Большой взрыв

Хронология метрического расширения пространства , где пространство, включая гипотетические ненаблюдаемые части Вселенной, каждый раз представлено круглыми сечениями. Слева: резкое расширение происходит в эпоху инфляции ; а в центре расширение ускоряется (концепция художника; не в масштабе).

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Big Bang теория является космологической моделью в наблюдаемой Вселенной из ранних известных периодов через его последующую эволюцию крупномасштабного. ^{[1] [2] [3]} Модель описывает, как Вселенная расширялась из начального состояния с высокой плотностью и температурой , ^[4] и предлагает исчерпывающее объяснение широкого спектра наблюдаемых явлений, включая обилие легких элементов , космическое микроволновое фоновое (CMB) излучение и крупномасштабная структура .

Крайне важно, что теория совместима с законом Хаббла-Леметра - наблюдение, что чем дальше галактики , тем быстрее они удаляются от Земли. Экстраполируя это космическое расширение назад во времени, используя известные законы физики , теория описывает состояние с высокой плотностью, которому предшествует сингулярность, в которой пространство и время теряют смысл. ^[5] Нет никаких свидетельств каких-либо явлений до сингулярности. Подробные измерения скорости расширения Вселенной показывают, что Большой взрыв произошел примерно 13,8  миллиарда лет назад, что, таким образом, считается возрастом Вселенной . ^[6]

После первоначального расширения Вселенная остыла достаточно, чтобы позволить образование субатомных частиц , а затем и атомов . Гигантские облака этих первичных элементов - в основном водорода с небольшим количеством гелия и лития - позже объединились под действием силы тяжести , образуя ранние звезды и галактики, потомки которых видны сегодня. Помимо этих первичных строительных материалов, астрономы наблюдают гравитационные эффекты неизвестной темной материи, окружающей галактики. Большая часть гравитационного потенциалаво Вселенной, кажется, находится в такой форме, и теория Большого взрыва и различные наблюдения показывают, что этот избыточный гравитационный потенциал не создается барионной материей , такой как нормальные атомы. Измерения красных смещений сверхновых показывают, что расширение Вселенной ускоряется , и это наблюдение приписывают существованию темной энергии . ^[7]

Жорж Лемэтр впервые заметил в 1927 году, что расширяющуюся Вселенную можно проследить во времени до единственной точки происхождения, которую он назвал «первобытным атомом». Эдвин Хаббл подтвердил посредством анализа галактических красных смещений в 1929 году, что галактики действительно расходятся; это важное наблюдательное свидетельство расширяющейся Вселенной. В течение нескольких десятилетий научное сообщество было разделено на сторонников Большого взрыва и конкурирующей модели устойчивого состояния . В 1964 году было обнаружено реликтовое излучение, что стало решающим доказательством в пользу модели горячего Большого взрыва ^[8].поскольку эта теория предсказывала однородное фоновое излучение по всей Вселенной. Широкий спектр эмпирических данных убедительно свидетельствует в пользу Большого взрыва, который сейчас общепризнан. ^[9]

Особенности модели

Теория Большого взрыва предлагает исчерпывающее объяснение широкого спектра наблюдаемых явлений, в том числе содержания легких элементов , реликтового излучения , крупномасштабной структуры и закона Хаббла . ^[10] Теория зависит от двух основных предположений: универсальности физических законов и космологического принципа . Универсальность физических законов - один из основополагающих принципов теории относительности . Космологический принцип гласит , что на больших масштабах Вселенная является однородной и изотропной . ^[11]

Эти идеи изначально были приняты как постулаты, но позже были предприняты попытки проверить каждую из них. Например, первое предположение было проверено наблюдениями, показавшими, что наибольшее возможное отклонение постоянной тонкой структуры на протяжении большей части возраста Вселенной составляет порядка 10 ⁻⁵ . ^[12] Кроме того, общая теория относительности прошла строгие испытания в масштабе Солнечной системы и двойных звезд . ^{[13] [14] [примечания 1]}

Крупномасштабная Вселенная кажется изотропной, если смотреть с Земли. Если он действительно изотропен, космологический принцип может быть выведен из более простого принципа Коперника , который гласит, что не существует предпочтительного (или особого) наблюдателя или точки наблюдения. С этой целью космологический принцип был подтвержден до уровня 10 ⁻⁵ посредством наблюдений за температурой реликтового излучения. В масштабе горизонта реликтового излучения Вселенная была однородна с верхней границей порядка 10% неоднородности по состоянию на 1995 год ^[15].

Расширение пространства

Расширение Вселенной было выведено из астрономических наблюдений начала двадцатого века и является важным элементом теории Большого взрыва. Математически общая теория относительности описывает пространство-время с помощью метрики , которая определяет расстояния, разделяющие близлежащие точки. Точки, которые могут быть галактиками, звездами или другими объектами, указываются с помощью координатной карты или «сетки», которая проложена по всему пространству-времени. Космологический принцип подразумевает, что метрика должна быть однородной и изотропной на больших масштабах, что однозначно выделяет метрику Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера (FLRW) . Эта метрика содержит коэффициент масштабирования, который описывает, как размер Вселенной изменяется со временем. Это позволяет сделать удобный выбор системы координат , называемой сопутствующими координатами . В этой системе координат сетка расширяется вместе со Вселенной, и объекты, которые движутся только из-за расширения Вселенной , остаются в фиксированных точках сетки. В то время как их координатное расстояние ( сопутствующее расстояние ) остается постоянным, физическое расстояние между двумя такими сопутствующими точками увеличивается пропорционально масштабному коэффициенту Вселенной. ^[16]

Большой взрыв - это не взрыв материи, движущейся наружу, чтобы заполнить пустую вселенную. Вместо этого само пространство расширяется со временем повсюду и увеличивает физические расстояния между сопутствующими точками. Другими словами, Большой Взрыв не взрыв в космосе , а расширение пространства . ^[4] Поскольку метрика FLRW предполагает равномерное распределение массы и энергии, она применима к нашей Вселенной только в больших масштабах - локальные концентрации вещества, такие как наша галактика, не обязательно расширяются с той же скоростью, что и вся Вселенная. ^[17]

Горизонты

Важной особенностью пространства-времени Большого взрыва является наличие горизонтов частиц . Поскольку у Вселенной конечный возраст, а свет движется с конечной скоростью, в прошлом могут быть события, свет которых еще не успел достичь нас. Это устанавливает предел или прошлый горизонт для самых далеких объектов, которые можно наблюдать. И наоборот, поскольку пространство расширяется, а более далекие объекты удаляются все быстрее, свет, излучаемый нами сегодня, может никогда не «догнать» очень далекие объекты. Это определяет будущий горизонт , который ограничивает события в будущем, на которые мы сможем повлиять. Наличие горизонта любого типа зависит от деталей модели FLRW, описывающей нашу Вселенную. ^[18]

Наше понимание Вселенной с самых ранних времен предполагает, что существует прошлый горизонт, хотя на практике наш взгляд также ограничен непрозрачностью Вселенной в ранние времена. Таким образом, наш взгляд не может распространяться дальше назад во времени, хотя горизонт отступает в пространстве. Если расширение Вселенной продолжит ускоряться, есть и будущий горизонт. ^[18]

Термализация

Некоторые процессы в ранней Вселенной происходили слишком медленно по сравнению со скоростью расширения Вселенной, чтобы достичь приблизительного термодинамического равновесия . Другие были достаточно быстрыми, чтобы достичь термализации . Параметр, обычно используемый для определения того, достиг ли процесс в очень ранней Вселенной теплового равновесия, - это соотношение между скоростью процесса (обычно скоростью столкновений между частицами) и параметром Хаббла . Чем больше соотношение, тем больше времени нужно было частицам для термализации, прежде чем они оказались слишком далеко друг от друга. ^[19]

График

Графическая шкала времени доступна на Графической шкале времени Большого взрыва.

Согласно теории Большого взрыва, Вселенная вначале была очень горячей и очень компактной, а с тех пор она расширяется и остывает.

Сингулярность

Экстраполяция расширения Вселенной назад во времени с использованием общей теории относительности дает бесконечные плотность и температуру в конечное время в прошлом. ^[20] Это нерегулярное поведение, известное как гравитационная сингулярность , указывает на то, что общая теория относительности не является адекватным описанием законов физики в этом режиме. Модели, основанные только на общей теории относительности, не могут экстраполироваться в сторону сингулярности - за пределы так называемой эпохи Планка . ^[5]

Эту изначальную сингулярность иногда называют «Большим взрывом» ^[21], но этот термин также может относиться к более общей ранней горячей, плотной фазе ^{[22] [примечания 2]} Вселенной. В любом случае «Большой взрыв» как событие также в просторечии называется «рождением» нашей Вселенной, поскольку он представляет собой момент в истории, когда можно проверить, что Вселенная вошла в режим, в котором законы физики как мы понимаем их ( в частности общей теории относительности и Стандартная модель из физики частиц ) работы. На основе измерений расширения с использованием сверхновых типа Iaи измерения температурных флуктуаций космического микроволнового фона, время, прошедшее после этого события, известное как « возраст Вселенной », составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет. ^[23]

Несмотря на то, что в это время она была чрезвычайно плотной - гораздо более плотной, чем обычно требуется для образования черной дыры, - Вселенная не смогла снова схлопнуться в сингулярность. Это можно объяснить, если учесть, что обычно используемые расчеты и ограничения для гравитационного коллапса обычно основаны на объектах относительно постоянного размера, таких как звезды, и не применяются к быстро расширяющемуся пространству, например Большому взрыву. Точно так же, поскольку ранняя Вселенная не сразу схлопнулась в множество черных дыр, материя в то время должна была быть очень равномерно распределена с незначительным градиентом плотности . ^[24]

Инфляция и бариогенез

Самые ранние фазы Большого взрыва являются предметом множества спекуляций, поскольку астрономические данные о них недоступны. В наиболее распространенных моделях Вселенная была заполнена однородно и изотропно с очень высокой плотностью энергии, огромными температурами и давлениями , и очень быстро расширялась и охлаждалась. Период от 0 до 10 ^-43 секунды расширения, эпоха Планка , был фазой, в которой четыре фундаментальные силы - электромагнитная сила , сильная ядерная сила , слабая ядерная сила и гравитационная сила - были объединены в единое целое. . ^[25]На этом этапе характерным масштабом Вселенной была планковская длина ,1,6 × 10 ^-35  м и, следовательно, имел температуру примерно 10 ³² градуса Цельсия. В этих условиях ломается даже само понятие частицы. Правильное понимание этого периода требует развития теории квантовой гравитации . ^{[26] [27]} Эпоха Планка сменилась эпохой великого объединения, начавшейся в 10 ^-43 секунды, когда гравитация отделилась от других сил по мере падения температуры Вселенной. ^[25]

Примерно через ^10-37 секунд после расширения фазовый переход вызвал космическую инфляцию , во время которой Вселенная росла экспоненциально , не ограничиваясь неизменностью скорости света , а температура упала в 100000 раз. Микроскопические квантовые флуктуации, которые произошли из-за принципа неопределенности Гейзенберга, были усилены до зародышей, которые позже сформируют крупномасштабную структуру Вселенной. ^[28] Примерно через ^10-36 секунд эпоха электрослабогоначинается, когда сильное ядерное взаимодействие отделяется от других сил, при этом остаются едиными только электромагнитное взаимодействие и слабое ядерное взаимодействие. ^[29]

Инфляция остановилась на отметке от 10 ^-33 до 10 ^-32 секунды, при этом объем Вселенной увеличился как минимум в 10 ^{78 раз} . Разогрев произошло до тех пор , пока Вселенная получены температуры , необходимые для производства в виде КГП , а также всех других элементарных частиц . ^{[30] [31]} Температура была настолько высока, что случайные движения частиц происходили с релятивистскими скоростями , а пары частица-античастица всех видов непрерывно создавались и разрушались в столкновениях. ^[4] В какой-то момент неизвестная реакция вызвалабариогенез нарушил сохранение барионного числа , что привело к очень небольшому избытку кварков и лептонов над антикварками и антилептонами - порядка одной 30-миллионной части. Это привело к преобладанию материи над антивеществом в современной Вселенной. ^[32]

Охлаждение

Вселенная продолжала уменьшаться в плотности и температуре, следовательно, типичная энергия каждой частицы уменьшалась. Фазовые переходы, нарушающие симметрию, приводят фундаментальные силы физики и параметры элементарных частиц в их нынешнюю форму, при этом электромагнитная сила и слабая ядерная сила разделяются примерно через 10 ^-12 секунд. ^{[29] [33]} Примерно через 10 ^-11 секунд картина становится менее умозрительной, поскольку энергии частиц падают до значений, которые могут быть достигнуты в ускорителях частиц . Примерно через ^10-6 секунд кварки и глюоны объединились, чтобы сформировать барионы, такие какпротоны и нейтроны . Небольшой избыток кварков над антикварками привел к небольшому избытку барионов над антибарионами. Температура теперь уже не была достаточно высокой для создания новых пар протон-антипротон (аналогично нейтронам-антинейтронам), поэтому сразу последовала массовая аннигиляция, в результате чего остался только один из 10 ¹⁰ исходных протонов и нейтронов, и ни одна из их античастиц . Аналогичный процесс произошел примерно за 1 секунду для электронов и позитронов. После этих аннигиляций оставшиеся протоны, нейтроны и электроны больше не двигались релятивистски, и в плотности энергии Вселенной преобладали фотоны (с незначительным вкладом нейтрино ).

Через несколько минут после расширения, когда температура была около миллиарда кельвинов, а плотность вещества во Вселенной была сопоставима с текущей плотностью атмосферы Земли, нейтроны в сочетании с протонами образовали ядра дейтерия и гелия во Вселенной в процессе, называемом Большим Нуклеосинтез взрыва (BBN). ^[34] Большинство протонов остались несоединенными как ядра водорода. ^[35]

Когда Вселенная остыла, плотность энергии покоя материи стала гравитационно доминировать над плотностью фотонного излучения . Примерно через 379000 лет электроны и ядра объединились в атомы (в основном водород ), которые смогли испускать излучение. Это реликтовое излучение, распространяющееся в космосе практически беспрепятственно, известно как космический микроволновый фон. ^[35]

Формирование структуры

В течение длительного периода времени немного более плотные области равномерно распределенной материи гравитационно притягивали соседнюю материю и, таким образом, становились еще плотнее, образуя газовые облака, звезды, галактики и другие астрономические структуры, наблюдаемые сегодня. ^[4] Детали этого процесса зависят от количества и типа материи во Вселенной. Четыре возможных типа материи известны как холодная темная материя , теплая темная материя , горячая темная материя и барионная материя . Лучшие доступные измерения, полученные с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP), показывают, что данные хорошо согласуются с моделью Lambda-CDM, в которой темная материя считается холодной (теплая темная материя исключается раннимреионизация ), ^[37] и, по оценкам, составляет около 23% материи / энергии Вселенной, в то время как барионная материя составляет около 4,6%. ^[38] В «расширенной модели», которая включает горячую темную материю в форме нейтрино, ^[39] тогда, если «физическая барионная плотность» оценивается примерно в 0,023 (это отличается от «барионной плотности», выраженной в долях от общей плотности материи / энергии, которая составляет около 0,046), а соответствующая плотность холодной темной материи составляет около 0,11, соответствующая плотность нейтрино оценивается как менее 0,0062. ^[38]${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {b}} h ^ {2}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {b}}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {c}} h ^ {2}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {v}} h ^ {2}}$

Космическое ускорение

Независимые линии свидетельств сверхновых типа Ia и реликтового излучения предполагают, что во Вселенной сегодня преобладает таинственная форма энергии, известная как темная энергия , которая, по-видимому, пронизывает все пространство. Наблюдения показывают, что 73% общей плотности энергии сегодняшней Вселенной находится в этой форме. Когда Вселенная была очень молодой, она, вероятно, была наполнена темной энергией, но с меньшим пространством и всем, что было ближе друг к другу, преобладала гравитация , и она медленно тормозила расширение. Но в конце концов, после нескольких миллиардов лет расширения, растущее изобилие темной энергии привело к тому, что расширение Вселенной стало медленно ускоряться. ^[7]

Темная энергия в своей простейшей формулировке принимает форму космологического постоянного члена в полевых уравнениях Эйнштейна общей теории относительности, но ее состав и механизм неизвестны, и, в более общем плане, детали ее уравнения состояния и взаимосвязи со Стандартной моделью физики элементарных частиц продолжают исследоваться как посредством наблюдений, так и теоретически. ^[7]

Всю эту космическую эволюцию после инфляционной эпохи можно строго описать и смоделировать с помощью ΛCDM-модели космологии, которая использует независимые рамки квантовой механики и общей теории относительности. Не существует легко проверяемых моделей, которые описывали бы ситуацию примерно до 10 ^-15 секунд. ^[40] Понимание этой самой ранней из эпох в истории Вселенной в настоящее время является одной из величайших нерешенных проблем в физике .

История

Этимология

Английскому астроному Фреду Хойлу приписывают создание термина «Большой взрыв» во время выступления на радио BBC в марте 1949 года ^{[41], где он} сказал: «Эти теории были основаны на гипотезе о том, что вся материя во Вселенной была создана в одном большом пространстве. удар в определенное время в далеком прошлом ". ^{[42] [43]}

Широко сообщается, что Хойл, который поддерживал альтернативную « стационарную » космологическую модель, считал это уничижительным ^[44], но Хойл явно отрицал это и сказал, что это просто поразительное изображение, призванное подчеркнуть разницу между двумя моделями. . ^{[45] [46]}

Разработка

Теория Большого взрыва развивалась на основе наблюдений за структурой Вселенной и теоретических соображений. В 1912 году Весто Слайфер измерил первое доплеровское смещение « спиральной туманности » (спиральная туманность - устаревший термин для спиральных галактик) и вскоре обнаружил, что почти все такие туманности удалялись от Земли. Он не понял , космологические последствия этого факта, и в самом деле в то время это было весьма спорным , были ли эти туманности «островные вселенные» за пределами нашего Млечного Пути . ^{[48] [49]} Десять лет спустя Александр Фридман , русский космолог и математик, вывел уравнения Фридмана из уравнений поля Эйнштейна, показав, что Вселенная может расширяться в отличие от статической модели Вселенной, которую поддерживал Альберт Эйнштейн в то время. ^[50]

В 1924 году американский астроном Эдвин Хаббл , измерив большое расстояние до ближайших спиральных туманностей, показал, что эти системы действительно были другими галактиками. Начиная с того же года, Хаббл кропотливо разработал серию индикаторов расстояния, предшественника космической лестницы расстояний , используя 100-дюймовый (2,5 м) телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Вильсон . Это позволило ему оценить расстояния до галактик, красное смещение которых уже было измерено, в основном Слайфер. В 1929 году Хаббл обнаружил корреляцию между расстоянием и скоростью удаления - теперь известную как закон Хаббла. ^{[51] [52]}К тому времени Лемэтр уже показал, что этого следовало ожидать, учитывая космологический принцип. ^[7]

Независимо выведя уравнения Фридмана в 1927 году, Жорж Лемэтр , бельгийский физик и католический священник, предположил, что предполагаемое рассеяние туманностей произошло из-за расширения Вселенной. ^[53] В 1931 году Лемэтр пошел еще дальше и предположил, что очевидное расширение Вселенной, если спроецировать назад во времени, означало, что чем дальше в прошлом, тем меньше была Вселенная, пока в какой-то конечный момент в прошлом вся масса Вселенная была сконцентрирована в одной точке, «первобытном атоме», где и когда возникла ткань времени и пространства. ^[54]

В 1920-х и 1930-х годах почти каждый крупный космолог предпочитал вечную стационарную Вселенную, а некоторые жаловались, что начало времен, подразумеваемое Большим взрывом, внесло религиозные концепции в физику; это возражение было позже повторено сторонниками теории стационарного состояния. ^[55] Это восприятие усиливалось тем фактом, что создатель теории Большого взрыва, Лемэтр, был римско-католическим священником. ^[56] Артур Эддингтон согласился с Аристотелем в том, что у вселенной не было начала во времени, а именно , что материя вечна . Начало во времени было ему «противно». ^{[57] [58]} Лемэтр, однако, не согласился:

Если бы мир начался с одного кванта , понятия пространства и времени вообще не имели бы никакого смысла вначале; они обретут разумный смысл только тогда, когда исходный квант будет разделен на достаточное количество квантов. Если это предположение верно, начало мира произошло незадолго до начала пространства и времени. ^[59]

В течение 1930 - х годов, другие идеи были предложены в качестве нестандартных космологических объяснения наблюдений Хаббла, в том числе модели Милна , ^[60] колебательный Вселенной (первоначально предложенный Фридмана, но выступает за Альберта Эйнштейна и Ричарда С. Толмен ) ^[61] и Фриц Цвикки «s усталый света гипотеза. ^[62]

После Второй мировой войны возникли две различные возможности. Одним из них была стационарная модель Фреда Хойла, согласно которой новая материя будет создаваться по мере расширения Вселенной. В этой модели вселенная примерно одинакова в любой момент времени. ^[63] Другой была теория Большого взрыва Лемэтра, которую отстаивал и разработал Джордж Гамов , который представил BBN ^[64] и чьи коллеги, Ральф Альфер и Роберт Херман , предсказали реликтовое излучение. ^[65] По иронии судьбы, именно Хойл придумал фразу, которая стала применяться к теории Лемэтра, назвав ее « идеей большого взрыва » во время радиопередачи BBC в марте 1949 года. ^{[46] [43][примечания 3]} Некоторое время поддержка этих двух теорий разделилась. В конце концов, данные наблюдений, в первую очередь подсчет радиоисточников, начали отдавать предпочтение Большому взрыву, а не устойчивому состоянию. Открытие и подтверждение реликтового излучения в 1964 году сделало Большой взрыв лучшей теорией происхождения и эволюции Вселенной. ^[66] Большая часть текущей работы по космологии включает в себя понимание того, как образуются галактики в контексте Большого взрыва, понимание физики Вселенной в более ранние и ранние времена и согласование наблюдений с основной теорией. ^{[ необходима цитата ]}

В 1968 и 1970 годах Роджер Пенроуз , Стивен Хокинг и Джордж Ф. Р. Эллис опубликовали статьи, в которых показали, что математические сингулярности являются неизбежным начальным условием релятивистских моделей Большого взрыва. ^{[67] [68]} Затем, с 1970-х по 1990-е годы, космологи работали над характеристикой характеристик Вселенной Большого взрыва и решением нерешенных проблем. В 1981 году Алан Гут совершил прорыв в теоретической работе по решению некоторых нерешенных теоретических проблем теории Большого взрыва, введя эпоху быстрого расширения в ранней Вселенной, которую он назвал «инфляцией». ^[69]Между тем, в течение этих десятилетий два вопроса в наблюдательной космологии , вызвавшие много споров и разногласий, касались точных значений постоянной Хаббла ^[70] и плотности материи Вселенной (до открытия темной энергии, которая считалась ключевой). предсказатель возможной судьбы вселенной ). ^[71]

В середине 1990-х годов наблюдения некоторых шаровых скоплений показали, что им было около 15 миллиардов лет, что противоречило большинству текущих оценок возраста Вселенной (и действительно возрасту, измеренному сегодня). Эта проблема была позже решена, когда новое компьютерное моделирование, которое включало эффекты потери массы из-за звездных ветров , показало гораздо более молодой возраст шаровых скоплений. ^[72] Хотя все еще остаются вопросы относительно того, насколько точно измеряется возраст скоплений, шаровые скопления представляют интерес для космологии как одни из самых старых объектов во Вселенной. ^{[ необходима цитата ]}

Значительный прогресс в космологии Большого Взрыва было сделано с конца 1990 - х годов в результате достижений в области телескопа технологии, а также анализ данных со спутников , таких как Космический фон Проводник (COBE), ^[73] космического телескопа Хаббла и WMAP. ^[74] Космологи теперь имеют довольно точные и точные измерения многих параметров модели Большого взрыва и сделали неожиданное открытие, что расширение Вселенной, похоже, ускоряется. ^{[ необходима цитата ]}

Наблюдательные свидетельства

Самыми ранними и наиболее прямыми наблюдательными доказательствами справедливости теории являются расширение Вселенной согласно закону Хаббла (на что указывают красные смещения галактик), открытие и измерение космического микроволнового фона и относительного содержания легких элементов, производимых Нуклеосинтез Большого взрыва (BBN). Более поздние свидетельства включают наблюдения формирования и эволюции галактик и распределения крупномасштабных космических структур , ^[76] Это иногда называют «четыре столпа» теории Большого Взрыва. ^[77]

Точные современные модели Большого взрыва обращаются к различным экзотическим физическим явлениям, которые не наблюдались в наземных лабораторных экспериментах и ​​не были включены в Стандартную модель физики элементарных частиц. Из этих особенностей темная материя в настоящее время является предметом наиболее активных лабораторных исследований. ^[78] Остальные проблемы включают проблему каспи-гало ^[79] и проблему карликовых галактик ^[80] холодной темной материи. Темная энергия также представляет большой интерес для ученых, но неясно, возможно ли прямое обнаружение темной энергии. ^[81]Инфляция и бариогенез остаются более спекулятивными особенностями нынешних моделей Большого взрыва. Жизнеспособные количественные объяснения таких явлений все еще находятся в поиске. Это в настоящее время нерешенные проблемы физики.

Закон Хаббла и расширение пространства

Наблюдения за далекими галактиками и квазарами показывают, что эти объекты смещены в красное смещение: излучаемый ими свет смещен в сторону более длинных волн. Это можно увидеть, взяв частотный спектр объекта и сопоставив спектроскопический образец линий излучения или поглощения, соответствующих атомам химических элементов, взаимодействующих со светом. Эти красные смещения равномерноизотропные, равномерно распределенные среди наблюдаемых объектов во всех направлениях. Если красное смещение интерпретируется как доплеровское смещение, можно вычислить скорость возврата объекта. Для некоторых галактик можно оценить расстояния по космической лестнице расстояний. Когда скорости разбегания наносятся в зависимости от этих расстояний, наблюдается линейная зависимость, известная как закон Хаббла: ^[51] где${\ displaystyle v = H_ {0} D}$

• ${\ displaystyle v}$ - скорость удаления галактики или другого удаленного объекта,
• ${\ displaystyle D}$ - сопутствующее расстояние до объекта, а
• ${\ displaystyle H_ {0}}$является постоянной Хаббла , измерено70,4+1,3
  -1,4 км / с / Мпк по WMAP. ^[38]

У закона Хаббла есть два возможных объяснения. Либо мы находимся в центре взрыва галактик - что недопустимо в предположении принципа Коперника, - либо Вселенная равномерно расширяется повсюду. Это универсальное расширение было предсказано на основе общей теории относительности Фридманом в 1922 году ^[50] и Леметром в 1927 году ^[53] задолго до того, как Хаббл провел свой анализ и наблюдения 1929 года, и оно остается краеугольным камнем теории Большого взрыва, разработанной Фридманом, Леметром, Робертсон и Уокер.

Теория требует отношение к трюм в любое время, где является сопутствующим расстояние, v является каникулярный скорость, и , и изменяются по мере расширения Вселенной (следовательно , мы пишем , чтобы обозначить современную Хаббла «постоянный»). Для расстояний, намного меньших, чем размер наблюдаемой Вселенной , красное смещение Хаббла можно рассматривать как доплеровское смещение, соответствующее скорости удаления . Однако красное смещение не является истинным доплеровским сдвигом, а скорее является результатом расширения Вселенной между моментом излучения света и моментом его обнаружения. ^[82]${\ displaystyle v = HD}$${\ displaystyle D}$${\ displaystyle v}$${\ displaystyle H}$${\ displaystyle D}$${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle v}$

То, что пространство претерпевает метрическое расширение, подтверждается прямыми наблюдениями космологического принципа и принципа Коперника, которые вместе с законом Хаббла не имеют другого объяснения. Астрономические красные смещения чрезвычайно изотропны и однородны , ^[51] подтверждая космологический принцип, согласно которому Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях, а также многие другие доказательства. Если бы красные смещения были результатом взрыва из центра, удаленного от нас, они не были бы так похожи в разных направлениях.

Измерения влияния космического микроволнового фонового излучения на динамику далеких астрофизических систем в 2000 году подтвердили принцип Коперника, согласно которому в космологическом масштабе Земля не занимает центральное положение. ^[83] Излучение от Большого взрыва было явно более теплым в более ранние времена по всей Вселенной. Равномерное охлаждение реликтового излучения в течение миллиардов лет объяснимо только в том случае, если Вселенная испытывает метрическое расширение, и исключает возможность того, что мы находимся вблизи уникального центра взрыва.

Космическое микроволновое фоновое излучение

В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон по счастливой случайности открыли космическое фоновое излучение - всенаправленный сигнал в микроволновом диапазоне. ^[66] Их открытие предоставило существенное подтверждение предсказаний Альфера, Германа и Гамова о большом взрыве примерно в 1950 году. В течение 1970-х годов было обнаружено, что излучение примерно соответствует спектру черного тела во всех направлениях; этот спектр был сдвинут в красную сторону из-за расширения Вселенной, и сегодня он соответствует примерно 2,725 К. Это склонило чашу весов в пользу модели Большого взрыва, и Пензиас и Уилсон были удостоены Нобелевской премии по физике 1978 года .

Поверхность последнего рассеяния , соответствующее излучению CMB происходит вскоре после рекомбинации , в эпоху , когда нейтральный водород становится устойчивым. До этого Вселенная представляла собой горячее плотное море фотонно-барионной плазмы, в котором фотоны быстро рассеивались на свободных заряженных частицах. Пик около372 ± 14 кыр , ^[37] средняя длина свободного пробега для фотона становится достаточно долго , чтобы достичь на сегодняшний день и вселенная становится прозрачной.

В 1989 году НАСА запустило COBE, который добился двух крупных успехов: в 1990 году высокоточные спектральные измерения показали, что спектр частот реликтового излучения представляет собой почти идеальное черное тело без отклонений на уровне 1 часть из 10 ⁴ , и измерили остаточную температуру. 2,726 К (более поздние измерения немного изменили это значение до 2,7255 К); затем, в 1992 году, дальнейшие измерения COBE обнаружили крошечные флуктуации ( анизотропии ) температуры реликтового излучения по небу на уровне примерно 1/10 ⁵ . ^[73] Джон С. Мазер и Джордж Смут были удостоены Нобелевской премии по физике 2006 г. за лидерство в этих результатах.

В течение следующего десятилетия анизотропия реликтового излучения была дополнительно исследована в большом количестве наземных и баллонных экспериментов. В 2000–2001 гг. В ходе нескольких экспериментов, в первую очередь BOOMERanG , было обнаружено, что форма Вселенной является почти плоской в ​​пространственном отношении путем измерения типичного углового размера (размера на небе) анизотропии. ^{[88] [89] [90]}

В начале 2003 г. были опубликованы первые результаты исследования микроволновой анизотропии Уилкинсона, которые дали наиболее точные на тот момент значения для некоторых космологических параметров. Результаты опровергли несколько конкретных моделей космической инфляции, но в целом согласуются с теорией инфляции. ^[74] Космический зонд « Планк» был запущен в мае 2009 года. Другие наземные и аэростатные эксперименты по изучению космического микроволнового фона продолжаются.

Изобилие первоэлементов

Используя модель Большого взрыва, можно рассчитать концентрацию гелия-4 , гелия-3 , дейтерия и лития-7 во Вселенной как отношения к количеству обычного водорода. ^[34] Относительные содержания зависят от одного параметра - отношения фотонов к барионам. Это значение можно рассчитать независимо от детальной структуры флуктуаций реликтового излучения. Прогнозируемые отношения (по массе, а не по количеству) составляют примерно 0,25 для , примерно 10 ^-3 для , примерно 10 ^-4 для и примерно 10 ^-9 для . ^[34]${\ Displaystyle {\ ce {^ 4He / H}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ 2H / H}}}$${\ Displaystyle {\ ce {^ 3He / H}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ 7Li / H}}}$

Все измеренные содержания согласуются, по крайней мере, примерно с предсказанными на основе одного значения отношения барионов к фотонам. Согласие отличное для дейтерия, близкое, но формальное несовпадение для и отклонение в два раза для (эта аномалия известна как космологическая проблема лития ); в последних двух случаях имеются существенные систематические неопределенности . Тем не менее, общая согласованность с численностью, предсказанной BBN, является убедительным доказательством Большого взрыва, поскольку эта теория является единственным известным объяснением относительного содержания легких элементов, и практически невозможно «настроить» Большой взрыв, чтобы произвести гораздо больше. или менее 20–30% гелия. ^[91]${\ Displaystyle {\ ce {^ 4He}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ 7Li}}}$Действительно, нет никаких очевидных причины за пределов Больших взрыва , который, например, молодая Вселенная (т.е. до образования звезд , как определенно изучение материи якобы свободных от звездного нуклеосинтеза продуктов) должен иметь больше гелия , чем дейтерий или более дейтерий , чем , и в постоянных соотношениях тоже. ^{[92] : 182–185}${\ Displaystyle {\ ce {^ 3He}}}$

Галактическая эволюция и распространение

Детальные наблюдения за морфологией и распределением галактик и квазаров согласуются с текущим состоянием теории Большого взрыва. Комбинация наблюдений и теории предполагает, что первые квазары и галактики сформировались примерно через миллиард лет после Большого взрыва, и с тех пор формировались более крупные структуры, такие как скопления галактик и сверхскопления . ^[93]

Популяции звезд стареют и развиваются, так что далекие галактики (которые наблюдаются так же, как и в ранней Вселенной) кажутся очень отличными от близких галактик (наблюдаемых в более позднем состоянии). Более того, галактики, сформировавшиеся относительно недавно, заметно отличаются от галактик, образовавшихся на аналогичных расстояниях, но вскоре после Большого взрыва. Эти наблюдения - веские аргументы против стационарной модели. Наблюдения за звездообразованием, распределением галактик и квазаров и более крупными структурами хорошо согласуются с моделированием Большого взрыва формирования структуры во Вселенной и помогают завершить детали теории. ^{[93] [94]}

Первичные газовые облака

В 2011 году астрономы обнаружили то, что они считают нетронутыми облаками первичного газа, анализируя линии поглощения в спектрах далеких квазаров. До этого открытия наблюдалось, что все другие астрономические объекты содержат тяжелые элементы, образующиеся в звездах. Эти два газовых облака не содержат элементов тяжелее водорода и дейтерия. ^{[99] [100]} Поскольку газовые облака не содержат тяжелых элементов, они, вероятно, образовались в первые несколько минут после Большого взрыва во время BBN.

Другие доказательства

Возраст Вселенной, оцененный по расширению Хаббла и реликтовому излучению, в настоящее время хорошо согласуется с другими оценками, основанными на возрасте самых старых звезд, как при измерении с применением теории звездной эволюции к шаровым скоплениям, так и с помощью радиометрического датирования отдельных популяций. II звезды. ^[101] Это также хорошо согласуется с оценками возраста, основанными на измерениях расширения с использованием сверхновых типа Ia и измерениях флуктуаций температуры в космическом микроволновом фоне. ^[23] Соглашение о независимых измерениях этого возраста поддерживает лямбда-CDM.(ΛCDM), поскольку модель используется для связи некоторых измерений с оценкой возраста, и все оценки совпадают. Тем не менее, некоторые наблюдения объектов из относительно ранней Вселенной (в частности, квазара APM 08279 + 5255 ) вызывают озабоченность относительно того, хватило ли у этих объектов времени на формирование на столь ранней стадии в модели ΛCDM. ^{[102] [103]}

Предсказание о том, что в прошлом температура реликтового излучения была выше, было экспериментально подтверждено наблюдениями линий поглощения с очень низкой температурой в газовых облаках на большом красном смещении. ^[104] Это предсказание также означает, что амплитуда эффекта Сюняева – Зельдовича в скоплениях галактик не зависит напрямую от красного смещения. Наблюдения показали, что это примерно правда, но этот эффект зависит от свойств кластера, которые действительно меняются с космическим временем, что затрудняет точные измерения. ^{[105] [106]}

Будущие наблюдения

В будущем обсерватории гравитационных волн смогут обнаруживать первичные гравитационные волны , реликты ранней Вселенной, менее чем через секунду после Большого взрыва. ^{[107] [108]}

Проблемы и смежные вопросы по физике

Как и в случае с любой теорией, в результате развития теории Большого взрыва возник ряд загадок и проблем. Некоторые из этих загадок и проблем были решены, а другие остаются невыясненными. Предлагаемые решения некоторых проблем модели Большого взрыва открыли новые загадки. Например, проблема горизонта , то проблема магнитного монополя , и проблема плоскостности наиболее часто решаются с инфляционной теорией, но деталь инфляционной Вселенной все еще остается нерешенной и многими, в том числе некоторых основоположников теории, говорят , что это было опровергнуты . ^{[109] [110] [111] [112]}Ниже приводится список загадочных аспектов теории Большого взрыва, которые все еще интенсивно исследуются космологами и астрофизиками .

Барионная асимметрия

Пока не понятно, почему во Вселенной больше материи, чем антивещества. ^[32] Обычно предполагается, что когда Вселенная была молодой и очень горячей, она находилась в статистическом равновесии и содержала равное количество барионов и антибарионов. Однако наблюдения показывают, что Вселенная, включая самые далекие ее части, почти полностью состоит из материи. Для объяснения асимметрии была выдвинута гипотеза о процессе, называемом бариогенезом. Для возникновения бариогенеза необходимо выполнение условий Сахарова . Они требуют, чтобы барионное число не сохранялось, чтобы C-симметрия и CP-симметрия были нарушены, а Вселенная вышла из термодинамического равновесия . ^[113] Все эти условия встречаются в Стандартной модели, но эффекты недостаточно сильны, чтобы объяснить существующую барионную асимметрию.

Темная энергия

Измерения соотношения красное смещение – звездная величина для сверхновых типа Ia показывают, что расширение Вселенной ускоряется с тех пор, как Вселенная была примерно вдвое старше своего нынешнего возраста. Чтобы объяснить это ускорение, общая теория относительности требует, чтобы большая часть энергии во Вселенной состояла из компонента с большим отрицательным давлением, получившего название «темная энергия». ^[7]

Темная энергия, хотя и является умозрительной, решает множество проблем. Измерения космического микроволнового фона показывают, что Вселенная почти пространственно плоская, и поэтому согласно общей теории относительности вселенная должна иметь почти точно критическую плотность массы / энергии. Но массовую плотность Вселенной можно измерить по ее гравитационной кластеризации, и обнаружено, что она имеет только около 30% критической плотности. ^[7] Поскольку теория предполагает, что темная энергия не группируется обычным образом, это лучшее объяснение «недостающей» плотности энергии. Темная энергия также помогает объяснить две геометрические меры общей кривизны Вселенной, в одной из которых используется частота гравитационных линз., а другой использует характерный узор крупномасштабной структуры как космическую линейку.

Считается, что отрицательное давление является свойством энергии вакуума , но точная природа и существование темной энергии остается одной из великих загадок Большого взрыва. Результаты команды WMAP в 2008 году соответствуют тому, что Вселенная состоит из 73% темной энергии, 23% темной материи, 4,6% обычной материи и менее 1% нейтрино. ^[38] Согласно теории, плотность энергии в материи уменьшается с расширением Вселенной, но плотность темной энергии остается постоянной (или почти постоянной) по мере расширения Вселенной. Следовательно, в прошлом материя составляла большую часть общей энергии Вселенной, чем сегодня, но в далеком будущем ее частичный вклад упадет, поскольку темная энергия станет еще более доминирующей.

Компонент темной энергии Вселенной был объяснен теоретиками с использованием множества конкурирующих теорий, включая космологическую постоянную Эйнштейна, но также распространяясь на более экзотические формы квинтэссенции или других модифицированных схем гравитации. ^[114] космологическая проблема , которую иногда называют «наиболее смущающей проблемой в физике», вытекает из очевидного расхождения между измеренной плотностью энергии темной энергии, и один наивно предсказанным из единиц Планки . ^[115]

Темная материя

В течение 1970-х и 1980-х годов различные наблюдения показали, что во Вселенной недостаточно видимой материи, чтобы объяснить кажущуюся силу гравитационных сил внутри галактик и между ними. Это привело к мысли, что до 90% вещества во Вселенной - это темная материя, которая не излучает свет и не взаимодействует с нормальной барионной материей. Кроме того, предположение, что Вселенная состоит в основном из обычной материи, привело к предсказаниям, которые сильно не соответствовали наблюдениям. В частности, Вселенная сегодня гораздо более комковатая и содержит гораздо меньше дейтерия, чем можно было бы объяснить без темной материи. Хотя темная материя всегда вызывала споры, о ней свидетельствуют различные наблюдения: анизотропия реликтового излучения, дисперсии скоростей скоплений галактик, крупномасштабные распределения структур, исследования гравитационного линзирования иРентгеновские измерения скоплений галактик. ^[116]

Косвенным доказательством существования темной материи является ее гравитационное влияние на другую материю, поскольку в лабораториях не наблюдались частицы темной материи. Было предложено много кандидатов физики элементарных частиц для темной материи, и несколько проектов по их непосредственному обнаружению находятся в стадии реализации. ^[117]

Кроме того, существуют нерешенные проблемы, связанные с популярной в настоящее время моделью холодной темной материи, которые включают проблему карликовых галактик ^[80] и проблему гало каспи. ^[79] Были предложены альтернативные теории, которые не требуют большого количества необнаруженного вещества, но вместо этого изменяют законы гравитации, установленные Ньютоном и Эйнштейном; однако никакая альтернативная теория не была столь успешной, как предложение о холодной темной материи, в объяснении всех существующих наблюдений. ^[118]

Проблема горизонта

Проблема горизонта проистекает из предпосылки, что информация не может перемещаться быстрее света . Во Вселенной конечного возраста это устанавливает предел - горизонт частиц - на разделение любых двух областей пространства, находящихся в причинном контакте. ^[119] Наблюдаемая изотропия реликтового излучения проблематична в этом отношении: если бы во Вселенной все время до эпохи последнего рассеяния доминировало излучение или материя, горизонт частицы в то время соответствовал бы примерно 2 градусам на небо. Тогда не было бы механизма, который заставлял бы более широкие области иметь одинаковую температуру. ^{[92] : 191–202}

Разрешение этого очевидного несоответствия предлагается инфляционной теорией, в которой однородное и изотропное скалярное энергетическое поле доминирует во Вселенной в какой-то очень ранний период (до бариогенезиса). Во время инфляции Вселенная подвергается экспоненциальному расширению, и горизонт частиц расширяется намного быстрее, чем предполагалось ранее, так что области, находящиеся в настоящее время на противоположных сторонах наблюдаемой Вселенной, находятся внутри горизонта частиц друг друга. Наблюдаемая изотропия реликтового излучения следует из того факта, что эта большая область находилась в причинном контакте до начала инфляции. ^{[28] : 180–186}

Принцип неопределенности Гейзенберга предсказывает, что во время инфляционной фазы будут происходить квантовые тепловые флуктуации , которые будут увеличиваться до космических масштабов. Эти колебания послужили зародышем всех текущих структур во Вселенной. ^{[92] : 207} Инфляция предсказывает, что первичные флуктуации почти масштабно инвариантны и гауссовы , что было точно подтверждено измерениями реликтового излучения. ^{[74] : сек 6}

Если произойдет инфляция, экспоненциальное расширение вытеснит большие области космоса далеко за пределы нашего наблюдаемого горизонта. ^{[28] : 180–186}

Связанная с классической проблемой горизонта проблема возникает из-за того, что в большинстве стандартных космологических моделей инфляции инфляция прекращается задолго до того, как произойдет нарушение электрослабой симметрии , поэтому инфляция не должна быть в состоянии предотвратить крупномасштабные разрывы в электрослабом вакууме, поскольку удаленные части наблюдаемой Вселенной были причинно отделиться, когда закончилась эпоха электрослабого режима . ^[120]

Магнитные монополи

Возражение против магнитного монополя было высказано в конце 1970-х годов. Теории Великого Объединения (GUT) предсказали топологические дефекты в космосе, которые проявятся в виде магнитных монополей . Эти объекты могли бы эффективно создаваться в горячей ранней Вселенной, что привело бы к плотности намного выше, чем согласовано с наблюдениями, учитывая, что монополи не были обнаружены. Эта проблема решается с помощью космической инфляции, которая удаляет все точечные дефекты из наблюдаемой Вселенной так же, как она приводит геометрию к плоскостности. ^[119]

Проблема плоскостности

Проблема плоскостности (также известная как проблема старости) - это проблема наблюдения, связанная с FLRW. ^[119] Вселенная может иметь положительную, отрицательную или нулевую пространственную кривизну в зависимости от ее общей плотности энергии. Кривизна отрицательна, если ее плотность меньше критической; положительный, если больше; и нуль при критической плотности, и в этом случае пространство называется плоским . Наблюдения показывают, что Вселенная вполне плоская. ^{[121] [122]}

Проблема в том, что любое небольшое отклонение от критической плотности со временем увеличивается, и все же сегодня Вселенная остается очень близкой к плоской. ^{[примечания 4]} Учитывая, что естественной шкалой времени для отклонения от плоскостности может быть время Планка , 10 ^-43 секунды, ^[4] тот факт, что Вселенная не достигла ни тепловой смерти, ни Большого сжатия после миллиардов лет, требует объяснения. Например, даже в относительно позднем возрасте нескольких минут (время нуклеосинтеза), плотность Вселенной должна быть в пределах одной части в 10 ¹⁴ его критического значения, или оно не будет существовать , как это делает сегодня. ^[123]

Конечная судьба вселенной

До наблюдений за темной энергией космологи рассматривали два сценария будущего Вселенной. Если бы массовая плотность Вселенной была больше критической плотности, то Вселенная достигла бы максимального размера и затем начала бы коллапсировать. Он снова становился плотнее и горячее, заканчиваясь состоянием, аналогичным тому, в котором он начинался - Большим хрустом. ^[18]

С другой стороны, если бы плотность во Вселенной была равна или ниже критической плотности, расширение замедлилось бы, но никогда не остановится. Звездообразование прекратится с потреблением межзвездного газа в каждой галактике; звезды выгорят, оставив белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры. Столкновения между ними приведут к накоплению массы во все большие и большие черные дыры. Средняя температура Вселенной очень постепенно асимптотически приблизится к абсолютному нулю - Большому Замерзанию . ^[124] Более того, если протоны нестабильны , то барионная материя исчезнет, ​​оставив только излучение и черные дыры. В конце концов, черные дыры испарятся, испускаяРадиация Хокинга . Энтропия Вселенной возрастет до точки , где нет организованной формы энергии не может быть извлечена из него, сценарий , известный как тепловая смерть. ^[125]

Современные наблюдения ускоренного расширения предполагают, что все больше и больше видимой в настоящее время Вселенной будет выходить за пределы нашего горизонта событий и терять с нами контакт. Возможный результат неизвестен. Модель Вселенной ΛCDM содержит темную энергию в виде космологической постоянной. Эта теория предполагает, что только гравитационно связанные системы, такие как галактики, останутся вместе, и они тоже будут подвержены тепловой смерти по мере расширения и охлаждения Вселенной. Другие объяснения темной энергии, называемые теориями фантомной энергии , предполагают, что в конечном итоге скопления галактик, звезды, планеты, атомы, ядра и сама материя будут разорваны на части постоянно увеличивающимся расширением в так называемом Большом разрыве . ^[126]

Заблуждения

Одно из распространенных заблуждений о модели Большого взрыва состоит в том, что она полностью объясняет происхождение Вселенной . Однако модель Большого взрыва не описывает, как возникли энергия, время и пространство, а скорее описывает возникновение нынешней Вселенной из сверхплотного и высокотемпературного начального состояния. ^[127] Представлять Большой взрыв, сравнивая его размер с обычными объектами, является ошибочным. Когда описывается размер Вселенной в момент Большого взрыва, он относится к размеру наблюдаемой Вселенной, а не всей Вселенной. ^[17]

Закон Хаббла предсказывает, что галактики, находящиеся за пределами расстояния Хаббла, удаляются быстрее скорости света. Однако специальная теория относительности не применима за пределами движения в пространстве. Закон Хаббла описывает скорость , которая получается в результате расширения в пространстве, а не через пространство. ^[17]

Астрономы часто называют космологическое красное смещение доплеровским смещением, которое может привести к неправильному представлению. ^[17] Несмотря на то, что космологическое красное смещение похоже, оно не идентично классически выведенному красному смещению Доплера, потому что большинство элементарных производных красного смещения Доплера не учитывают расширение пространства. Точный вывод космологического красного смещения требует использования общей теории относительности, и хотя обработка с использованием более простых аргументов эффекта Доплера дает почти идентичные результаты для близких галактик, интерпретация красного смещения более далеких галактик как из-за простейшего доплеровского красного смещения может вызвать путаницу. ^[17]

Космология до Большого взрыва

Большой взрыв объясняет эволюцию Вселенной из-за плотности и температуры, которые намного превосходят возможности человечества воспроизвести, поэтому экстраполяция на самые экстремальные условия и самые ранние времена неизбежно более умозрительна. Лемэтр назвал это начальное состояние « первичным атомом », а Гамов назвал материал « илем ». Как возникло начальное состояние Вселенной, все еще остается открытым вопросом, но модель Большого взрыва ограничивает некоторые из ее характеристик. Например, определенные законы природы, скорее всего, возникли случайным образом, но, как показывают модели инфляции, некоторые их комбинации гораздо более вероятны.^[128] Топологически плоская Вселенная подразумевает баланс между гравитационной потенциальной энергией.и другие формы, не требующие создания дополнительной энергии. ^{[121] [122]}

Теория Большого взрыва, построенная на уравнениях классической общей теории относительности, указывает на сингулярность в происхождении космического времени, и такая бесконечная плотность энергии может быть физической невозможностью. Однако физические теории общей теории относительности и квантовой механики в их нынешнем виде неприменимы до эпохи Планка, и исправление этого потребует разработки правильного подхода к квантовой гравитации. ^[20] Некоторые трактовки квантовой гравитации, такие как уравнение Уиллера – ДеВитта , подразумевают, что само время может быть эмерджентным свойством . ^[129] Таким образом, физики могут сделать вывод, что до Большого взрыва времени не существовало. ^{[130] [131]}

Хотя неизвестно, что могло предшествовать горячему плотному состоянию ранней Вселенной или как и почему оно возникло, и даже, являются ли такие вопросы разумными, спекуляции изобилуют как предмет «космогонии».

Вот некоторые предположительные предложения в этом отношении, каждое из которых влечет за собой непроверенные гипотезы:

• Простейшие модели, в которых Большой взрыв был вызван квантовыми флуктуациями . У этого сценария было очень мало шансов на реализацию, но, с нашей точки зрения, он произошел мгновенно из-за отсутствия времени до Вселенной. ^{[132] [133] [134] [135]}
• Модели, включающие безграничное условие Хартла – Хокинга , в котором все пространство-время конечно; Большой взрыв действительно представляет собой предел времени, но без какой-либо сингулярности. ^[136] В таком случае Вселенная самодостаточна. ^[137]
• Космологические модели бран , в которых инфляция происходит из-за движения бран в теории струн ; модель до Большого взрыва; ekpyrotic модель, в которой Большой взрыв является результатом столкновения бран; и циклическая модель , вариант экпиротической модели, в которой столкновения происходят периодически. В последней модели Большому взрыву предшествовало Большое сжатие, и Вселенная циклически переходила от одного процесса к другому. ^{[138] [139] [140] [141]}
• Вечная инфляция , при которой универсальная инфляция заканчивается здесь и там случайным образом, причем каждая конечная точка ведет к пузырьковой вселенной , расширяющейся от своего собственного большого взрыва. ^{[142] [143]}

Предложения в последних двух категориях рассматривают Большой взрыв как событие либо в гораздо большей и старой вселенной, либо в мультивселенной .

Религиозные и философские интерпретации

Как описание происхождения Вселенной, Большой взрыв имеет большое значение для религии и философии. ^{[144] [145]} В результате он стал одной из самых оживленных областей в дискурсе между наукой и религией . ^[146] Некоторые считают, что Большой взрыв подразумевает творца, ^{[147] [148],} а некоторые видят его упоминание в своих священных книгах ^{[149], в} то время как другие утверждают, что космология Большого взрыва делает понятие творца излишним. ^{[145] [150]}

Смотрите также

• Антропный принцип  - философская предпосылка, согласно которой все научные наблюдения предполагают наличие вселенной, совместимой с появлением разумных организмов, которые производят эти наблюдения.
• Big Bounce  - гипотетическая космологическая модель происхождения известной Вселенной.
• Big Crunch  - теоретический сценарий окончательной судьбы вселенной
• Холодный Большой Взрыв  - обозначение абсолютного нуля температуры в начале Вселенной.
• Космический Календарь
• Космогония  - раздел науки или теории происхождения Вселенной.
• Эврика: Поэма в прозе  - длинная научно-популярная работа американского писателя Эдгара Аллана По, предположение о Большом взрыве
• Будущее расширяющейся Вселенной  - Сценарий будущего, предполагающий, что расширение Вселенной будет продолжаться вечно
• Тепловая смерть Вселенной  - Возможная судьба Вселенной. Также известен как Big Chill и Big Freeze
• Форма Вселенной  - Локальная и глобальная геометрия Вселенной.
• Модель устойчивого состояния  - Модель эволюции Вселенной, дискредитированная теория, которая отрицает Большой Взрыв и утверждает, что Вселенная существовала всегда.

Примечания

Рекомендации

Библиография

дальнейшее чтение

• Альфер, Ральф А .; Герман, Роберт (август 1988). «Размышления о ранних работах по космологии« Большого взрыва »». Физика сегодня . 41 (8): 24–34. Bibcode : 1988PhT .... 41h..24A . DOI : 10.1063 / 1.881126 .
• Барроу, Джон Д. (1994). Происхождение Вселенной . Мастера наук. Лондон: Вайденфельд и Николсон . ISBN 978-0-297-81497-9. LCCN  94006343 . OCLC  490957073 .
• Дэвис, Пол (1992). Разум Бога: научная основа рационального мира . Нью-Йорк: Саймон и Шустер . ISBN 978-0-671-71069-9. LCCN  91028606 . OCLC  59940452 .
• Lineweaver, Charles H .; Дэвис, Тамара М. (март 2005 г.). «Заблуждения о Большом взрыве» (PDF) . Scientific American . Vol. 292 нет. 3. С. 36–45. Архивировано 9 октября 2019 года (PDF) . Проверено 23 декабря 2019 .
• Мазер, Джон К .; Бослоу, Джон (1996). Самый первый свет: истинная внутренняя история научного путешествия назад к заре Вселенной (1-е изд.). Нью-Йорк: Основные книги . ISBN 978-0-465-01575-7. LCCN  96010781 . OCLC  34357391 .
• Риордан, Майкл; Зайц, Уильям А. (май 2006 г.). «Первые несколько микросекунд» (PDF) . Scientific American . Vol. 294 нет. 5. С. 34–41. Bibcode : 2006SciAm.294e..34R . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0506-34a . Архивировано 30 ноября 2014 года (PDF) .
• Weinberg, Steven (1993) [Первоначально опубликовано в 1977 году]. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной (обновленное издание). Нью-Йорк: Основные книги . ISBN 978-0-465-02437-7. LCCN  93232406 . OCLC  488469247 .1-е издание доступно в Интернет-архиве . Проверено 23 декабря 2019.

внешняя ссылка

Послушайте эту статью ( 56 минут )

Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 12 ноября 2011 г. и не отражает последующих правок. ( 2011-11-12 )

( Аудио справка  · Больше устных статей )

• Модель большого взрыва в Британской энциклопедии
• Однажды во Вселенной - проект, финансируемый STFC, объясняющий историю Вселенной простым для понимания языком
• "Космология большого взрыва" - научная группа NASA / WMAP
• «Большой взрыв» - НАСА Наука
• «Большой взрыв, большое недоумение» - модель большого взрыва с анимированной графикой Йоханнеса Кельмана.
• Космология в Керли