем обсудить новости из мира высоких технологий.

Современные наблюдения, которые учитывают наличие темной энергии и ее влияние на расширение космоса, натолкнули ученых на вывод, согласно которому со временем все больше и больше пространства Вселенной будет проходить за пределами нашего горизонта событий и станет невидимым для нас. Конечный и логичный результат этого ученым пока не известен, однако «тепловая смерть» вполне может оказаться конечной точкой подобных событий.

Есть и другие гипотезы относительно распределения темной энергии, а точнее, ее возможных видов (например фантомной энергии). Согласно им галактические скопления, звезды, планеты, атомы, ядра атомов и материя сама по себе будут разорваны на части в результате ее бесконечного расширения. Такой сценарий эволюции носит название «большого разрыва». Причиной гибели Вселенной согласно этому сценарию является само расширение.

История теории Большого взрыва

А вы бы смогли рассказать все это в эфире ВВС?

Самое раннее упоминание Большого взрыва относится к началу 20-го века и связано с наблюдениями за космосом. В 1912 году американский астроном Весто Слайфер провел серию наблюдений за спиральными галактиками (которые изначально представлялись туманностями) и измерил их доплеровское красное смещение. Почти во всех случаях наблюдения показали, что спиральные галактики отдаляются от нашего Млечного Пути.

В 1922 году выдающийся российский математик и космолог Александр Фридман вывел из уравнений Эйнштейна для общей теории относительности так называемые уравнения Фридмана. Несмотря продвижения Эйнштейном теории в пользу наличия космологической постоянной, работа Фридмана показала, что Вселенная скорее находится в состоянии расширения.

Большой Взрыв, темная материя… Могут ли космологи нас обманывать?

В 1924 году измерения Эдвина Хаббла дистанции до ближайшей спиральной туманности показали, что эти системы на самом деле являются действительно другими галактиками. В то же время Хаббл приступил к разработке ряда показателей для вычета расстояния, используя 2,5-метровый телескоп Хукера в обсерватории Маунт Вилсон. К 1929 году Хаббл обнаружил взаимосвязь между расстоянием и скоростью удаления галактик, что впоследствии стало законом Хаббла.

В 1927 году бельгийский математик, физик и католический священник Жорж Леметр независимо пришел к тем же результатам, какие показывали уравнения Фридмана, и первым сформулировал зависимость между расстоянием и скоростью галактик, предложив первую оценку коэффициента этой зависимости. Леметр считал, что в какой-то период времени в прошлом вся масса Вселенной была сосредоточена в одной точке (атоме).

Эти открытия и предположения вызывали много споров между физиками в 20-х и 30-х годах, большинство из которых считало, что Вселенная находится в стационарном состоянии. Согласно устоявшейся в то время модели, новая материя создается наряду с бесконечным расширением Вселенной, равномерно и равнозначно по плотности распределяясь на всей ее протяженности. Среди ученых, поддерживающих ее, идея Большого взрыва казалась больше теологической, нежели научной. В адрес Леметра звучала критика о предвзятости на основе религиозных предубеждений.

Следует отметить, что в то же время существовали и другие теории. Например, модель Вселенной Милна и циклическая модель. Обе основывались на постулатах общей теории относительности Эйнштейна и впоследствии получили поддержку самого ученого. Согласно этим моделям Вселенная существует в бесконечном потоке повторяющихся циклов расширений и коллапсов.

Только представьте, в космосе зафиксирован самый мощный взрыв со времен Большого взрыва

После Второй мировой войны между сторонниками стационарной модели Вселенной (которая фактически была описана астрономом и физиком Фредом Хойлом) и сторонниками теории Большого взрыва, быстро набиравшей популярность среди научного сообщества, разгорелись жаркие дебаты. По иронии судьбы, именно Хойл вывел фразу «большой взрыв», впоследствии ставшую названием новой теории. Произошло это в марте 1949 года на британском радио BBC.

Космос настолько загадочен, что мы не сможем понять даже малую его часть.

В конце концов дальнейшие научные исследования и наблюдения все больше и больше говорили в пользу теории Большого взрыва и все чаще ставили под сомнение модель стационарной Вселенной. Обнаружение и подтверждение реликтового излучения в 1965 году окончательно укрепили Большой взрыв в качестве лучшей теории происхождения и эволюции Вселенной. С конца 60-х годов и вплоть до 1990-х астрономы и космологи провели еще больше исследований вопроса Большого взрыва и нашли решения для многих теоретических проблем, стоящих на пути у данной теории.

Все самые свежие новости из мира высоких технологий вы также можете найти в Google News.

Среди этих решений, например, работа Стивена Хокинга и других физиков, которые доказали, что сингулярность являлась неоспоримым начальным состоянием общей относительности и космологической модели Большого взрыва. В 1981 году физик Алан Гут вывел теорию, описывающую период быстрого космического расширения (эпохи инфляции), которая решила множество ранее нерешенных теоретических вопросов и проблем.

В 1990-х наблюдался повышенный интерес к темной энергии, которую рассматривали как ключ к решению многих нерешенных вопросов космологии. Помимо желания найти ответ на вопрос о том, почему Вселенная теряет свою массу наряду с темной матерей (гипотеза была предложена еще в 1932 году Яном Оортом), также было необходимо найти объяснение тому, почему Вселенная по-прежнему ускоряется.

Дальнейший прогресс изучения обязан созданию более продвинутых телескопов, спутников и компьютерных моделей, которые позволили астрономам и космологам заглянуть дальше во Вселенной и лучше понять ее истинный возраст. Развитие космических телескопов и появление таких, как, например, Cosmic Background Explorer (или COBE), космический телескоп Хаббла, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и космическая обсерватория Планка, тоже внесло бесценный вклад в исследование вопроса.

Сегодня космологи могут с довольно высокой точностью проводить измерения различных параметров и характеристик модели теории Большого взрыва, не говоря уже о более точных вычислениях возраста окружающего нас космоса. А ведь все началось с обычного наблюдения за массивными космическими объектами, расположенными во многих световых годах от нас и медленно продолжающих от нас отдаляться. И несмотря на то, что мы понятия не имеем, чем это все закончится, чтобы выяснить это, по космологическим меркам на это потребуется не так уж и много времени.

Ранние этапы нашей Вселенной

Гэри Фелдер, Колледж Смита

Описание эволюции нашей Вселенной с момента Большого взрыва до сегодняшнего дня известно как модель Большого взрыва. Вселенная сразу после Большого взрыва была невообразимо горячей, плотной и наполнена многими типами частиц, которых сегодня во Вселенной не существует. И тоже быстро менялся.

Модель большого взрыва описывает то, что произошло во Вселенной после большого взрыва. (Изображение: НАСА/общественное достояние)

Детские шаги Вселенной

За то время, пока вы читаете это предложение, температура Вселенной упала более чем в триллион триллионов раз, и более 99,9999999% всех частиц во Вселенной были уничтожены. Это огромное изменение температуры и аннигиляция почти всех частиц — лишь два из многих примеров невероятно быстрых и драматических изменений, которые произошли в самой ранней Вселенной.

Если бы вы могли отправиться назад во времени на 13,8 миллиарда лет, вы бы обнаружили, что все пространство заполнено бурлящей жидкостью, которая намного горячее и плотнее, чем сегодня ядро ​​Солнца. Не было ни вакуума пространства, ни каких-либо структур. Были просто частицы, которые постоянно двигались, сталкивались и испускали гамма-лучи, рентгеновские лучи, свет и все другие известные виды излучения.

Те частицы, которые существовали через мгновение после Большого взрыва, сегодня являются строительными блоками всех структур во Вселенной, но в то время все частицы были отдельными, как свежая коробка Лего, из которой ничего не слиплось.

Прохладная Вселенная

Со временем частицы этого хаотического вихря в среднем удалялись друг от друга. Другими словами, Вселенная расширялась. И когда Вселенная расширилась, она остыла. И когда Вселенная остыла, частицы начали слипаться.

Модель большого взрыва говорит нам, что по мере того, как более мелкие частицы объединялись в более крупные частицы, в конечном итоге образовывались звезды и галактики. (Изображение: Vovan/Shutterstock)

Мельчайшие частицы объединяются в более крупные частицы, которые затем объединяются в атомные ядра. Эти ядра в сочетании с электронами образуют атомы. Эти атомы объединились в звезды и галактики, что в конечном итоге привело к Вселенной, которую мы видим сегодня.

Общая картина

Оказывается, если бы почти 14 миллиардов лет назад все произошло немного по-другому, вселенная, какой мы ее знаем сегодня, не могла бы развиваться. Например, если бы Вселенная начала расширяться немного медленнее, чем сейчас, все бы снова рухнуло почти мгновенно.

Или, если бы Вселенная начала расширяться немного быстрее, чем сейчас, атомы не объединились бы в звезды и галактики. Вселенная могла даже оказаться с различными видами частиц и сил, которые вообще не позволили бы атомам существовать. И теоретически возможно, что в отдаленных частях Вселенной каждая из этих вещей действительно происходила или может происходить прямо сейчас.

Эта статья взята непосредственно из содержания серии видео  Большой взрыв и не только: Исследование ранней Вселенной . Смотрите прямо сейчас на Wondrium.

Реальное объяснение модели Большого взрыва

У многих людей в голове возникает примерно такая картина Большого взрыва: Миллиарды лет назад Вселенная была бесконечно мала, а затем она взорвалась. Это описание неверно. Чтобы объяснить, почему это неправильно, давайте поговорим о том, откуда мы знаем, что происходило миллиарды лет назад.

Мы можем описать Вселенную 13,8 миллиарда лет назад, наблюдая за тем, что она делает сегодня, и используя законы физики, чтобы выяснить, что она должна была делать до этого. Например, предположим, я снимаю на видео цветочный горшок, падающий мимо окна моего офиса. Я могу видеть цветочный горшок ненадолго, но я могу наблюдать, как быстро он движется, когда проходит мимо моего окна. И, зная законы ньютоновской физики, я могу вычислить, как долго она падала, прежде чем достигла окна.

Когда мы сегодня измеряем движение галактик, кажется, что все они разлетаются друг от друга. (Изображение: Agsandrew/Shutterstock)

Точно так же, когда мы смотрим на то, как сегодня движутся все галактики, мы можем понять, где они были и как они двигались миллиард лет назад, 10 миллиардов лет назад или больше. И самое главное, что мы замечаем, измеряя сегодня движение галактик, это то, что почти все они разлетаются друг от друга. Мы описываем это движение, говоря: «Вселенная расширяется».

Как расширяется Вселенная?

Итак, теперь давайте проясним, что мы подразумеваем под словом расширение в этом контексте. Комната, в которой вы сейчас сидите, не становится больше. Земля больше не становится. Точно так же наше Солнце, наша солнечная система и вся наша галактика не становятся больше. Другие галактики также не становятся больше.

Происходит то, что в целом разные галактики во Вселенной удаляются друг от друга. Мы выражаем этот факт, говоря, что Вселенная становится «менее плотной», что означает увеличение среднего расстояния между галактиками.

Вселенная 5 миллиардов лет назад была плотнее, чем сейчас, то есть галактики были ближе друг к другу, чем сейчас. А Вселенная 10 миллиардов лет назад была плотнее. Около 13,5 миллиардов лет назад не было галактик. Все пространство было заполнено чрезвычайно плотным газом. Еще раньше этот газ был еще плотнее.

Общие вопросы о модели Большого взрыва

В: Как модель Большого взрыва описывает Вселенную 13,8 миллиарда лет назад?

Модель большого взрыва описывает события после самого большого взрыва, рассказывая нам, как развивалась Вселенная с 13,8 миллиардов лет назад до сегодняшнего дня. Согласно модели Большого взрыва, после Большого взрыва Вселенная была невообразимо горячей. Частицы, которые позже сформируют строительные блоки Вселенной, отделились друг от друга.

В: Как мы можем описать вселенную 13,8 миллиардов лет назад?

Мы можем описать вселенную в то время благодаря модели большого взрыва. Для этого нам нужно наблюдать за тем, что сейчас происходит во Вселенной, и на основе наших наблюдений и нашего знания законов физики мы можем предсказать, как Вселенная вела себя до этого.

В: Что мы имеем в виду, когда говорим, что «вселенная расширяется»?

Модель большого взрыва описывает расширение Вселенной по мере того, как она становится менее плотной. Расширение Вселенной не означает, что галактики, планеты или другие объекты сами по себе расширяются. Скорее средние расстояния между галактиками увеличиваются.

Продолжайте читать

Большой взрыв: самое начало
Инфляция и история нашей Вселенной
Модель Большого взрыва: эволюция нашей Вселенной

Теория большого взрыва: эволюция нашей Вселенной

Как была создана наша Вселенная? Как получилось, что это, казалось бы, бесконечное место, о котором мы знаем сегодня? И что с ним будет через века? Это вопросы, которые с незапамятных времен озадачивали философов и ученых и привели к довольно диким и интересным теориям. Сегодня ученые, астрономы и космологи сходятся во мнении, что Вселенная, какой мы ее знаем, была создана в результате мощного взрыва, который создал не только большую часть материи, но и физические законы, управляющие нашим постоянно расширяющимся космосом. Это известно как Теория большого взрыва.

В течение почти столетия этот термин обсуждался как учеными, так и не учеными. Это не должно вызывать удивления, учитывая, что это наиболее общепринятая теория нашего происхождения. Но что именно это означает? Как была зачата наша Вселенная в результате мощного взрыва, какие есть доказательства этого и что теория говорит о долгосрочных проекциях для нашей Вселенной?

Основы теории Большого Взрыва довольно просты. Короче говоря, гипотеза Большого взрыва утверждает, что вся нынешняя и прошлая материя во Вселенной возникла в одно и то же время, примерно 13,8 миллиарда лет назад. В это время вся материя была сжата в очень маленький шар с бесконечной плотностью и сильным нагревом, называемый Сингулярностью. Внезапно Сингулярность начала расширяться, и началась вселенная, какой мы ее знаем.

Хотя это не единственная современная теория возникновения Вселенной — например, существует Теория стационарного состояния или Теория колеблющейся Вселенной — она является наиболее широко принятой и популярной. Эта модель не только объясняет происхождение всей известной материи, законы физики и крупномасштабную структуру Вселенной, но также объясняет расширение Вселенной и широкий спектр других явлений.

Хронология теории большого взрыва

Отталкиваясь от текущего состояния Вселенной в обратном направлении, ученые предположили, что она должна была возникнуть в одной точке с бесконечной плотностью и конечным временем, которая начала расширяться. Теория утверждает, что после первоначального расширения Вселенная достаточно остыла, чтобы стало возможным образование субатомных частиц, а затем и простых атомов. Гигантские облака этих первичных элементов позже объединились под действием силы тяжести, чтобы сформировать звезды и галактики.

Все это началось примерно 13,8 миллиардов лет назад и считается возрастом Вселенной. Благодаря проверке теоретических принципов, экспериментам с использованием ускорителей частиц и высокоэнергетических состояний, а также астрономическим исследованиям глубокой Вселенной ученые построили временную шкалу событий, начавшихся с Большого взрыва и приведших к нынешнему состоянию космической эволюции. .

Тем не менее, самые ранние периоды существования Вселенной, длящиеся примерно от 10 ^-43 до 10 ^-11 секунд после Большого взрыва, являются предметом многочисленных спекуляций. Учитывая, что законы физики, какими мы их знаем, не могли существовать в то время, трудно понять, как могла управляться Вселенная. Более того, еще не проводились эксперименты, которые могли бы создать соответствующие виды энергии. Тем не менее, преобладает множество теорий относительно того, что произошло в этот начальный момент времени, многие из которых совместимы.

Эпоха сингулярности

Также известная как эпоха Планка (или Эра Планка), это был самый ранний известный период Вселенной. В это время вся материя была сконденсирована в одной точке бесконечной плотности и чрезвычайно высокой температуры. Считается, что в этот период квантовые эффекты гравитации доминировали над физическими взаимодействиями и что никакие другие физические силы не были равны по силе гравитации.

Этот планковский период времени простирается от точки 0 примерно до 10 ^-43 секунд и названа так потому, что может быть измерена только в планковском времени. Из-за чрезвычайно высокой температуры и плотности материи состояние Вселенной было крайне нестабильным. Таким образом, он начал расширяться и охлаждаться, что привело к проявлению фундаментальных сил физики.

Примерно с 10 ^-43 секунды и 10 ^-36 Вселенная начала пересекать переходные температуры. Считается, что именно здесь фундаментальные силы, управляющие Вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом в этом было отделение силы гравитации от калибровочных сил, которые объясняют сильные и слабые ядерные взаимодействия и электромагнетизм.

Затем, с 10 ^-36 до 10 ^-32 секунд после Большого взрыва, температура Вселенной была достаточно низкой (10 ²⁸ К), чтобы силы электромагнетизма (сильное взаимодействие) и слабое ядерное взаимодействие силы (слабое взаимодействие) также смогли разделиться, образовав две отдельные силы.

Эпоха Инфляции

С созданием первых фундаментальных сил Вселенной началась Эпоха Инфляции, продолжавшаяся от 10 ^-32 секунд по планковскому времени до неизвестной точки. Большинство космологических моделей предполагает, что Вселенная в этот момент была однородно заполнена высокой плотностью энергии и что невероятно высокие температуры и давление привели к быстрому расширению и охлаждению.

История Вселенной от Большого Взрыва до наших дней. Фото: bicepkeck.org This

Это началось в 10 ^-37 секунд, когда фазовый переход, вызвавший разделение сил, также привел к периоду экспоненциального роста Вселенной. Также в этот момент времени произошел бариогенез, который относится к гипотетическому событию, когда температуры были настолько высоки, что случайные движения частиц происходили с релятивистскими скоростями.

В результате этого постоянно создавались и разрушались в столкновениях пары частица-античастица всех видов, что, как считается, привело к преобладанию материи над антиматерией в современной Вселенной. После прекращения инфляции Вселенная состояла из кварк-глюонной плазмы, как и все остальные элементарные частицы. С этого момента Вселенная начала остывать, а материя сливалась и формировалась.

Эпоха Охлаждения

По мере того, как плотность и температура Вселенной продолжали уменьшаться, энергия каждой частицы начала уменьшаться, и фазовые переходы продолжались до тех пор, пока фундаментальные физические силы и элементарные частицы не изменились в их нынешнюю форму. Поскольку энергии частиц упали бы до значений, которые можно получить в экспериментах по физике элементарных частиц, этот период и далее является предметом меньшего количества предположений.

Например, ученые считают, что примерно через 10 90 108 -11 90 109 секунд после Большого взрыва энергия частиц значительно снизилась. Приблизительно на 10 ^-6 секунд кварки и глюоны объединились, чтобы сформировать барионы, такие как протоны и нейтроны, и небольшой избыток кварков над антикварками привел к небольшому избытку барионов над антибарионами.

Поскольку температуры были недостаточно высоки для создания новых пар протон-антипротон (или пар нейтрон-анитнейтрон), сразу же последовала массовая аннигиляция, оставив только одну из 10 ¹⁰ исходных протонов и нейтронов и ни одной из их античастиц. Аналогичный процесс произошел примерно через 1 секунду после Большого взрыва для электронов и позитронов. После этих аннигиляций оставшиеся протоны, нейтроны и электроны больше не двигались релятивистски, и в плотности энергии Вселенной преобладали фотоны и, в меньшей степени, нейтрино.

Через несколько минут после расширения начался период, известный как нуклеосинтез Большого взрыва. Благодаря падению температуры до 1 миллиарда кельвинов и плотности энергии примерно до эквивалента воздуха, нейтроны и протоны начали объединяться, образуя первые во Вселенной атомы дейтерия (стабильного изотопа водорода) и гелия. Однако большая часть протонов Вселенной осталась несвязанной в виде ядер водорода.

Примерно через 379 000 лет электроны объединились с этими ядрами, чтобы сформировать атомы (опять же, в основном водород), в то время как излучение отделилось от материи и продолжило распространяться в космосе, практически беспрепятственно. Теперь известно, что это излучение составляет космический микроволновый фон (CMB), который на сегодняшний день является самым старым светом во Вселенной.

По мере того, как реликтовое излучение расширялось, оно постепенно теряло плотность и энергию, и в настоящее время его температура оценивается в 2,7260 ± 0,0013 К (-270,424 °C/-454,763 °F) и плотность энергии 0,25 эВ/см 9 .0108 3 (или 4,005×10 ^-14 Дж/м ³ ; 400–500 фотонов/см ³ ). Реликтовое излучение можно увидеть во всех направлениях на расстоянии примерно 13,8 миллиардов световых лет, но оценки его фактического расстояния помещают его примерно в 46 миллиардов световых лет от центра Вселенной.

Структура Эпоха

В течение последующих нескольких миллиардов лет чуть более плотные области почти равномерно распределенного вещества Вселенной начали гравитационно притягиваться друг к другу. Поэтому они становились еще плотнее, образуя газовые облака, звезды, галактики и другие астрономические структуры, которые мы регулярно наблюдаем сегодня.

Это то, что известно как Эпоха Структур, поскольку именно в это время начала формироваться современная Вселенная. Он состоит из видимой материи, распределенной в структуры различных размеров, от звезд и планет до галактик, галактических скоплений и сверхскоплений, где материя сконцентрирована, которые разделены огромными пропастями, содержащими несколько галактик.

Детали этого процесса зависят от количества и типа материи во Вселенной: четыре предлагаемых типа — холодная темная материя, теплая темная материя, горячая темная материя и барионная материя. Однако модель лямбда-холодной темной материи (лямбда-CDM), в которой частицы темной материи двигались медленно по сравнению со скоростью света, считается стандартной моделью космологии Большого взрыва, поскольку она лучше всего соответствует имеющимся данным. .

В этой модели предполагается, что холодная темная материя составляет около 23% материи/энергии Вселенной, а барионная материя составляет около 4,6%. Лямбда относится к космологической постоянной, теории, первоначально предложенной Альбертом Эйнштейном, который пытался показать, что баланс массы и энергии во Вселенной был статичным. В данном случае она связана с Темной Энергией, которая служила для ускорения расширения Вселенной и сохранения ее крупномасштабной структуры в значительной степени однородной.

Диаграмма, показывающая вселенную Lambda-CBR, от Большого взрыва до нашей эры. Авторы и права: Алекс Миттельманн/Coldcreation

Долгосрочные предсказания будущего Вселенной

Гипотеза о том, что у Вселенной была отправная точка, естественным образом вызывает вопросы о возможной конечной точке. Если Вселенная началась как крошечная точка бесконечной плотности, которая начала расширяться, означает ли это, что она будет продолжать расширяться бесконечно? Или однажды его расширяющая сила иссякнет, и он начнет отступать внутрь, пока вся материя не сожмется обратно в крошечный шарик?

Ответ на этот вопрос был в центре внимания космологов с тех пор, как начались споры о том, какая модель Вселенной является правильной. С принятием теории Большого взрыва, но до наблюдения темной энергии в 1990-х годах, космологи пришли к соглашению о двух сценариях как о наиболее вероятных исходах для нашей Вселенной.

В первом сценарии, широко известном как «Большое сжатие», Вселенная достигнет максимального размера, а затем начнет сжиматься сама в себя. Это будет возможно только в том случае, если плотность массы Вселенной больше критической плотности. Другими словами, пока плотность вещества остается на уровне или выше определенного значения (1-3 × 10 ^-26 кг вещества на м³), Вселенная со временем сожмется.

В качестве альтернативы, если бы плотность во Вселенной была равна или ниже критической плотности, расширение замедлилось бы, но никогда не остановилось бы. В этом сценарии, известном как «Большое замораживание», Вселенная будет продолжаться до тех пор, пока звездообразование в конце концов не прекратится с потреблением всего межзвездного газа в каждой галактике. Тем временем все существующие звезды сгорят и станут белыми карликами, нейтронными звездами и черными дырами.

Очень постепенно столкновения между этими черными дырами приведут к накоплению массы в все более и более крупные черные дыры. Средняя температура Вселенной приблизилась бы к абсолютному нулю, а черные дыры испарились бы после испускания последнего излучения Хокинга. Наконец, энтропия Вселенной увеличилась бы до такой степени, что из нее нельзя было бы извлечь никакую организованную форму энергии (сценарий, известный как «тепловая смерть»).

Современные наблюдения, которые включают существование Темной Энергии и ее влияние на космическое расширение, привели к выводу, что все большая и большая часть видимой в настоящее время Вселенной будет проходить за наш горизонт событий (то есть реликтовое излучение, край того, что мы можем см. ) и становятся невидимыми для нас. Конечный результат этого в настоящее время неизвестен, но «тепловая смерть» также считается вероятной конечной точкой в ​​этом сценарии.

Другие объяснения темной энергии, называемые теориями фантомной энергии, предполагают, что в конечном итоге скопления галактик, звезды, планеты, атомы, ядра и сама материя будут разорваны на части постоянно увеличивающимся расширением. Этот сценарий известен как «Большой разрыв», в котором расширение самой Вселенной в конечном итоге приведет к ее гибели.

История теории Большого Взрыва

Самые ранние признаки Большого Взрыва появились в результате наблюдений в дальнем космосе, проведенных в начале 20-го века. В 1912 декабря американский астроном Весто Слайфер провел серию наблюдений за спиральными галактиками (которые считались туманностями) и измерил их красное доплеровское смещение. Почти во всех случаях спиральные галактики удалялись от нас.

В 1922 году русский космолог Александр Фридман разработал так называемые уравнения Фридмана, которые были получены из уравнений Эйнштейна для общей теории относительности. Вопреки тому, что в то время Эйнштейн отстаивал свою космологическую постоянную, работа Фридмана показала, что Вселенная, вероятно, находится в состоянии расширения.

В 1924 году измерение Эдвином Хабблом большого расстояния до ближайшей спиральной туманности показало, что эти системы действительно были другими галактиками. В то же время Хаббл начал разработку серии индикаторов расстояния, используя 100-дюймовый (2,5 м) телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон. А к 1929 году Хаббл обнаружил корреляцию между расстоянием и скоростью разбегания, которая теперь известна как закон Хаббла.

А затем, в 1927 году, Жорж Леметр, бельгийский физик и католический священник, независимо получил те же результаты, что и уравнения Фридмана, и предположил, что предполагаемое удаление галактик связано с расширением Вселенной. В 1931, он пошел дальше, предполагая, что нынешнее расширение Вселенной означает, что чем раньше отец ушел в прошлое, тем меньше будет Вселенная. Он утверждал, что в какой-то момент в прошлом вся масса Вселенной должна была быть сосредоточена в одной точке, из которой возникла сама ткань пространства и времени.

Эти открытия вызвали споры между физиками на протяжении 1920-х и 30-х годов, причем большинство из них выступало за то, чтобы Вселенная находилась в устойчивом состоянии. В этой модели по мере расширения Вселенной постоянно создается новая материя, что позволяет сохранять однородность и плотность материи с течением времени. Среди этих ученых идея Большого взрыва казалась скорее теологической, чем научной, и против Леметра выдвигались обвинения в предвзятости на основании его религиозного происхождения.

В это время также отстаивались и другие теории, такие как модель Милна и модель Осцилляторной Вселенной. Обе эти теории были основаны на общей теории относительности Эйнштейна (последняя была поддержана самим Эйнштейном) и утверждали, что Вселенная следует бесконечным или неопределенным самоподдерживающимся циклам.

После Второй мировой войны споры достигли апогея между сторонниками модели стационарного состояния (которая была формализована астрономом Фредом Хойлом) и сторонниками теории большого взрыва, популярность которой росла. По иронии судьбы именно Хойл придумал фразу «Большой взрыв» во время радиопередачи BBC 19 марта.49, что некоторые считали уничижительным увольнением (что отрицал Хойл).

В конце концов, данные наблюдений стали отдавать предпочтение Большому взрыву, а не устойчивому состоянию. Открытие и подтверждение космического микроволнового фонового излучения в 1965 году закрепило за Большим взрывом статус лучшей теории происхождения и эволюции Вселенной. С конца 60-х до 1990-х астрономы и космологи представили еще более убедительные аргументы в пользу Большого взрыва, решив поднятые им теоретические проблемы.

К ним относятся документы, представленные Стивеном Хокингом и другими физиками, которые показали, что сингулярности были неизбежным начальным условием общей теории относительности и космологической модели Большого взрыва. В 1981 году физик Алан Гут выдвинул теорию о периоде быстрого космического расширения (также известном как «Эпоха «инфляции»), который решил другие теоретические проблемы.

В 1990-х годах темная энергия также стала попыткой решить нерешенные проблемы космологии. В дополнение к объяснению недостающей массы Вселенной (наряду с темной материей, первоначально предложенной в 1932 Яна Оорта), он также дал объяснение того, почему Вселенная все еще ускоряется, а также предложил решение космологической постоянной Эйнштейна.

Значительный прогресс был достигнут благодаря достижениям в области телескопов, спутников и компьютерного моделирования, которые позволили астрономам и космологам увидеть больше Вселенной и лучше понять ее истинный возраст. Внедрение космических телескопов, таких как Cosmic Background Explorer (COBE), космический телескоп Хаббла, микроволновый зонд анизотропии Уилкинсона (WMAP) и обсерватория Планка, также имело неизмеримое значение.

Сегодня у космологов есть достаточно точные и точные измерения многих параметров модели Теории Большого Взрыва, не говоря уже о возрасте самой Вселенной. А началось все с отмеченного наблюдения, что массивные звездные объекты, удаленные на много световых лет, медленно удаляются от нас.