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
Основные этапы и стадии эволюции Вселенной (от Большого взрыва до сегодняшнего дня).
Происхождение Вселенной — любое описание или объяснение начальных процессов возникновения существующей Вселенной, включая образование астрономических объектов (космогонию), возникновение жизни, планеты Земля и человечества. Существует множество точек зрения на вопрос происхождения Вселенной, начиная с научной теории, множества отдельных гипотез, и заканчивая философскими размышлениями, религиозными убеждениями, и элементами фольклора.
В рамках общепризнанной ныне теории Большого взрыва специалисты выделяют четыре основных этапа эволюции Вселенной:
• Адронная эра: при очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц, прежде всего из адронов. Этот этап длился одну десятитысячную долю секунды, но именно тогда взаимодействие между частицами (ядерная сила) было наиболее интенсивным;
• Лептонная эра: в это время температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино, именно тогда и образовалось так называемое нейтринное море, благодаря которому и началось реликтовое излучение;
• Фотонная эра; собственно с окончанием фотонной эры, когда температура Вселенной снизилась до определённого значения, а вещество было отделено от антивещества, и заканчивается широкая фаза Большого взрыва. В сумме адронная, лептонная и фотонная эры составляют примерно одну тридцатитысячную часть возраста Вселенной;
• Звёздная эра: основной этап существования Вселенной, который продолжается и в настоящее время. На этом этапе Вселенная расширяется, вещество образовывает звёзды, планеты, звёздные системы, галактики и так далее, вплоть до появления жизни и разумных её форм.
Гипотезу «Большого Взрыва» называют также моделью горячей Вселенной, или стандартной моделью. Эта гипотеза стала общепринятой после открытия в 1965 г. реликтового излучения.
Несмотря на стандартность и общепринятость, концепция «Большого Взрыва» не дает ответа на некоторые вопросы. Например, каковы причины образования галактик из ионизированного газа? Почему наблюдается асимметрия вещества и антивещества?
Самой большой проблемой остается состояние сингулярности, введение которого требуется уравнениями общей теории относительности А. Эйнштейна.
Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.
Немного другая трактовка:
• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это планковское время (10 −43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.[⇨]
• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
• Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, Галактики, Солнечная система.
Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.
Источник
Этапы эволюции вселенной — научный подход
вкл. 14 Июнь 2018 . Опубликовано в Наука и эзотерика
Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно.
Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был настолько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.
Момент, с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.
Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную и звездную.
Адронная эра. Первая эра называется адронной по имени тяжелых частиц. Состав Вселенной в начале этой эры очень сложный и представлен частицами столь высоких энергий, что экспериментально они еще не обнаружены. Характерной особенностью адронной эры является сосуществование частиц и античастиц, т.е. вещества и антивещества.
Частицы и античастицы аннигилируют и возникают вновь, распадаются и рождаются в результате взаимодействий. Аннигиляция пары «частица-античастица» означает превращение их в излучение.Это свет, рентгеновские или гамма-лучи. При громадных энергиях, процессах аннигиляции и рождения частиц, материю в адронную эру можно охарактеризовать как некую адронную плазму, представляющую бесформенную, довольно однородную смесь частиц, античастиц и излучения.
Лептонная эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась в веществе было много лептонов. Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.
Лептонная эра начинается с распада адронов в мюоны и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010 K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.
Фотонная эра или эра излучения. Во время эры излучения продолжалось стремительное расширение космической материи, состоящей из фотонов, среди которых встречались свободные протоны или электроны и крайне редко — альфа-частицы. В период эры излучения протоны и электроны в основном оставались без изменений, уменьшалась только их скорость. С фотонами дело обстояло намного сложнее.
Хотя скорость их осталась прежней, в течение эры излучения гамма-фотоны постепенно превращались в фотоны рентгеновские, ультрафиолетовые и фотоны света. Вещество и фотоны к концу эры остыли уже настолько, что к каждому из протонов мог, присоединится один электрон. При этом происходило излучение одного ультрафиолетового фотона (или же нескольких фотонов света) и, таким образом, возник атом водорода. Это была первая система частиц во Вселенной.
Вследствие расширения Вселенной понижалась плотность энергии фотонов и частиц. С увеличением расстояния во Вселенной в два раза, объём увеличился в восемь раз. Иными словами, плотность частиц и фотонов понизилась в восемь раз. Кончается эра излучения и вместе с этим период “большого взрыва”. Так выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000 лет.
“Большой взрыв” продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Все события во Вселенной в тот период касались свободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. В столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).
Звездная эра. После “большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” до наших дней. По сравнению с периодом “большого взрыва” её развитие представляется как будто слишком замедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры.
Вселенная вступает в звездную эру в форме водородного газа с огромным количеством световых и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разной скоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, во много миллионов световых лет.
Масса таких космических водородных сгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скопления галактик.
Итак, эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блеск Вселенной.
Источник