Через 3000000 лет после большого взрыва во вселенной образовались

От Большого взрыва до первых звезд и наших дней

Более 13 миллиардов лет назад случилось событие, после которого образовалась наблюдаемая Вселенная. Произошел Большой взрыв. До Большого взрыва плотность во Вселенной могла быть гигантской, но не бесконечной, а сингулярность не могла быть меньше кванта объема (в кубических сантиметрах — 98 нулей после запятой). События не могли быть короче кванта времени. Стараясь объединить принципы общей теории относительности и квантовой механики, физики разработали теорию струн и теорию петлевой квантовой гравитации, конкурирующие в объяснении устройства мира. Темная эпоха Как ни удивительно, вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120оС) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Темная энергия практически никакой роли не играла. События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно модели дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200.

Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило, — дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, а это препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось крайне маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности темной массы все же существовали (рис. 5). Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно одного миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

Процесс возникновения первых звезд более простой, чем процесс образования звезд современного типа, благодаря химической чистоте исходного материала — смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с темной массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил конденсации темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов, для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса — давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь. Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими.

Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр «металлами» (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них «звездный ветер» обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет.

Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой. С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, темной материей. Размеры протогалактик были небольшими, и они находились близко одна к другой, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в галактики, тоже небольшие. Размеры первых галактик составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды, а диаметр нашей Галактики 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени… Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение — просто результат старения света, а не эффект Доплера.

Источник

Большой взрыв

Большой взрыв берет начало от бесконечно малой и бесконечно бесконечно плотной точки – сингулярности. Откуда она появилась, да и появилась ли вообще, не известно. Но вдруг, по каким-то причинам, она разлетелась во все стороны – произошёл Большой взрыв. По каким причинам это случилось, тоже не известно, но результатом стало образование нашей Вселенной со всем её содержимым: пространством, материей, полями и т.д. Рассмотрим основные этапы Большого взрыва, сформировавшего нашу Вселенную, опираясь на современную науку.

Начальное расширение Вселенной, до которого она существовала в состоянии сингулярности, описывается космологической моделью. Эта модель принята подавляющим большинством специалистов. В современной интерпретации теория Большого взрыва сочетается с моделью горячей Вселенной, хотя независимость этих концепций очевидна.

Но бытовало и иное видение – холодная начальная Вселенная вблизи Большого взрыва. Пока что «горячая» концепция побеждает «холодную» и является доминирующей.

Ранняя Вселенная в нынешних представлениях разделяется на эпохи. Каждая эпоха имеет свою хронологию. Эпохи описывают, каким образом и в какой хронологии протекали процессы во время Большого взрыва.

Планковская эпоха

Планковская эпоха считается самым ранним моментом Большого взрыва. Продолжительность этой эпохи не очень велика, она определяется временем от 0 до 10 -43 секунд. Параметры вещества этой эпохи тоже имеют планковские значения: температура составляла 10 32 К, а плотность – 10 93 г/см 3 . Поскольку Вселенная в это время имела чрезвычайно малые размеры, миром правили квантовые эффекты. Все существующие силы были объединены, а гравитационное воздействие по величине было сравнимо с остальными фундаментальными силами. Невероятно высокие параметры температуры и плотности вещества делали его состояние неустойчивым. Произошло нарушение симметрии, и стали проявляться фундаментальные силы — гравитация отделилась от других взаимодействий. Это стало окончанием планковской эпохи.

Эпоха великого объединения

Эта эпоха (ЭВО) ещё носит название эпохи суперсимметрии. То есть, это такое состояние, когда бозонные и фермионные поля могут переходить друг в друга. Или же, что понятнее, вещество может становиться взаимодействием (излучением), и наоборот. Считается, что ЭВО стартовала во временной момент порядка 10 -43 секунд и закончилась около 10 -34 секунды. Температура этой эпохи составила 10 27 К, а плотность – 10 74 г/см 3 . С начала ЭВО происходит ослабление квантовых эффектов, и начинают действовать законы теории относительности.

Гравитация уже отделилась, но оставшиеся три взаимодействия (сильное, слабое и электромагнитное) пока объединены в одно. В продолжение данной эпохи были абсолютно не актуальны некоторые физические характеристики – вес, масса, цвет. В конце ЭВО происходит отделение сильного взаимодействия от остальных, и в создающихся условиях оно приводит к новому этапу – Инфляционному расширению Вселенной. Очень трудно, а, скорее, абсолютно невозможно представить временные промежутки от 10 -43 до 10 -34 секунд. Но правильно ли мы рассуждаем, пытаясь измерить неизвестные события привычными величинами? А какими были физические законы до Большого взрыва, в момент его и по окончании самого процесса? Может быть, эти понятия из того же разряда, что и многомерность Вселенной, представить которую мы пока явно не в состоянии? Ответы на эти вопросы — дело ученых в будущем.

Инфляционная эпоха

При происшествии планковского времени после Большого взрыва началось Инфляционное расширение, предполагающее период его более быстрого (почти моментального) расширения, нежели предусмотрено стандартной моделью. Разработчиком теории стал А. Гут в 1981 году, но значительный вклад был привнесён астрофизиками Старобинским, Линде, Мухановым и др.

Концепция теории

Кратко сформулировать концепцию инфляции можно тремя базовыми положениями:

1. Инфляция неизбежна. Долгие и разнообразные исследования в области теоретической физики вселяют уверенность, что ранняя Вселенная обладала полями, которые отвечали за инфляционное расширение. Многочисленные варианты теории, объединяющей все физические взаимодействия, в частности, теория суперструн, подразумевают наличие больших количеств таких полей. Хотя бы одно поле имело условия для наступления инфляции.
2. Однородная и плоскостная Вселенная объясняется теорией инфляции.Она упразднила вопросы о геометрических параметрах и степени однородности Вселенной, которыми она обладала сразу после Большого взрыва. Инфляционное расширение сглаживает все начальные условия.
3. Теория инфляции неплохо может предсказывать наблюдения. Наблюдая космический микроволновый фон реликтового излучения и характер распределения галактик, подтверждается, что в ранней Вселенной вариации энергии в пространстве были масштабно-инвариантны.

Инфляция

Время, отведенное этой эпохе, составляют от 10 -35 до 10 -32 секунд. За это время экспоненциально увеличивается радиус Вселенной – на много порядков. Начинает создаваться крупномасштабная структура Вселенной. Происходит вторичный нагрев и начинается бариогенезис – объединение кварков и глюонов в адроны и барионы. Размеры Вселенной во время начала инфляционного процесса составляли 10 -33 см. А, как нам известно, величина протона – 10 -13 см.

Инфляция не может полностью сгладить первичные неоднородности, которые сохраняются за счёт квантовых эффектов. Из законов квантовой физики известно, что поле инфлантона не имеет всюду в пространстве одинаковую напряжённость. Наличие случайных флуктуаций поля способствует неравномерному окончанию стадии инфляционного расширения в разных частях Вселенной. Температуры в этих частях тоже различаются. Из этих неоднородностей впоследствии будут образованы звёзды и галактики. Если бы Вселенная была абсолютно однородна, в ней бы не смогли образоваться никакие структуры.

Проблемы модели и их разрешение

1. Проблема крупномасштабности и изотропности Вселенной может быть разрешена благодаря тому, что на стадии инфляции расширение происходило необычайно высокими темпами. Из этого следует, что всё пространство наблюдаемой Вселенной – результат одной причинно-связанной области эпохи, предшествующей инфляционной.
2. Разрешение проблемы плоской Вселенной. Это возможно потому, что на стадии инфляции происходит увеличение радиуса кривизны пространства. Эта величина такова, что позволяет современным параметрам плотности иметь значение, близкое к критическому.
3. Инфляционное расширение ведёт к возникновению колебаний плотности с определённой амплитудой и формой спектра. Это даёт возможность развития этих колебаний (флуктуаций) в нынешнюю структуру Вселенной, сохраняя крупномасштабную однородность и изотропность. Это разрешение проблемы крупномасштабной структуры Вселенной.

1. Стандартная теория Большого взрыва предполагает начало инфляции на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Но тогда не разрешается проблема сингулярности.
2. Вторая возможность – возникновение Вселенной из хаоса. Разные участки её имели различную температуру, поэтому в одних местах происходило сжатие, а в других – расширение. Инфляция должна была возникнуть в области Вселенной, которая была перегрета и расширялась. Но не ясно, откуда взялся первичный хаос.
3. Третий вариант – квантово-механический путь, посредством которого возник сгусток перегретой и расширяющейся материи. Фактически, Вселенная возникла из ничего.

Противники инфляционной модели

Инфляционная модель Вселенной устраивает не всех. Знаменитый английский учёный Р. Пенроуз – один из основных её противников. Он считает, что те решения, что предлагаются данной моделью, схожи с процессом заметания мусора под ковёр. Сложности, возникающие в отсутствии некоторых фундаментальных обоснований, носят название проблем начальных значений. Например, на стадии, предшествующей инфляции, возмущения плотности должны иметь определённые, очень малые значения. Именно этот фактор делает реальной наблюдаемую степень однородности, но вот инфляционная модель этого никак не объясняет. Пространственная кривизна при инфляции уменьшается значительно, но и до инфляционного периода она вполне могла иметь такие большие значения, чтобы быть заметной в современной фазе развития Вселенной. И этому объяснений тоже нет. Вот лекция Пенроуза где он детально обо всем рассказывает:

Образование нашего мира после инфляции

Большой взрыв включил гигантский ускоритель частиц, и Вселенная стала стремительно расширяться и эволюционировать. Процессы рождения и гибели частиц менялись стремительно и непрестанно. Это предопределило всю дальнейшую эволюцию Вселенной и тот облик её, который нам знаком. Расширение Вселенной представляет собой процесс, в ходе которого при непрерывно возрастающем объёме количество элементарных частиц остаётся прежним.

В первый момент Большого взрыва всё вещество представляло собой раскалённую, очень насыщенную смесь различных частиц, античастиц и гамма-фотонов высоких энергий. Частицы, сталкиваясь, взаимоуничтожались и рождались вновь. Мы уже рассматривали и инфляционную модель расширения Вселенной, теперь посмотрим как она эволюционировала после неё:

• Эпоха электрослабых взаимодействий. П роисходит в период с 10 −32 по 10 −12 после Большого Взрыва. Вселенная все ещё очень горячая, электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электро-слабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуются новые частицы: бозон Хиггса, W- и Z-бозоны.
• Эпоха кварков. Это период кварк-глюонной плазмы. Она продолжалась от 10 -12 до 10 -6 секунды. Фундаментальные взаимодействия генерируются в нынешнем их варианте. Кварки пока не могут складываться в адроны из-за высоких значений температуры и энергии.
• Адронная эпоха. Между 10 -6 и 100 секундами начинается группирование кварков в адроны – нейтроны и протоны. Спустя 2 секунды после Большого взрыва высвобождающиеся нейтрино начинают двигаться в пространстве.
• Лептонная эпоха. Основная часть адронов и антиадронов аннигилирует, и остаются пары: лептон-антилептон. Когда прошло 3 секунды, температурные значения опускаются до предела, когда лептоны больше не могут образовываться. Большая часть их и антилептонов аннигилирует.
• Эпоха нуклеосинтеза. Этот период длится с сотой секунды до 3-х минут. Охлаждение материи достаточно, чтобы начали образовываться стабильные нуклоны. Начинается процесс первичного нуклеосинтеза. Происходит образование первичного состава звёздного вещества: почти 25% гелия-4, 1% дейтерия, а также следы элементов, вплоть до бора. И оставшаяся часть вещества – водород.
• Протонная эпоха. Этот период уже более ощутим по времени – от 3-х минут до 380000 лет. До 70000 лет происходит доминирование вещества над излучением, и это изменяет режим расширения Вселенной. К 380000-му году водород рекомбинируется, вследствие чего Вселенная приобретает прозрачность для фотонов теплового излучения, а гравитация становится главной силой.
• Эпоха первичной рекомбинации. К временной отметке 379000 лет температура снизилась до 3000 °К. Плазменное состояние материи, непрозрачное для основной части электромагнитного излучения, приобрело газообразное состояние. В нынешнее время следы излучения того периода наблюдается как реликтовое излучение.
• Тёмные Века. 380000 – 550 млн. лет. Наблюдается доминирование водорода, гелия и реликтового излучения, являющегося фотонами, излучёнными плазмой. Оно и теперь доходит до Земли, пронзая всё расширяющееся пространство Вселенной. Сфера, подвластная нашим наблюдениям – «поверхность последнего рассеяния»,является самым удалённым объектом, видимым в электромагнитном спектре.
• Реионизация. Вторичная ионизация водорода продолжалась от 550 млн. до 800 млн. лет. Гравитационное притяжение стимулирует распределение вещества по кластерам. Первые плотные объекты того периода – квазары. После начали возникать первые формы газопылевых туманностей и галактик. Во вновь образовавшихся звёздах синтезируются элементы тяжелее гелия. В 2007 году Р. Эллис отыскал несколько звёздных скоплений, образовавшихся 13,2 млрд. лет назад. Получается, что они образовывались, когда наша Вселенная имела всего 500 млн. лет от роду.

Рождение галактик

Иерархическая теория

Окончание Тёмных Веков стало началом образования галактик. Современное видение этого процесса подразумевает объединение этих объектов из небольших образований. Эта теория названа иерархической. Из положений этой теории следует, что гравитационное объединение стало собирать звёзды в скопления, а потом и в галактики. Однако не доказано, что процесс протекал именно так. Новейшие телескопы могут «увидеть» объекты, которые существовали уже через 400000 лет после свершения Большого взрыва. Значит, в этот период галактики были уже сформировавшимися.

Инфляционная теория

Этот вариант базируется на особенностях квантовых флуктуаций, непрерывно происходящих в вакууме. В ходе инфляционного расширения тоже имели место эти флуктуации. Расширение Вселенной происходило со сверхсветовыми скоростями, поэтому расширялись и флуктуации, а параметры их могли превышать начальные в (10 10 ) 12 раз. Из-за этих флуктуации Вселенная стала неоднородной, и за 400000 лет под действием гравитационного сжатия из этих неоднородностей получились газовые туманности, позднее ставшие галактиками. Согласно ей, сначала образовывались крупные галактики, а потом уже более мелкие.

Рождение звёзд

Процесс массового формирования звёзд из межзвёздного газа получил название звёздообразования. Обычно для протекания этого процесса достаточно области, имеющей размеры не более 100 пк. Но бывают и сверхассоциации, которые можно сопоставить с размерами галактики. И наш Млечный Путь, и другие галактики имеют объекты, находящиеся на стадии звёздообразования. Процесс образования и эволюции звёзд проходит в несколько этапов:

• Формируются большие газовые комплексы (масса – от 10 7 солнечных);
• В комплексах появляются молекулярные облака;
• Происходит гравитационное сжатие облаков до образования звезды;
• Непосредственно жизнь звезды, под действием термоядерной реакции в недрах звёзд образуются новые элементы;
• Вспышки новых и сверхновых за счет выгорания топлива, или образование звёзд-карликов;

Жизнь самых массивных звёзд не очень долгая – миллионы лет, а сам факт их существования подтверждает, что процессы звёздообразования происходят и теперь. Молодые звёзды чаще всего существуют в виде рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, составляющие десятки и сотни объектов. В созвездии Орион можно наблюдать действующий процесс звёздообразования из гигантского газового комплекса.

Рождение планет

Пока не совсем ясно, какие процессы формировали планеты и планетные системы. Но по всем имеющимся данным определённо можно сказать, что:

• Планеты образовываются ещё до того, как рассеялся протопланетный диск звезды;
• Большое значение имеет аккреция (вещество падает на поверхность звезды из окружающего пространства);
• Набирают массу рождающиеся планеты за счёт планетезималей (постепенно приращивая массу за счет мелких частиц).

Формирование планет заканчивается, когда молодая звезда включает свой термоядерный реактор. В результате ядерных реакций создаётся солнечный ветер, который своим давлением рассеивает протопланетный диск. Создание планет из протопланетного диска может происходить по двум основным сценариям.

1. Аккреционный. Из пыли образуются планетезимали. Некоторые из них становятся доминирующими, и именно они и станут протопланетами. Если протопланета окружена большим количеством газа, то может получиться планета-гигант, которая будет наращивать массу за счёт аккреции.
2. Гравитационный коллапс. Протопланетный диск является объектом самогравитирующим, поэтому он подвержен нестабильностям. Из таких нестабильностей и образуются планеты, постепенно наращивая свою массу.

Солнечная система

4,6 млрд. лет назад начала формироваться наша планетная система из части молекулярного облака, в центре которого образовалось Солнце. По последним данным, в начале своей жизни наша планетная система имела несколько иной вид: внешние её границы были более компактны, пояс Койпера был придвинут намного ближе к Солнцу. Количество планет, находящихся во внутренней части и имевших размеры не меньше, чем у Меркурия, было гораздо большим.

Таким образом, после Большого взрыва и образовался наш мир, каким мы его видим и сейчас.

Источник