Эпохи вселенной по порядку

Эры существования Вселенной (Шкала времени Вселенной)

8 основных этапов жизни нашей вселенной — от образования вселенной в ходе Большого взрыва и до её полного угасания в ходе так называемой Эры Темноты

Большой взрыв!

Начало времен. Вселенная появляется из сверхплотной и сверхгорячей точки (сингулярности) и начинает быстро расширятся во все стороны пространства. При этом Большой взрыв не уникален и возможно существование других Вселенных, рожденных в результате своего большого взрыва.

Большой взрыв в представлении художника. Как это выглядело на самом деле (и даже было ли все именно так), мы, как вы понимаете, на самом деле не знаем

Эра инфляции.

Началом времени 10 -44 с является планковское время, являющееся квантовой единицей времени и время не может быть разделено на промежутки меньшие данного (при современных законах).

При времени 10 -37 с неимоверно горячая и плотная Вселенная начинает многократно расширяться с громадным ускорением. В этот момент начинают образовываться едва уловимые флуктуации плотности вещества, которые в дальнейшем станут зародышами галактик, скоплений галактик.

Инфляционная стадия завершается при времени 10 -32 с, после чего расширение продолжилось с гораздо меньшей скоростью.

Эра господства излучения.

Эра господства излучения длится около 10000 лет. На начальном этапе во Вселенной практически ничего нет, кроме однородного и очень сильного электромагнитного излучения. Сложное взаимодействие частиц привело к небольшому перевесу обычного вещества над антивеществом.

Антивещество затем почти полностью проаннигилировало с веществом, а остаток вещества стал материалом для всех ныне наблюдаемых объектов Вселенной. В течение первых минут жизни Вселенной в ней произошло образование ядер атомов легких элементов – водорода, дейтерия, гелия и лития. Как только энергия ослабевающего излучения стала меньше энергии материи, окончилась радиационная эра.

Эра рекомбинации.

Началу звездной эры предшествовало то, что в возрасте 300000 лет Вселенная стала достаточно холодной для образования атомов водорода (т.е началась эра рекомбинации).

В это время Вселенная становится прозрачной для собственного излучения (до этого излучение непрерывно взаимодействовало с частицами вещества). Это излучение сейчас мы и наблюдаем в виде реликтового (фонового микроволнового) излучения.

В эпоху рекомбинации флуктуация плотности вещества стала разрастаться, так как этому не стало препятствовать излучение, и начали формироваться звезды и галактики.

Рождение звезды – материя в центре пылевого облака уплотняется до тех пор, пока сила гравитации не станет такой большой, что запустится самопроизвольная термоядерная ядерная реакция

Звездная эра (идет в настоящий момент времени).

Большая часть энергии в эту эру генерируется в недрах звезд путем термоядерных реакций. Мы живем примерно в середине этой эры, когда звезды активно формируются, живут и умирают.

Первое поколение звезд образовалось в первые миллионы жизни Вселенной, а первые галактики в первые миллиарды лет. В последующие несколько миллиардов лет они сгруппировались в скопления, сверхскопления и более крупные структуры. Возраст нашей Галактики 13,7 млрд.лет, а Солнечной системы 4,9 млрд. лет.

В больших масштабах происходит столкновение галактик, которое не оказывает серьезного влияния на находящиеся в них звезды и планеты.

Примерно через 6 млрд.лет наша Галактика встретится с М31 и сольются либо сразу, либо разойдутся чтобы опять в конце концов соединиться. Подобная участь ожидает многие галактики, образуя в будущем огромные аморфные галактикоподобные системы, что уже наблюдается в некоторых богатых скоплениях. Ближе к концу звездной эры ключевую роль начнут играть красные карлики с массой в половину солнечной, яркость которых будет возрастать. Они будут светиться несколько триллионов лет.

А звезды с массой менее 0,08 солнечной, в которых в ядре вообще не возникает термоядерная реакция, будут находиться на главной последовательности порядка 10 -50 триллионов лет.

Приблизительно через это время может исчерпаться межзвездный газ – водород и процесс звездообразования навсегда прекратиться. Эра закончится, когда во Вселенной не останется светящихся звезд, когда выгорят последние красные карлики, когда возраст Вселенной будет 100 трлн. лет.

Эра вырождения.

Большая часть объектов вселенной к этому времени по окончанию звездной эволюции превратится в вырожденные объекты: белые и коричневые карлики, нейтронные звезды.

Вселенная станет темной и холодной с температурой в долю градуса выше абсолютного нуля. Галактики будут постепенно менять свою структуру из за меняющихся случайно орбит тухнущих звезд, потерявших свои планеты, которые как и звезды отправятся в свободное межгалактическое пространство.

Небольшое количество массивных звезд, не способных покинуть галактику, будут поглощаться центральными галактическими черными дырами. Иногда, во время столкновения коричневых карликов с образованием красного карлика, на небе будет вспыхивать свет. Но в целом во всей галактике света будет меньше, чем сейчас излучает одно только Солнце.

Помимо этого, раз в триллион лет галактику будет потрясать взрыв сверхновой, происходящий при столкновении двух белых карликов. Полученное от взрыва ядро может зажечь внутри термоядерную реакцию в зависимости от оставшейся массы. Но в галактике за счет гравитационного излучения энергия звездами будет теряться.

Темное вещество, содержащееся в Гало галактики будет поглощено белыми карликами и аннигилировано и это будет в данный момент времени основной источник энергии в галактике. Дальнейшее – это действие черных дыр, втягивающих и поглощающих сперва звезды в масштабах галактики, а затем и в масштабах скоплений. И закончится эра распадом протонов, время жизни которых 10 37 лет.

Как и в случае с Большим взрывом, как выглядят «черные дыры» мы не знаем. Да и знать не можем – ведь черные дыры не выпускают даже свет, соответственно видеть их… мы не можем в принципе!

Эра черных дыр.

Единственными объектами во Вселенной остались черные дыры. Но они не вечны и испаряются, излучая с поверхности очень малую энергию в виде фотонов и элементарных частиц. Скорость излучения зависит от кривизны поверхности, т.е от размера и массы черной дыры.

Излучение для черной дыры с массой Солнца крайне мало и со временем ускоряется и заканчивается вспышкой гамма-излучения. Такая черная дыра имеет поверхностную температуру порядка 10 -7 К и сможет просуществовать 10 65 лет. Черная дыра с массой крупной галактики имеет поверхностную температуру порядка 10 -18 К и для испарения требуется 10 98 -10 100 лет.

Эра темноты

Во Вселенной осталось лишь немного вещества: фотоны с очень большим красным смещением, небольшое количество нейтрино, электроны и позитроны на очень больших расстояниях друг от друга и если встретятся, то аннигилируют в фотоны очень больших энергий, которые затем в результате расширения вселенной будут увеличивать длину волны и становиться менее энергетичными.

из статьи Фреда Адамс и Грэгори Лафлин “Будущее Вселенной”

Источник

Эволюция Вселенной: от начала до наших времен

Начало начал

Зарождалось все ныне существующее из одной нулевой точки, где была сконцентрирована огромная энергия, показатели которой, такие как, к примеру, температура, давление и плотность, были невероятно высоки. Это состояние, имевшее место около 13 миллиардов лет тому назад, называется «сингулярностью». Но вот в некоторый момент – время Планка — происходит Большой Взрыв, а затем появляется небольшая Вселенная, чьи размеры исчисляются всего в паре микрон.

Физические характеристики только что начавшего свое существование мира были малопригодны для возникновения жизни.

Основные виды взаимодействия – гравитационное, электромагнитное, слабое и сильное – являлись частью одной силы из-за высокой температуры, вследствие чего ни одна из уже тогда потенциально существовавших, но не материализовавшихся частиц не имела массы как таковой. Все на тот момент симметричное пространство было заполнено абсолютно идеальным газом, созданным из все еще тогда виртуальных частиц.

Впоследствии симметрия нарушается, а гравитация отделяется от других сил взаимодействия. Примерно тогда первые частицы – бозоны – обретают массу, но затем почти сразу распадаются на кварки, нейтрино, электроны, мюоны и т.п.. Появляется ядерное взаимодействие. Вселенная по размеру достигает отметки 10 сантиметров.

Развитие

Электроны и позитроны, как частицы и античастицы, а также бозоны и некоторые другие частицы, как, например, нейтралино, при столкновении друг с другом вызывают процесс аннигиляции, во время которого образуются фотоны. Их количество уже тогда значительно превышает число всех существующих на тот момент кварков. Примерно в то же время все частицы достигают между собой равновесия.

Эволюция Вселенной: краткий обзор

Вселенная продолжает остывать. Ее температура доходит почти до отметки 10*15К, а размеры становятся действительно внушительными — до миллиарда километров. Происходит еще одно нарушение симметрии, и, как следствие, все четыре вида взаимодействия становятся отдельными силами. Термодинамическое равновесие бозонов нарушилось, а те частицы, что раньше не имели своей массы, обрели ее.

Вселенная продолжает расширяться, а ее температура и уровень энергии – падать. Появляются стабильные барионы (нейтроны, протоны), что формируются из кварков и образуют барионную материю, то есть ту, из которой состоим мы и почти все, что нас окружает. Продолжается образование фотонов за счет аннигиляции. На данный момент эти частицы достаточно сильно остыли (до 2.7К) и являются частью микроволнового фона в космосе – реликтового излучения, что было обнаружено учеными относительно недавно – в 1964 году. На этом примерно и заканчивается первая секунда существования Вселенной.

Что такое реликтовое излучение?

Диапазон его частот – от 500 МГц до 500 Ггц. Длина наибольшей волны – 60 сантиметров, а наименьшей – 0,6 миллиметров. Имея такие параметры, реликтовое излучение – оно же микроволновый внегалактический фон – несет в себе огромное количество информации о том, как проходила эволюция Вселенной до того, как начали образовываться галактики и квазары, а также многие другие объекты.

Как показало изучение изотропии, источником излучения не является ни некие точки, ни центр галактик, ни какое-либо место в Солнечной Системе, из чего был сделан вывод, что оно имеет внегалактическое происхождение. Этот факт, к слову, подтвердил гипотезу «горячей Вселенной», что позволяет развивать теорию об эволюции, как она и была принята, далее.

После первой секунды

Плотность частиц значительно снижается, и, как следствие, частота взаимодействий с нейтрино снижается, а термодинамическое равновесие последней с другими становится невозможным. По причинам, выходящим из данного факта, нейтринное реликтовое излучение так и не было обнаружено.

Позитроны и электроны перестают постоянно образовываться. Вселенная становится полностью электрически нейтральной.

Спустя сто секунд после Взрыва начинают появляться первые химические элементы с легкими ядрами (водород, литий, гелий, дейтерий) благодаря слиянию нейтронов и протонов. Лишние частицы распадаются. Так проходит первичный нуклеосинтез.

300 000 лет спустя

Температура падает до 10 000 К. Размеры Вселенной превышают отметку в десятки миллионов световых лет в диаметре. У ядер появляются электронные оболочки, благодаря чему возникают первые легкие атомы, подобные гелию и водороду. Примерно в это же время начинает свою историю такое явление, как реликтовое излучение. Пространство наконец-то стало видимым, не прозрачным, как это было вначале. Гравитация начинает стягивать материю. Все это и многое другое способствует появлению первых звезд, а затем и галактик.

Что дальше?

Есть несколько основных сценариев, по которым будет происходить дальнейшая эволюция Вселенной. Естественно, процесс расширения будет происходить и дальше, поэтому если он будет достаточно равномерен, то энергия рано или поздно будет исчерпана, что, согласно предсказаниям ученых, приведет к тепловой смерти.+

Другой вариант – Большой Разрыв, то есть распад всего, что уже было создано в результате Большого Взрыва. Это произойдет при ускорении расширения Вселенной.
Также есть сценарий, предполагающий так называемое Большое Сжатие, которое произойдет, если расширение замедлится, а затем и вовсе сойдет на нет.

Как именно все произойдет, не знает никто. Есть лишь некоторые догадки, гипотезы и теории, а известным остается только одно: время определенно покажет, как дальше будет развиваться наша Вселенная.

Источник

Хронология Вселенной — Chronology of the universe

• Категория
• Астрономический портал

Хронология Вселенной описывает историю и будущее Вселенной в соответствии с Большим Взрывом космологии.

По оценкам, самые ранние стадии существования Вселенной произошли 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%.

СОДЕРЖАНИЕ

Контур

Хронология в пяти этапах

Для целей этого резюме удобно разделить хронологию Вселенной с момента ее возникновения на пять частей. Обычно считается бессмысленным или неясным, существовало ли время до этой хронологии:

Очень ранняя вселенная

Первая пикосекунда (10 −12 ) космического времени . Он включает в себя эпоху Планка , в течение которой установленные в настоящее время законы физики могут быть неприменимы; поэтапное возникновение четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил — сначала гравитации , а затем электромагнитного , слабого и сильного взаимодействий; и расширение самого пространства и переохлаждение все еще чрезвычайно горячей Вселенной из-за космической инфляции .

Крошечные ряби во Вселенной на этом этапе считаются основой крупномасштабных структур, которые сформировались намного позже. Различные стадии очень ранней Вселенной понимаются по-разному. Более ранние части недоступны для практических экспериментов по физике элементарных частиц, но могут быть исследованы другими способами.

Ранняя вселенная

Продолжительностью около 370 000 лет. Первоначально различные виды субатомных частиц образуются поэтапно. Эти частицы включают в себя почти равное количество из материи и антиматерии , так что большинство из них быстро аннигилирует, оставив небольшой избыток материи во Вселенной.

Примерно через одну секунду нейтрино отделяются ; эти нейтрино образуют космический нейтринный фон (CνB). Если первичные черные дыры существуют, они также образуются примерно за одну секунду космического времени. Возникают составные субатомные частицы, включая протоны и нейтроны, и примерно через 2 минуты условия подходят для нуклеосинтеза : около 25% протонов и все нейтроны сливаются с более тяжелыми элементами , первоначально дейтерий, который сам быстро превращается в гелий-4 .

К 20 минутам Вселенная уже не достаточно горячая для ядерного синтеза , но слишком горячая, чтобы нейтральные атомы могли существовать, или фотоны могли путешествовать далеко. Следовательно, это непрозрачная плазма .

Рекомбинация эпоха начинается примерно в 18 000 лет, как электроны в сочетании с гелием ядер с образованием He +
. Примерно через 47000 лет, когда Вселенная остывает, в ее поведении начинает преобладать материя, а не излучение. Примерно через 100 000 лет после образования нейтральных атомов гелия гидрид гелия является первой молекулой . (Намного позже водород и гидрид гелия вступают в реакцию с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для первых звезд .) Примерно через 370000 лет нейтральные атомы водорода завершают формирование («рекомбинация»), и в результате Вселенная также стала прозрачной для света. первый раз. Вновь образованные атомы — в основном водород и гелий со следами лития — быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния ( основного состояния ), высвобождая фотоны (« фотонная развязка »), и эти фотоны все еще могут быть обнаружены сегодня как космический микроволновый фон (CMB). . Это самое старое наблюдение Вселенной, которое мы имеем в настоящее время.

Темные века и возникновение крупномасштабных структур

От 370000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разделения Вселенная была прозрачной, но облака водорода очень медленно схлопывались, образуя звезды и галактики , поэтому новых источников света не было. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во Вселенной были те, которые высвобождались во время развязки (видимые сегодня как космический микроволновый фон), и радиоизлучение 21 см, иногда испускаемое атомами водорода. Разделенные фотоны сначала заполнили бы Вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, постепенно переходя в невидимые длины волн примерно через 3 миллиона лет, оставив ее без видимого света. Этот период известен как космические темные века .

Примерно между 10 и 17 миллионами лет средняя температура Вселенной была подходящей для жидкой воды 273–373 К (0–100 ° C), и высказывались предположения, что на короткое время могли возникнуть скалистые планеты или действительно жизнь, поскольку статистически крошечная часть Вселенная могла иметь условия, отличные от остальных, в результате очень маловероятной статистической флуктуации и получать тепло от Вселенной в целом.

В какой-то момент примерно через 200-500 миллионов лет формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще исследуются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пенообразным волокнам темной материи, которые уже начали сближаться. по всей вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть огромными (100–300 солнечных масс ) и неметаллическими , с очень коротким временем жизни по сравнению с большинством звезд, которые мы видим сегодня , поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как сверхновые сверхновые с очень высокой энергией парной нестабильности после нескольких миллионов раз. годы. Другие теории предполагают, что они могли включать в себя маленькие звезды, некоторые из которых, возможно, все еще горят сегодня. В любом случае эти ранние поколения сверхновых создали большинство повседневных элементов, которые мы видим сегодня вокруг нас, и засеяли ими вселенную.

Скопления галактик и сверхскопления появляются со временем. В какой-то момент фотоны высоких энергий от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации, который начинается постепенно между 250-500 миллионами лет, завершается примерно через 700-900 миллионов лет и уменьшается примерно на 1 миллиард. лет (точные сроки еще выясняются). Вселенная постепенно превратилась во вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, и темные века полностью подошли к концу только примерно через 1 миллиард лет.

Вселенная, как она выглядит сегодня

С 1 миллиарда лет и в течение примерно 12,8 миллиарда лет Вселенная выглядела так же, как сегодня, и будет оставаться очень похожей на многие миллиарды лет в будущем. Тонкий диск из нашей галактики начал формироваться около 5 миллиардов лет (8,8 ГИЕ ), а Солнечная система формируется около 9,2 миллиарда лет (4,6 ГИЕ), с самыми ранними следами жизни на Земле формирующейся около 10,3 миллиарда лет (3,5 Гья).

Истончение материи со временем снижает способность гравитации замедлять расширение Вселенной; Напротив, темная энергия (которая считается постоянным скалярным полем во всей нашей Вселенной) является постоянным фактором, ускоряющим расширение Вселенной. Расширение Вселенной прошло точку перегиба около пяти или шести миллиардов лет назад, когда Вселенная вступила в современную «эру доминирования темной энергии», когда расширение Вселенной теперь скорее ускоряется, чем замедляется. Современная Вселенная изучена достаточно хорошо, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (примерно 86 миллиардов лет в будущем) неопределенность в текущих знаниях означает, что мы менее уверены, какой путь пойдет наша Вселенная.

Далекое будущее и окончательная судьба

В какой-то момент Эра звездных звезд закончится, поскольку звезды больше не рождаются, и расширение Вселенной будет означать, что наблюдаемая Вселенная ограничится локальными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы вселенной . Более точное знание нашей нынешней Вселенной позволит лучше понять их.

Табличное резюме

Примечание. Температура излучения в таблице ниже относится к космическому фоновому излучению и выражается в 2,725 K · (1 + z ), где z — красное смещение .

Большой взрыв

Стандартная модель в космологии базируется на модели пространства — времени называется Фридмана-Леметр-Робертсона-Уокера (FLRW) Метрика . Метрика обеспечивает измерение расстояния между объектами, а FLRW метрикой является точным решением полевых уравнений Эйнштейна (ОСЯ) , если некоторые ключевыми свойствами пространства , такие как однородность и изотропности предполагаются , чтобы быть правдой. Показатель FLRW очень близко соответствует подавляющему количеству других доказательств, показывая, что Вселенная расширилась после Большого взрыва.

Если предполагается, что метрические уравнения FLRW действительны до самого начала Вселенной, их можно проследить назад во времени до точки, где уравнения предполагают, что все расстояния между объектами во Вселенной были равны нулю или бесконечно малы. (Это не обязательно означает, что Вселенная была физически маленькой во время Большого взрыва, хотя это одна из возможностей.) В дальнейшем это дает модель Вселенной, которая очень близко соответствует всем текущим физическим наблюдениям. Этот начальный период хронологии Вселенной называется « Большим взрывом ». Стандартная модель космологии пытается объяснить, как физически развивалась Вселенная в тот момент.

Особенность от FLRW метрики интерпретируется означает , что современные теории недостаточно , чтобы описать то , что на самом деле произошло в начале самого Большого Взрыва. Широко распространено мнение, что правильная теория квантовой гравитации может позволить более правильное описание этого события, но такая теория еще не разработана. После этого момента все расстояния во Вселенной начали увеличиваться с (возможно) нуля, потому что сама метрика FLRW изменялась со временем, влияя на расстояния между всеми несвязанными объектами повсюду. По этой причине говорят, что Большой взрыв «случился повсюду».

Очень ранняя вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что текущие знания могут только предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. Приведу один пример: теории вечной инфляции предполагают, что инфляция длится вечно на большей части Вселенной, что делает понятие «N секунд с момента Большого взрыва» некорректным. Таким образом, самые ранние стадии являются активной областью исследований и основаны на идеях, которые все еще являются спекулятивными и могут изменяться по мере улучшения научных знаний.

Хотя конкретная «инфляционная эпоха» выделена на отметке около 10-32 секунды, наблюдения и теории предполагают, что расстояния между объектами в космосе постоянно увеличивались с момента Большого взрыва и продолжают увеличиваться (за исключением гравитационно связанные объекты, такие как галактики и большинство скоплений , когда скорость расширения сильно замедлилась). Инфляционный период знаменует собой особый период, когда произошло очень быстрое изменение масштаба, но не означает, что он оставался таким же в другое время. Точнее, во время инфляции расширение ускорялось. После инфляции и в течение примерно 9,8 миллиарда лет расширение было намного медленнее и со временем замедлилось (хотя оно никогда не прекращалось). Около 4 миллиардов лет назад он снова начал немного ускоряться.

Эпоха Планка

Эпоха Планка эпоха в традиционной (неинфляционной) космологией Большого взрыва сразу после того, как событие , которое началось в известной вселенной. В эту эпоху температура и средняя энергия во Вселенной были настолько высоки, что обычные субатомные частицы не могли образоваться, и даже четыре фундаментальные силы, формирующие Вселенную — гравитация, электромагнетизм , слабое ядерное взаимодействие и сильное ядерное взаимодействие — были объединились и сформировали одну фундаментальную силу. Мало что известно о физике при этой температуре; разные гипотезы предлагают разные сценарии. Традиционная космология большого взрыва предсказывает гравитационную сингулярность до этого времени, но эта теория опирается на общую теорию относительности , которая, как считается, не работает в эту эпоху из-за квантовых эффектов .

В инфляционных моделях космологии время до окончания инфляции (примерно 10 -32 секунды после Большого взрыва) не соответствует той же временной шкале, что и в традиционной космологии большого взрыва. Модели, которые стремятся описать Вселенную и физику в эпоху Планка, обычно являются спекулятивными и подпадают под действие « Новой физики ». Примеры включают в себя начальное состояние Хартли-Хокинга , теория струн пейзаж , строка газа космологию , и экпиротический сценарий .

Эпоха великого объединения

По мере расширения и охлаждения Вселенная пересекала температуры перехода, при которых силы отделялись друг от друга. Эти фазовые переходы можно представить себе как фазовые переходы конденсации и замерзания обычного вещества. При определенных температурах / энергиях молекулы воды меняют свое поведение и структуру, и они будут вести себя совершенно по-другому. Подобно превращению пара в воду, поля, которые определяют фундаментальные силы и частицы нашей Вселенной, также полностью изменяют свое поведение и структуру, когда температура / энергия опускаются ниже определенной точки. Это не очевидно в повседневной жизни, потому что это происходит только при гораздо более высоких температурах, чем мы обычно видим в нашей нынешней Вселенной.

Считается, что эти фазовые переходы в фундаментальных силах Вселенной вызваны явлением квантовых полей, называемым « нарушением симметрии ».

Проще говоря, по мере охлаждения Вселенной квантовым полям, которые создают силы и частицы вокруг нас, становится возможным установиться на более низких энергетических уровнях и с более высокими уровнями стабильности. При этом они полностью меняют способ взаимодействия. Силы и взаимодействия возникают из-за этих полей, поэтому Вселенная может вести себя по-разному выше и ниже фазового перехода. Например, в более позднюю эпоху побочным эффектом одного фазового перехода является то, что внезапно многие частицы, которые вообще не имели массы, приобретают массу (они начинают по-другому взаимодействовать с полем Хиггса ), и единичная сила начинает проявляться как две отдельные силы.

Если предположить, что природа описывается так называемой Теорией Великого Объединения (GUT), эпоха великого объединения началась с фазовых переходов такого рода, когда гравитация отделилась от универсальной комбинированной калибровочной силы . Это привело к появлению двух сил: гравитации и электросильного взаимодействия . Пока нет веских доказательств того, что такая объединенная сила существовала, но многие физики считают, что это было. Физика этого электросильного взаимодействия описывалась бы Теорией Великого Объединения.

Эпоха великого объединения закончилась вторым фазовым переходом, когда электросильное взаимодействие, в свою очередь, разделилось и начало проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, называемых сильным и электрослабым взаимодействиями.

Электрослабая эпоха

В зависимости от того, как определены эпохи, и модели, которой следует придерживаться, электрослабая эпоха может рассматриваться как начавшаяся до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях он описывается как включающий инфляционную эпоху. В других моделях считается, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи примерно через 10 -32 секунды.

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась через 10-36 секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (10 28 К) для того, чтобы электронно-ядерная сила начала проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, сильного и сильного. электрослабые взаимодействия. (Электрослабое взаимодействие также будет разделено позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка, в которой была нарушена электросильная симметрия, не определена из-за умозрительных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение космоса

В этой точке очень ранней Вселенной показатель , определяющий расстояние в пространстве, внезапно и очень быстро изменился в масштабе , в результате чего ранняя Вселенная по крайней мере в 10 78 раз превышала ее предыдущий объем (и, возможно, намного больше). Это эквивалентно линейному увеличению по крайней мере в 10 26 раз в каждом пространственном измерении — эквивалентно объекту длиной 1 нанометр (10 -9 м , примерно половина ширины молекулы ДНК ), расширяющемуся до одного примерно 10,6 светового. лет (100 триллионов километров) за крошечные доли секунды. Это изменение известно как инфляция .

Хотя свет и объекты в пространстве-времени не могут двигаться быстрее скорости света , в данном случае именно метрика, определяющая размер и геометрию самого пространства-времени, изменилась в масштабе. Изменения метрики не ограничиваются скоростью света.

Есть веские доказательства того, что это произошло, и широко признано, что это действительно имело место. Но точные причины, по которым это произошло, все еще выясняются. Таким образом, существует ряд моделей, объясняющих, почему и как это произошло — пока неясно, какое объяснение является правильным.

В некоторых наиболее известных моделях считается, что это было вызвано разделением сильного и электрослабого взаимодействий, завершившим эпоху великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое полем инфлатона . Когда это поле достигло своего самого низкого энергетического состояния во Вселенной, оно произвело огромную силу отталкивания, которая привела к быстрому расширению метрики, определяющей само пространство. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств нынешней Вселенной, которые иначе трудно объяснить, в том числе объяснение того, как сегодняшняя Вселенная оказалась настолько однородной (похожей) в очень больших масштабах, даже несмотря на то, что она была сильно неупорядоченной на самых ранних стадиях.

Точно неизвестно, когда закончилась инфляционная эпоха, но считается, что это произошло между 10 -33 и 10 -32 секундами после Большого взрыва. Быстрое расширение пространства означало, что элементарные частицы, оставшиеся от эпохи великого объединения, теперь были очень тонко распределены по Вселенной. Однако огромная потенциальная энергия инфляционного поля высвободилась в конце инфляционной эпохи, когда инфлатонное поле распалось на другие частицы, известное как «повторный нагрев». Этот эффект нагрева привел к повторному заселению Вселенной плотной горячей смесью кварков, антикварков и глюонов . В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабого режима, а некоторые теории, такие как теплое надувание , полностью избегают фазы повторного нагрева.

В нетрадиционных версиях теории Большого взрыва (известный как «инфляционной» моделей), инфляция закончилась при температуре , соответствующей примерно 10 -32 секунд после Большого взрыва, но это вовсе не означает , что инфляционная эпоха длилась менее 10 -32 секунд. Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, продолжительность в этих моделях должна быть больше 10 -32 секунды. Следовательно, в инфляционной космологии самое раннее значащее время «после Большого взрыва» — это время окончания инфляции.

После того, как инфляция закончилась, Вселенная продолжила расширяться, но гораздо медленнее. Около 4 миллиардов лет назад расширение снова начало постепенно ускоряться. Считается, что это связано с тем, что темная энергия становится доминирующей в крупномасштабном поведении Вселенной. Сегодня он все еще расширяется.

17 марта 2014 года астрофизики из коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в спектре мощности B-мод, что было интерпретировано как явное экспериментальное доказательство теории инфляции. Тем не менее, на 19 июня 2014 года, сообщили опускают уверенность в подтверждении космических результатов инфляции и , наконец, 2 февраля 2015 года, совместный анализ данных BICEP2 / Кек а Европейское космическое агентство «s Планка микроволновка космического телескопа пришли к выводу , что статистический» значение [данных] слишком низкое, чтобы его можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод », и его можно приписать в основном поляризованной пыли в Млечном Пути.

Нарушение суперсимметрии (предположительно)

Если суперсимметрия — свойство нашей Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии, которая не ниже 1 ТэВ , электрослабого масштаба. Тогда массы частиц и их суперпартнеров больше не будут равны. Эта очень высокая энергия может объяснить, почему никогда не наблюдались суперпартнеры известных частиц.

Нарушение электрослабой симметрии

Поскольку температура Вселенной продолжала опускаться ниже 159,5 ± 1,5 ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . Насколько нам известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании нашей Вселенной, последним из которых было нарушение киральной симметрии в кварковом секторе. Это имеет два связанных эффекта:

1. Благодаря механизму Хиггса все элементарные частицы, взаимодействующие с полем Хиггса, становятся массивными, будучи безмассовыми на более высоких уровнях энергии.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие, а также их соответствующие бозоны ( W- и Z-бозоны и фотон) теперь начинают по-разному проявляться в нынешней Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент бозоны W и Z внезапно становятся массивными частицами, взаимодействующими только на расстояниях, меньших размера атома, в то время как фотон остается безмассовым и остается долгое время. -дистанционное взаимодействие.

После нарушения электрослабой симметрии все известные нам фундаментальные взаимодействия — гравитация, электромагнитные, слабые и сильные взаимодействия — приняли свои нынешние формы, а фундаментальные частицы имеют ожидаемые массы, но температура Вселенной все еще слишком высока, чтобы позволить стабильное образование многих частиц, которые мы сейчас видим во Вселенной, поэтому нет протонов или нейтронов, и, следовательно, нет атомов, атомных ядер или молекул. (Точнее, любые составные частицы, которые образуются случайно, почти сразу же снова распадаются из-за экстремальных энергий.)

Ранняя вселенная

После окончания космической инфляции Вселенная заполняется горячей кварк-глюонной плазмой — остатками повторного нагрева. С этого момента физика ранней Вселенной стала намного лучше понятной, а энергии, связанные с эпохой кварков , напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и в других детекторах.

Электрослабая эпоха и ранняя термализация

Через некоторое время после надувания созданные частицы прошли термализацию , при которой взаимное взаимодействие приводит к тепловому равновесию . Самая ранняя стадия, в которой мы вполне уверены, — это некоторое время до нарушения электрослабой симметрии при температуре около 10 15 К, примерно через 10 -15 секунд после Большого взрыва. Электромагнитное и слабое взаимодействие еще не разделились , и, насколько нам известно, все частицы были безмассовыми, поскольку механизм Хиггса еще не работал. Однако считается , что существуют экзотические массивные частицы, подобные сфалеронам .

Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии; согласно стандартной модели физики элементарных частиц , на этой стадии также происходит бариогенез , создавая дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). О деталях этих процессов известно немного.

Термализация

Плотность каждого вида частиц была, согласно анализу, аналогичному закону Стефана-Больцмана :

п знак равно 2 σ B Т 3 / c k B ≈ 10 53 м — 3 <\ displaystyle n = 2 \ sigma _ T ^ <3>/ ck_ \ приблизительно 10 ^ <53>m ^ <- 3>> ,

что примерно справедливо . Поскольку взаимодействие было сильным, поперечное сечение было приблизительно квадратом длины волны частицы, что примерно равно . Таким образом, частоту столкновений на один вид частиц можно рассчитать по длине свободного пробега , что дает приблизительно: ( k B Т / ℏ c ) 3 <\ displaystyle (k_ T / \ hbar c) ^ <3>> σ <\ displaystyle \ sigma> п — 2 / 3 <\ Displaystyle п ^ <- 2/3>>

σ ⋅ п ⋅ c ≈ п 1 / 3 ⋅ c ≈ 10 26 s — 1 <\ displaystyle \ sigma \ cdot n \ cdot c \ приблизительно n ^ <1/3>\ cdot c \ приблизительно 10 ^ <26>s ^ <- 1>> .

Для сравнения, поскольку на этом этапе космологическая постоянная была незначительной, параметр Хаббла был:

3 \ cdot 10 ^ <10>s ^ <- 1>> ,

10 2 — количество доступных разновидностей частиц.

Таким образом, H на несколько порядков ниже, чем частота столкновений на один вид частиц. Это означает, что на данном этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна корню третьей степени из числовой плотности и, следовательно , где — параметр масштаба . Однако параметр Хаббла пропорционален . Возвращаясь назад во времени и выше по энергии и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка показывает, что термализация была впервые возможна, когда температура была: а — 1 <\ displaystyle a ^ <- 1>> а <\ displaystyle a> а — 2 <\ displaystyle a ^ <- 2>>

Т т час е р м а л я s а т я о п ≈ 2,5 ⋅ 10 14 грамм е V ≈ 10 27 K <\ Displaystyle T_ <термализация>\ приблизительно 2,5 \ cdot 10 ^ <14>ГэВ \ приблизительно 10 ^ <27>K> ,

примерно через 10–22 секунды после Большого взрыва.

Эпоха кварков

Кварк эпоха началась примерно 10 -12 секунд после Большого взрыва. Это был период эволюции ранней Вселенной сразу после нарушения электрослабой симметрии, когда фундаментальные взаимодействия гравитации, электромагнетизма, сильного и слабого взаимодействия приняли свои нынешние формы, но температура Вселенной все еще была слишком высокой для позволяют кваркам связываться вместе с образованием адронов .

В эпоху кварков Вселенная была заполнена плотной горячей кварк-глюонной плазмой, содержащей кварки, лептоны и их античастицы . Столкновения между частицами были слишком энергичными, чтобы кварки могли объединяться в мезоны или барионы .

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около 10 -5 секунд, когда средняя энергия взаимодействия частиц упала ниже массы легчайшего адрона — пиона .

Бариогенез

Барионы — это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трех кварков . Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы , образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, этого не произошло — насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. На самом деле антибарионов в природе почти не наблюдается. Непонятно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно позволить выполнить условия Сахарова, связанные с бариогенезом, через некоторое время после окончания космологической инфляции . Современная физика элементарных частиц предлагает асимметрии, при которых эти условия будут соблюдаться, но эти асимметрии кажутся слишком маленькими, чтобы объяснить наблюдаемую барионно-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Кварк-глюонная плазма, из которой состоит Вселенная, остывает до тех пор, пока не могут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны. Первоначально могли образовываться пары адрон / антиадрон, поэтому вещество и антивещество находились в тепловом равновесии . Однако по мере того, как температура Вселенной продолжала падать, новые пары адрон / антиадрон больше не производились, и большинство вновь образованных адронов и антиадронов аннигилировали друг друга, давая начало парам фотонов высокой энергии. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно в 1 секунду космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов остается около 1 нейтрона, при этом соотношение со временем падает до 1: 7 из-за распада нейтрона. Это считается правильным, потому что на более поздней стадии нейтроны и некоторые протоны слились , оставив водород, изотоп водорода под названием дейтерий, гелий и другие элементы, которые можно измерить. Соотношение адронов 1: 7 действительно привело бы к наблюдаемому соотношению элементов в ранней и нынешней Вселенной.

Отщепление нейтрино и космический нейтринный фон (CνB)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделяются и начинают свободно путешествовать в космосе. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370000 лет после Большого взрыва. Нейтрино от этого события имеют очень низкую энергию, примерно в 10 -10 раз меньше, чем это возможно при прямом обнаружении в наши дни. Даже нейтрино высоких энергий, как известно, трудно обнаружить , поэтому этот космический нейтринный фон (CνB) может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще наблюдаться.

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CνB существует, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва о содержании гелия, так и из анизотропии космического микроволнового фона (CMB). Одно из этих предсказаний состоит в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на реликтовом излучении. Хорошо известно, что CMB имеет неоднородности. Некоторые из флуктуаций реликтового излучения были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически отделенные нейтрино должны были очень незначительно влиять на фазы различных флуктуаций реликтового излучения.

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино с температурой, почти точно предсказанной теорией Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, такому же количеству ароматов нейтрино, предсказываемым Стандартной моделью.

Возможное образование изначальных черных дыр

Первичные черные дыры — это гипотетический тип черных дыр, предложенный в 1966 году, которые могли образоваться в так называемую эру доминирования излучения из-за высокой плотности и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные колебания могут привести к тому, что некоторые области станут достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Текущие представления и теории накладывают жесткие ограничения на количество и массу этих объектов.

Как правило, образование первичной черной дыры требует контрастов плотности (региональных вариаций плотности Вселенной) около (10%), где — средняя плотность Вселенной. Несколько механизмов могли создавать плотные области, удовлетворяющие этому критерию в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «моделях гибридной инфляции») инфляцию аксионов. Поскольку первичные черные дыры образовались не в результате гравитационного коллапса звезды , их масса может быть намного меньше массы звезды (

2 × 10 33 г). В 1971 году Стивен Хокинг подсчитал, что первичные черные дыры могут иметь массу всего 10 -5 г. Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могут быть большими и, возможно, способствовали образованию галактик . δ ρ / ρ ∼ 0,1 <\ displaystyle \ delta \ rho / \ rho \ sim 0.1> ρ <\ displaystyle \ rho>

Лептонная эпоха

Большинство адронов и антиадронов аннигилируют друг друга в конце адронной эпохи, оставляя лептоны (такие как электрон , мюоны и некоторые нейтрино) и антилептоны, доминирующие над массой Вселенной.

Эпоха лептонов идет по тому же пути, что и более ранняя адронная эпоха. Первоначально лептоны и антилептоны образуются парами. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной падает до точки, при которой новые пары лептон-антилептон больше не создаются, а большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг друга, давая начало парам фотонов высокой энергии и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов.

Фотонная эпоха

После того, как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остается в форме фотонов. (Большая часть остальной массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц.) Следовательно, энергия Вселенной и ее общее поведение находятся во власти ее фотонов. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, то есть электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают это делать в течение следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов

Примерно через 2–20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили осуществить ядерный синтез, в результате чего образовались ядра нескольких легких элементов помимо водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов и все нейтроны сливаются с образованием дейтерия, изотопа водорода, и большая часть дейтерия быстро сливается с образованием гелия-4.

Атомные ядра легко развязываются (распадаются) выше определенной температуры, связанной с их энергией связи. Примерно через 2 минуты падение температуры означает, что дейтерий больше не расщепляется и остается стабильным, а примерно через 3 минуты гелий и другие элементы, образующиеся при синтезе дейтерия, также больше не расщепляются и становятся стабильными.

Короткая продолжительность и падающая температура означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы плавления. За пределами гелия образуются лишь крошечные количества ядер, потому что нуклеосинтез более тяжелых элементов труден и требует тысяч лет даже в звездах. Образуются небольшие количества трития (еще один изотоп водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и снова быстро теряются. Небольшое количество дейтерия остается невостребованным из-за очень короткого времени действия.

Следовательно, единственными стабильными нуклидами, созданными в результате нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протона / водорода), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . По массе образующееся вещество состоит примерно на 75% из ядер водорода, 25% из ядер гелия и, возможно, 10 -10 по массе лития-7. Следующими наиболее распространенными производимыми стабильными изотопами являются литий-6 , бериллий-9, бор-11 , углерод , азот и кислород («CNO»), но по их прогнозам содержание составляет от 5 до 30 частей на 10 15 по массе, что делает их практически необнаруживаемый и незначительный.

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это убедительное свидетельство Большого взрыва. Например, Большой взрыв должен производить около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, что позволяет 25% всех нуклонов сливаться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона на каждые 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим. сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами. Точно так же дейтерий плавится чрезвычайно легко; Любое альтернативное объяснение должно также объяснять, как существовали условия для образования дейтерия, но при этом часть этого дейтерия оставалась нерасплавленной и не сразу снова превращалась в гелий. Любая альтернатива должна также объяснять пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что некоторые изотопы, такие как литий-7, присутствуют в количествах, которые отличались от теоретических, но со временем эти различия были устранены путем более точных наблюдений.

Материя господство

До сих пор крупномасштабная динамика и поведение Вселенной определялись в основном излучением, то есть теми составляющими, которые движутся релятивистски (со скоростью света или близкой к ней), такими как фотоны и нейтрино. По мере того как Вселенная охлаждается примерно с 47 000 лет (красное смещение z = 3600), в крупномасштабном поведении Вселенной вместо этого доминирует материя. Это происходит потому, что плотность энергии вещества начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума. Примерно через 47000 лет или вскоре после этого плотности нерелятивистской материи (атомные ядра) и релятивистского излучения (фотоны) становятся равными, длина Джинса , которая определяет мельчайшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффектами давления) , начинает падать, и возмущения вместо того, чтобы стираться свободным потоком излучения , могут начать расти по амплитуде.

Согласно модели Лямбда-CDM , на этом этапе материя во Вселенной составляет около 84,5% холодной темной материи и 15,5% «обычной» материи. Существуют неопровержимые доказательства того, что темная материя существует и доминирует в нашей Вселенной, но поскольку точная природа темной материи все еще не изучена, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает каких-либо этапов ее формирования.

С этого момента и в течение нескольких миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры в нашей Вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные волокна под действием силы тяжести, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, потому что ее коллапс не замедляется радиационным давлением . Это усиливает крошечные неоднородности (неоднородности) плотности Вселенной, оставленные космической инфляцией. Со временем более плотные области становятся более плотными, а слегка разреженные (более пустые) области становятся более разреженными. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи.

Свойства темной материи, которые позволяют ей быстро коллапсировать без радиационного давления, также означают, что она также не может терять энергию из-за излучения. Потеря энергии необходима для того, чтобы частицы коллапсировали в плотные структуры за пределами определенной точки. Таким образом, темная материя коллапсирует в огромные, но рассеянные нити и ореолы, а не в звезды или планеты. Обычное вещество, которое может терять энергию из-за излучения, при коллапсе образует плотные объекты, а также газовые облака .

Рекомбинация, разделение фотонов и космический микроволновый фон (CMB)

Примерно через 370000 лет после Большого взрыва произошли два связанных события: прекращение рекомбинации и разделение фотонов . Рекомбинация описывает объединение ионизированных частиц с образованием первых нейтральных атомов, а разделение относится к фотонам, высвобождаемым («разъединенным»), когда вновь образованные атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной была при температуре, при которой образовывалась горячая ионизированная плазма. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействуют с электронами и протонами и не могут перемещаться на значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная была непрозрачной или «туманной». Хотя свет был, его нельзя было увидеть, и мы не можем наблюдать его в телескопы.

Примерно через 18000 лет Вселенная остыла до точки, при которой свободные электроны могут объединяться с ядрами гелия с образованием He. +
атомы. Затем ядра нейтрального гелия начинают формироваться примерно через 100 000 лет, а образование нейтрального водорода достигает пика примерно через 260 000 лет. Этот процесс известен как рекомбинация. Название немного неточно и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра впервые объединились.

Примерно через 100 000 лет Вселенная остыла настолько , что образовалась первая молекула — гидрид гелия . В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эту молекулу наблюдали в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности в нашей галактике. (Намного позже атомарный водород вступил в реакцию с гидридом гелия с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для звездообразования .)

Прямое объединение в состоянии с низкой энергией (основное состояние) менее эффективно, поэтому эти атомы водорода обычно образуются с электронами, все еще находящимися в состоянии с высокой энергией, и после объединения электроны быстро выделяют энергию в виде одного или нескольких фотонов, когда они переход в низкоэнергетическое состояние. Это высвобождение фотонов известно как разделение фотонов. Некоторые из этих разделенных фотонов захватываются другими атомами водорода, остальные остаются свободными. К концу рекомбинации большинство протонов во Вселенной образовали нейтральные атомы. Этот переход от заряженных частиц к нейтральным означает, что длина свободного пробега фотонов может пройти до того, как эффект захвата станет бесконечным, поэтому любые разделенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно перемещаться на большие расстояния (см. Рассеяние Томсона ). Впервые в своей истории Вселенная стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения .

Фон этой рамки аппроксимирует исходный 4000 K цвета из фотонов , выделяющихся при расцеплении, прежде чем они стали красным смещением для формирования космического микроволнового фона . В то время вся Вселенная выглядела бы как ярко светящийся туман такого же цвета и температуры 4000 К.

Фотоны , выпущенные этих вновь образованных атомов водорода первоначально имел температуру / энергию около

4000 К . Это было бы заметно глазу в виде бледно-желтого / оранжевого оттенка или «мягкого» белого цвета. Спустя миллиарды лет после разъединения, когда Вселенная расширилась, фотоны сместились в красную область от видимого света к радиоволнам (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красный сдвиг описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты по мере того, как Вселенная расширялась на протяжении миллиардов лет, так что они постепенно переходили от видимого света к радиоволнам. Те же самые фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и являются решающим доказательством ранней Вселенной и того, как она развивалась.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления в электронно-барионной плазме — известные как барионные акустические колебания — стали включаться в распределение материи по мере ее конденсации, что привело к очень незначительному предпочтению в распределении крупномасштабных объектов. Следовательно, космический микроволновый фон — это картина Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, генерируемые во время инфляции (см. 9-летнее изображение WMAP ), а распространение таких объектов, как галактики во Вселенной, указывает на то, что масштаб и размер Вселенной по мере ее развития с течением времени.

Темные века и возникновение крупномасштабных структур

Темные века

После рекомбинации и разделения Вселенная была прозрачной и остыла достаточно, чтобы позволить свету путешествовать на большие расстояния, но не было никаких светопроизводящих структур, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда плотные области газа образуются под действием силы тяжести, и это занимает много времени в пределах почти однородной плотности газа и в требуемом масштабе, поэтому считается, что звезд не существовало, возможно, сотни. миллионов лет после рекомбинации.

Этот период, известный как Средние века, начался примерно через 370000 лет после Большого взрыва. Во время Темных веков температура Вселенной снизилась с примерно 4000 К до примерно 60 К (от 3727 ° C до примерно -213 ° C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации / развязки (как нейтральный водород. атомов), который мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), и фотоны, иногда высвобождаемые нейтральными атомами водорода, известные как 21-сантиметровая спиновая линия нейтрального водорода . Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет фотоны реликтового излучения сместились из видимого света в инфракрасный ; с того времени и до появления первых звезд не было фотонов видимого света. Если не считать некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была действительно темной.

Первое поколение звезд, известное как звезды населения III , сформировалось в течение нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва. Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры могли появиться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики появились примерно через 380-700 миллионов лет. (У нас нет отдельных наблюдений очень ранних отдельных звезд; самые ранние наблюдаемые звезды обнаруживаются как участники очень ранних галактик.) По мере их появления Темные века постепенно заканчивались. Поскольку этот процесс был постепенным, темные века полностью закончились только через 1 миллиард лет, когда Вселенная приняла свой нынешний вид.

Также ведутся наблюдательные работы по обнаружению слабого излучения со спиновыми линиями 21 см, поскольку это в принципе является даже более мощным инструментом для изучения ранней Вселенной, чем космический микроволновый фон.

Спекулятивная «жилая эпоха»

В течение примерно 6,6 миллионов лет, от 10 до 17 миллионов лет после Большого взрыва (красное смещение 137–100), фоновая температура составляла 273–373 К (0–100 ° C), что соответствует температуре жидкой воды и общепринятым биологическим условиям. химические реакции . Авраам Леб (2014) предположил, что в принципе примитивная жизнь могла появиться в течение этого окна, которое он назвал «эпохой обитания в ранней Вселенной». Леб утверждает, что жизнь на основе углерода могла развиться в гипотетическом кармане ранней Вселенной, который был достаточно плотным, чтобы образовать по крайней мере одну массивную звезду, которая впоследствии высвобождает углерод в виде сверхновой, и которая также была достаточно плотной для образования планеты. (Такие плотные карманы, если бы они существовали, были бы чрезвычайно редки.) Для жизни также требовался бы дифференциал тепла, а не просто однородное фоновое излучение; это может быть обеспечено природной геотермальной энергией. Такая жизнь, вероятно, осталась бы примитивной; крайне маловероятно, что у разумной жизни было бы достаточно времени для развития до того, как гипотетические океаны замерзли в конце эпохи обитаемости.

Появляются самые ранние структуры и звезды

Материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С начала эры доминирования материи темная материя постепенно собиралась в огромные разросшиеся (диффузные) волокна под действием силы тяжести. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи. Он также немного более плотен на обычных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний (BAO), которые стали частью распределения материи, когда фотоны разъединились. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию многими способами, а это означает, что при коллапсе она может потерять энергию, которая в противном случае удерживала бы ее на части, и схлопывалась быстрее и в более плотные формы. Обычная материя собирается там, где темная материя более плотная, и в этих местах коллапсирует в облака, состоящие в основном из газообразного водорода. Из этих облаков образуются первые звезды и галактики. Там, где сформировались многочисленные галактики, в конечном итоге возникнут скопления галактик и сверхскопления. Между ними будут образовываться большие пустоты с небольшим количеством звезд, отмечая места, где темная материя стала менее распространенной.

Точные сроки появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания периода, известного как реионизация , все еще активно исследуются, и периодически публикуются новые результаты. По состоянию на 2019 год самые ранние подтвержденные галактики датируются примерно 380–400 миллионами лет (например, GN-z11 ), что свидетельствует об удивительно быстрой конденсации газовых облаков и скорости рождения звезд, а также о наблюдениях леса Лайман-альфа и других изменениях света от Древние объекты позволяют сузить время реионизации и ее окончательного завершения. Но это все еще области активных исследований.

Формирование структур в модели Большого взрыва происходит иерархически из-за гравитационного коллапса, при этом более мелкие структуры формируются раньше более крупных. Самыми ранними формирующимися структурами являются первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими ранними активными галактиками, содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную спиралевидным аккреционным диском газа). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понять как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это относительно легко с вычислительной точки зрения изучить. В этот момент начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная проблема становится намного более сложной, включая, например, моделирование N- тел с миллиардами частиц. Большое Космологическое Моделирование является высокой точностью моделированием этой эпохи.

Эти звезды населения III также ответственны за превращение нескольких легких элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва (водород, гелий и небольшое количество лития), во многие более тяжелые элементы. Они могут быть как огромными, так и маленькими — и неметаллическими (без элементов, кроме водорода и гелия). У более крупных звезд очень короткое время жизни по сравнению с большинством звезд Главной последовательности, которые мы видим сегодня, поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как сверхновые всего через миллионы лет, засевая Вселенную более тяжелыми элементами в течение повторяющихся поколений. Они знаменуют начало звездной эры.

Пока что звезд населения III не обнаружено, поэтому наше понимание их основано на вычислительных моделях их образования и эволюции. К счастью, наблюдения космического микроволнового фонового излучения можно использовать до тех пор, пока всерьез началось звездообразование. Анализ таких наблюдений, проведенных микроволновым космическим телескопом Planck в 2016 году, показал, что первое поколение звезд могло образоваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва.

Открытие в октябре 2010 года UDFy-38135539 , первой наблюдаемой галактики, существовавшей в следующую эпоху реионизации , дает нам окно в эти времена. Впоследствии Рихард Дж. Бувенс из Лейденского университета и Гарт Д. Иллингворт из UC Observatories / Lick Observatory обнаружили, что галактика UDFj-39546284 была еще старше, примерно через 480 миллионов лет после Большого взрыва или примерно на полпути через Средневековье — 13,2 миллиарда. много лет назад. В декабре 2012 года были открыты первые галактики-кандидаты, относящиеся к периоду до реионизации, когда галактики UDFy-38135539, EGSY8p7 и GN-z11 оказались примерно через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиарда световых лет (9,8 миллиарда парсеков).

Квазары предоставляют некоторые дополнительные свидетельства формирования ранней структуры. Их свет показывает наличие таких элементов, как углерод, магний , железо и кислород. Это свидетельство того, что ко времени образования квазаров уже произошла массовая фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

Реионизация

По мере того как постепенно формируются первые звезды, карликовые галактики и квазары, интенсивное излучение, которое они излучают, переионизирует большую часть окружающей Вселенной; расщепление нейтральных атомов водорода обратно в плазму свободных электронов и протонов впервые после рекомбинации и разделения.

О реионизации свидетельствуют наблюдения квазаров. Квазары — это форма активной галактики и самые яркие объекты во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют определенные модели поглощения фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые серией Лаймана . Ионизированный водород не имеет таких уровней энергии электронов. Следовательно, свет, проходящий через ионизированный водород и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Кроме того, свет должен пройти миллиарды лет, чтобы достичь нас, поэтому любое поглощение нейтральным водородом будет иметь красное смещение на разную величину, а не на определенную величину, указывающую, когда это произошло. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в разное время в прошлом. Они показывают, что реионизация началась как «пузыри» ионизированного водорода, которые со временем становились все больше. Они также показывают, что поглощение произошло из-за общего состояния Вселенной ( межгалактической среды ), а не из-за прохождения через галактики или другие плотные области. Реионизация могла начаться уже при z = 16 (250 миллионов лет космического времени) и была завершена примерно к z = 9 или 10 (500 миллионов лет), прежде чем постепенно уменьшиться и, вероятно, закончиться примерно к z = 5 или 6 (1 миллиард лет), когда эра звезд и квазаров населения III — и их интенсивного излучения — подошла к концу, и ионизированный водород постепенно вернулся в нейтральные атомы.

Эти наблюдения сузили период времени, в течение которого имела место реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, все еще не полностью определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ , что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, а это означает, что источники должны были производить значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если для их разделения не будет постоянно поступать энергия, что также устанавливает ограничения на количество источников и их долговечность. С учетом этих ограничений ожидается, что квазары, звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии. В настоящее время ведущими кандидатами от наиболее до наименее значимых в настоящее время считаются звезды населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), карликовые галактики (очень ранние малые галактики с высокими энергиями) (возможно, 30%) и квазары. (класс активных галактических ядер ).

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была намного более тонкой и диффузной, а вероятность рассеяния фотонов была гораздо ниже. Несмотря на реионизацию, вселенная оставалась в значительной степени прозрачной во время реионизации. По мере того как Вселенная продолжала охлаждаться и расширяться, реионизация постепенно прекращалась.

Галактики, скопления и сверхскопления

Материя продолжает сближаться под действием силы тяжести, образуя галактики. Звезды этого периода, известные как звезды населения II , формируются на ранних этапах этого процесса, а более свежие звезды населения I сформировались позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления . Наблюдения Хаббла в сверхглубоком поле выявили ряд небольших галактик, сливающихся в более крупные, в 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). (Эта оценка возраста сейчас считается немного завышенной).

Используя 10-метровый телескоп Keck II на Мауна-Кеа, Ричард Эллис из Калифорнийского технологического института в Пасадене и его команда обнаружили шесть звездообразующих галактик на расстоянии около 13,2 миллиарда световых лет от нас и, следовательно, образованных, когда Вселенной было всего 500 миллионов лет. В настоящее время известно только около 10 из этих чрезвычайно ранних объектов. Более поздние наблюдения показали, что этот возраст короче, чем указывалось ранее. Согласно сообщениям, самая далекая галактика, наблюдаемая по состоянию на октябрь 2016 года, GN-z11, находится на расстоянии 32 миллиарда световых лет от нас, огромное расстояние стало возможным благодаря расширению пространства-времени ( z = 11,1; сопутствующее расстояние 32 миллиарда световых лет; время ретроспективного обзора 13,4 млрд лет).

Вселенная, как она выглядит сегодня

Вселенная выглядела почти такой же, как сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Он будет выглядеть так же еще много миллиардов лет в будущем.

Основываясь на зарождающейся науке нуклеокосмохронологии , тонкий диск Галактики Млечный Путь, по оценкам, был сформирован 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад.

Эпоха господства темной энергии

Считается, что с 9,8 миллиарда лет космического времени крупномасштабное поведение Вселенной постепенно изменилось в третий раз в ее истории. Первоначально в его поведении преобладала радиация (релятивистские составляющие, такие как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а с 370 000 лет космического времени в его поведении преобладала материя. В эпоху преобладания материи расширение Вселенной начало замедляться, поскольку гравитация сдерживала первоначальное расширение. Но примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени наблюдения показывают, что расширение Вселенной медленно перестает замедляться, а вместо этого постепенно начинает ускоряться снова.

Хотя точная причина неизвестна, космологическое сообщество считает это наблюдение правильным. Безусловно, наиболее общепринятое понимание состоит в том, что это происходит из-за неизвестной формы энергии, получившей название «темная энергия». «Темный» в этом контексте означает, что он не наблюдается напрямую, но в настоящее время может быть изучен только путем изучения воздействия, которое он оказывает на Вселенную. Продолжаются исследования, чтобы понять эту темную энергию. В настоящее время считается, что темная энергия является самым большим компонентом Вселенной, поскольку она составляет около 68,3% всей массы-энергии физической Вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая постоянная — скалярное поле, существующее во всем пространстве. В отличие от гравитации, влияние такого поля не уменьшается (или только уменьшается медленно) по мере роста Вселенной. Хотя материя и гравитация изначально имеют большее влияние, их влияние быстро ослабевает по мере того, как Вселенная продолжает расширяться. Объекты во Вселенной, которые изначально кажутся раздвигающимися по мере расширения Вселенной, продолжают раздвигаться, но их движение наружу постепенно замедляется. Этот эффект замедления становится меньше по мере того, как Вселенная расширяется. В конце концов, внешний и отталкивающий эффект темной энергии начинает преобладать над внутренним притяжением. Вместо того, чтобы замедляться и, возможно, начать движение внутрь под действием силы тяжести, примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени, расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно увеличивающейся скоростью.

Далекое будущее и окончательная судьба

Есть несколько конкурирующих сценариев долгосрочной эволюции Вселенной. Какое из них произойдет, если оно произойдет, зависит от точных значений физических констант, таких как космологическая постоянная, возможность распада протона , энергия вакуума (то есть энергия самого «пустого» пространства ) и естественная энергия. законы, выходящие за рамки Стандартной модели .

Если расширение Вселенной продолжится и она останется в своей нынешней форме, в конечном итоге все галактики, кроме ближайших, будут унесены от нас расширением пространства с такой скоростью, что наша наблюдаемая Вселенная будет ограничена нашей собственной гравитационно связанной локальной галактикой. кластер . В очень долгой перспективе (по прошествии многих триллионов — тысяч миллиардов лет по космическому времени) Эра звездных звезд закончится, когда звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умрут. Помимо этого, все объекты во Вселенной будут охлаждаться и (за исключением, возможно, протонов ) постепенно разлагаться обратно на составляющие их частицы, а затем на субатомные частицы, фотоны очень низкого уровня и другие фундаментальные частицы посредством множества возможных процессов.

В конце концов, в крайнем будущем были предложены следующие сценарии окончательной судьбы Вселенной:

Сценарий		Описание
Тепловая смерть	По мере расширения Вселенная становится больше, холоднее и разреженной; со временем все структуры в конечном итоге распадаются на субатомные частицы и фотоны.	В случае бесконечно продолжающегося метрического расширения пространства плотность энергии во Вселенной будет уменьшаться до тех пор, пока, по расчетному времени в 10 1000 лет, она не достигнет термодинамического равновесия, и структура станет невозможной. Это произойдет только через очень долгое время, потому что сначала некоторое количество (менее 0,1%) вещества схлопнется в черные дыры , которые затем будут чрезвычайно медленно испаряться из-за излучения Хокинга . Вселенная в этом сценарии перестанет поддерживать жизнь намного раньше, чем это, примерно через 10 14 лет или около того, когда прекратится звездообразование. , §IID. Согласно некоторым теориям Великого Объединения , распад протона, по крайней мере, через 10 34 лет преобразует оставшийся межзвездный газ и звездные остатки в лептоны (такие как позитроны и электроны) и фотоны. Затем некоторые позитроны и электроны рекомбинируют в фотоны. , §IV, §VF. В этом случае Вселенная достигла состояния с высокой энтропией, состоящего из ванны частиц и низкоэнергетического излучения. Однако неизвестно, достигает ли он в конечном итоге термодинамического равновесия . , §VIB, VID. Гипотеза универсальной тепловой смерти проистекает из идей 1850-х годов Уильяма Томсона (лорд Кельвин), который экстраполировал классическую теорию тепла и необратимости (воплощенную в первых двух законах термодинамики) на Вселенную в целом.
Большой разрыв	Расширение пространства ускоряется и в какой-то момент становится настолько экстремальным, что даже субатомные частицы и ткань пространства-времени разрываются и не могут существовать.	При любом значении содержания темной энергии во Вселенной, где коэффициент отрицательного давления меньше -1, скорость расширения Вселенной будет продолжать неограниченно увеличиваться. Связанные гравитацией системы, такие как скопления галактик, галактик и, в конечном итоге, Солнечная система будут разорваны на части. В конце концов расширение будет настолько быстрым, что преодолеет электромагнитные силы, удерживающие вместе молекулы и атомы. Даже атомные ядра будут разорваны на части. Наконец, силы и взаимодействия даже в масштабе Планка — наименьшего размера, для которого понятие «пространство» в настоящее время имеет значение — больше не смогут возникать, поскольку сама ткань пространства-времени разрывается, а Вселенная, как мы ее знаем. закончится необычной сингулярностью.
Большой хруст	Расширение в конечном итоге замедляется и останавливается, а затем обращается вспять, когда вся материя ускоряется к своему общему центру. В настоящее время считается, вероятно, неверным.	В противоположность сценарию «большого разрыва» метрическое расширение пространства в какой-то момент изменится на противоположное, и Вселенная сожмется в сторону горячего, плотного состояния. Это обязательный элемент сценариев колеблющейся вселенной , таких как циклическая модель , хотя Большое сжатие не обязательно подразумевает колеблющуюся вселенную. Текущие наблюдения показывают, что эта модель Вселенной вряд ли будет правильной и расширение будет продолжаться или даже ускоряться.
Нестабильность вакуума	Коллапс квантовых полей , лежащих в основе всех сил, частиц и структур, в другую форму.	Космология традиционно предполагает стабильную или, по крайней мере, метастабильную Вселенную, но возможность ложного вакуума в квантовой теории поля подразумевает, что Вселенная в любой точке пространства-времени может спонтанно коллапсировать в состояние с более низкой энергией (см. Зарождение пузыря ), более стабильное или более стабильное. «истинный вакуум», который затем будет расширяться наружу из этой точки со скоростью света. В результате квантовые поля, лежащие в основе всех сил, частиц и структур, перейдут в более стабильную форму. Новые силы и частицы заменят существующие, о которых мы знаем, с побочным эффектом, заключающимся в том, что все текущие частицы, силы и структуры будут разрушены и впоследствии (если смогут) преобразоваться в другие частицы, силы и структуры. В таком экстремальном временном масштабе также могут происходить чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть на временном масштабе, меньшем, чем триллионы лет. Это также может привести к непредсказуемым изменениям состояния Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем временном масштабе. Например, в масштабе времени в миллионы триллионов лет черные дыры могут казаться испаряющимися почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования будут казаться обычным явлением, а квантовые (или другие) явления настолько маловероятны, что могут произойти только один раз из триллиона. годы могут повторяться много раз. Источник Читайте также:  Максимальная отрицательная температура во вселенной ➤ Adblock detector