Большой взрыв
В начале было слово… а нет, не та статья. В начале была сингулярность – вот. Бесконечно малая и бесконечно плотная точка в. где-то там, в общем. Откуда она взялась, да и была ли вообще, никто наверняка не знает.
Потом был БУМ! Сингулярность просто резко разлетелась – случился Большой взрыв. Почему? Спросите что-нибудь полегче, например, почему на луне так много кратеров? Потому что на это у меня есть ответ, а касательно причин Большого взрыва – нет. Это просто произошло и стало результатом образования нашей с вами Вселенной. А возможно, и еще одной – параллельной, но сегодня не об этом. В этой статье мы рассмотрим основные этапы протекания БВ и зарождения всего.
Теория Большого взрыва все еще является теорией. Да, она принята большинством ученых, но это не значит, что она 100% верна. У нее есть свои противники, и в конце концов существует какая-никакая вероятность, что в начале все-таки было слово (ну вы поняли). Так что вы вольны верить, во что хотите.
С момента образования Вселенной прошло 13,7 миллиарда лет, согласно расчетам и предположениям. С момента Большого взрыва она начала свое расширение, которое продолжается до сих пор. Начальные этапы жизни Вселенной делятся на эпохи, которые описывают, как и когда протекали те или иные процессы во время Большого взрыва.
Вселенной во время Большого взрыва
Планковская эпоха
В самом начале Большого взрыва был период, который длился не более 10 -43 секунды. Данная эпоха названа именно так, потому что параметры ее вещества имели планковские значения: температура 10 32 К, а плотность – 10 93 г/см 3 . Сама Вселенная тогда была еще не особо большой, как вы понимаете, поэтому там царили квантовые процессы. Все существующие силы объединялись в одну, а из-за чрезвычайно высокой температуры и плотности младенческий космос был слегка неустойчивым. Это привело к разделению фундаментальных сил. Когда гравитация также отделилась, планковская эпоха закончилась.
Эпоха великого объединения
Вы могли слышать называние этого периода как «эпоха суперсимметрии». Названа она так из-за того, что материя могла переходить во взаимодействие и наоборот. ЭВО началась после окончания планковской эпохи и закончилась где-то около 10 -34 секунды от начала времена. Температура и плотность вещества слегка снизились, квантовые процессы ослабли и вступили в силу законы теории относительности.
Еще не все силы разделились, поэтому в то время не существовало массы, цвета и некоторых других физических параметров. Когда ЭВО подошла к концу, слабое и электромагнитное взаимодействие все еще являлись одним целым, а вот сильное отделилось и привело к началу инфляционной эпохи.
Инфляционная эпоха
Инфляционное расширение Вселенной началось сразу после начала Большого взрыва – наверное. Это все еще теория, не забываем. Отцом-основателем космической инфляции стал американский физик и космолог Алан Гут.
Концепция теории инфляции основана на трех положениях:
- Инфляция неизбежна. Физики-теоретики после долгих лет исследований пришли к выводу, что в ранние периоды жизни Вселенной существовало огромное количество полей, и, хотя бы одно из них должно было привести к инфляции.
- Инфляция объясняет начальное состояние Вселенной. Она сглаживает углы и упраздняет некоторые вопросы о параметрах Вселенной в начале ее развития.
- Инфляция подтверждает масштабную инвариантность Вселенной.
Инфляция
Эпоха инфляции, по предположениям, проходила в период с 10 -35 по 10 -32 секунды. Вселенная начала свое расширение, но в тот момент ее размеры были 10 -33 см, а это даже меньше протона, размеры которого составляют 10 -13 . То есть сама Вселенная в начале своего существования по размерам была меньше протона в таком же соотношении, в котором сам протон меньше Луны. Примерно во столько же раз сегодня Луна меньше обозримой Вселенной.
За доли секунды будущий бескрайний космос увеличился в тысячи раз благодаря инфлантонному полю. Однако инфляция не способна упразднить все неоднородности на квантовом уровне. Из-за того же поля эпоха инфляционное расширение прекратилось в разных частях Вселенной в разное время. Квантовые неоднородности позже стали причиной образования первых звезд. Поэтому если бы инфляция смогла их сгладить, во Вселенной сейчас не было бы абсолютно ничего.
Инфляционная модель имеет один существенный минус – зависимость от недоказанных теорий. Она основана на едином поле, существование которого до сих пор не доказано. Инфляцию невозможно проверить или воспроизвести в лаборатории. Также непонятно, откуда вообще появилась постоянно расширяющаяся и такая раскаленная материя. В этом вопросе у ученых есть три возможных варианта ответа:
- Инфляция произошла в самом начале Большого взрыва. Это стандартная модель, которой придерживается большинство, и о чем мы говорили выше. Но тогда все еще непонятно, откуда взялась сингулярность.
- Вселенная появилась из хаоса. Где-то было очень холодно, где-то очень жарко. В одних местах она сжималась, в других расширялась. Тогда инфляция началась в одном из самых горячих и одновременно расширяющихся мест Вселенной. Но тогда неясно, как появился этот самый хаос.
- Ну, и самый простой вариант – инфляция возникла в каком-то квантовом процессе, в котором удачно появилось нагретое расширяющееся вещество. То есть, Вселенная просто возникла из ниоткуда.
Противники инфляционной модели
Понятное дело, что в теорию инфляции верят не все. Самый знаменитый противник инфляционной модели – британский физик Роджер Пенроуз. Он говорит, инфляция ничего не объясняет, а лишь создает еще больше проблем. По его словам, это похоже на заметание мусора под ковер вместо нормальной уборки. Так, например, во время протекания ЭВО плотность вещества должна была быть неимоверно малой, это делает реальным уровень однородности, но инфляция не может этого объяснить. Искривление пространства снижается при инфляции, но до нее оно могло быть невероятно огромно, что мы бы наблюдали его до сих пор. У инфляции на это ответа тоже нет.
Источник
Инфляционная модель Вселенной
Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 10 28 Кельвинов.
Общие сведения
Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие закона Хаббла, который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.
Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское расширение и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.
В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10 –35 секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова.
Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной
Распределение энергии во Вселенной
Хаббловское расстояние совпадает с размерами наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.
В планковскую эпоху Большого взрыва (самая ранняя стадия развития Вселенной) в наблюдаемой Вселенной состояло около 10 90 областей, взаимодействие и причинная связь между которыми отсутствовала. Схожесть начальных условий в таком огромном количестве областей считалась маловероятной. Даже в более поздние периоды Большого взрыва проблема схожести начальных условий в несвязанных причинно областях остается.
Материалы по теме
Коротко о теории струн
Например, в эпоху рекомбинации приходящие к нам с близких направлений фотоны реликтового излучения должны были содействовать с областями первичной плазмы, между которыми за все время их существования не успела установиться причинная связь. Другими словами, можно было рассчитывать на значительную анизотропность реликтового излучения, но наблюдения показывают, что оно изотропно, причем в достаточно высокой степени.
Проблема плоской Вселенной
Согласно последним научным данным плоскость Вселенной весьма близка к критической плоскости, при которой кривизна пространства равна нулю. Согласно научной гипотезе, отклонение плотности Вселенной от критической плотности должно увеличиваться в процессе течения времени. Для объяснения пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели, необходимо принять отклонение ее плотности в планковскую эпоху.
Говоря максимально простым языком, стандартная модель горячей Вселенной не способна объяснить плоскость Вселенной, в то время, как инфляционная модель Вселенной позволяет это сделать. Ее постулаты гласят, что неважно насколько сильно было искривлено пространство нашей Вселенной в миг ее инфляционного расширения – по окончанию этого расширения ее пространство оказалось почти полностью прямым. Кривизна пространства, согласно общей теории относительности, зависит от количества энергии и материи, которые в нем находятся. По этой причине в нашей Вселенной находится достаточно материи, чтобы уравновесить хаббловское расширение.
Проблема крупномасштабной структуры Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Иерархическая модель крупномасштабного распределения материи во Вселенной представляет собой следующую вертикаль: сверхскопления галактик – скопление галактик – галактики.
Материалы по теме
Войды – огромные пустоты Вселенной
Для образования такой четкой иерархической структуры из малых флуктуаций плотности, нужна определенная форма спектра и амплитуда первичных возмущений. Все эти параметры приходится принимать в рамках стандартной модели.
Критика инфляционной теории
Главным критиком инфляционной модели Вселенной выступает английский астрофизик, сэр Роджер Пенроуз. Он утверждает, что хотя инфляционная модель Вселенной является весьма успешной и интересной теорией, однако у нее есть некоторые недостатки. К примеру, данная теория не предлагает никаких веских фундаментальных обоснований того, что на доинфляционной стадии возмущения плотности должны быть настолько малыми, чтобы после инфляции возникла наблюдаемая степень однородности Вселенной.
Еще одно слабое место инфляционной теории, по словам ученого, это ее объяснение пространственной кривизны. Согласно научной гипотезе, во время инфляции пространственная кривизна сильно уменьшается, однако в то же время ничто не мешало пространственной кривизне иметь настолько большое значение, чтобы проявлять себя и на современном этапе развития Вселенной.
Экспериментальные подтверждения инфляционной модели Вселенной
Карта реликтового излучения
Не так давно, в 2014 году был проведен эксперимент, по результатам которого ученым удалось получить косвенные подтверждения инфляционной модели Вселенной. Этим подтверждением в частности послужила поляризация реликтового излучения. Ученые посчитали, что она могла быть вызвана первичными гравитационными колебаниями.
Однако в более позднем опубликованном результате схожего эксперимента от 19 сентября 2014 года, который был проведен коллективом других астрономов при помощи космической обсерватории-спутника «Планк» показал, что результат вышеназванного эксперимента можно отнести к влиянию не первичных гравитационных колебаний, а межгалактической пыли. Таким образом, ученым еще предстоит доказать на опыте инфляционную модель Вселенной.
‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Инфляционная модель Вселенной» title=»Инфляционная модель Вселенной»>
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Источник