Что было первой секундой во вселенной

Что было первой секундой во вселенной

Этот реферат повествует об истории развития Вселенной с самых первых моментов ее существования. Для начала стоит определиться с временными масштабами, о которых пойдет речь.
На Рис.1 изображена схема ветвления частиц и сил по мере удаления от момента большого взрыва. Эта схема обобщает все этапы, о которых пойдет речь ниже.

Рис. 1

Стоит отметить, что шкала времени измеряется в секундах. Казалось бы – не самый подходящий масштаб для описания истории Вселенной. Однако, это не так, ведь большинство описываемых событий произойдут именно в первую секунду. Как видно из рисунка, возраст Вселенной порядка 10 17 с, тем не менее, ученые могут довольно уверенно сказать, что произошло вплоть до 10 -15 с от момента Большого Взрыва и имеют достаточно правдоподобные теории вплоть до 10 -43 с – наименьшего временного отрезка согласно современным теориям. Таким образом, масштаб, равный одной секунде, ближе к времени жизни Вселенной, нежели к наименьшему промежутку времени.

Основные процессы

Стоит помнить две вещи о рождении Вселенной: начальное состояние было сильно конденсированным и горячим, впоследствии же Вселенная расширялась и охлаждалась; материя может быть создана из энергии в соответствии с уравнением Эйнштейна. Пусть эти два момента помогут нам объяснить Большой Взрыв.

Расширение и охлаждение

Когда вы сжимаете газ, он нагревается. Ведь та же самая энергия должна содержаться в меньшем объеме, поэтому тепловое движение становится интенсивнее.
Однако, если сжать газ достаточно сильно, то больше сжать его не получится – потребуется больше энергии, чем вы сможете обеспечить. С Вселенной же такие ограничения не срабатывают – если включить обратную перемотку, то она будет сжиматься до размеров галактики, звезды, планеты, футбольного поля, атома, протона… И так будет продолжаться до т.н. Планковской длины 10 -33 см, что на 18 порядков меньше размеров протона. Это наименьшая единица пространства, при длинах меньше известные законы физики не работают. Мы не знаем, что было, когда Вселенная была меньше и была ли она когда-нибудь вообще меньше. ОТО предполагает, что Вселенная может сжаться до точки нулевого размера и бесконечной плотности, называемой сингулярностью. Но это, вероятно, означает, что в таких экстремальных условиях ОТО так же не будет работать. Есть основания полагать, что планковская длина – это действительно наименьшая возможная длина.
Когда Вселенная сжалась до размеров 10 -33 см,ее температура была порядка 10 32 К. К счастью для нас, она не осталась горячей и плотной, а начала расширяться и охлаждаться.

Рождение и уничтожение

Поскольку мы состоим из вещества, мы и мыслим теми же категориями. Однако, вещество занимаем очень малую часть пространства – большая же его часть пуста. В среднем на один квадратный метр приходится один атом. Но все это пространство заполнено фотонами – редкими высокоэнергичными от космического газа и звезд и ордами низкоэнергичных, оставшихся со времен рождения Вселенной. На каждый протон, нейтрон или электрон приходятся миллионы фотонов – следствие того, что в ранней Вселенной доминировал свет, а не вещество.
Сегодня температура реликтового излучения достаточно низкая – 2.7К. Что же такое температура излучения? Это легко объяснить, если представить себе абсолютно черное тело, которое имеет тот же спектр. В нашем случае это АЧТ с температурой 2.7К. Нынешний фон настолько слаб, что почти незаметен. Но так было не всегда – во времена Большого Взрыва эти фотоны были настолько мощны, что создавали вещество. Два энергичных фотона сталкивались, аннигилировали, и рождались частица и античастица, например электрон и позитрон.
Отсюда видно, что вещество и антивещество рождались в равных пропорциях. Ранняя Вселенная представляла из себя суп из частиц, античастиц и фотонов, кроме того, в ней было примерное равенство между частицами (и античастицами) и фотонами.
Т.к. чем больше массы надо произвести, тем больше нужно энергии, то, чем дальше мы погружаемся в прошлое, тем более тяжелые частицы можем увидеть. Например Х-бозонов теорий Великого объединения, или, может быть, тяжелых суперпартнеров суперсимметричных теорий.

Рождение Вселенной

Планковская эра: от нуля до 10 -43 с

В начале… мы точно не знаем, что произошло. Есть теории, объясняющие, что происходило до 10 -43 с – планковского времени. Это, безусловно, слишком короткий отрезок времени, чтобы называться эрой. Действительно, мы даже не знаем, имеет ли смысл говорить о временных промежутках, меньших планкосвкого времени.
Единственное, что мы можем с уверенностью сказать, к концу планковской эры – планковскому моменту, гравитационное взаимодействие отделилось от остальных трех взаимодействий, которые были в т.н. группе Великого объединения. Чтобы описать, что происходило раньше (если можно использовать слово «раньше»), нам нужна квантовая теория гравитации. Возможно, SUSY-теории или теории струн как раз то, что мы ищем, но они пока не получили экспериментального подтверждения. Пока оставим планковскую эру как маленький, но значительный пробел, который необходимо заполнить.

Характеристики: T = 10 32 К.

Эра Великого объединения: 10 -43 с – 10 -35 с

По сравнению с планковской эрой туман неизвестности потихоньку рассеивается. Между 10 -43 с и 10 -35 с во Вселенной действовали 2 силы – гравитация и сила Великого объединения. Поэтому это время и называется эрой Великого объединения. Мы не можем сказать точно, какие из теорий верны, поэтому название немного вводит в заблуждение, но мы можем сказать, что либо сильное, слабое и электромагнитное взаимодействие были единым целом, либо теории Великого объединения не верны.
В то время Вселенная была очень горячей, хотя и остывала с 10 32 К до 10 29 К. Пространство было заполнено газом из гравитонов и GUT-бозонов и не было никакого различия между лептонами и кварками. Частицы должны были представлять из себя какие-то гибриды.

Характеристики: t = 10 -43 -10 -35 c; T = 10 32 -10 29 K; E = 10 19 -10 16 ГэВ.

Инфляция: 10 -35 — 10 -32 с

Когда с момента Большого Взрыва прошло 10 -35 с, Вселенная остыла до 10 29 К. В этот момент произошло отделение сильного взаимодействия от электрослабого. Это нарушение симметрии, вероятно, происходило в разных частях Вселенной по-разному и с разными силами. Возможно Вселенная разделилась на части, которые были отделены друг от друга стенками – дефектами пространства-времени. Там могли быть и другие дефекты, например космические струны или магнитные монополи. Но сейчас мы всего этого не видим из-за другого результата разделения GUT-силы – Инфляции.
Когда силы разделились, по крайней мере в некоторых (в том числе и во всех видимых нам) частях Вселенной возник ложный вакуум. Энергия застряла на высоком уровне, заставляя пространство удваиваться каждые 10 -34 с. Т.о. произошло около 100 удвоений – это огромное количество. Вселенная от квантовых масштабов перешла к размерам апельсина.
Одна из причин, почему мы так мало знаем о Вселенной до инфляции, заключается в том, что инфляция очень сильно ее изменила или, как минимум, ту часть, в которой мы живем. Даже если монополи или гибриды бы существовали в нашем регионе до инфляции, то после нее они поредели бы настолько, что обнаружить их было бы практически невозможно.

Адронная эра: 10 -32 – 10 -4 с

Рождение вещества: 10 -32 – 10 -10 с

Когда Вселенная расширялась в результате инфляции, она быстро остывала. Когда инфляция закончилась, энергия ложного вакуума, которая была движущей силой, стала выделяться и конденсироваться в новые частицы и античастицы. Т.к. сильное и электрослабое взаимодействия разделились, появилось два различных семейства частиц – кварки, которые чувствовали сильное взаимодействие, и лептоны, которые нет.
Но новые частицы не взаимодействовали так, как сейчас. Электрослабое взаимодействие все еще было единым целым, поэтому было мало различий между ароматами частиц – u и d, s и c, b и t кварки были более-менее взаимозаменяемы, как и электроны и нейтрино в каждом из поколений. Кварки различались по цветам, но температура все еще была слишком высока, чтобы они объединялись в адроны. К тому же частицы и античастицы могли сталкиваться и аннигилировать. К счастью было небольшое нарушение симметрии между веществом и антивеществом – примерно 1 частица на тысячу миллионов, что сыграло важную роль в дальнейшем.

Разделение электрослабого взаимодействия: 10 -10 с

Следующее крупное событие произошло на 10 -10 секунде жизни Вселенной – температура упала настолько, что электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное. При этом фотоны остались безмассовыми, а W и Z бозоны, а так же кварки и лептоны, приобретают массу. Т.о. появляются все 4 известных нам взаимодействия и все становится более знакомым.

Формирование адронов: 10 -6 – 10 -4 с

Начиная с 10 -6 с, с кварками произошли две вещи.
Во-первых, Вселенная остыла настолько, что тони начали поддаваться сильному взаимодействию и объединяться в бесцветные группы – адроны. Группы из трех частиц называются барионами, а из пары частица-античастица – мезонами. Самые легкие барионы – протон и нейтрон – появились как раз в это время.
Во-вторых, энергия Большого Взрыва снизилась на столько, что уже не могла компенсировать аннигиляцию кварков и их производных. Тем не менее, они продолжали сталкиваться и аннигилировать, пока не осталась та самая 1 частица на тысячу миллионов, которой аннигилировать было не с кем. Лептоны же продолжали пополняться, что обеспечило им преимущество перед кварками.

Лептонная эра: 10 -4 – 10с

В начале лептонной эры вещество состояло из немногих протонов и нейтронов, окруженных морем лептонов. Но, т.к. Вселенная продолжала остывать, наступил момент, когда энергии нейтрино перестало хватать для рождения пар лептон-антилептон. Т.о. произошло отделение нейтрино. Нынешняя температура этих реликтовых нейтрино 1.9К и их еще сложнее обнаружить, чем реликтовые фотоны.
Вслед за этим оставшиеся таоны и мюоны распадались в электроны, которые продолжали аннигилировать с позитронами, пока не остался тот самый дефект, созданный при инфляции. Т.к. полный заряд Вселенной сохраняется – количество электронов было равно количеству оставшихся протонов. А электронные нейтрино присоединились в своим родственникам.
Из-за того, что нейтрон немного тяжелее протона, процесс превращения его в протон доминировал над обратным. В результате этого, к окончанию лептонной эры протонов стало примерно в пять раз больше, чем нейтронов. А всего на одну частицу вещества приходилось по миллиарду фотонов, которые все еще были достаточно энергичными по нашим меркам.

Так началась радиационная эра…

Таблица 1. Догалактические этапы эволюции Вселенной

Источник

Физики считают, что именно это и произошло в первые три минуты существования Вселенной

Около 13,8 миллиарда лет назад произошло нечто загадочное, получившее название «Большой взрыв». Произошло массовое расширение, которое взорвало возможную сингулярность, как воздушный шар, в конечном итоге породив нашу Вселенную. Поскольку каждому семени нужно определенное время, чтобы превратиться в полноценное растение, на создание Вселенной в том виде, в каком мы ее знаем сегодня, потребовалось чуть больше семи дней. Но именно в первые 3 минуты происходило больше всего главных событий. Итак, вот что, по мнению физиков, произошло в первые 3 минуты после Большого взрыва!

Планковская эпоха

Вскоре после Большого взрыва первым возникшим периодом была эпоха Планка. В этот конкретный период времени температура Вселенной была 10 32 К, настолько высока, что все четыре фундаментальные силы (гравитационная сила, электромагнитная сила, слабая сила и сильная сила) природы существовали вместе как одна суперсила. Эта эпоха длилась 10 -43 секунды. Поскольку в масштабе Планка современные физические теории не могут быть применены для расчета того, что произошло, о физике эпохи Планка известно очень мало.

Эпоха Великого объединения

Эпоха ТВО или «Великой объединенной теории» началась, когда Вселенной было всего 10 -43 секунды, и продолжалась до 10 -36 секунд после Большого взрыва. После эпохи Планка фундаментальная сила гравитации отделилась от трех других фундаментальных сил стандартной модели. Итак, электрослабое взаимодействие, сильное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие были единым целым в эпоху ТВО. Более того, к концу этой эпохи температура упала до 10 29 K с 10 32 K.

Инфляционная и электромагнитная эпоха

Электрослабая эпоха стала третьей по счету после Большого Взрыва. В эту эпоху сильная сила отделилась от двух других сил, таким образом оставив позади слабую и электромагнитную силу как единую силу. Более того, космическая инфляция началась, когда Вселенной было всего 10 -33 секунды. Во время инфляции Вселенная расширялась в геометрической прогрессии и выросла от размера протона до размера, эквивалентного кулаку. Во время инфляции вселенная расширялась со скоростью, превышающей скорость света, однако точная физика этого интенсивно ускорившегося расширения до сих пор не ясна.

Космическая инфляция закончилась очень скоро, и позже Вселенная начала нормально расширяться. Сейчас Вселенной 10 -32 секунды, температура упала до 100 триллионов триллионов кельвинов и, что самое важное, также сформировались W и Z бозоны.

Кварковая эпоха

Электрослабая эпоха закончилась через 10 -12 секунд после Большого взрыва, а затем началась эпоха кварков. К тому времени Вселенная достаточно остыла, чтобы поле Хиггса имело положительное значение. Это привело к тому, что электромагнитная сила и слабая сила отделились друг от друга. Итак, теперь все четыре фундаментальные силы обрели свою индивидуальную идентичность. Все доступные частицы могут взаимодействовать с полем Хиггса и могут набирать массу. Однако температура все еще очень высока для того, чтобы кварки слились и образовали адроны, такие как протоны и нейтроны. В стандартной модели физики кварки являются одним из самых крошечных объектов.

Адронная эра

Адроны — это класс частиц, состоящих из двух или более кварков. Вскоре после того, как эпоха кварков закончилась, эра адронов началась через 1 микросекунду после Большого взрыва. К этому времени температура упала до такой степени, что кварки предыдущей эры могли объединиться в адроны. Хотя небольшая асимметрия вещества и антивещества на более ранних этапах привела к устранению антиадронов, все же большинство пар адрон/антиадрон уничтожили друг друга.

Так что к концу этого периода в основном остались только легкие стабильные адроны: протоны и нейтроны. Эпоха адронов закончилась через 1 секунду после Большого взрыва.

Лептонная эпоха

Когда Вселенная постарела на одну секунду, ее температура стала достаточно благоприятной для образования другого класса элементарных частиц — лептонов. Лептоны — это своего рода элементарные частицы в природе, и поэтому они больше не состоят из каких-либо составляющих частиц, таких как адроны. Электрон — классический пример лептона. Таким образом, к этому времени начали формироваться лептоны и антилептоны, и это производство продолжалось 10 секунд. Лептоны и антилептоны оставались в тепловом равновесии, поскольку энергия фотонов все еще была достаточно высокой для образования электрон-позитронных пар. Однако Вселенная все еще оставалась непрозрачной, поскольку эти свободные электроны могли легко рассеивать фотоны.

Начало нуклеосинтеза

К настоящему времени Вселенная содержит протоны, нейтроны, электроны и фотоны. Фотоны превосходили массивные частицы в миллиарды раз. Все четыре основные силы приобрели свою современную форму. Теперь настало время для начала самого важного процесса нуклеосинтеза.

Проще говоря, нуклеосинтез — это процесс, в котором новые атомные ядра образуются из ранее существовавших нуклонов и меньших ядер. Это процесс, посредством которого образуется большинство более тяжелых элементов в нашей Вселенной.

Так что теперь, в возрасте 2 минут, температура Вселенной упала ниже 1,2 миллиарда градусов Кельвина. При этой температуре средняя энергия фотона составляла 1,8 х 10 -14 Дж, что было эквивалентно энергии связи ядер дейтерия. Ядро дейтерия состоит из протона и нейтрона, удерживаемых вместе сильным ядерным взаимодействием. Итак, через две минуты после Большого взрыва дейтерий образовался в результате слияния протонов и нейтронов. Это произошло впервые после Большого Взрыва, когда Вселенная содержала ядра более сложные, чем один протон.

Наконец, через 3 минуты после Большого взрыва температура Вселенной упала ниже 1 миллиарда градусов Кельвина. При этой температуре средняя энергия фотонов составляла 1,5 х 10 -14 джоулей, что эквивалентно энергии связи ядер гелия. Итак, в возрасте 3 минут дейтерий, протоны и нейтроны объединились с помощью различных возможных процессов, чтобы сформировать ядра гелия.

В двух словах, в первые три минуты после Большого Взрыва протоны и нейтроны начали сливаться вместе, образуя дейтерий, а атомы дейтерия затем соединились друг с другом, образуя гелий-4. За этими тремя минутами последовал ряд различных эпох и разносторонних процессов нуклеосинтеза, которые сформировали вселенную, в которой мы живем сегодня. Но первые три минуты сформировали период, который дал нам самые фундаментальные элементы нашего существования, т.е. водород и гелий, и подготовить почву для продвинутых процессов. Это, несомненно, делает первые три минуты после большого взрыва самыми важными минутами в истории эволюции нашей Вселенной.

Источник