Большой взрыв: происхождение Вселенной
Большинство астрономов поддерживает идею о том, что Вселенная произошла от «пузырька», в тысячи раз меньшего, чем булавочная головка, но невероятно горячего и плотного. Почти 13,8 млрд лет назад он взорвался, и именно это событие называют «Большим взрывом».
В тот момент начали свое существование космос, время, энергия и материя. За очень малый промежуток времени Вселенная расширилась от размеров субатомной частицы до размеров апельсина, а затем продолжила расширение, постепенно приобретая современный вид.
Именно Большой взрыв объясняет различные параметры известной нам сегодня Вселенной, и именно Большой взрыв предопределил, как она будет развиваться в будущем и, возможно, погибнет через миллиарды и миллиарды лет.
Изучение Большого взрыва — это поиск ответа на вопрос о том, каким было начало «всего» и каким будет его конец.
Первые мгновения
Астрофизики задаются вопросом, что было в начале Вселенной и что было до ее начала. Благодаря физико-математическим исследованиям уже получены некоторые ответы на такие вопросы.
Но ответы, удовлетворяющие физиков-теоретиков, не всегда доступны пониманию широкой публики и переносу в нашу повседневную реальность.
Другими словами, ряд концепций следует принять «по определению», не пытаясь найти эмпирические примеры в сегодняшней Вселенной, которые позволили бы понять, что произошло в первые мгновения после Большого взрыва.
Начало
В начале времени и космоса, вполне вероятно, существовала «гравитационная сингулярность», то есть то, что мы можем определить как геометрическую точку, в которой гравитационное поле достигало бесконечно большой величины.
Гравитационные сингулярности, существование которых предусмотрено общей теорией относительности Альберта Эйнштейна, образуются тогда, когда плотность вещества настолько высока, что вызывает коллапс пространства-времени. Сингулярность очень сложно представить как нечто конкретное; она поддается описанию главным образом через математические понятия.
Предположив, что Вселенная родилась из Большого взрыва, некоторые исследователи задались вопросом, было ли что-то до него. Проблема осложняется тем, что Большой взрыв дал начало не только пространству, но и самому времени, так что в общей теории относительности идет речь о «пространстве-времени» как о едином целом.
Это выводит нас на представление о том, что Большой взрыв не произошел в «пустом пространстве», которое впоследствии заполнила собой расширяющаяся Вселенная, а сам создал как пространство, так и время.
Эра Планка
То, что появилось сразу после Большого взрыва, имело такие показатели давления и температуры, что его поведение невозможно описать с помощью законов, действующих в современной Вселенной. Фаза, непосредственно последовавшая за Большим взрывом, называется «эрой Планка» в честь немецкого ученого Макса Планка.
Она охватывает период от Большого взрыва до времени 10 × -43 степени с после него (это время называется «временем Планка»). За этот очень короткий период Вселенная достигла размера 10 × — 33 степени см, а температура опустилась до 10 × 32 степени °С, то есть до ста тысяч миллиардов миллиардов миллиардов градусов.
Самый маленький космос
Для того чтобы дать определение этой фазе, Планк сделал сравнительно простое умозаключение. Он спросил себя, существует ли минимальная длина волны, меньше которой невозможно получить никакой информации, то есть такое минимальное значение, меньше которого понятие пространства теряет смысл.
Поскольку самой короткой длиной электромагнитной волны обладают гамма-лучи (она составляет 10 × -33 степени см), Планк догадался, что для меньшей длины волн нет способа получить полную физическую информацию.
Перемещающийся со скоростью света гамма-луч проходит за 10 × -43 степени с. расстояние в 10 × -33 степени см. Более короткие промежутки времени находятся за пределами возможности измерения.
Поэтому между нулевой точкой Большого взрыва и концом эры Планка нельзя получить никакой физической информации о Вселенной на первом этапе развития.
Вскоре после Большого взрыва
В конце эры Планка от общей совокупности имеющейся во Вселенной энергии отделилась сила гравитации, ставшая самостоятельной.
Сразу после этого настал черед сильного ядерного взаимодействия (удерживающего в стабильном состоянии атомные ядра), которое вместе с силами гравитации, электромагнитного взаимодействия и слабого взаимодействия (последнее отвечает за радиоактивный распад) является одной из четырех фундаментальных сил, присутствующих в природе. С их помощью частицы обмениваются энергией. Все это с момента Большого взрыва заняло время до 10 × -36 степени с.
Инфляция
В этот момент началась «эра инфляции». Ее называют так потому, что на этом этапе Вселенная подверглась очень быстрому расширению — «инфляции» (от английского to inflate — «надуваться»). В течение нескольких миллиардных долей секунды Вселенная увеличила свой размер в 10 × 50 степени раз.
В ходе инфляционного периода, длившегося с момента Большого взрыва до 10 × -32 с. наблюдались «квантовые флуктуации», вызванные спонтанным формированием пар частица/античастица, придавших пространству-времени довольно неправильную и сложную форму.
Эти флуктуации легли в основу гравитационных нарушений однородности, которые, будучи поначалу незначительными, стечением времени выросли и в конце концов сложили наблюдаемые сегодня гигантские космические структуры, такие как галактики и скопления галактик.
Частицы вещества и антивещества, сталкиваясь, взаимно уничтожались и производили излучение. Тем не менее в этой игре на уничтожение сохранился излишек вещества: он и составил современную Вселенную.
Кварки
Спустя примерно 10 × -35 с после Большого взрыва начали образовываться первые частицы —кварки, антикварки,частицы W, Z и электроны.
Из комбинации нескольких кварков впоследствии сложились протоны, нейтроны и их античастицы. Протоны и антипротоны взаимно уничтожились, произведя электромагнитное излучение. Только в этот момент разделились слабое ядерное и электромагнитное взаимодействия.
Эти явления произошли в период между 10 × -32 и 10 × -5 с после Большого взрыва, когда образовывались первые атомные ядра. С их рождением вещество стало преобладать над излучением, господствовавшим прежде. Однако температура Вселенной достигала еще 10 млрд градусов, поэтому излучение и вещество превращались друг в друга.
Лишь спустя примерно 300 тыс. лет после Большого взрыва, когда температура опустилась до 3300°С, Вселенная, бывшая до этого бесформенным облаком, стала прозрачной для электромагнитного излучения. И тогда начали образовываться первые атомы водорода, гелия и лития — самые легкие элементы Вселенной.
Фоновое излучение
Примерно 300 тыс. лет спустя после Большого взрыва появилось космическое фоновое излучение — самое близкое к Большому взрыву излучение, сегодня получаемое нами. Это первый вид излучения, которое в разреженной теперь Вселенной не улавливается незамедлительно атомными или субатомными частицами, а блуждает по космосу в виде фотонов.
С этого момента первичное вещество начинает постепенно складываться в звезды, квазары и галактики. Сегодня при помощи самых мощных телескопов мы пытаемся бросить взгляд на эти объекты — самые древние и самые далекие в нашей Вселенной.
Любая дополнительная информация, полученная от них, может позволить нам лучше узнать о наиболее загадочном моменте нашей истории — Большом взрыве.
Модели Вселенной
В 20-е годы прошлого столетия популярностью среди космологов пользовалась идея Вселенной, в которой отталкивающие и притягивающие гравитационные силы находятся в хрупком равновесии, возможном благодаря «космологической константе», умозрительно введенной Альбертом Эйнштейном в его общей теории относительности. Он ввел эту константу для того, чтобы объяснить наличие отталкивающей силы вещества, которая должна была уравновесить гравитационное притяжение. Это было необходимо, чтобы получить равновесную космологическую модель — свойство, считавшееся базовым для всех моделей нашей Вселенной.
Расширение
Тем временем многие астрономы отмечали, что большая часть галактик обнаруживала в спектре своего света смещение линий в красную сторону —явление, известное как «красное смещение».
Этот факт поддавался простому объяснению, если его воспринимать как результат эффекта Доплера — того же самого, благодаря которому звук удаляющейся сирены слышится более низким, чем приближающейся.
Все это имело смысл в том случае, если принять как данность, что галактики отдаляются друг от друга.
Фундаментальный вклад в это исследование внес немецкий астроном Карл Вирц: детально изучив около сорока галактик, он обнаружил, что чем слабее их свет, тем дальше они находятся от нас, тем сильнее красное смещение в их спектрах. Это означало, что более далекие галактики удаляются быстрее, чем ближние. Но чтобы убедиться в правильности выводов Вирца, пришлось дождаться исследований Эдвина Хаббла.
Нестабильный космос
Российский математик Александр Фридман и бельгийский астроном Жорж-Анри Леметр пришли к выводу, что, несмотря на введение космологической константы, Вселенная Эйнштейна нестабильна и было бы достаточно небольшой флуктуации, чтобы вызвать ее бесконечное расширение или сжатие. Наблюдения Хаббла позволили заключить, что Вселенная расширяется.
Леметр разработал также теорию о том, что Вселенная происходит от «первородного атома», давшего начало всему. Несмотря на многочисленные подтверждающие эту теорию данные, она была подвергнута острой критике.
Тем не менее идея не умерла; напротив, ее поддержал физик Джордж Гамов, теоретически подтвердивший возможность рождения Вселенной в результате колоссального взрыва.
Стационарная Вселенная
Тем временем другой астроном, Фред Хойл, выдвинул идею о том, что Вселенная может расширяться в «стационарном состоянии»: галактики удаляются друг от друга, но в пространстве между ними постоянно рождается новое вещество.
Именно Хойл с иронией назвал гипотезу своих коллег «Большим взрывом» (Big Bang).
Но в итоге научный мир поддержал гипотезу Большого взрыва, выдвинутую Гамовым, а в конце 1960-х годов она трансформировалась в конкретную теорию, подтвержденную в конце 1990-х спутниками СОВЕ и WMAP.
Фоновое излучение
Через несколько сотен секунд после Большого взрыва радиус Вселенной составлял всего несколько световых минут, а вещество уже включало в себя базовые элементы атомов — взаимодействующих друг с другом электронов, протонов, нейтронов, и также нейтрино и фотонов (частиц, переносящих энергию). Когда спустя несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва температура опустилась примерно до 3300 °С, количество столкновений фотонов и других частиц уменьшилось, и фотоны стали свободно распространяться во Вселенной.
Все холоднее и холоднее
Расширение повлекло за собой дальнейшее снижение температуры, опустившейся в конце концов до 3 К, то есть всего на три градуса выше абсолютного нуля (-273°С).
Эта температура «отпечаталась» на блуждающих фотонах, которые, все реже сталкиваясь с другими частицами во все менее плотной Вселенной, дожили до наших дней. Сегодня они считаются самыми главными свидетелями тех далеких времен. Именно блуждающие фотоны образуют так называемое «фоновое космическое излучение».
Оно было открыто в 1964 году радиоастрономами Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном, удостоенными за это Нобелевской премии по физике в 1978 году.
Открытое случайно
На самом деле исследователи занимались наладкой антенны нового типа для приема микроволн. В ходе работы ученые приняли неизвестное излучение, причем поначалу решили, что оно имеет земное происхождение.
Но скоро Пензиас и Вильсон поняли, что «слушают» космическое излучение, существование которого Гамов и его коллеги предполагали еще в 1948 году, — нечто вроде «эха» Большого взрыва.
Открытие фонового излучения имело (колоссальную важность, поскольку стандартная модель Вселенной предусматривала наличие в ней однородного сигнала, распространяющегося на длине волны около миллиметра и пронизывающего весь космос. Именно это и было открыто учеными.
Со спутников
Открытие Пензиаса и Вильсона с годами неоднократно подвергалось проверке, но всегда получало подтверждение. Проверки проводились с борта аэростатов (например, эксперимент «Бумеранг», проведенный совместно Италией и США).
Три спутника (СОВЕ, WMAP и Planck) были специально созданы для изучения фоновой радиации и дали великолепные результаты, особенно последние два, которые позволили измерить излучение и получить детали, ранее остававшиеся недоступными.
Благодаря анализу полученных со спутников данных обнаружились различия в температуре фонового излучения всего лишь в стотысячные доли градуса. Эта небольшая «рябь» составляет подобие генетического кода живого существа: она и определяет эволюцию Вселенной.
Открытие фонового излучения стало важнейшим доказательством в пользу модели Большого взрыва, похоронившим теорию стационарной Вселенной Хойла.
Возникающие сомнения
Если бы мы смогли на самом деле понять, как произошел Большой взрыв, то ответили бы на тысячу нерешенных вопросов о рождении Вселенной и ее строении. Но ответов на эти вопросы пока нет, несмотря на имеющиеся в распоряжении астрономов самые современные приборы. Главный и наиболее сложный вопрос — как и почему произошел Большой взрыв.
Наши возможности в изучении прошлого Вселенной простираются в глубь времен и останавливаются, как уже говорилось, на точке 10 × -43 с после Большого взрыва. Понять, что произошло до этого момента, может лишь теоретическая физика, и только новые гипотезы унесут нас ко времени «до» Большого взрыва.
Темная материя и темная энергия
Другой важной темой, объяснение которой, возможно, кроется в обстоятельствах Большого взрыва, является происхождение темной материи и темной энергии. Вселенная лишь на 5% состоит из вещества, которое мы можем наблюдать традиционными способами, например, в телескоп, и которое является нам в форме звезд, туманностей, галактик.
Остальное состоит на 27% из темной материи и на 68% из темной энергии.
Относительно темной материи сегодня выдвинуты некоторые конкретные гипотезы: эта материя невидима, она обнаруживает свое присутствие в галактиках и скоплениях галактик благодаря своей силе притяжения, она могла бы состоять из нескольких еще неизвестных типов частиц, из нейтрино (если их масса не равна нулю) или из звезд исключительно низкой яркости.
Темная энергия, напротив, по-прежнему остается загадкой. О ней известно лишь то, что она действует как отталкивающая сила и заставляет Вселенную расширяться с ускорением, а не с замедлением, как можно было бы ожидать, если бы этой энергии не было.
Красное смещение
Если одни вопросы бросают вызов тем, кто изучает происхождение Вселенной, то другие ставят под сомнение саму теорию Большого взрыва. Первый из таких вопросов касается красного смещения света галактик.
Некоторые астрофизики, и среди них американский астроном Хэлтон Арп, считают, что красное смещение вызвано не только удалением галактик, но и явлением, связанным с самой природой наблюдаемых объектов.
Если это так, то часть опоры, на которой зиждется теория расширения Вселенной, рухнет. Те, кто еще поддерживает теорию стационарной Вселенной Фреда Хойла, основывает свои полемические выступления именно на этом тезисе.
Если Арп прав, для объяснения рождения Вселенной теория Большого взрыва просто не нужна. Впрочем, то, что предлагает Арп, встречает опровержения сторонников теории расширения Вселенной.
Циклическая Вселенная
Теории Большого взрыва и стационарной Вселенной — не единственные, объясняющие существование нашего мира. Как минимум есть еще одна, предполагающая циклическое существование Вселенной.
Согласно этой теории, всякий раз, когда Вселенная подходит к концу своей эволюции, она «начинает сначала» посредством нового Большого взрыва.
Возможно, при каждом возрождении Вселенная «забывает» характеристики своего прошлого и формирует новые физические законы, рождающиеся на этапе инфляции.
7772
Поддержите проект Мир Знаний, подпишитесь на наш канал в Яндекс Дзен
Источник: http://mir-znaniy.com/bolshoy-vzryiv-proishozhdenie-vselennoy/
Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной
Сохрани ссылку в одной из сетей:
КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
(РЕФЕРАТ)
Большой Взрыв и эволюция горячей Вселенной
2008
Содержание
Введение 3
1 Концепция Большого взрыва 4
1.1 Теории происхождения Вселенной 4
1.2 Теория Большого взрыва 7
2 Эволюция горячей Вселенной 12
2.1 Расширение горячей Вселенной 12
2.2 Сценарии будущего Вселенной 16
Заключение 19
Библиографический список 20
Введение
Исследуя удаленные области пространства, мы заглядываем в прошлое. Самые удаленные галактики мы видим такими, какими они были очень давно, когда испущенный ими свет начал свое долгое путешествие в пространстве.
Исследованием Вселенной стал заниматься еще самый древний Человек. Небо было доступно для его обозрения – оно было для него интересным. Не потерял интереса к изучению проблем космоса и современный человек. Но он смотрит уже немного глубже. Ему не просто интересно, что есть Вселенная сейчас, он жаждет знаний о том что было, когда Вселенная рождалась? Как давно это было и как происходило?
Для поиска ответа на все эти непростые ответы была отведена специальная ниша в астрономии – космология.
Космология попыталась дать ответы на эти вопросы. Была создана теория Большого Взрыва, а так же теории, описывающие первые мгновения рождения Вселенной, ее появление и структуризации.
Всё это позволяет нам понять сущность физических процессов, показывает источники, создающие современные законы физики, даёт возможность прогнозировать дальнейшую судьбу Вселенной.
Поэтому космология, как и любая другая наука, живет и бурно развивается, принося все новые и новые фундаментальные знания об окружающем нас мире
Данная работа посвящена проблеме изучения происхождения нашей Вселенной. В соответствии с указанной целью были поставлены и решались следующие задачи: рассмотреть теорию Большого Взрыва, а так же первый мгновения жизни Вселенной.
При написании реферата были использованы монографические работы, учебная литература таких авторов как Дж. Силк, Дж. Э. Лидсей, Найдыш, С. Вайнберг, Карпенков, Горелов.
1 Концепция Большого взрыва
1.1 Теории происхождения Вселенной
Наука о Вселенной в целом называется космологией.
Одна из первоочередных ее задач состоит в том, чтобы понять, как Вселенная за время своего развития пришла к нынешнему состоянию, и затем предсказать, как она поведет себя в будущем.
В последние годы многих ученых занимал важный вопрос о том, как на наблюдаемой сейчас структуре Вселенной отразились физические процессы, действовавшие в течение Большого взрыва.
Основные положения современной космологии начали формироваться после создания в 1917 году Эйнштейном первой релятивистской модели, основанной на теории гравитации и претендовавшей на описание всей Вселенной. Эта модель характеризовала стационарное состояние Вселенной и, как показали астрофизические наблюдения, оказалось неверной.
Важный шаг в развитии космологии сделал в 1922 году профессор Петроградского университета А.А.Фридман. В результате решения космологических уравнении он пришел к выводу: Вселенная не может находиться в стационарном состоянии – она должна расширяться либо сужаться.
Следующий шаг был сделан в 1924 году, когда Хаббл измерил расстояние до ближайших галактик и тем самым открыл мир галактик. В 1929 году по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод Фридмана о расширении Вселенной.
Из результатов наблюдения следует, что разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км/с на каждый миллион парсек (1 парсек = 3,3 светового года). При данной скорости экстраполяция к прошлому приводит к выводу: возраст Вселенной составляет около 15 млрд. лет, а это означает, что вся Вселенная 15 млрд.
лет назад была сосредоточена в очень маленькой области. Предполагается, что плотность вещества Вселенной была сравнимой с плотностью атомного ядра, и вся Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам ядерная капля оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции Большого взрыва.
В данной концепции предполагается, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью, начиная с момента взрыва ядерной капли.
В настоящее время обсуждается и другая гипотеза – гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотности.
Из нее следует, что в некотором прошлом скорость удаления галактик была меньше, чем сейчас, и были периоды, когда Вселенная сжималась, то есть галактики приближались друг к другу и с тем большей скоростью, чем больше расстояние их разделяло.
По мере развития естествознания и особенно ядерной физики выдвигались различные гипотезы о физических процессах на ранних этапах космологического расширения.
В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной, или «Большого Взрыва», основы которой были заложены в трудах американского физика русского происхождения Дж. Гамова и его сотрудников в конце 40-х гг. ХХ века.
В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.
Из этой модели следуют два вывода:
- Вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода (75%) и гелия (25%)
- В сегодняшней Вселенной должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым.
Ключ к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной – в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом взрыве. В теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень большой плотностью и энергией (состояние сингулярности).
По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, обеспечивающей возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик.
На протяжении долгого периода времени температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и, следовательно, космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия.
Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы – это реликты эпохи, наступившей после Большого Взрыва.
Возможность установить процессы, происходившие в первые секунды и минуты существования Вселенной, безусловно, следует рассматривать как блестящее достижения современного естествознания.
Моделирование первой секунды существования Вселенной приближает нас к главной загадке природы – самому акту «сотворения мира»! Первые секунды Вселенной – это время таинственных состояний вещества и неведомых сил природы.
Конечно, здесь надо быть осторожным. Наши представления об этом отрезке времени основаны во многом на гипотезах и гипотетических экстраполяциях, теоретическом моделировании.
1.2 Теория Большого взрыва
«Температура Вселенной в любой данный момент времени непосредственно связана с ее размером и возрастом.
Часто, оказывается, удобно измерять возраст Вселенной, непосредственно с точки зрения ее температуры. Более высокая температура, таким образом, соответствует более раннему времени.
»1 Например, когда возраст Вселенной был около одной секунды, ее температура составляла приблизительно 10 млрд. градусов.
Самая ранняя Вселенная была значительно горячее, чем 10 млрд. градусов. Материя в форме атомов существовать не могла. Атомы не появлялись пока возраст Вселенной не достиг примерно трехсот тысяч лет. Кроме того ядра стали устойчивыми лишь через несколько минут. Когда Вселенная была еще моложе, она состояла из очень плотной смеси частиц и античастиц разнообразных типов.
Для того чтобы представить молодую, расширяющуюся Вселенную, полезно рассмотреть следующую аналогию. Предположим, что в зимнюю холодную ночь мы так нагрели духовку, что температура в ней превысила сто градусов.
Если мы поместим в духовку пар, он сохранится в такой форме, пока включен нагреватель. Но что будет, если мы отключим печку и вынесем ее туда, где температура значительно ниже точки замерзания воды? Ясно, что духовка начнет остывать.
Как только температура понизиться, пар сгуститься в воду, а потом вода замерзнет, и превратиться в лед. Последовательные переходы от пара к воде и от воды ко льду происходят, как только температура становиться достаточно низкой.
Историю воды внутри охлаждающегося духового шкафа может быть разделена на три различных периода, соответсвующих времени, когда вода была в газообразной, жидкой или твердой фазе.
Развитие ранней Вселенной также можно представить состоящей из отдельных периодов. Эти периоды ограничены особыми свойствами, в которые появляется материя в течение определенного времени.
Материя в пределах расширяющейся Вселенной охлаждается во многом также, как пар внутри термостата.
Когда Вселенная расширяется, температура падает и, в конечном счете, достигает критического значения, заставляя материю изменять свои фундаментальные свойства.
В течение Большого взрыва произошел целый ряд фундаментальных изменений, которые отделяли эти периоды друг от друга.
Первое существенное событие в истории Вселенной было ее возникновение. В принципе, этот момент можно использовать для определения нулевой точки отсчета времени. Первые 10-43 сек. Истории Вселенной известны как Планковское время. Когда Вселенная достигла этого возраста начался суперструнный период.
Расстояние, которое может пройти свет за Планковское время составляет 10 -35 метров. Этот масштаб известен как длина Планка, так как ничего не может перемещаться быстрее, чем свет, длина Планка представляет размер наблюдаемой в то время Вселенной.
Поэтому суперструнный период иногда называют Планковским периодом.
В его начале температура равнялась 1032 градусов. Это критическая температура, при которой, четыре силы природы, как полагают, объединяются в суперсилу. Струнный характер материи также начинает проявляться при таких энергиях. Суперструнная теория предсказывает, что Вселенная имела, по крайней мере, девять пространственных измерений. Они существовали в сопоставимых размерах на этой стадии.
Суперструнный период шел к завершению, когда суперсила разбилась на силу гравитации и силу великого объединения. Это было начало периода великого объединения. Гравитация начала действовать как отдельная сила, однако три из пространственных измерений продолжали расширяться.
Снижение температуры заставило струны сжаться, и они начали походить на точечные объекты, которые мы наблюдаем сегодня как элементарные частицы и античастицы. Они непрерывно сталкиваются друг с другом, потому что для свободного движения объем пространства был очень мал.
Вселенная в это время может рассматриваться как горячий, плотный «суп» из частиц и античастиц. Температура была все еще достаточно высока, поэтому кварки и лептоны были способны обмениваться Х-частицами. Эти частицы были ответственны за перенос силы великого объединения.
Она заставляла кварки распадаться на лептоны наоборот. Кварки и лептоны были эффективно неразделимы на этой стадии в истории Вселенной.
Поскольку расширение Вселенной продолжалось, температура продолжала падать. Как только она упала ниже критического уровня, обмен Х-частицами между кварками и лептонами стал почти невозможен.
Сила великого объединения эффективно перестала действовать и это определило конец периода великого объединения. Эта критическая стадия была достигнута, когда Вселенная была в возрасте примерно 10 -35 секунд, ее температура равнялась 10 27 градусов.
Сила великого объединения разбилась на сильные и электрослабые силы, и это провозгласило начало электрослабой эры.
Этот период продолжался приблизительно 10 -10 секунд. Кварки вели себя как свободные частицы в течение этого периода.
По мере того, как температура падала, столкновение между частицами становились все менее энергичными. Воздействие слабых и электромагнитных сил на частицы стало различным.
Таким образом, во Вселенной в возрасте 10 -10 секунд произошло расщепление электрослабых сил на слабые силы и электромагнитные.
За электрослабой эрой последовала кварковая. Она длилась пока Вселенная не достигла возраста 10 -4 секунд. Кварки взаимодействовали друг с другом через сильную силу (ее особенность в том, что она ослабевает на малых расстояниях).
Постепенно, по мере охлаждения Вселенной они теряли энергию, и сильная сила стала более влиятельной, поскольку температура падала. В конечном счете, кварки оказались заключенными в группы по два и три. Температура приблизительно равнялась 10 12 градусов.
После того кварки уже не могли существовать во Вселенной как отдельные частицы, и кварковая эра пришла к концу. Триплеты, содержащие два u-кварка и один d-кварк сформировали протоны, триплеты, содержащие два d-кварка и один u-кварк сформировали нейтроны.
Таким образом, нейтроны и протоны, которые существуют сегодня в ядрах атомов, были сформированы вскоре, после того как кварки оказались связанными, то есть когда Вселенная постарела приблизительно до 10-4секунд.
Источник: http://works.doklad.ru/view/mkV7vpHamzQ.html
Большой взрыв
Большой взрыв относится к разряду теорий, пытающихся в полном объеме проследить историю рождения Вселенной, определить начальные, текущие и конечные процессы в ее жизни.
Главный вопрос мироздания
Рождение Вселенной
Было ли что-то до того, как появилась Вселенная? Этот краеугольный, практически метафизический вопрос задается учеными и по сегодняшний день. Возникновение и эволюция мироздания всегда были и остаются предметом жарких споров, невероятных гипотез и взаимоисключающих теорий.
Основными версиями происхождения всего, что нас окружает, по церковной трактовке предполагалось божественное вмешательство, а научный мир поддерживал гипотезу Аристотеля о статичности мироздания. Последней модели придерживался Ньютон, защищавший безграничность и постоянство Вселенной, и Кант, развивший эту теорию в своих трудах.
В 1929 году американский астроном и космолог Эдвин Хаббл кардинально изменил взгляды ученых на мир.
Он не только обнаружил наличие многочисленных галактик, но и расширение Вселенной – непрерывное изотропное увеличение размеров космического пространства, начавшееся в миг Большого взрыва.
Кому мы обязаны открытием Большого взрыва?
Работы Альберта Эйнштейна над теорией относительности и его гравитационные уравнения позволили де Ситтеру создать космологическую модель Вселенной. Дальнейшие изыскания были привязаны к этой модели. В 1923 г. Вейль предположил, что помещенное в космическом пространстве вещество должно расширяться.
Огромное значение в разработке этой теории имеет работа выдающегося математика и физика А. А. Фридмана. Еще в 1922 г. он допустил расширение Вселенной и сделал обоснованные выводы о том, что начало всей материи находилось в одной безгранично плотной точке, а развитие всему дал Большой взрыв. В 1929 г.
Хаббл опубликовал свои статьи, объясняющие подчинение лучевой скорости расстоянию, впоследствии эта работа стала называться «законом Хаббла».
Карта реликтового излучения
Г. А. Гамов, опираясь на теорию Фридмана о Большом взрыве, разработал идею о высокой температуре исходного вещества. Также он предположил наличие космического излучения, не пропавшего с расширением и остыванием мира. Ученый выполнил предварительные расчеты возможной температуры остаточного излучения.
Предполагаемое им значение находилось в диапазоне 1-10 К. К 1950 г. Гамов сделал более точные подсчеты и объявил результат в 3 К. В 1964 радиоастрономы из Америки, занимаясь усовершенствованием антенны, путем исключения всех возможных сигналов, определили параметры космического излучения.
Его температура оказалась равной 3 К. Эти сведения стали важнейшим подтверждением работы Гамова и существования реликтового излучения. Последующие измерения космического фона, проведенные в открытом космосе, окончательно доказали верность расчетов ученого.
Ознакомится с картой реликтового излучения можно по ссылке.
Современные представления о теории Большого взрыва: как это произошло?
Одной из моделей, комплексно объясняющих появление и процессы развития известной нам Вселенной, стала теория Большого взрыва. Согласно широко принятой сегодня версии, изначально присутствовала космологическая сингулярность – состояние, обладающее бесконечной плотностью и температурой.
Физиками было разработано теоретическое обоснование рождения Вселенной из точки, имевшей чрезвычайную степень плотности и температуры. После возникновения Большого взрыва пространство и материя Космоса начали непрекращающийся процесс расширения и стабильного охлаждения.
Согласно последним исследованиям начало мирозданию было положено не менее 13,7 млрд. лет назад.
Отправные периоды в формировании Вселенной
Эволюция Вселенной
Первый момент, воссоздание которого допускается физическими теориями, – это Планковская эпоха, формирование которой стало возможным спустя 10-43 секунд после Большого взрыва.
Температура материи доходила до 10*32 К, а ее плотность равнялась 10*93 г/см3. В этот период гравитация обрела самостоятельность, отделившись от основополагающих взаимодействий.
Непрекращающееся расширение и снижение температуры вызвали фазовый переход элементарных частиц.
Следующий период, характеризующийся показательным расширением Вселенной, наступил еще через 10-35 секунд. Его назвали «Космической инфляцией». Произошло скачкообразное расширение, во много раз превышающее обычное.
Этот период дал ответ на вопрос, почему температура в различных точках Вселенной одинакова? После Большого взрыва вещество не сразу разлетелось по Вселенной, еще 10-35 секунд оно было довольно компактным и в нем установилось тепловое равновесие, не нарушенное при инфляционном расширении.
Период дал базовый материал – кварк-глюонную плазму, использовавшуюся для формирования протонов и нейтронов. Этот процесс осуществился после дальнейшего уменьшения температуры, он именуется «бариогенезисом». Зарождение материи сопровождалось одновременным возникновением антиматерии.
Два антагонистичных вещества аннигилировали, становясь излучением, но количество обычных частиц превалировало, что и позволило возникнуть Вселенной.
Космические эпохи
Очередной фазовый переход, произошедший после убывания температуры, привел к возникновению известных нам элементарных частиц.
Пришедшая вслед за этим эпоха «нуклеосинтеза» ознаменовалась объединением протонов в легкие изотопы.
Первые образованные ядра имели короткий срок существования, они распадались при неизбежных столкновениях с другими частицами. Более устойчивые элементы возникли уже после трех минут, прошедших после сотворения мира.
Следующей знаменательной вехой стало доминирование гравитации над другими имеющимися силами. Через 380 тыс. лет со времени Большого взрыва появился атом водорода. Увеличение влияния гравитации послужило окончанием начального периода формирования Вселенной и дало старт процессу возникновения первых звездных систем.
Даже спустя почти 14 млрд. лет в космосе все еще сохранилось реликтовое излучение. Его существование в комплексе с красным смещением приводится как аргумент в подтверждение состоятельности теории Большого взрыва.
Космологическая сингулярность
Если, используя общую теорию относительности и факт непрерывного расширения Вселенной, вернутся к началу времени, то размеры мироздания будут равны нулю.
Начальный момент или космологическую сингулярность наука не может достаточно точно описать, используя физические знания. Применяемые уравнения, не подходят для столь малого объекта.
Необходим симбиоз, способный соединить квантовую механику и общую теорию относительности, но он, к сожалению, пока еще не создан.
Эволюция Вселенной: что ее ожидает в будущем?
Будущее Вселенной
Ученые рассматривают два возможных варианта развития событий: расширение Вселенной никогда не закончится, или же она достигнет критической точки и начнется обратный процесс – сжатие.
Этот основополагающий выбор зависит от величины средней плотности вещества, находящегося в ее составе. Если вычисленное значение меньше критического, прогноз благоприятный, если больше, то мир вернется к сингулярному состоянию.
Ученые в настоящее время не знают точной величины описываемого параметра, поэтому вопрос о будущем Вселенной завис в воздухе.
Отношение религии к теории Большого взрыва
Основные вероисповедания человечества: католицизм, православие, мусульманство, по-своему поддерживают эту модель сотворения мира. Либеральные представители этих религиозных конфессий соглашаются с теорией возникновения мироздания в результате некоего необъяснимого вмешательства, определяемого как Большой взрыв.
Интересные факты
Знакомое всему миру имя теории – «Большой взрыв» – было невольно подарено противником версии о расширении Вселенной Хойлом. Он считал такую идею «совершенно неудовлетворительной». После публикации его тематической лекций занятный термин тут же подхватила общественность.
Причины, вызвавшие Большой взрыв, достоверно неизвестны. По одной из многочисленных версий, принадлежащей А. Ю. Глушко, сжатое в точку исходное вещество было черной гипер-дырой, а причиной взрыва стал контакт двух таких объектов, состоящих из частиц и античастиц. При аннигиляции материя частично уцелела и дала начало нашей Вселенной.
Инженеры Пензиас и Уилсон, открывшие реликтовое излучение Вселенной, получили Нобелевские премии по физике.
Показатели температуры реликтового излучения изначально было очень высоким. Спустя несколько миллионов лет этот параметр оказался в пределах, обеспечивающих зарождение жизни. Но к этому периоду успело сформироваться лишь небольшое количество планет.
Астрономические наблюдения и исследования помогают найти ответы на важнейшие для человечества вопросы: «Как все появилось, и что ждет нас в будущем?».
Вопреки тому, что не все проблемы решены, и первопричина появления Вселенной не имеет строгого и стройного разъяснения, теория Большого взрыва обрела достаточное количество подтверждений, делающих ее основной и приемлемой моделью возникновения мироздания.
Источник: http://SpaceGid.com/bolshoy-vzryiv.html
Теории происхождения Вселенной – Большой взрыв
Все теории происхождения Вселенной представляют собой разные модели существования нашей Вселенной в её первоначальном виде. Их много, и делятся они на основные и альтернативные.
Конечно, все из них невозможно проверить, опираясь на уже известные научные факты, которые бы на сто процентов доказывали ту или иную версию. Разногласий в них много, начиная от того, что собой представляла первоначальная материя, заканчивая её свойствами.
Но всё же, большинство из этих теорий сходятся в одном, что первоначальная материя существовала и она обладала какими-то свойствами (плотностью, температурой и т.д.).
Самая популярная, нашедшая хорошие доказательства своей правдивости, на сегодняшний день, является теория Большого взрыва. Именно её мы и рассмотрим ниже.
Теория Большого взрыва
Большой взрыв является космологической моделью, которая описывает развитие Вселенной на ранних этапах. Она объясняет факт расширения Вселенной, и гласит, что наша первоначальная Вселенная находилась в состоянии сингулярности. Давайте по порядку.
Что такое космологическая сингулярность? Это начальное состояние вещества Вселенной, в момент Большого взрыва. Оно, т.е. первоначальное вещество, обладало особыми свойствами – бесконечной плотностью и бесконечной температурой.
По этому поводу ведутся много споров. И самый главный из них, это невозможность одновременного существования бесконечных плотности и температуры.
Здесь вступает в силу такое понятие как «мера хаоса», подтверждающая правдивость выше написанных слов.
Но вопреки всему, понятие космологической сингулярности имеет и свои плюсы, и свои доказательства.
Так, с сингулярностью немного разобрались. Не будем дальше затрагивать эту тему, так как это уже совсем другой разговор.
Все теории происхождения Вселенной дают разные значения её возраста. Теория же Большого взрыва гласит, что Вселенная произошла около 13,7 млрд. лет назад (±0,13 млрд. лет), с некого первоначального сингулярного состояния.
И с тех пор она непрерывно охлаждается и расширяется. Моментом начала рождения Вселенной выступил взрыв этого вещества (отсюда и название теории). С этого момента началась так называемая Планковская эпоха (см.
терминологию сайта).
Планковская эпоха характеризирует изотропную (одинаковую во всех физических свойствах) среду, с необычайно высокими температурой (1032К) и плотностью в (1097 кг/м3). Продолжалась эта эпоха от начала взрыва (0 секунд после взрыва) и до 10-43 с. В это «смутное :)» время наша Вселенная имела размер в 10-35м.
Где-то через 10-35 секунд после Большого взрыва наступил период быстрого расширения Вселенной. Этот период называется Космическая инфляция.
Он характеризируется снижением температуры, достаточной для того, чтобы всё вещество начало переходить в привычное для нас состояние.
Тогда вся материя состояла из элементарных частиц, таких как нейтроны и протоны. Вместе с образованием материи, образовывалась и антиматерия.
После Космической инфляции наступает следующий фазовый переход. Характеризируется он ещё большим падением температуры, образованием, знакомых нам, физических сил и элементарных частиц в том виде, в котором мы их сейчас наблюдаем.
Дальше наступает эпоха нуклеосинтеза. При слиянии протонов и нейтронов начинают образовываться ядра изотопов водорода (а именно дейтерия 2Н), гелия (гелий-4 4Не) и ещё некоторых лёгких элементов.
Температура продолжает падать, дальнейший переходной период приводит к тому, что гравитация становиться доминирующей силой во всей природе.
Примерно через 380 тыс. лет, после взрыва, остывание Вселенной приводит к тому, что начинают образовываться атомы водорода – строительный материал в нашей Вселенной. Этот период называется эрой рекомбинации.
После этого времени вся материя нашей молодой Вселенной стала прозрачна для излучения. То, первичное, излучение доходит до нас до сих пор, в виде реликтового излучения.
Дальнейшая эволюция Вселенной
Существует такое понятие, даже правильнее бы назвать параметр, как «средняя плотность вещества в современной Вселенной» или же «космологическая постоянная». Характеризирует она свойства вакуума, в настоящем, для нас, времени. Она также вводиться в общую теорию относительности, и имеет своё критическое значение.
Как мы уже знаем, что наша Вселенная, с некого момента своего рождения начала расширяться, и расширяется до сих пор. Так вот, это расширения напрямую зависит от вышеупомянутого критического значения космологической постоянной.
Если средняя плотность вещества во Вселенной не превосходит этого значения, тогда Вселенная продолжит расширяться вечно. Если же наоборот, больше критического значения, значит в какой-то момент (неизвестно когда) процесс обратиться вспять, и Вселенная начнёт сужаться, придя снова в состояние сингулярности.
На современном этапе развития, наука не в состоянии дать точное значение средней плотности вещества. Следственно и не в силах ответить, с достоверностью, на вопрос о будущем Вселенной.
Все теории происхождения Вселенной достойны своего внимания и, в какой-то мере, дополняют друг друга. Но теория о Большом взрыве, на сегодняшний день, заслужила самое большое уважение в научных кругах.
Источник: http://astromaniya.at.ua/publ/obshhie_dannye_v_astronomii/edinicy_izmerenija_rasstojanija_v_astronomii/teorii_proiskhozhdenija_vselennoj_bolshoj_vzryv/4-1-0-43
Происхождение Вселенной – теория «Большого взрыва»
Сама Вселенная возникла примерно 20 млрд. лет назад из некоего плотного и горячего протовещества. Сегодня можно только предполагать, каким было это вещество, породившее Вселенную, как оно образовалось, каким законам подчинялось и что за процессы привели его к расширению. Существует точка зрения, что с самого начала протовещество с гигантской скоростью начало расширяться.
На начальной стадии это плотное вещество разлеталось во всех направлениях и представляло собой однородную бурлящую смесь неустойчивых, постоянно распадающихся при столкновениях частиц.
Остывая и взаимодействуя на протяжении миллионов лет, вся эта масса рассеянного в пространстве вещества концентрировалась в большие и малые газовые образования, которые в течение сотен миллионов лет, сближаясь и сливаясь, превращались в громадные комплексы.
В них в свою очередь возникали более плотные участки — там впоследствии и образовались звезды и даже целые галактики.
https://www.youtube.com/watch?v=7HTTUrVs3vc
Конечна или бесконечна Вселенная, какая у нее геометрия — эти и многие другие вопросы связаны с эволюцией Вселенной, в частности с наблюдаемым расширением.
Если, как это считают в настоящее время, скорость “разлета ” галактик увеличится на 75 км/с на каждый миллион парсек, то экстраполяция к прошлому приводит к удивительному результату: примерно 10– 20 млрд. лет назад вся Вселенная была сосредоточена в очень маленькой области.
Многие ученые считают, что в то время плотность Вселенной была такая же, как у атомного ядра: Вселенная представляла собой одну гигантскую «ядерную каплю». По каким-то причинам эта «капля» пришла в неустойчивое состояние и взорвалась. Последствия этого взрыва мы наблюдаем сейчас как системы галактик.
Модель горячей взрывающейся Вселенной была разработана учеником Фридмана Дж. Гамовым в конце 40-х годов, положив начало так называемой теории «Большого взрыва», но широкое распространение эта теория получила лишь в середине 1960-х годов.
Спрашивать о том, что было до «Большого взрыва», и что находится за пределами этого расширяющегося мира, бессмысленно. Вселенная, согласно теории «Большого взрыва» ограничена в пространстве и времени, по крайней мере, со стороны прошлого.
Такая, сложная для понимания, картина следовала из формул Фридмана. Вскоре, однако, американский астроном Э. Хаббл подтвердил факт расширяющегося вокруг нас пространства, измерив скорость этого явления.
Благодаря этому стало возможным измерить время существования Вселенной – примерно, 15-20 млрд. лет.
До самого взрыва не существовало ни вещества, ни времени, ни пространства. События в первую секунду протекали стремительно. Вначале образовались излучения (фотоны), затем частицы и вещества (кварки и антикварки). В течение той же секунды из них образовались протоны, антипротоны и нейтроны.
При столкновении протона и антипротона, которые, как известно, отличаются друг от друга противоположными зарядами, происходит реакция аннигиляции, в ходе чего обе частицы исчезают, оставляя излучение (фотоны). Эти реакции стали довольно частыми, т. к.
вещество «новорождённой» Вселенной было весьма плотным – частицы постоянно между собой сталкивались. Во Вселенной преобладало излучение.
К концу первой секунды, когда температура упала до 10 млрд. градусов, образовались и новые частицы, в том числе электрон и его античастица – позитрон.
К этому же времени большая часть частиц уже аннигилировала.
Так получилось, что число частиц было на ничтожную долю процента больше числа античастиц (этот факт до сих пор не объяснён), вследствие чего наша вселенная состоит из вещества, а не из антивещества.
К третьей минуте из четверти всех протонов и нейтронов образовались ядра гелия. Через несколько сотен лет постоянно расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что протоны и ядра гелия смогли удерживать возле себя электроны. Так образовались атомы гелия и водорода.
Излучение, не сдерживаемое более свободными электронами, смогло теперь распространиться на огромные расстояния. В значительно «остывшей» (за 15 млрд. лет) Вселенной, в наше время мы можем слышать «отголоски» того излучения – оно является микроволновым, и, равномерно приходящее со всех сторон, соответствует излучению тела, нагретого всего до 3 К.
Его принято называть реликтовым излучением. Его обнаружение и существование подтверждают теорию «Большого взрыва».
При расширении во Вселенной стали образовываться области скопления вещества, а также и области, где его почти не было. под воздействием гравитации эти уплотнения росли и на их месте стали образовываться галактики, скопления и сверхскопления галактик.
Дополненная теорией ядерных реакций в остывающем по мере своего расширения веществе, теория «Большого взрыва» позволила рассчитать относительные концентрации водорода, дейтерия более тяжёлых химических элементов в природе.
В конце XX в. данная теория стала практически общепринятой в космологии.
Источник: http://bio.bobrodobro.ru/10111
История Вселенной: от Большого Взрыва до наших дней
Сегодня мне хочется рассказать об истории нашей вселенной. О том, как из маленькой точки мироздание превратилось в то, что мы сейчас наблюдаем вокруг себя.
Ну что, поехали.
Вселенная существует почти 14 миллиардов лет. За этот очень длинный промежуток времени, она преодолела несколько эпох своей истории. Сейчас идёт 13–ый этап развития Вселенной, который называется “эра вещества”.
Как же называются все фазы эволюции Вселенной, сколько они длились, что при них происходило? Как развивался окружающий нас мир?
Данная статья ответит Вам на эти вопросы.
Я опишу все этапы истории Вселенной в порядке с самого раннего до современного. Поэтому, начнём с “августинской эпохи”.
Августинская эпоха.
Эта эпоха включает в себя состояние вселенной “до” и в момент Большого Взрыва. О данном этапе развития мира ничего толком не известно – существуют лишь гипотезы – так как современные физические теории не могут описать события до “планковской эпохи”.
Учёные знают лишь то, что в самом конце данной эры произошёл Большой взрыв – внезапано началось расширение пространства. К началу этого поистине грандиозного события, Вселенная была заточена в очень маленькую точку, обладая бесконечными плотностью и температурой, т.е.
находилась в состоянии “космологической сингулярности”.
Планковская эпоха.
Это самый ранний этап развития Вселенной, о котором существуют какие-либо теоретические предположения и описания. Данная фаза началась сразу после большого Взрыва и длилась в течение т.н. “планковского времени” от 0 до 10-43 секунд после рождения Вселенной.
В то время (происходило чёрт знает что) размеры Вселенной были очень малы. Настолько, что квантовые эффекты – явления, происходящие с частицами – преобладали над физическими взаимодействиями.
Вселенная в эту эпоху также обладала планковской температурой (1032 Кельвинов), энергией (1019 миллиардов электронвольт), радиусом (10-35 метров, что равно планковской длине) и плотностью (1097 кг/м3).
Все четыре типа взаимодействия частиц и состоящих из них тел (их ещё называют “фундаментальными”) – сильное ядерное и слабое ядерное, электромагнитное, гравитационное – были тогда неотличимы друг от друга и объединены. Но так длилось недолго. Всему помешала очень высокая температура и плотность материи.
Эпоха великого объединения.
Эта фаза развития Вселенной началась с 10-43 секунд и завершилась спустя 10-35 секунд после Большого Взрыва. В самом её начале произошёл фазовый переход материи (схожий на конденсацию жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам). Это случилось из-за отделения гравитации от “единого фундаментального взаимодействия”.
Эпоха Великого объединения закончилась очередным разделением. Вселенная охладилась до отметки в 1028 Кельвинов и сильное взаимодействие стало самостоятельным. Теперь только электромагнитные и слабые ядерные силы представляли единое целое.
Такое событие повлекло за собой новый фазовый переход. Благодаря ему в следующей эпохе истории Вселенной появились новые частицы, а пространство-время начало масштабное и резкое расширение. Пошли серьёзные изменения в плотности распределении вещества.
Инфляционная стадия.
Фаза инфляции расположена на временной шкале между 10-35 и 10-32 секунд после Большого Взрыва. В ту эпоху Вселенная увеличила свои размеры во множество раз. Раньше радиус всего мира был равен “планковской длине”, а теперь космос расширился до размеров аж целого апельсина. И далее продолжал разрастаться с ускорением.
Образовалось несколько видов частиц. Это были кварки (фундаментальные частицы, из которых состоят адроны – например, протоны и нейтроны), электроны, гипероны и нейтрино (нейтральные фундаментальные частицы из класса лептонов).
Через некоторое время температура Вселенной снизилось, благодаря чему произошёл еще один фазовый переход. Из-за этого случилось т.н. “нарушение СР-инвариантности” и начались первые процессы такого явления, как “бариогенезис”.
Бариогенезис – это объединение кварков и глюонов в новые, составные частицы – адроны.
Кроме того, возникла ещё и загадочная “барионная асимметрия Вселенной” – преобладание материи над анти-материей. Ученые до сих пор не смогли объяснить причины её возникновения.
Помимо выше написанного, у физиков и космологов есть предположения, что в данную эру Вселенная прошла через несколько циклов повторных нагревании и охлаждении.
К концу эпохи инфляции, строительным материалом Вселенной стала плазма из кварков, анти-кварков и глюонов (переносчиков сильного взаимодействия).
Дальнейшее снижение температуры Вселенной привело к очередному фазовому переходу. Он заключается в образовании физических сил, фундаментальных взаимодействий и элементарных частиц в их современной форме.
Данный фазовый переход уместился аж в три эпохи и закончился “первичным нуклеосинтезом”.
Электрослабая эпоха.
Между 10-32 и 10-12 секунд после рождения мироздания. Электромагнитное и слабое взаимодействия до сих пор представляли единое электрослабое, т.к. температура Вселенной всё еще очень высока. тогда появились бозоны Хиггса (те самые которые 3 года назад нашли на Большом Андронном Коллайдере), W – и Z – базоны.
Помимо новых экзотических частиц и кварк-глюонной плазмы, космос был заполнен фотонами (фундаментальными частицами, или квантами, электромагнитного излучения) и лептонами.
Эпоха кварков.
Данная фаза расположена в период от 10-12 до 10-6 секунд после Большого Взрыва. Тогда случилось нарушение “электрослабой симметрии”. Теперь все фундаментальные взаимодействия существуют отдельно друг друга.
В кварковой эпохе температура и энергия всё ещё слишком высоки, чтобы кварки окончательно слились в адроны.
Знаменательное превращение произойдёт только на следующем этапе развития мира.
Эпоха Адронов.
Между 10-6 и 100 секунд после рождения Вселенной. Наконец-то кварк-глюонная плазма охладилась до такой степени, что бариогенезис завершился и на свет появились адроны и антиадроны. Однако большинство из этих частиц аннигилировали (взаимоуничтожаются). Сохранился лишь их малый остаток.
Вскоре Вселенная охладилась и расширилась настолько, что её температуры хватило всего лишь на создание лептонов и антилептонов. Эти частицы быстро становятся преобладающей массой во Вселенной.
Эпоха Лептонов.
В период от 100 секунд до 3 минут после Большого Взрыва расположилась эпоха лептонов. Тогда Вселенная стала прозрачной для нейтрино.
Космос продолжает охлаждаться. В конце эпохи температура снизилась до отметки, при которой образование новых лептонов стало невозможным. И пар “лептон-антилептон” настигает участь адронов. Большинство из них взаимоуничтожаются. Во вселенной осталось совсем небольшое количество лептонов, благодаря чему наступило доминирование фотонов.
Эпоха Нуклеосинтеза.
Одновременно с эпохой лептонов шёл и данный этап истории Вселенной. Благодаря достаточному охлаждению материи, выжившие адроны объединились в атомные ядра тяжелее водорода. Этот процесс и называют “первичным нуклеосинтезом”.
В течение данной фазы возник первичный состав звёздного вещества: 75% водорода, почти 25% гелия, немного лития, дейтерия и бора.
Протонная Эра.
Началась с 3 минут после Большого взрыва и окончилась через 380.000 лет. Вещество стало доминировать над излучением.
В конце эпохи произошла рекомбинация (процесс, обратный ионизации) водорода. Из-за дальнейшего снижения температуры и расширения Вселенной, гравитация стала доминирующей силой.
Спустя 379.000 лет после Большого Взрыва, при температуре Вселенной в 3000 Кельвинов, произошло знаменательное событие – ядра атомов и электроны объединились в первые атомы. Началась “первичная рекомбинация”. Это был поворотный момент: материя перешла из плазмы, непрозрачной для электромагнитного излучения в газообразное состояние. Вселенная наконец-то стала прозрачной.
В прошлые 379.000 лет фотоны страдали как могли. Различные заряженные элементарные частицы, коих раньше было вагон и маленькая тележка, препятствовали свету.
Кванты света с ними взаимодействовали, из-за чего испытывали постоянные “пинки” и “толчки” со стороны “собратьев”. Фотоны всё время отклонялись, либо поглощались заряженными частицами. В итоге, свет очень сильно рассеивался.
Если бы наблюдатель попал в эту эпоху, он бы увидел перед собой один лишь густой туман.
Фотоны, как известно, взаимодействуют только с положительно и отрицательно заряженными частицами. И в конце “протонной эры” кванта света наконец-то обернулась удача.
Отрицательные электроны и положительные протоны сгруппировались вместе с нейтронами в нейтрально заряженные атомы.
Благодаря новым составным частицам, фотоны смогли свободно двигаться в пространстве и почти не взаимодействовать с веществом.
Реликтовое излучение и есть те самые фотоны, испущенные плазмой в сторону будущего расположения Земли и в связи с рекомбинацией избежавшие рассеяния. Они и до сих пор достигают нас, преодолевая расширяющееся пространство.
Тёмные века.
Наступили сразу после “протонной эры” и продлились 550 млн. лет. Вселенная настолько остыла, что после протонной эры, когда она переливалась красными оттенками, космос был ввергнут в черноту.
Это была скучная эпоха полной тьмы. Источников света (звезд или галактик) не было. Планет и астероидов уж подавно. Космос был заполнен преимущественно водородом, гелием и микроволновым реликтовым излучением.
Реионизация.
Часть истории Вселенной, которая началась сразу после Тёмных Веков и длилась 250 миллионов лет. По сравнению с прошлой, данная эра была повеселее и красочнее.
Начали образование кластеры – обособленные скопления пыли межзвёздного газа, которые возникали благодаря силам притяжения. Первыми плотными объектами стали квазары. Потом вспыхнули первые звёзды, появились газопылевые туманности.
Под силой гравитации они объединились в звёздные скопления, те – в галактики. Последние сформировали собственные скопления и сверхскопления.
Тогда, в недрах звёзд, в больших количествах образовались тяжелые элементы. Взрывы сверхновых разнесли их по Вселенной, из которых после сформировались холодные планеты, астероиды, метеорные тела, и, в конце концов, живые организмы.
Эра вещества.
Начиная с 800 миллионов лет после Большого Взрыва. Данная Эпоха идёт до сих пор.
Через несколько миллиардов лет после “реионизации” началось формирование планет и планетарных систем, в том числе и Солнечной Системы. Чуть более 8.4 миллиардов лет после Большого взрыва сформировалась Земля, а через ещё 500 миллионов лет на ней возникла жизнь.
Спустя 13.7 миллиардов лет после рождения Вселенной появились первые люди. Пройдет ещё пара миллионов лет и их потомки – представители вида Homp Sapiens – изобретут автомобили и самолёты, разработают релятивистскую и квантовую физику, освоят атомную энергию, исследуют ближайшие окрестности Вселенной, создадут Интернет, напишут эту стать. 🙂
Источник: https://MindWork.su/science/istoriya-vselennoi-ot-bolshogo-vzryva-do-nashih-dnei/
Загрузка...
