Теория большого взрыва вселенной: как зародилась Вселенная?

Содержание

Замена теории Большого взрыва. Топ-5 альтернативных сценариев рождения Вселенной

Теория Большого взрыва гласит, что Вселенная появилась из чрезвычайно горячей и плотной точки 13,8 млрд лет назад. Но у этой теории есть много противников.

Вечная Вселенная

До того, как появилась теория Большого взрыва и после этого, ученые считали, что Вселенная всегда была и всегда будет такой, какая она есть. Конечно, в какой-то момент в далеком прошлом могло произойти создание Вселенной, но она сразу же выглядела такой же как сейчас и в ней происходили те же процессы. То есть она просто существовала и оставалась неизменной на протяжении вечности, говорит Саттер.

Но все изменилось, когда американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил расширение Вселенной. Поэтому теория о вечной Вселенной перестала существовать. Потому что в расширяющемся пространстве Вселенная отличается от той, какая она была в прошлом, и тем более будет отличаться от ее будущей версии. Это открытие показало, что мы живем динамично развивающейся Вселенной.

Стационарная Вселенная

Даже когда стало известно о том, что Вселенная расширяется, многие ученые все еще искали альтернативы теории Большого взрыва. Например, британский астроном Фред Хойл предложил свою модель развития Вселенной, которая получила названия теория стационарной Вселенной.

Согласно этой теории, во время расширения Вселенной в образовавшейся пустоте всегда появляется новая материя. То есть космос становится больше, но его плотность остается на том же уровне. В теории стационарной Вселенной динамичное развитие остается неизменным в течение длительного времени и это поддерживает идею о вечной Вселенной.

Эта теория также канула в Лету после обнаружения квазаров и космического микроволнового фона или реликтового излучения. Квазары — это очень яркие источники радиоизлучения, которые находятся очень далеко от нас и появились в ранней Вселенной. Реликтовое излучение — это излучение, которое окружает нас со всех сторон и также появилось в ранний период развития космоса. Теория Большого взрыва может это легко объяснить. Свет приходит из более ранней эпохи истории космоса, когда все было иначе. Но в стационарной модели ранняя Вселенная должна выглядеть так же, как и сейчас.

На сегодня теория Большого взрыва – это единственная общепринятая модель появления нашей Вселенной 13,8 млрд лет назад и ее развития за все это время. Но за долгое время с момента появления теории Большого взрыва в начале 20 века, у нее появилось много противников

Фото: Live Science

Электрическая Вселенная

Еще одну теорию представил лауреат Нобелевской премии по физике Ханнес Альвен, который получил награду за разработку целой области физики – магнитогидродинамики.

Шведский ученый утверждал, что, поскольку электромагнитные силы намного сильнее гравитационных, значит то, что мы наблюдаем в космосе, следует лучше понимать, как последствия электромагнетизма, а не гравитации. Это включало эволюцию Солнечной системы, рождение звезд и расширение Вселенной.

Альвен считал, что Вселенная состоит из больших участков материи и антиматерии, которые постоянно конкурируют друг с другом. Эти участки расширяются, что приводит к тому, что мы воспринимаем как расширение Вселенной, и там, где они встречаются, создается свет реликтового излучения, говорит Саттер.

Но электрическая Вселенная не может соответствовать уже известным наблюдениям, а особенно закону Хаббла. Для ближайших галактик скорость их удаления пропорциональна их расстоянию, что четко объясняется общей теорией относительности и расширением пространства. В теории Альвена все галактики удалялись с одинаковой скоростью.

Вселенная Mixmaster

Теория Большого Взрыва не идеальна. Существует одна загадочная особенность Вселенной, которая заключается в том, насколько она однородна в больших масштабах. Даже очень удаленные друг от друга области космоса имеют примерно одну и ту же температуру. В ранней Вселенной просто не хватило бы времени, чтобы все стало однородным.

«Это называется проблемой горизонта. То есть трудно объяснить механизм, который задал в самом начале одинаковые условия для развития Вселенной», — говорит Саттер.

Но физик Чарльз Мизнер создал решение этой проблемы, которое он назвал Вселенная Mixmaster (по названию популярной марки кухонных блендеров). Согласно этой теории, в ранней Вселенной все было очень хаотичным, а пространство болталось туда-сюда. Эти хаотические действия привели к тому, что материя смешалась в малых масштабах и появились галактики, а также это стало причиной однородности материи в больших масштабах.

«Несмотря на название, математика никогда не работала для этой теории, и другое описание раннего космоса Вселенной, которое называется инфляционная модель Вселенной, смогло объяснить проблему горизонта гораздо проще», — говорит Саттер.

Циклическая Вселенная

Одна из самых больших проблем, которая связана с теорией Большого взрыва, является то у Вселенной есть начало. То есть до момента появления было время без Вселенной. Поскольку теория Большого взрыва не пытается объяснить истинное начало Вселенной, то многие ученые придумывали разные варианты того, что «большой взрыв» появился в результате другого физического процесса.

«Почти все попытки заменить Большой взрыв заканчиваются появлением какой-то циклической Вселенной, в которой Большой взрыв — всего лишь одна из бесконечно длинной цепочки вселенных, потому что, если вы замените Большой взрыв другим таким же событием, вы на самом деле не ничего не измените. Эти циклические модели представляют собой вечную Вселенную, но с большим количеством вариантов», — говорит Саттер.

По словам ученого, существует множество циклических моделей, и все они основаны на теоретической физике и не подтверждены современными наблюдениями. Также все эти модели с трудом объясняют темную энергию и то, что расширение нашей Вселенной ускоряется, а не замедляется.

Теория Большого взрыва. Портал «Знания»

Тео́рия Большо́го взры́ва, теория расширяющейся горячей Вселенной. Теория расширяющейся Вселенной была создана в 1922–1924 гг. в работах А. А. Фридмана и получила первое наблюдательное подтверждение в 1929 г., когда Э. Хаббл обнаружил разбегание галактик в соответствии с законом Хаббла. Поскольку Вселенная расширяется и её плотность уменьшается, в прошлом расстояния между галактиками были меньше и плотность Вселенной была выше. Это означало, что Вселенная должна была начать своё расширение из состояния с очень высокой плотностью. Теория горячей Вселенной была разработана Г. А. Гамовым в 1946–1948 гг., и на её основе было предсказано существование реликтового излучения. Теория Большого взрыва стала общепринятой после открытия реликтового излучения А. Пензиасом и Р. В. Вильсоном в 1964–1965 гг. Термин «Большой взрыв» впервые использовал Ф. Хойл во время выступления по радио в 1949 г. Согласно его формулировке, вся материя во Вселенной была создана в процессе единого большого взрыва в определённое время в отдалённом прошлом. С тех пор термин «Большой взрыв» стал нарицательным для наименования современной космологической теории.

Согласно гипотезе, берущей своё начало с работ А. А. Фридмана, А. Эйнштейна и Ж. Леметра, расширение Вселенной началось около 13,8 млрд лет назад из состояния космологической сингулярности. Рис. 1. Краткое схематическое изображение основных этапов эволюции Вселенной в рамках теории Большого взрыва.По современным представлениям, физической причиной расширения являлось особое скалярное поле (инфлатон) с отрицательным давлением, которое порождало гравитационное отталкивание и тем самым заставляло раннюю Вселенную расширяться с очень большим ускорением. Эта стадия, называемая космологической инфляцией, длилась ничтожно малую долю секунды и закончилась примерно через 10^–35 с после рождения Вселенной. При этом произошло рождение материи (горячей плазмы и излучения) за счёт потенциальной энергии инфлатона. Далее Вселенная расширялась по инерции с замедлением из-за обычного гравитационного притяжения материи.

В ходе расширения плотность и температура Вселенной падали, вследствие чего состояние материи претерпело ряд качественных изменений: электрослабый переход (разделение электрослабого взаимодействия на электромагнитное и слабое), конфайнмент кварков, рождение протонов и нейтронов, образование атомных ядер лёгких химических элементов (первичный нуклеосинтез), образование нейтральных атомов (эпоха рекомбинации), образование первых звёзд, галактик и крупномасштабной структуры Вселенной из первичных возмущений и т. д. Спустя примерно 7 млрд лет Вселенная снова перешла от расширения с замедлением к расширению с ускорением, которое продолжается и в настоящее время. Краткое схематическое изображение истории физических процессов во Вселенной от Большого взрыва до настоящего момента времени приведено на рис. 1.

Возраст и размер наблюдаемой части Вселенной

Поскольку в рамках теории Большого взрыва Вселенная родилась в определённое время в отдалённом прошлом, то она имеет определённый возраст. Возраст Вселенной t0t_0t0 (в случае Ωm+Ωr+ΩΛ=1Ω_m+Ω_r+Ω_Λ=1Ωm+Ωr+ΩΛ=1) можно вычислить по формуле

H0t0=23ΩΛln⁡1+ΩΛ1−ΩΛ (Ωr≪Ωm),\displaystyle H_0t_0=\frac{2}{3\sqrt{\Omega_\Lambda}}\ln{\frac{1+\sqrt{\Omega_\Lambda}}{1-\sqrt{\Omega_\Lambda}}}\ \ \ \ \ \left(\Omega_r\ll\Omega_m\right),H0t0=3ΩΛ2ln1−ΩΛ1+ΩΛ (Ωr≪Ωm),где H0H_0H0 – современное значение параметра Хаббла; Ωm\Omega_mΩm и Ωr\Omega_rΩr – параметры плотности соответственно нерелятивистского вещества и релятивистской материи, заполняющих Вселенную; ΩΛ\Omega_\LambdaΩΛ – параметр плотности, соответствующий космологической постоянной. Вычисленный по этой формуле возраст Вселенной с учётом значения параметра ΩΛΩ_ΛΩΛ, измеренного по наблюдательным данным, составляет

t0≈13, ⁣8 млрд лет. 4+\Omega_\Lambda}},lp=H0c0∫∞Ωm(1+z)3+Ωr(1+z)4+ΩΛdz,где zzz – космологическое красное смещение, ccc – скорость света в вакууме. Значение космологического горизонта составляет lp≈14 Гпк.l_p\approx14\ Гпк.lp≈14 Гпк.

Если бы Вселенная была статичной, то горизонт частиц был бы равен произведению возраста Вселенной на скорость света ct0.ct_0.ct0. Поскольку Вселенная расширяется, горизонт частиц примерно в 3 раза больше этой величины. Связано это с тем, что, пока свет движется от источника к наблюдателю, пространство расширяется и источник удаляется от наблюдателя. Поэтому, когда свет достигнет наблюдателя, расстояние от наблюдателя до источника будет больше, чем произведение скорости света на время, в течение которого свет шёл от источника к наблюдателю.

Начало расширения Вселенной и его причина

Согласно теории Большого взрыва, расширение Вселенной началось около 13,8 млрд лет назад с планковского момента времени ~10^–43 с из состояния космологической сингулярности. По современным представлениям, физической причиной, вызвавшей расширение, является скалярное поле, называемое инфлатоном, которое доминировало в очень ранней Вселенной и имело большое отрицательное давление, равное по модулю плотности энергии этого поля. Согласно уравнениям общей теории относительности, такое состояние характеризуется наличием гравитационного отталкивания и поэтому приводит к возникновению инфляционной стадии расширения Вселенной. Эта стадия предположительно имела место при возрасте Вселенной от 10^–43 с до 10^–35 с. Термин «инфляция» означает, что скорость роста масштабного фактора a(t)a(t)a(t) пропорциональна его величине (коэффициентом пропорциональности является параметр Хаббла H,H,H, который во время инфляции не меняется со временем):

da(t)dt=H⋅a(t).\displaystyle \frac{da(t)}{dt}=H\cdot a(t).dtda(t)=H⋅a(t).Во время инфляции потенциальная энергия, содержащаяся в скалярном поле инфлатона, выделялась в виде кинетической энергии ускоренно расширяющейся Вселенной.

Поскольку состояние материи с отрицательным давлением неустойчиво, примерно через 10^–35 с после начала расширения инфляция закончилась, а вся оставшаяся потенциальная энергия инфлатона выделилась в виде элементарных частиц и их кинетической энергии – так образовалась горячая плазма. Далее Вселенная расширялась по инерции в соответствии с уравнениями космологической модели Фридмана, при этом расширение замедлялось из-за гравитационного притяжения материи. Фридмановский режим расширения начинается с момента времени, когда температура горячей плазмы была не выше ~10²⁹ К.

В последнее время активную дискуссию вызывает теория вечной инфляции, построенная в работах А. Д. Линде. Согласно этой теории, инфляция происходит вечно и при этом от расширяющегося пространственно-временнóго континуума, заполненного полем инфлатона, время от времени «отщепляются» домены, в которых инфляция быстро заканчивается. Эти домены могут быть причинно связаны внутри себя, но при этом не связаны между собой, и поэтому они являются, по сути, независимыми вселенными. 4,ρ=30π2NfT4,где NfN_fNf – число степеней свободы всех типов частиц, TTT – температура плазмы. Здесь плотность и температура выражены в энергетических единицах (ГэВ). Перевод из энергетических единиц в единицы СГС таков: 1 ГэВ = 1,2 ∙ 10¹³ К, 1 ГэВ⁴ = 2,1 ∙ 10³⁸ эрг/см³. Число степеней свободы определяется формулой

Nf=∑BNB+78∑FNF,N_f=\sum_{B}N_B+\frac{7}{8}\sum_{F}N_F,Nf=B∑NB+87F∑NF,где NBN_BNB – число барионных степеней свободы, NFN_FNF – число фермионных степеней свободы. В Стандартной модели физики элементарных частиц можно определить NfN_fNf до температур порядка нескольких сотен ГэВ. С учётом 72 степеней свободы для кварков, 12 для электрически заряженных лептонов, 6 для нейтрино, 9 для слабых векторных бозонов, 2 для фотонов, 1 для бозона Хиггса и 16 для глюонов получается Nf=106, ⁣75.N_f=106,\!75.Nf=106,75. Величина NfN_fNf для более высоких температур зависит от выбранной модели физики элементарных частиц. Модели для более высоких температур не являются общепризнанными и проверенными в эксперименте. Число степеней свободы не является надёжно установленной величиной.

При снижении температуры плазмы ниже массы покоя стабильных частиц эти частицы перестают вести себя как излучение и становятся частью нерелятивистского компонента плотности Вселенной.

В эпоху доминирования релятивистской плазмы, до начала эпохи первичного нуклеосинтеза, произошло рождение избытка вещества над антивеществом (рождение барионного избытка или барионной асимметрии Вселенной). Для образования такого избытка на определённом этапе развития Вселенной должны выполняться специальные условия, сформулированные А. Д. Сахаровым (1967) и В. А. Кузьминым (1970): должны идти процессы с нарушением сохранения барионного числа, в этих процессах должны быть нарушены C- и CP-симметрии (C-симметрия – это зарядовая чётность, P-симметрия – это симметрия относительно отражения пространственных осей), эти процессы не должны быть равновесными (в отличие от рассеяния частиц, находящихся в термодинамическом равновесии с плазмой). Существуют разные физические механизмы образования барионного избытка, однако все они требуют выхода за рамки известной физики микромира, описываемой Стандартной моделью физики элементарных частиц.

Теоретически рассчитанное значение температуры плазмы в момент образования барионов зависит от модели и может лежать в интервале 10²⁵–10¹⁰ К. Если во Вселенной действительно были столь высокие температуры, то в ней происходил и электрослабый переход (разделение единого электрослабого взаимодействия на электромагнитное и слабое). В эту эпоху появляется масса у элементарных частиц за счёт механизма Хиггса, разделяются электромагнитное взаимодействие (γ-квант), которое является дальнодействующим, и слабое взаимодействие (W^±-, Z⁰-бозоны), которое становится короткодействующим. Этот переход происходит при температуре порядка 10¹⁵ К. При температуре порядка 10¹² К происходит конфайнмент кварков, рождаются протоны и нейтроны.

В горячей плазме частицы находятся в термодинамическом равновесии. Это равновесие поддерживается за счёт рассеяния частиц друг на друге. Для некоторых частиц сечение рассеяния зависит от их энергии и с понижением температуры уменьшается настолько, что они перестают взаимодействовать друг с другом и выходят из равновесия. Их концентрация в сопутствующем объёме и форма спектра «замораживаются».

Первичный нуклеосинтез

В момент времени t≈1 сt\approx1\ сt≈1 с после начала расширения Вселенной, когда её температура падает примерно до 10¹⁰ К (что соответствует 1 МэВ), начинается эпоха первичного нуклеосинтеза, которая длится примерно от t≈1 сt\approx1\ сt≈1 с до t≈200 с.t\approx200\ с.t≈200 с. Эта стадия является надёжным инструментом для изучения ранней Вселенной. Свойства различных атомов и взаимодействия элементарных частиц описываются Стандартной моделью физики частиц. Теоретические выводы этой модели находятся в хорошем согласии с наблюдаемым изобилием некоторых лёгких химических элементов. Наблюдаемые распространённости D (дейтерия, изотопа водорода) и ⁴He (изотопа гелия) совпадают с теоретическими предсказаниями Стандартной модели физики элементарных частиц, применённой к ранней Вселенной. {1/6}\approx1\ МэВ,T∼(NfG/GF2)1/6≈1 МэВ, что соответствует возрасту Вселенной 1 с, эти процессы завершаются и отношение концентраций нейтронов и протонов «замораживается» на уровне nn/np≈1/6.n_n/n_p\approx1/6.nn/np≈1/6. Этот момент считается началом нуклеосинтеза. Данное отношение очень сильно зависит от разности масс нейтрона и протона (которые обусловлены электромагнитными и сильными взаимодействиями), от констант гравитационных и слабых взаимодействий, которые определяют температуру «замораживания», а также от наличия в плазме гипотетических релятивистских частиц.

Затем электроны и позитроны аннигилируют с образованием фотонов и тем самым несколько подогревают плазму. После этого начинаются термоядерные реакции, так что Вселенная представляет собой один гигантский термоядерный реактор. Скорость реакций определяется плотностью барионов. Цепочка реакций начинается с образования дейтерия D\rm DD и жёсткого γγγ-кванта в реакции между протоном ppp и нейтроном nnn:

p+n→D+γ. {-10}.7Li≈4,6⋅10−10.

Рис. 2. Первичное обилие лёгких химических элементов в зависимости от величины барионной плотности Вселенной. Ширины кривых обозначают уровень достоверности 1σ.
Иллюстрация из статьи: Cyburt R. H., Fields B. D., Olive K. A., Yeh T. Big bang nucleosynthesis: Present status // Reviews of Modern Physics. 88, 015004, 23 February 2016. Fig. 1.
American Physical Society.Получающееся обилие этих элементов зависит от количества барионов во Вселенной в эпоху первичного нуклеосинтеза. Эта зависимость показана на рис. 2, где по вертикальной оси отложено обилие элементов в отношении к обилию водорода, по нижней горизонтальной оси – отношение числа барионов к числу реликтовых фотонов. Поскольку число реликтовых фотонов измеряется прямым методом с высокой точностью, то эта величина даёт плотность барионов (верхняя горизонтальная шкала). Графики построены в предположении, что количество типов нейтрино N ⁣= ⁣3N\!=\!3N=3 и время жизни нейтрона составляет n=880, ⁣3±1, ⁣1 с.n=880,\!3±1,\!1\ с. {-1}.Ωlum≈0,0024 h−1. Это означает, что большинство барионов не видно в оптическом диапазоне спектра и находится, вероятно, в форме диффузной межгалактической среды. Наконец, учитывая, что параметр плотности для всего нерелятивистского вещества Вселенной Ωm≈0, ⁣3,\Omega_m\approx0,\!3,Ωm≈0,3, можно сделать вывод, что большинство материи во Вселенной находится в небарионной форме.

Эпоха рекомбинации и начало образования крупномасштабной структуры Вселенной

Следующая важная эпоха эволюции Вселенной началась, когда температура плазмы упала до T=9251 КT=9251\ КT=9251 К (красное смещение соответствующей эпохи z=3395z=3395z=3395). Это момент равенства плотности энергии вещества (включая тёмную материю и барионы) и плотности энергии излучения. С этого момента времени началась эпоха доминирования вещества. Кроме того, вследствие гравитационной неустойчивости начался активный рост контрастов (неоднородностей) плотности тёмной материи, зародившихся во время инфляционной стадии. К этому моменту в равновесном состоянии в плазме остались только протоны, электроны и фотоны. Равновесие между ними поддерживалось благодаря томсоновскому рассеянию. Рост возмущений плотности барионного вещества ещё не мог начаться, поскольку ему препятствовало радиационное торможение (торможение Силка).

Примерно через 380 тыс. лет после начала расширения Вселенной произошла рекомбинация, т. е. объединение положительно заряженных протонов и отрицательно заряженных электронов в электрически нейтральные атомы водорода. Поскольку свободные электроны исчезли, связавшись в атомы водорода, сечение рассеяния резко уменьшилось и равновесие частиц нарушилось. С этого момента фотоны начали распространяться почти свободно. В дальнейшем они сохраняли спектр абсолютно чёрного тела, адиабатически понижая свою температуру при расширении Вселенной. Эти фотоны носят название реликтовых фотонов. Их источник – сфера, окружающая нас, которая называется поверхностью последнего рассеяния. Плазма превратилась в горячий газ из атомов водорода (75% по массе) и гелия (25%). После рекомбинации барионы стали свободными от радиационного торможения и начали расти возмущения плотности барионного вещества.

Первые галактики и квазары образовались спустя примерно 500 млн лет после начала расширения Вселенной. Примерно через 1 млрд лет после начала расширения излучение первых звёзд, образовавшихся в галактиках, вновь ионизовало водород (т. н. вторичная ионизация). Оптическая толща вторичной ионизации меньше единицы, Вселенная практически прозрачна. Примерно в это время образовалась крупномасштабная структура Вселенной.

Спустя примерно 7 млрд лет расширение Вселенной по инерции сменилось на расширение с ускорением, которое продолжается и в настоящее время.

Галактики эволюционировали, примерно через 9 млрд лет после начала расширения образовалась Солнечная система, затем на планете Земля возникла жизнь.

Сажина Ольга Сергеевна, Сажин Михаил Васильевич

Дата публикации: 9 июня 2022 г. в 08:04 (GMT+3)

Как работает теория большого взрыва

На протяжении веков люди смотрели на звезды и задавались вопросом, как Вселенная превратилась в то, чем она является сегодня. Это было предметом религиозных, философских и научных дискуссий и дебатов. Среди людей, пытавшихся раскрыть тайны развития Вселенной, были такие известные ученые, как Альберт Эйнштейн, Эдвин Хаббл и Стивен Хокинг. Одной из самых известных и широко признанных моделей развития Вселенной является теория большого взрыва .0004 .

Несмотря на то, что теория большого взрыва широко известна, ее часто неправильно понимают. Распространенное заблуждение относительно теории состоит в том, что она описывает происхождение Вселенной. Это не совсем так. Большой взрыв — это попытка объяснить, как Вселенная превратилась из очень крошечного плотного состояния в то, чем она является сегодня. Он не пытается объяснить, что положило начало созданию Вселенной, или что было до Большого взрыва, или даже то, что находится за пределами Вселенной.

Реклама

Еще одно заблуждение состоит в том, что Большой взрыв был чем-то вроде взрыва. Это тоже не точно. Большой взрыв описывает расширение Вселенной. Хотя некоторые версии теории относятся к невероятно быстрому расширению (возможно, быстрее скорости света), это все же не взрыв в классическом понимании.

Подведение итогов теории большого взрыва — непростая задача. Он включает в себя понятия, которые противоречат тому, как мы воспринимаем мир. Самые ранние стадии Большого взрыва сосредоточены на моменте, когда все отдельные силы Вселенной были частью единой силы. Законы науки начинают разрушаться по мере того, как вы оглядываетесь назад. В конце концов, вы не можете строить никаких научных теорий о том, что происходит, потому что сама наука неприменима.

Так что же такое теория большого взрыва?

Часто задаваемые вопросы по теории большого взрыва

Кто открыл теорию большого взрыва?

По данным Американского музея естественной истории, эта идея впервые появилась в статье 1931 года, написанной Жоржем Леметром.

Как из ничего произошел Большой взрыв?

Согласно теории Вселенная была чрезвычайно плотной и горячей. В те первые несколько мгновений во Вселенной было так много энергии, что материя в том виде, в каком мы ее знаем, не могла образоваться. Но Вселенная быстро расширилась, а значит, стала менее плотной и остыла. По мере расширения материя начала формироваться, а излучение начало терять энергию. Всего за несколько секунд Вселенная сформировалась из сингулярности, протянувшейся через пространство.

Что такое теория большого взрыва простыми словами?

Большой взрыв — это попытка объяснить, как Вселенная превратилась из очень крошечного плотного состояния в то, чем она является сегодня. Он не пытается объяснить, что положило начало созданию Вселенной, или что было до Большого взрыва, или даже то, что находится за пределами Вселенной.

Что говорит нам теория большого взрыва?

Согласно теории большого взрыва, у Вселенной нет центра. Каждая точка во Вселенной такая же, как и любая другая точка, без централизованного местоположения.

Как начался Большой взрыв?

В самые ранние моменты Большого взрыва вся материя, энергия и пространство, которые мы могли наблюдать, были сжаты до области нулевого объема и бесконечной плотности. Космологи называют это сингулярностью.

Процитируйте это!

Пожалуйста, скопируйте/вставьте следующий текст, чтобы правильно цитировать эту статью HowStuffWorks.com:

Джонатан Стрикленд
«Как работает теория большого взрыва»
18 июня 2008 г.
HowStuffWorks.com.
4 января 2023 г.

Теория большого взрыва: как зародилась Вселенная

Вселенная началась с взрыва. Космологи предсказали, что звезды не образовывались еще 180 миллионов лет.
(Изображение предоставлено Shutterstock)

Теория Большого Взрыва представляет собой лучшие попытки космологов реконструировать 14-миллиардную историю Вселенной на основе видимого сегодня фрагмента существования.

Разные люди используют термин «Большой взрыв» по-разному. В самом общем виде он иллюстрирует дугу наблюдаемой Вселенной по мере того, как она истончается и охлаждается из изначально плотного и горячего состояния. Это описание сводится к идее о том, что космос расширяется, — широкому принципу, аналогичному принципу выживания наиболее приспособленных в биологии, который мало кто сочтет спорным.

В частности, Большой взрыв может также означать рождение самой наблюдаемой Вселенной — момент, когда что-то изменилось, положив начало событиям, которые привели к сегодняшнему дню. Космологи десятилетиями спорили о деталях этой доли секунды, и дискуссия продолжается и сегодня. [От Большого взрыва до наших дней: снимки нашей Вселенной во времени]

Классическая теория Большого взрыва

На протяжении большей части истории человечества наблюдатели за небом считали его вечным и неизменным. Эдвин Хаббл нанес этой истории экспериментальный удар в XIX веке.20-х годов, когда его наблюдения показали, что галактики за пределами Млечного Пути существуют, и что их свет кажется растянутым — признак того, что они удаляются от Земли.

Жорж Лемэтр, современный бельгийский физик, интерпретировал данные Хаббла и других как свидетельство расширяющейся Вселенной, возможность, допускаемая недавно опубликованными уравнениями общей теории относительности Эйнштейна. Оглядываясь назад, Лемэтр пришел к выводу, что сегодняшние разделяющиеся галактики должны были начаться вместе в том, что он назвал «первичным атомом».

Первое публичное использование современного термина для идеи Лемэтра на самом деле исходило от критика — английского астронома Фреда Хойла. 28 марта 1949 года Хойл придумал эту фразу во время защиты предпочитаемой им теории вечной вселенной, которая создала материю, чтобы компенсировать ослабление расширения. Хойл сказал, что представление о том, что «вся материя Вселенной была создана в результате одного большого взрыва в определенное время в далеком прошлом», было иррациональным. В более поздних интервью Хойл отрицал намеренное изобретение клеветнического имени, но прозвище прижилось, к большому разочарованию некоторых.

«Большой взрыв — очень плохой термин, — сказал Пол Стейнхардт, космолог из Принстона. «Большая растяжка уловит правильную идею». По словам Стейнхардта, мысленный образ взрыва вызывает все виды путаницы. Он подразумевает центральную точку, расширяющуюся границу и сцену, где легкая шрапнель летит быстрее, чем более тяжелые куски. Но расширяющаяся Вселенная выглядит совсем не так, сказал он. Нет ни центра, ни края, и галактики, большие и малые, раздвигаются одинаково (хотя более далекие галактики удаляются быстрее под космологически недавним влиянием темной энергии).

Независимо от названия, теория Большого Взрыва получила широкое признание благодаря своей беспрецедентной способности объяснять то, что мы видим. Баланс света с такими частицами, как протоны и нейтроны, в течение первых 3 минут, например, позволяет формировать ранние элементы со скоростью, предсказывающей текущее количество гелия и других легких атомов.

«Во времени было небольшое окно, когда могли образоваться ядра», — сказал Гленнис Фаррар, космолог из Нью-Йоркского университета. «После этого Вселенная продолжала расширяться, и они не могли найти друг друга, а перед [окном] было слишком жарко».

Облачная плазма заполняла Вселенную в течение следующих 378 000 лет, пока дальнейшее охлаждение не позволило электронам и протонам сформировать нейтральные атомы водорода, и туман рассеялся. Свет, излучаемый во время этого процесса, который с тех пор превратился в микроволны, является самым ранним известным объектом, который исследователи могут изучать напрямую. Известное как космическое микроволновое фоновое (CMB) излучение, многие исследователи считают его самым убедительным доказательством Большого взрыва.

Внезапное обновление

Но по мере того, как космологи углублялись в первые мгновения Вселенной, история разгадывалась. Уравнения общей теории относительности предполагали начальную точку неограниченного количества тепла и плотности — сингулярность. Вдобавок к тому, что это не имеет большого физического смысла, сингулярное происхождение не соответствовало гладкому плоскому реликтовому излучению. Колебания огромной температуры и плотности пятна могли бы создать участки неба с разными свойствами, но температура реликтового излучения меняется всего на долю градуса. Кривизна пространства-времени также выглядит довольно плоской, что подразумевает изначально почти идеальный баланс материи и кривизны, что большинство космологов считает маловероятным.

Алан Гут предложил новую картину первой доли секунды в 1980-х годах, предполагая, что вселенная в первые моменты времени росла экспоненциально быстрее, чем сегодня. В какой-то момент этот процесс остановился, и при торможении образовалась плотная и горячая (но не бесконечно) каша из частиц, занявшая место сингулярности. «Я думаю об этом как о Большом взрыве, когда Вселенная стала горячей», — сказал Фаррар.

Теория инфляции, как ее называют, теперь имеет множество конкурирующих моделей. Хотя никто толком не знал, что заставило Вселенную так быстро расширяться, эта теория стала популярной благодаря своей способности объяснить, казалось бы, невероятное безликое реликтовое излучение: инфляция сохранила незначительные флуктуации (которые превратились в сегодняшние скопления галактик), а основные сгладила. «Это очень милая история», — сказал Стейнхардт, помогавший разработать теорию. «Это то, что мы говорим нашим детям».

По ту сторону инфляции

Недавние исследования выявили два недостатка в космическом повествовании теории инфляции. Работа Стейнхардта и других предполагает, что инфляция остановилась бы в некоторых регионах (таких как наша наблюдаемая Вселенная), но продолжилась бы в других, создав множество отдельных территорий со «каждым мыслимым набором космологических свойств», как выразился Стейнхардт. Многим физикам эта картина «мультивселенной» кажется неприятной, потому что она дает бесконечное количество непроверяемых предсказаний.

На экспериментальном фронте космологи ожидают, что инфляция должна была вызвать гравитационные волны в реликтовом излучении, охватывающие всю галактику, точно так же, как она вызвала небольшие изменения температуры и плотности. Текущие эксперименты должны быть достаточно чувствительными, чтобы их обнаружить, но первичные пространственно-временные ряби так и не проявились (несмотря на одну ложную тревогу в 2014 году).

Многие исследователи ждут более точных измерений реликтового излучения, которые могли бы уничтожить или подтвердить многие модели инфляции, которые все еще существуют. Однако другие физики вообще не считают гладкость космоса проблемой — изначально она была однородной и не нуждается в объяснении.

В то время как экспериментаторы стремятся к новым уровням точности, некоторые теоретики отвернулись от инфляции в поисках других способов расплющить Вселенную. Стейнхардт, например, работает над моделью «большого скачка», которая отодвигает начальные часы еще дальше, к более раннему периоду сжатия, который сгладил пространство-время и подготовил почву для взрывного расширения. Он надеется, что вскоре новые сигнатуры в дополнение к таким проблемам, как отсутствие первичных гравитационных волн, дадут космологам возможность рассказать новую историю сотворения мира. «Есть ли какие-либо другие наблюдаемые особенности, которые нужно искать?» Стейнхардт сказал: «Спросите меня еще раз через несколько лет, и я надеюсь получить ответ».