Хронология Вселенной

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

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%. ^[1]

Наброски [ править ]

Хронология в пяти этапах [ править ]

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 известные в настоящее время законы физики могут не применяться; возникновение поэтапно четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил - сначала гравитации , а затем электромагнитного , слабого и сильного взаимодействий; а также 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 этапы очень ранней Вселенной понимаются по-разному. Более ранние части недоступны для практических экспериментов в 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 фон космических нейтрино (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 становятся подходящими 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 47 000 лет ^[2], 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 370 000 лет ^[3] нейтральные атомы водорода завершают формирование («рекомбинация»), и в результате они также становятся прозрачными. в первый раз. Новообразованные атомы - в основном водород и гелий со следами лития - быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния ( основного состояния) путем высвобождения фотонов (« разделение фотонов »), и эти фотоны все еще можно обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB). В настоящее время это самое старое наблюдение Вселенной.

Темные века и появление 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 космическийТемные 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. ^[4]

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 сжигание своего водородного топлива и взрываются как сверхновые сверхновые с высокой энергией парной нестабильности после нескольких миллионов раз. годы. ^[5] 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 высокой энергии от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации, который начинается постепенно между 250-500 миллионами лет, завершается примерно к 700-900 миллионам 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 примерно 12,8 миллиарда лет Вселенная выглядела почти так же, как сегодня. Он будет оставаться очень похожим на многие миллиарды лет в будущем. Тонкий диск из нашей галактики начал формироваться около 5 миллиардов лет (8,8 ГИЕ ), ^[6] и Солнечной система образуется около 9,2 миллиарда лет (4,6 ГИЕ), с самыми ранними следами жизни на Земле формирующихся примерно 10300000000 лет (3,5 Гя).

Примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени ^[7] замедление расширения пространства постепенно начинает ускоряться под влиянием темной энергии , которая может быть скалярным полем во всей нашей Вселенной. 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 [ править ]

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 [ править ]

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 свидетельств, показывающих, 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 нулевыми или бесконечно малыми. (Это не обязательно означает, что Вселенная была физически маленькой во время Большого взрыва, хотя это одна из возможностей.) В дальнейшем это обеспечивает модель Вселенной, которая очень близко соответствует всем текущим физическим наблюдениям. Этот начальный период в 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[ редактировать ]

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. Поэтому самые ранние стадии являются активной областью исследований и основаны на идеях, которые все еще остаются 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 [ править ]

Время короче 10 ^-43 секунды ( время Планка )

Эпоха Планка эпоха в традиционной (неинфляционной) космологией Большого взрыва сразу после того, как событие , которое началось в известной вселенной. В то время 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 теориюобщая теория относительности , которая, как считается, не работает в эту эпоху из-за квантовых эффектов . ^[9]

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 умозрительными 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 [ править ]

Между 10 ^-43 секундами и 10 ^-36 секундами после Большого взрыва ^[10]

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 иначе. Подобно превращению пара в воду, поля, которые определяют фундаментальные силы и частицы нашей Вселенной, также полностью изменяют свое поведение и структуру, когда температура / энергия падает 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 уровнях энергии и с более высокими уровнями стабильности. При этом они полностью меняют способ взаимодействия. Из-за этих полей возникают силы и взаимодействия, 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-разному 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 существования такой объединенной силы, 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 [ править ]

Между 10 ^-36 секундами (или окончанием инфляции) и 10 ^-32 секундами после Большого взрыва ^[10]

В зависимости от того, как определены эпохи, и используемой модели, можно считать , что электрослабая эпоха началась до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях это описывается как включение инфляционной эпохи. В других моделях считается, что эпоха электрослабого режима 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), 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, где была нарушена электросильная симметрия, не определена из-за умозрительных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение космоса [ править ]

Перед c. 10 ⁻³² секунды после Большого взрыва

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 - что 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 не ясно, 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 большом масштабе, 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 поля инфляции была высвобождена в конце инфляционной эпохи, когда поле инфлатона 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, и некоторые теории, такие кактеплое надувание , полностью избегайте фазы разогрева.

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. Поэтому в инфляционной космологии самое раннее значащее время «после Большого взрыва» - это время окончания инфляции.

После окончания инфляции Вселенная продолжала 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. ^{[11] [12] [13] [14] [15]} Однако 19 июня 2014 г. было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции ^{[14] [16] [17]} и, наконец, 2 февраля 2015 г. совместный анализ данных BICEP2 / Кека и в Европейском космическом агентстве «S Планки Космический микроволновый телескоп пришел к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы ее можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и ее можно отнести в основном к поляризованной пыли в Млечном Пути. ^{[18] [19] [20]}

Нарушение суперсимметрии (предположительно) [ править ]

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 [ править ]

10 ^-12 секунд после Большого взрыва

Поскольку температура Вселенной продолжала опускаться ниже 159,5 ± 1,5  ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . ^[21] Насколько нам в настоящее время известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании нашей Вселенной, последним 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 и их соответствующие бозоны ( W- и Z-бозоны и фотон) теперь начинают проявляться по-разному 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, электромагнитное, слабое и сильное 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[ редактировать ]

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, стали напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и в других детекторах.

Эпоха электрослабого режима и ранняя термализация [ править ]

Начиная с ^10-22 и ^10-15 секунд после Большого взрыва, до ^10-12 секунд после Большого взрыва.

Через некоторое время после надувания созданные частицы прошли термализацию , при которой взаимные взаимодействия приводят 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 произошел бариогенез , создав дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). О деталях этих процессов известно немного.

Термализация [ править ]

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

${\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}}$,

что примерно справедливо . Поскольку взаимодействие было сильным, поперечное сечение было приблизительно равно квадрату длины волны частицы, что приблизительно равно . Таким образом, частоту столкновений на один вид частиц можно рассчитать по длине свободного пробега , что дает приблизительно:${\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}}$${\displaystyle \sigma }$${\displaystyle n^{-2/3}}$

${\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}}$.

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

${\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}}\approx {\sqrt {{\frac {8\pi G}{3c^{2}}}xnk_{B}T}}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}}$ ,

где x ~ 10 ² - количество доступных видов частиц. ^{[примечания 1]}

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 не предполагая никакой новой физики при этих энергиях, тщательная оценка показывает, что термализация была впервые возможна при температуре: ^[22]${\displaystyle a^{-1}}$${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-2}}$

${\displaystyle T_{thermalisation}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}$,

примерно через ^10–22 секунды после Большого взрыва.

Эпоха кварков [ править ]

Между 10 ^-12 и 10 ^-5 секундами после Большого взрыва

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 . ^{[23] [24] [ нужен лучший источник ]}

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 . ^[23]

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около ^10-5 секунд, когда средняя энергия взаимодействия частиц упала ниже массы легчайшего адрона - пиона . ^[23]

Бариогенез [ править ]

Возможно, на 10 ^-11 секунд ^{[ необходима ссылка ]}

Барионы - это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трех кварков . Можно было ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы , образовались в равных количествах. Однако, похоже, этого не произошло - насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. На самом деле в природе антибарионов 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 предполагает асимметрию, при которой эти условия будут соблюдаться, но эти асимметрии кажутся слишком маленькими, чтобы объяснить наблюдаемую барионно-антибарионную асимметрию Вселенной.

Эпоха адронов [ править ]

От 10 ^-5 секунд до 1 секунды после Большого взрыва

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. (Позже соотношение падает до 1: 7 из-за распада нейтрона). Мы считаем, что это правильно, потому что на более поздней стадии нейтроны и некоторые протоны слились , оставив водород, изотоп водорода под названием дейтерий, гелий и другие элементы, которые мы можем измерить. Соотношение адронов 1: 7 действительно привело бы к наблюдаемым отношениям элементов как в ранней, так и в нынешней Вселенной. ^[25]

Нейтринная развязка и космический нейтринный фон (CνB) [ править ]

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделяются и начинают свободно перемещаться 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. ^[26] 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. ^[26]

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные свидетельства 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 заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на реликтовом излучении. Хорошо известно, что CMB имеет неоднородности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически развязанные нейтрино должны были очень незначительно влиять на фазы различных флуктуаций реликтового излучения. ^[26]

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, которые в настоящее время предсказывает теория. Стандартная модель. ^[26]

Возможное образование первичных черных дыр [ править ]

Возможно, произошло примерно через 1 секунду после Большого взрыва.

Первичные черные дыры - это гипотетический тип черных дыр, предложенный в 1966 г. ^[27], 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. ^[28] Несколько механизмов могли создать плотные области, отвечающие этому критерию в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «гибридных моделях 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. ^[29]${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$${\displaystyle \rho }$Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могут быть большими и, возможно, способствовали образованию галактик .

Эпоха лептонов [ править ]

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва

Большинство адронов и антиадронов аннигилируют друг с другом 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. ^{[30] [31] [32]}

Фотонная эпоха [ править ]

От 10 секунд до 370000 лет после Большого взрыва

После того, как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остается в форме фотонов. ^[32] (Большая часть остальной его массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц ^{[ необходима цитата ]} ). Следовательно, энергия Вселенной и ее поведение в целом определяется ее фотонами. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, то есть с электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают это делать в течение следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов [ править ]

От 2 до 20 минут после Большого взрыва ^[33]

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 ^[25] 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. ^[34]

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. ^[25] Образуются небольшие количества трития (еще один изотоп водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и снова быстро теряются. ^[25] Небольшое количество дейтерия остается нераспределенным из-за очень короткого срока действия. ^[25]

Следовательно, единственными стабильными нуклидами, созданными в конце нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протона / водорода), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . ^[35] 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 по существу необнаруживаемый и незначительный. ^{[36] [37]}

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это убедительное свидетельство Большого взрыва. ^[25] Например, Большой взрыв должен производить около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, позволяя 25% всех нуклонов сливаться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона из каждых 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим сегодня, и намного больше, чем можно легко объяснить другими процессами. ^[25] Точно так же дейтерий очень легко плавится; любое альтернативное объяснение должно также объяснять, как существовали условия для образования дейтерия, но при этом оставалась некоторая часть этого дейтерия нерасплавленной, а не немедленно снова слившейся в гелий. ^[25]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. ^[25]

Господство материи [ править ]

47000 лет после Большого взрыва

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. ^[38] По мере того как Вселенная охлаждается, примерно с 47 000 лет (красное смещение z  = 3600), ^[2] 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. ^[39] Примерно через 47 000 лет или вскоре после этого плотности нерелятивистской материи (атомные ядра) и релятивистского излучения (фотоны) становятся равными, длина Джинса, который определяет мельчайшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффектами давления), начинает падать, и возмущения, вместо того, чтобы уничтожаться 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. (Однако общая материя во Вселенной составляет всего 31,7%, что намного меньше, чем 68,3% темной энергии.) Имеются 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 своего 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 гравитации, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, потому что ее коллапс не замедляется радиационным давлением . Это усиливает крошечные неоднородности (неоднородности) в плотности Вселенной, оставленные космической инфляцией. Со временем немного 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 разрушаться без радиационного давления, также означают, что она не может терять энергию из-за излучения. Потеря энергии необходима для того, чтобы частицы коллапсировали в плотные структуры за пределами определенной точки. Следовательно, темная материя коллапсирует в огромные, но рассеянные волокна 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) [ править ]

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошли два связанных события: прекращение рекомбинации и разделение фотонов . Рекомбинация описывает ионизированные частицы, объединяющиеся, чтобы сформировать первые нейтральные атомы, 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, когда 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. ^[43] Этот процесс известен как рекомбинация. ^[44] Название немного неточно и дано по историческим причинам: фактически, электроны и атомные ядра объединились впервые.

Примерно через 100000 лет Вселенная остыла достаточно , чтобы образовалась первая молекула - гидрид гелия . ^[45] В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эту молекулу наблюдали в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности в нашей галактике. ^[45] (Намного позже атомарный водород вступил в реакцию с гидридом гелия с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для звездообразования . ^[45] )

Непосредственное 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. Это изменение от заряженных частиц к нейтральным означает, что длина свободного пробега фотонов может пройти до того, как захват фактически станет бесконечным, поэтому любые разделенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно перемещаться на большие расстояния (см. Томсоновское рассеяние.). Впервые в своей истории Вселенная стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения .

Фотоны , выпущенные этих вновь образованных атомов водорода первоначально имел температуру / энергию около ~ 4000 К . Это было бы видно глазу как бледно-желто-оранжевый или «мягкий» белый цвет. ^[46] Спустя миллиарды лет после разъединения, когда Вселенная расширилась, фотоны сместились в красный цвет с видимого света на радиоволны (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красный сдвиг описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты.поскольку Вселенная расширялась за миллиарды лет, так что они постепенно перешли от видимого света к радиоволнам. Эти же фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и служат важным свидетельством 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. Изображение WMAP за 9 лет ), а распространение таких объектов, как галактики во Вселенной, указывает на то, что масштаб и размер Вселенной по мере ее развития с течением времени. ^[47]

Темные века и появление крупномасштабных структур[ редактировать ]

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва ^[48]

Темные времена[ редактировать ]

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 гравитации, 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 K до примерно 60 K (от 3727 ° C до примерно -213 ° C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации / разделения (как нейтральный водород. атомы), которые 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 ^{[ необходима цитата ]} фотоны реликтового излучения сместились из видимого диапазона 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. ^[49] 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.

В настоящее время также ведутся наблюдательные работы по обнаружению слабого излучения со спиновой линией 21 см, так как это, в принципе, даже более мощный инструмент, чем космический микроволновый фон для изучения ранней Вселенной.

Спекулятивная «жилая эпоха»[ редактировать ]

c. 10–17 миллионов лет после Большого взрыва

В течение примерно 6,6 миллионов лет, примерно от 10 до 17 миллионов лет после Большого взрыва (красное смещение 137–100), фоновая температура составляла 273–373 К (0–100 ° C), температура, совместимая с жидкой водой и обычными биологическими химические реакции . Абрахам Леб (2014) предположил, что в принципе первобытная жизнь могла появиться в течение этого окна, которое он назвал «эпохой обитаемости ранней Вселенной». ^{[4] [50]}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, чтобы образовать планету. (Такие плотные карманы, если бы они существовали, были бы крайне 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. ^{[4] [51]}

Появляются самые ранние структуры и звезды [ править ]

Примерно через 150 миллионов - 1 миллиард лет после Большого взрыва

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 плотный на обычных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний.(BAO), которая стала частью распределения материи при разделении фотонов. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию многими путями, что 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, 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, ивычислительная 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, которые образовались 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 водородное топливо и взрываются как сверхновые всего через миллионы лет, засевая Вселенную более тяжелыми элементами в течение нескольких поколений. Они знаменуют начало звездной эры.

Пока что звезд популяции 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 того момента, когда всерьез началось звездообразование. Анализ таких наблюдений, выполненных с помощью микроволнового космического телескопа Planck в 2016 году, показал, что первое поколение звезд могло образоваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва. ^[52]

Открытие в октябре 2010 г. 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 Темные века - 13,2 миллиарда. много лет назад. В декабре 2012 года были обнаружены первые кандидаты в галактики, относящиеся к периоду до реионизации, когда UDFy-38135539, EGSY8p7а галактики GN-z11 были обнаружены через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиардов световых лет (9,8 миллиарда парсеков). ^{[53] [54]}

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

Реионизация [ править ]

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 на 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 особые паттерны 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 разные величины, 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. ^[55] Они также показывают, что поглощение произошло из-за общего состояния Вселенной ( межгалактической среды ), а не из-за прохождения через галактики или другие плотные области. ^[55]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 превратился в нейтральные атомы. ^[55]

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. ^[56] С учетом этих ограничений ожидается, что квазары, звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии.^[57] Текущими ведущими кандидатами от наиболее до наименее значимых в настоящее время считаются звезды населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), ^{[58] [59]} карликовые галактики (очень ранние малые галактики с высокими энергиями) (возможно, 30%), ^[60] и вклад квазаров (класс активных ядер галактик ). ^{[56] [61] [62]}

Однако к этому времени материя стала намного более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо 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 [ править ]

Материя продолжает сближаться под действием силы тяжести, образуя галактики. Звезды этого периода, известные как звезды населения II , образуются 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). ^[64] (Эта оценка возраста сейчас считается немного завышенной). ^[65]

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. ^[66] В настоящее время известно только около 10 из этих чрезвычайно ранних объектов. ^[67] Более поздние наблюдения показали, что этот возраст короче, чем указывалось ранее. Самая далекая галактика, наблюдаемая по состоянию на октябрь 2016 года, GN-z11, находится на расстоянии 32 миллиардов световых лет от нас ^{[53] [68],} огромное расстояние стало возможным благодаря расширению пространства-времени ( z  = 11,1; ^[53] сопутствующее расстояние32 миллиарда световых лет; ^[68] время ретроспективного анализа составляет 13,4 миллиарда лет ^[68] ).

Вселенная, как она выглядит сегодня[ редактировать ]

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

На основании зарождающейся науки нуклеокосмохронологии , тонкий диск Галактики Млечный Путь, по оценкам, был сформирован 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад. ^[6]

Эпоха господства темной энергии [ править ]

Примерно через 9,8 миллиарда лет после Большого взрыва

Считается, что с 9,8 миллиарда лет космического времени ^[7] 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, так как гравитация сдерживала первоначальное расширение. Но примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени наблюдения показывают, что расширение Вселенной постепенно перестает замедляться, а вместо этого постепенно начинает ускоряться снова.

Хотя точная причина не известна, 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». ^{[69] [70]} «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 уменьшается только 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 расходиться, но их движение наружу постепенно замедляется. Этот эффект замедления становится меньше по мере того, как Вселенная расширяется. В конце концов, внешний отталкивающий эффект темной энергии начинает преобладать над внутренним притяжением силы тяжести. Вместо того, чтобы замедляться и, возможно, начать двигаться 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[ редактировать ]

Вселенная существует около 13,8 миллиардов лет, и мы считаем, что понимаем ее достаточно хорошо, чтобы предсказать ее крупномасштабное развитие на многие миллиарды лет в будущем - возможно, целых 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет. отныне). Помимо этого, нам нужно лучше понимать Вселенную, чтобы делать точные прогнозы. Следовательно, за пределами этого времени Вселенная может пойти разными путями.

Есть несколько конкурирующих сценариев возможной 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 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) Звездная эра закончится, когда звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умрут. Помимо этого, все объекты во Вселенной будут охлаждаться и ( возможно, за исключением протонов ) постепенно разлагаться обратно на составляющие их частицы, а затем на субатомные частицы, фотоны очень низкого уровня и другиеэлементарные частицы с помощью множества возможных процессов.

В конечном счете, в крайнем будущем были предложены следующие сценарии окончательной судьбы Вселенной:

В таком экстремальном временном масштабе также могут происходить чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть в масштабе времени, 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 они могут произойти только один раз из триллиона. годы могут повторяться много раз. ^{[ необходима цитата ]}

См. Также [ править ]

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]

Библиография [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Кэрролл, Шон М. (14 января 2011 г.). Космология и стрела времени: Шон Кэрролл на TEDxCaltech (видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: TED Conferences LLC . Архивировано 20 декабря 2019 года . Проверено 20 января 2020 года .
• Chaisson, Эрик Дж. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва до человечества» . Кембридж, Массачусетс: Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано 27 августа 2019 года . Проверено 19 января 2020 года .
• «Хронология истории Вселенной» . Тайны глубокого космоса . Арлингтон, Вирджиния: PBS Online . 2000. Архивировано 1 июля 2019 года . Проверено 24 March 2 005 .
• "ХабблСайт" . Балтимор, Мэриленд: Офис по связям с общественностью Института космических телескопов . Архивировано из оригинала 18 января 2020 года . Проверено 24 March 2 005 .
• Краусс, Лоуренс М. (спикер); Корнуэлл, Р. Элизабет (продюсер) (21 октября 2009 г.).«Вселенная из ничего» Лоуренса Краусса, AAI 2009 (видео). Вашингтон, округ Колумбия: Фонд Ричарда Докинза разума и науки . Архивировано 20 декабря 2019 года . Дата обращения 3 февраля 2020 .
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Групппер, Джонатан (директор, сценарист) (18 мая 2007 г.). Исследуя время (телевизионный документальный мини-сериал). Сильвер-Спринг, доктор медицины: Общественное телевидение городов-побратимов , Red Hill Studios и NHK для канала Science . Проверено 19 января 2020 года .
• «Однажды во Вселенной» . Суиндон, Великобритания: Совет по науке и технологиям . 26 марта 2013. Архивировано 9 мая 2019 года . Проверено 20 января 2020 года .
• Прощай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы находят самые ранние признаки насильственной детской вселенной» . Нью-Йорк Таймс . Нью-Йорк: Компания New York Times . ISSN  0362-4331 . Проверено 19 января 2020 года .
• Плэйт, Фил (14 января 2016 г.). Deep Time: Crash Course Astronomy # 45 (Видео). PBS Digital Studios . Архивировано 15 января 2016 года . Дата обращения 2 октября 2016 .
• «Пропуск для прессы - Фотогалерея - Графика и иллюстрации» . Фермилаб . Батавия, Иллинойс: Фермилаб . 1 января 2004 года. Архивировано 27 декабря 2005 года . Проверено 19 января 2020 года .CS1 maint: unfit URL (link) (См .: «График энергии от Большого взрыва до настоящего времени» (1984) и «Плакат истории Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше» . Архивировано из оригинального 24 ноября 2005 года . Проверено 24 March 2 005 .
• «Вселенское приключение» . Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 2007. Архивировано 22 июня 2019 года . Проверено 21 января 2020 года .CS1 maint: unfit URL (link)
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы в космологии» . Лос-Анджелес: Отдел астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе . Архивировано 10 декабря 2019 года . Проверено 19 января 2020 года .