Подписаться

Хронология вселенной

Последняя правка сделана 2021-05-15 06:14:32 Править
События после Большого взрыва, 13,8 миллиарда лет назад

.

.

График природы Это поле: -13 - –-12 - –-11 - –-10 - –-9 - –-8 - –-7 - –- 6 - –-5 - –-4 - –-3 - –-2 - –-1 - –0 - Реионизация с преобладанием материи. эра Ускоренное расширение Вода Одноклеточная жизнь Фотосинтез Многоклеточная. жизнь Позвоночные Темные векаВселенная (- 13.80 )←Самые ранние звездыДревнейшая галактикаСамый ранний квазар / sbhОмега ЦентавраГалактика АндромедыСпирали Млечного ПутиАльфа ЦентавраЗемля / Солнечная системаРанняя жизньСамый ранний кислородАтмосферный кислородПоловое размножениеДревние животные /растенияКембрийский взрывДревние млекопитающиеСамые ранние обезьяны L. i. f. e (миллиард лет назад )

хронология вселенной описывает историю и будущее Вселенная согласно космологии Большого взрыва.

Самые ранние стадии существования Вселенной оцениваются как происходящие 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%.

Содержание

  • 1 Схема
    • 1.1 Хронология в пяти этапах
    • 1.2 Табличное резюме
  • 2 Большой взрыв
  • 3 Очень ранняя Вселенная
    • 3.1 Эпоха Планка
    • 3.2 Великое объединение эпоха
    • 3.3 Электрослабая эпоха
    • 3.4 Инфляционная эпоха и быстрое расширение пространства
    • 3.5 Нарушение суперсимметрии (умозрительно)
    • 3.6 Нарушение электрослабой симметрии
  • 4 Ранняя Вселенная
    • 4.1 Эпоха кварков
      • 4.1.1 Бариогенез
    • 4.2 Адронная эпоха
    • 4.3 Отрыв нейтрино и фон космических нейтрино (CνB)
    • 4.4 Возможное образование первичных черных дыр
    • 4.5 Лептонная эпоха
    • 4.6 Фотонная эпоха
    • 4.7 Нуклеосинтез легких элементов
    • 4.8 Преобладание материи
    • 4.9 Первые молекулы
    • 4.10 Рекомбинация, разделение фотонов и космический микроволновый фон (CMB)
  • 5 Th e Темные века и появление крупномасштабных структур
    • 5.1 Темные века
      • 5.1.1 Спекулятивная «обитаемая эпоха»
    • 5.2 Возникновение древнейших структур и звезд
    • 5.3 Реионизация
    • 5.4 Галактики, скопления и сверхскопления
  • 6 Вселенная, как она выглядит сегодня
    • 6.1 Эпоха господства темной энергии
  • 7 Дальнее будущее и окончательная судьба
  • 8 См. Также
  • 9 Ссылки
    • 9.1 Библиография
  • 10 Внешние ссылки

Схема

Хронология в пяти этапах

Схема эволюции (наблюдаемой части) Вселенной от Большого взрыва (слева), реликтового излучения -отсылка послесвечения к настоящему.

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) из космического времени. Он включает эпоху Планка, в течение которой известные в настоящее время законы физики могут не применяться; поэтапное возникновение четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил - сначала гравитации, а затем электромагнитного, слабого и сильные взаимодействия; и расширение самого пространства и переохлаждение все еще чрезвычайно горячей Вселенной из-за космической инфляции, которая, как полагают, была вызвана разделением сильных и электрослабое взаимодействие.

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

Ранняя вселенная

длилась около 370 000 лет. Первоначально различные виды субатомных частиц образуются поэтапно. Эти частицы включают почти равные количества материи и антивещества, поэтому большая их часть быстро аннигилирует, оставляя небольшой избыток материи во Вселенной.

Примерно через одну секунду нейтрино отделяются ; эти нейтрино образуют фон космических нейтрино (CνB). Если изначальные черные дыры существуют, они также образуются примерно за одну секунду космического времени. Составные субатомные частицы появляются, включая протоны и нейтроны, и примерно через 2 минуты условия подходят для нуклеосинтеза : около 25% протоны и все нейтроны объединяются в более тяжелые элементы, первоначально дейтерий, который сам быстро превращается в основном в гелий-4.

К 20 минутам, Вселенная больше не достаточно горячая для ядерного синтеза, но слишком горячая для существования нейтральных атомов или фотонов для дальних путешествий. Следовательно, это непрозрачная плазма. Примерно через 47000 лет, когда Вселенная остывает, в ее поведении начинает доминировать материя, а не излучение. Примерно через 100 000 лет гидрид гелия является первой молекулой. (Намного позже водород и гидрид гелия вступают в реакцию с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для первых звезд.)

Примерно через 370000 лет Вселенная наконец становится достаточно прохладно для образования нейтральных атомов («рекомбинация »), и в результате он также впервые стал прозрачным. Вновь образованные атомы - в основном водород и гелий со следами лития - быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния (основное состояние ), испуская фотоны («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 возникновение крупномасштабных структур

От 370 000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разъединения 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 21-сантиметровое радиоизлучение, иногда испускаемое атомами водорода. Разделенные фотоны сначала заполнили бы Вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, постепенно смещая красное смещение до невидимых длин волн примерно через 3 миллиона лет, оставив его без видимого света. Этот период известен как космическое Темное время.

Примерно между 10 и 17 миллионами лет средняя температура Вселенной была подходящей для жидкой воды 273–373 К (0–100 ° C), и были предположения, что твердые планеты или действительно жизнь могла возникнуть ненадолго, поскольку статистически крошечная часть Вселенной могла иметь условия, отличные от остальной в результате очень маловероятных статистических колебаний, и получать тепло от Вселенной в целом.

В какой-то момент примерно от 200 до 500 миллионов лет формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще исследуются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пенообразной темной материи волокна, которые уже начали сближаться по всей вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть огромными (100-300 масс ) и неметаллическими, с очень коротким временем жизни по сравнению с большинством звезд, которые мы видим сегодня, поэтому обычно они дожигают свое водородное топливо и через миллионы лет взрываются как высокоэнергетические парно-нестабильные сверхновые. 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 большую часть повседневных элементов, которые мы видим сегодня вокруг нас, и засеяли ими вселенную.

Скопления галактик и сверхскопления появляются со временем. В какой-то момент фотоны высоких энергий от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации, который начинается постепенно между 250-500 миллионами. лет, завершается примерно на 700-900 миллионов лет и уменьшается примерно на 1 миллиард лет (точные сроки все еще исследуются). 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 примерно через 5 миллиардов лет (8,8 Гья ), а Солнечная система сформировалась примерно в 9,2 миллиарда лет (4,6 Гя), причем самые ранние следы жизни на Земле появляются примерно через 10,3 миллиарда лет (3,5 Гя).

Примерно с 9,8 миллиардов лет космического времени замедляющееся расширение пространства постепенно начинает ускоряться под влиянием темной энергии, которая может быть скалярным полем на всем протяжении наша вселенная. 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.

Дальнее будущее и окончательная судьба

Когда-нибудь Звездная эра закончится, поскольку звезды больше не рождаются, и расширение Вселенной будет означать, что наблюдаемая Вселенная ограничивается локальными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы вселенной. Более точное знание нашей нынешней Вселенной позволит лучше понять их.

Файл:NASA-HubbleLegacyFieldZoomOut-20190502.webmВоспроизвести медиа Космический телескоп Хаббла - сверхглубокое поле галактик до Legacy Field уменьшение масштаба (видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Табличный сводка

Примечание: температура излучения в таблице ниже относится к космическому фоновому излучению и выражается в соотношении 2,725 · (1 + z), где z - красное смещение.
эпохаВремяКрасное смещение Излучение. температура. (Энергия).Описание
Планковская эпоха <10 s>10 K. (>10 ГэВ)Шкала Планка - это физический масштаб, за пределами которого современные физические теории не могут применяться, и не может использоваться для расчета того, что произошло. Предполагается, что в эпоху Планка в космологии и физике преобладали квантовые эффекты гравитации.
эпоха Великого объединения. <10 s>10 K. (>10 ГэВ)Три силы Стандартной модели объединены (при условии, что природа описывается Теорией Великого Объединения ).
Инфляционная эпоха,. Электрослабая эпоха <10 s10 K ~ 10 K. (10 ~ 10 ГэВ)Космическая инфляция расширяет пространство в несколько раз порядка 10 за время порядка 10–10 секунд. Вселенная переохлаждена примерно от 10 до 10 кельвинов. сильное взаимодействие становится отличным от электрослабого взаимодействия.
Эпоха электрослабого взаимодействия заканчивается10 с10 K. (150 ГэВ)До того, как температура упадет ниже 150 ГэВ, средняя энергия взаимодействий частиц будет достаточно высокой, поэтому их более естественно описать как обмен W 1, W 2, W 3, векторные бозоны B (электрослабые взаимодействия) и скалярные бозоны H +, H-, H0, H0 * (взаимодействие Хиггса). На этой картинке вакуумное математическое ожидание поля Хиггса равно нулю (следовательно, все фермионы безмассовые), все электрослабые бозоны безмассовые (они не «съели» компонент поля Хиггса, чтобы стать массивным), а фотоны не существуют (они будет существовать после фазового перехода как линейная комбинация бозонов B и W 3, cos θ W B + sin θ WW3, где θ W равно Угол Вайнберга ).
Кварковая эпоха 10 с ~ 10 с10 К ~ 10 К. (150 ГэВ ~ 150 МэВ)Силы Стандартной модели перестроились в "низко- температурная форма: хиггсовские и электрослабые взаимодействия перестроились в массивный бозон Хиггса H, слабую силу, переносимую массивными W +, W- и Z-бозонами, и электромагнетизм, переносимый безмассовыми фотонами. Поле Хиггса имеет ненулевое вакуумное математическое ожидание, что делает фермионы массивными. Энергии слишком высоки, чтобы кварки слились в адроны, вместо этого образуя кварк-глюонную плазму. Это самые высокие энергии, непосредственно наблюдаемые в Большом адронном коллайдере.
в адронную эпоху 10 с ~ 1 с10 К ~ 10 К. (150 МэВ ~ 1 МэВ)Кварки связаны в адроны. Небольшая асимметрия материя-антивещество из ранних фаз (барионная асимметрия ) приводит к устранению антиадронов. Ближе к концу этой эпохи остаются только легкие стабильные адроны - протоны и нейтроны. Благодаря достаточно высокой плотности лептонов протоны и нейтроны быстро переходят друг в друга под действием слабой силы. Из-за большей массы нейтрона отношение нейтрон: протон, которое изначально составляет 1: 1, начинает уменьшаться.
нейтрино. развязка 1 с10 K. (1 МэВ)нейтрино перестают взаимодействовать с барионным веществом. Отношение нейтрон: протон фиксируется примерно на уровне 1: 6. Сфера пространства, которая станет наблюдаемой вселенной, в это время имеет радиус примерно 10 световых лет.
Эпоха лептонов 1 с ~ 10 с10 K ~ 10 K. (1 МэВ ~ 100 кэВ)Лептоны и антилептоны остаются в тепловом равновесии - энергия фотонов все еще достаточно высока для образования электрон-позитронных пар.
Большой взрыв. нуклеосинтез 10 с ~ 10 с10 K ~ 10 K. (100 кэВ ~ 1 кэВ)Протоны и нейтроны связаны в первичные атомные ядра, водород и гелий-4. Также синтезируются небольшие количества дейтерия, гелия-3 и лития-7. В конце этой эпохи сферический объем пространства, которое станет наблюдаемой Вселенной, будет иметь радиус около 300 световых лет, а плотность барионной материи будет порядка 4 граммов на метр (около 0,3% плотности воздуха на уровне моря) - однако большая часть энергии в настоящее время находится в электромагнитном излучении.
Фотонная эпоха 10 с ~ 1,168 · 10 с. (370 ka )10 K ~ 4000 K. (100 кэВ ~ 0,4 эВ)Вселенная состоит из плазма ядер, электронов и фотонов ; температуры остаются слишком высокими для связывания электронов с ядрами.
Рекомбинация 370 тыс. Лет11004000 K. (0,4 эВ)Электроны и атомные ядра сначала связываются с образованием нейтральных атомов. Фотоны больше не находятся в тепловом равновесии с материя, и Вселенная сначала становится прозрачной. Рекомбинация длится около 100 тыс. лет назад, в течение которых Вселенная становится все более и более прозрачной для фотонов. В это время возникают фотоны космического микроволнового фона излучения. Сферический объем пространство, которое станет наблюдаемой Вселенной, в это время имеет радиус 42 миллиона световых лет. Плотность барионной материи в это время составляет около 500 миллионов атомов водорода и гелия на метр, что примерно в миллиард раз выше, чем сегодня.. Эта плотность соответствует давлению порядка 10 атм.
Темные века 370 ка ~? 150 млн лет. (полностью заканчивается примерно на 1 млрд лет)1100 ~ 204000 K ~ 60 KВремя между рекомбинацией и образованием первые звезды. В это время единственным источником фотонов был водород, излучающий радиоволны на линии водорода. Свободно распространяющиеся фотоны реликтового излучения быстро (примерно за 3 миллиона лет) изменили красное смещение на инфракрасное, и Вселенная была лишена видимого света.
Образование звезд и галактик. и эволюция Ранние галактики: примерно от? 300-400 млн. Лет назад (первые звезды: похожие или более ранние). Современные галактики: 1 ~ 10 млрд. Лет. (точное времяПримерно с 20Примерно с 60 КСамые ранние известные галактики существовали примерно 380 млн лет назад. Галактики объединяются в «протокластеры» примерно с 1 млрд лет (красное смещение z = 6) и в скопления галактик, начиная с 3 млрд лет (z = 2,1), и в сверхскопления примерно с 5 Ga (z = 1,2). См.: список групп и скоплений галактик, список сверхскоплений.
Реионизация Начало 250 млн. Лет ~ 500 млн. Лет. Завершено: 700 млн. Лет ~ 900 млн. Лет. Концы: 1 Ga. (все время приблизительное)20 ~ 660 ~ 19 Kсамые далекие астрономические объекты, наблюдаемые с помощью телескопов, дата к этому периоду; по состоянию на 2016 год самая удаленная из наблюдаемых галактик - GN-z11 с красным смещением 11,09. Самые ранние «современные» звезды населения III сформировались именно в этот период.
Настоящее время 13,8 млрд лет02,7 KСамые дальние наблюдаемые фотоны в этот момент - это фотоны реликтового излучения. Они прибывают из сферы радиусом 46 миллиардов световых лет. Сферический объем внутри него обычно называют наблюдаемой Вселенной.
Альтернативные подразделения хронологии (перекрывающие несколько из вышеперечисленных периодов)
Доминирование излучения. эпоха От инфляции (~ 10 секунд) ~ 47 тыс. Лет назад>3600>10 KЗа это время плотность энергии безмассовых и почти безмассовых релятивистских компонентов, таких как фотоны и нейтрино, которые движутся на уровне или близко до скорости света, доминирует как плотность материи, так и темная энергия.
Материя с преобладанием. эра 47 тыс. лет назад ~ 9,8 млрд лет3600 ~ 0,410 K ~ 4 KВ это время плотность энергии материи доминирует как плотность излучения, так и темная энергия, что приводит к замедленному метрическому расширению пространства.
эра с преобладанием темной энергии. >9,8 млрд лет<0.4<4 KПлотность материи падает ниже плотности темной энергии (энергия вакуума ), и расширение пространства начинает ускоряться. Это время примерно соответствует времени образования Солнечной системы и эволюционной истории жизни.
Звездной эры 150 млн лет ~ 100 млрд лет20 ~ −0,9960 K ~ 0,03 KВремя между первым образованием звезд населения III и прекращением звездообразования, когда все звезды остаются в форме из вырожденных остатков.
Далекое будущее >100 млрд лет<−0.99<0.1 KЭра звездных звезд закончится, когда звезды в конечном итоге умрут и их станет меньше, что приведет к потемнению Вселенной. Различные теории предполагают ряд последующих возможностей. Предполагая распад протона, материя может в конечном итоге испариться в Темную Эру (тепловая смерть ). В качестве альтернативы вселенная может схлопнуться в Большом сжатии. Альтернативные предложения включают катастрофу ложного вакуума или Большой разрыв в качестве возможных концов Вселенной.

Большой взрыв

Стандартная модель в космологии основана на модели пространства-времени, называемой Фридмана – Леметра. –Метрика Робертсона – Уокера (FLRW). Метрика обеспечивает меру расстояния между объектами, а метрика FLRW является точным решением уравнений поля Эйнштейна (EFE), если некоторые ключевые свойства пространства, такие как однородность и изотропия считаются истинными. Показатель FLRW очень близко соответствует подавляющему количеству других доказательств, показывающих, что Вселенная расширилась после Большого взрыва.

Если предполагается, что метрические уравнения FLRW действительны вплоть до начала Вселенной, их можно проследить назад во времени до точки, где уравнения предполагают, что все расстояния между объектами во Вселенной были ноль или бесконечно малый. (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.

сингулярность из метрики FLRW интерпретируется как означающая, что текущие теории неадекватны для описания того, что на самом деле произошло в начале самого Большого взрыва. Широко распространено мнение, что правильная теория квантовой гравитации может позволить более правильное описание этого события, но такая теория еще не разработана. После этого момента все расстояния во Вселенной начали увеличиваться с (возможно) нуля, потому что сама метрика FLRW изменялась со временем, влияя на расстояния между всеми несвязанными объектами повсюду. По этой причине говорят, что Большой взрыв «случился повсюду».

Очень ранняя Вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что текущие знания могут только предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. Приведу один пример: теории вечной инфляции предполагают, что инфляция длится вечно на большей части вселенной, что делает понятие «N секунд с момента Большого взрыва» неточным. 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 определенная «инфляционная эпоха» выделена на отметке около 10 секунд, наблюдения и теории предполагают,Увеличение скорости увеличения замедлилось (за исключением случаев гравитационно связанных объектов, как галактики и большинство случаев ). Инфляционный период знаменует собой особый период, когда произошло очень большое изменение изменения, 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 миллиардов 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

Время короче 10 секунд (Планковское время )

Эпоха Планка - это эра в традиционной (неинфляционной) космологии Большого Взрыва сразу после события, которое положило начало Обычные субатомные частицы не могут образоваться, и фундаментальные силы, которые формируют даже Вселенную - гравитацию, электромагнетизм, слабое ядерное ядерное взаимодействие и сильное ядерное взаимодействие - были объединены и образованы одну фундаментальную силу. Мало что известно о физике при этой температуре; разные гипотезы создают разные сценарии.>до этого времени, но эта теория опирается на теорию общей теории относительности, которая, как считается, не работает в эту эпоху из-за квантовых эффектов.

В инфляционных моделях космологии времен до конца инфляция (примерно через 10 секунд 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, как правило, являются умозрительными и подпадают под действие «Новой физики ». Примеры включают начальное состояние Хартла - Хокинга, ландшафт теории струн, космологию струнного газа и экпиротическую вселенную.

эпоху Великого объединения

Между 10 секундами и 10 секундами после Большого взрыва

По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, она пересекала температуру перехода, при силы отделялись друг от друга. Эти фазовые переходы можно визуализировать как аналогичные фазовым переходам конденсации и замерзания обычного вещества. При определенных температурах / энергиях молекулы воды меняют поведение и поведение, они ведут себя иначе. Подобно тому, что превращается пара в воду, поля, определяют фундаментальные силы и частицы нашей Вселенной, также полностью меняют свое поведение и устойчивость, когда температура / энергия находится ниже определенных точек. Это не очевидно в нынешней Вселенной.

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

Говоря обыденным языком, по мере охлаждения квантовым полям, которые составляют частицы вокруг нас, становится возможным установиться на более низких уровнях энергии и с более высокими уровнями стабильности. Поступая таким образом, они полностью меняют способ взаимодействия. Из-за этих полей используются силы и взаимодействия, поэтому Вселенная может вести себя по-разному выше и ниже фазового перехода. Например, в более позднюю эпоху побочным эффектом одного переходного процесса, частицы, которые вообще не имеют массы, приобретают массу (они начинают по-другому взаимодействовать с полем Хиггса ), и единая 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 рода, когда гравитация отделилась от универсального объединенного калибровочная сила. Это привело к появлению двух сил: гравитации и электросильного взаимодействия. Пока нет веских доказательств существования такого объединенной силы, но многие физики считают, что это было. Физика этого электросильного взаимодействия описывалась бы теорией Великого Объединения.

Эпоха великого объединения закончилась вторым фазовым взаимодействием, поскольку электросильное взаимодействие, в свою очередь, разделилось и начало проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, названных сильным и электрослабым взаимодействия.

Эпоха электрослабого воздействия

Между 10 секундами (или окончанием инфляции) и 10 секундами после Большого взрыва

В зависимости от той, как используемой эпохи, и используемой модели, эпоха электрослабого воздействия можно считать начавшимся до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях это описывается как включение инфляционной эпохи. В других моделях считается, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи примерно через 10 секунд.

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась через 10 секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (10 К), чтобы электронно-ядерная сила снижаться начала. проявляются как два отдельных поведения: сильное и электрослабое. (Электрослабое взаимодействие также будет разделено позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка, где нарушена электрослабая симметрия, не определена из-за спекулятивных и пока еще неполных теоретических расчетов. знания.

Инфляционная эпоха и широкое расширение пространства

До гр. Через 10 секунд после Большого взрыва

В этой точке очень ранней Вселенной метрика, которая определяет расстояние в пространстве внезапно и очень быстро изменилась в масштабе, в результате чего ранняя Вселенная минимум в 10 раз превышающий предыдущий объем (и, возможно, намного больше). Это эквивалентно линейному увеличению по крайней мере в 10 пространственном измерении - эквивалентно объекту 1 нанометр (10 м, примерно половину ширины молекулы ДНК ) в длину, расширяясь до длины примерно 10,6 световых лет (100 триллионов километров) за крошечные доли секунды. Это известно изменение как инфляция.

. Хотя свет и объекты в пространстве-времени не могут перемещаться быстрее, чем скорость света, в данном случае это была метрика, определяющая размер и изменяющаяся в масштабе геометрия самого пространства-времени. 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 которому это произошло, все еще встречаются. Таким образом, существует ряд моделей, объясняющих, почему и как это произошло - пока не ясно, какое объяснение является правильным.

некоторыми наиболее известными моделями считается, что это было вызвано раздел сильного и электрослабого взаимодействий, завершившим эпоху великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, названное инфлатонным полем. Когда это поле достигло своего самого низкого энергетического состояния во Вселенной, оно произвело огромную силу отталкивания, которая приводит к быстрому расширению метрики, определяющей само пространство. Инфляция объясняет несколько видов нынешней среды, которые иначе трудно объяснить, как сегодняшняя Вселенная оказалась столь высокой однородной (самой подобной) в очень большой стадии, хотя она была сильно неупорядоченной..

Точно неизвестно, когда закончилась инфляционная эпоха, но считается, что это произошло между 10 и 10 секундами после Большого взрыва. Расширение пространства означало, что элементарные частицы, оставшиеся от эпохи великого объединения, теперь были очень быстрые тонко распределены по Вселенной. Огромная потенциальная энергия инфляционного поля высвободилась в конце инфляционной эпохи, когда инфляционное поле распалось на другие частицы, известное как «повторный нагрев». Этот эффект сообщения привел к заселению Вселенной плотной горячей смесью кварков, антикварков и глюонов. В других моделях повторный режим часто используется эпохи электрослабого режима, а некоторые теории, такие как теплое надувание, полностью избегают повторного периода перехода.

В нетрадиционной версии теории Большого взрыва (известного как «инфляционные» модели) инфляция закончилась при температуре, примерно 10 секунд после Большого взрыва, но это не означает, что инфляционная эра длилась меньше более чем на 10 секунд. Чтобы понять наблюдаемую однородность Вселенной, продолжительность в этих моделях должна быть больше 10 секунд. Следовательно, в инфляционной космологии самое раннее значащее время «после Большого взрыва» - это время окончания инфляции.

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

17 марта 2014 г. астрофизики из коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в B- режимах мощности спектр, который был интерпретирован как явное экспериментальное доказательство теории инфляции. Однако 19 июня 2014 г. было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции и, наконец, 2 февраля 2015 г. был проведен совместный анализ данных от BICEP2 / Keck и Европейского космического агентства Космический микроволновый телескоп Planck пришел к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы ее можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и что ее можно отнести главным образом к поляризованной пыли в Млечном Пути.

Нарушение суперсимметрии (умозрительное)

Если суперсимметрия является свойством нашей Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии не ниже 1 ТэВ, электрослабая шкала. 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

через 10 секунд после Большого взрыва

Поскольку температура Вселенной продолжала опускаться ниже 159,5 ± 1,5 ГэВ, произошло нарушение электрослабой симметрии. Насколько нам известно в настоящее время, 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, не имея массы 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 по-другому проявляться в нынешней Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент бозоны W и Z внезапно становятся массивными частицами, взаимодействующими только на расстояниях, меньших размера атома, в то время как фотон остается безмассовым и остается долгое время. -дистанционное взаимодействие.

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

Ранняя Вселенная

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

Эпоха кварков

Между 10 секундами и 10 секундами после Большого взрыва

Эпоха кварков началась примерно через 10 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 соединяться вместе, образуя адроны.

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

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около 10 секунд, когда средняя энергия частиц упала ниже массы легчайшего адрона, пион.

Бариогенез

Возможно, на 10 секунд

Барионы представляют собой субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трех кварков. Можно было бы ожидать, что и барионы, частицы, известные как антибарионы, образовались бы в равных количествах. Однако, это не произошло, насколько нам известно, во Вселенной гораздо больше барионов, чем антибарионов. На самом деле антибарионов в природе почти не наблюдается. Непонятно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно позволять условиям Сахарова, относящимся к бариогенезу, удовлетворенным 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 обнаружить наблюдаемую барионно-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Между 10 и 1 секундами после Большого взрыва

Кварк-глюонная плазма, из которой состоит Вселенная, остает 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 продолжала падать, новые пары адрон / антиадрон больше не производились, и вновь образованных адронов и антиадронов аннигилировали друг друга, давая начало парам фотоны высоких энергий. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно в 1 секунду космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что через 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 позднем этапе нейтроны и некоторые протоны слились, оставив водород, изотоп водорода, называемый дейтерий, гелий и другие элементы, которые мы можем измерить. Соотношение адронов 1: 7 действительно произошло бы к наблюдаемому изменению элементов как в ранней, так и в нынешней Вселенной.

Разделение нейтрино и космический нейтринный фон (CνB)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

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

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CνB существует, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва содержания гелия, так и из анизотропии космического микроволнового фона. (CMB). Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставил 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 разделенные нейтрино могут иметь очень незначительное влияние на у различных флуктуаций реликтового излучения.

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в реликтовом излучении. 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, одинаковому количеству ароматов нейтрино в настоящее время предсказывается Стандартной моделью.

Возможное образование первичных черных дыр

могло произойти в течение примерно 1 секунды после Большого взрыва

Первичные черные дыры представить собой гипотетический тип черных дыра, предложенная в 1966 году, которая могла могла образоваться во время так называемой эры доминирующего излучения из-за высокой плотности и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные колебания могут привести к тому, что некоторые области были достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Текущие представления и теории накладывают ограничения на количество и массу объектов.

Как правило, образование первичной черной дыры требует контрастов плотности (региональных вариаций плотности Вселенной) δ ρ / ρ ∼ 0,1 {\ displaystyle \ delta \ rho / \ rho \ sim 0,1}{\ displaystyle \ delta \ rho / \ rho \ sim 0.1} (10%), где ρ {\ displaystyle \ rho}\ rho - средняя плотность Вселенной. Несколько механизмов могли создавать плотные области, отвечающие этому критерию в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «моделях гибридной инфляции») инфляцию аксионов. Поскольку первичные черные дыры образовались не в результате гравитационного коллапса звезды, их массы могут быть намного меньше массы звезды (~ 2 × 10 г). Стивен Хокинг в 1971 году подсчитал, что первичные черные дыры могут иметь массу всего 10 г. Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могут быть большими и, возможно, способствовали формированию галактик.

лептонная эпоха

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва

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

Эпоха лептонов следует 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 образуются, а большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг с другом, давая начало парам фотонов высокой энергии и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов.

Эпоха фотонов

От 10 секунд до 370 000 лет после Большого взрыва

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

Нуклеосинтез легких элементов

Между 2 и 20 минутами после Большого взрыва

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

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

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

Следовательно, единственными стабильными нуклидами, созданными в конце нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протона / водорода), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7. По массе образующееся вещество состоит примерно на 75% из ядер водорода, 25% из ядер гелия и, возможно, из 10 по массе лития-7. Следующими наиболее распространенными производимыми стабильными изотопами являются литий-6, бериллий-9, бор-11, углерод, азот и <216.> кислорода («CNO»), но они предсказали содержание от 5 до 30 частей на 10 по массе, что делает их практически необнаруживаемыми и незначительными.

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это убедительное свидетельство Большого взрыва. Например, Большой взрыв должен производить около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, что позволяет 25% всех нуклонов сливаться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона на каждые 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим. сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами. Точно так же дейтерий плавится очень легко; 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. 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.

Доминирование материи

47000 лет после Большой взрыв

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

Согласно модели лямбда-CDM, на этой стадии 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 энергии материя все еще не изучена, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает каких-либо этапов ее формирования.

С этого момента и в течение нескольких миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры в нашей Вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные волокна под действием силы тяжести, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, потому что ее коллапс не замедляется радиационным давлением. Это усиливает крошечные неоднородности (неоднородности) 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 коллапсировать 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. Поэтому темная материя коллапсирует в огромные, но диффузные 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.

Первые молекулы

100 000 лет после Большого взрыва

Примерно через 100 000 лет Вселенная достаточно остыла, чтобы образовалась первая молекула - гидрид гелия. В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эту молекулу наблюдали в межзвездном пространстве в NGC_7027 - планетарной туманности в нашей галактике. (Намного позже атомарный водород реагирует с гидридом гелия, образуя молекулярный водород, топливо, необходимое для звездообразования.)

Рекомбинация, разделение фотонов и космический микроволновый фон (CMB)

9-летний WMAP изображение космического микроволнового фона излучения (2012 г.). Излучение изотропно примерно до одной части из 100 000.

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошли два связанных события: рекомбинация и разделение фотонов. Рекомбинация описывает ионизированные частицы, объединяющиеся с образованием первых нейтральных атомов, а разделение относится к фотонам, которые высвобождаются («разъединяются»), когда вновь образованные атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной находилась при температуре, при которой она образовывала горячую ионизированную плазму. 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 370 000 лет Вселенная остыла до точки, в которой свободные электроны могут объединяться с ядрами водорода и гелия с образованием нейтральных атомов. Этот процесс является относительно быстрым (и быстрее для гелия, чем для водорода) и известен как рекомбинация. Название немного неточно и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра объединялись впервые.

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 один или несколько фотонов при переходе в состояние с низкой энергией. 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 станет бесконечным, поэтому любые разделенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно перемещаться на большие расстояния (см. Thomson рассеяние ). Впервые в своей истории Вселенная стала прозрачной для видимого света, радиоволн и другого электромагнитного излучения.

Фон этого блока приблизительно соответствует исходному цвету 4000 K фотонов, высвободившихся во время развязки, до того, как они стали красными, чтобы сформировать космический микроволновый фон. В то время вся Вселенная выглядела бы как ярко светящийся туман такого же цвета и температуры 4000 К.

Фотоны, испускаемые этими вновь образованными атомами водорода, первоначально имели температуру / энергию около ~ 4000 К. Это было бы видно глазу как бледно-желто-оранжевый или «мягкий» белый цвет. Спустя миллиарды лет после разделения, когда Вселенная расширялась, фотоны были сдвинуты в красную область от видимого света к радиоволнам (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красный сдвиг описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты по мере того, как Вселенная расширялась на протяжении миллиардов лет, так что они постепенно переходили от видимого света к радиоволнам. Эти же фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и являются решающим доказательством ранней Вселенной и того, как она развивалась.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления в электронно-барионной плазме - известные как барионные акустические колебания - стали неотъемлемой частью распределения материи. сгущаются, что дает очень незначительное предпочтение в распределении крупномасштабных объектов. Следовательно, космический микроволновый фон - это картина Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникающие во время инфляции (см. изображение WMAP за 9 лет), и распространение таких объектов, как галактики, в Вселенная является показателем масштаба и размеров Вселенной по мере ее развития с течением времени.

Темные века и появление крупномасштабных структур

от 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва

Темные века

После рекомбинации и разделения Вселенная была прозрачной и остыла достаточно, чтобы позволить свету путешествовать на большие расстояния, но не было никаких световых 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 370 000 лет после Большого взрыва. Во время Темных веков температура Вселенной снизилась с примерно 4000 К до примерно 60 К (от 3727 ° C до примерно -213 ° C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации / разделения (как нейтральный водород. образовались атомы), которые мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), и фотоны, иногда испускаемые нейтральными атомами водорода, известные как спиновая линия нейтрального водорода 21 см. Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет фотоны реликтового излучения сместились из видимого света в инфракрасный ; с того времени и до появления первых звезд не было фотонов видимого света. Если не считать некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была действительно темной.

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

В настоящее время ведутся наблюдательные работы для обнаружения слабого излучения спиновой линии диаметром 21 см, поскольку в принципе это даже более мощный инструмент, чем космический микроволновый фон для изучения ранней Вселенной..

Спекулятивная «обитаемая эпоха»

c. 10–17 миллионов лет после Большого взрыва

В течение примерно 6,6 миллионов лет, от 10 до 17 миллионов лет после Большого взрыва (красное смещение 137–100), фоновая температура находилась в пределах 273–373 К (0–100 °). C), температура совместима с жидкой водой и обычными биологическими химическими реакциями. Авраам Лоеб (2014) предположил, что примитивная жизнь в принципе могла появиться во время этого окна, которое он назвал «пригодной для жизни эпохой ранней Вселенной». Леб утверждает, что жизнь на основе углерода могла развиться в гипотетическом кармане ранней Вселенной, который был достаточно плотным, чтобы образовать по крайней мере одну массивную звезду, которая впоследствии высвобождает углерод в виде сверхновой, и которая также была достаточно плотной, 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 разумная жизнь имела бы достаточно времени для развития до того, как гипотетические океаны замерзли в конце эпохи обитаемости.

Самые ранние структуры и звезды появились

Примерно через 150 миллионов - 1 миллиард лет после Большой взрыв
Сверхглубокие поля Хаббла часто демонстрируют галактики древней эпохи, которые рассказывают нам, какой была ранняя звездная эра Еще одно изображение Хаббла показывает формирование молодой галактики поблизости, что означает, что это произошло совсем недавно в космологическом масштабе времени. Это показывает, что образование новых галактик во Вселенной все еще происходит.

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

Точное время появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания периода, известного как реионизация, все еще активно исследуются, и новые результаты периодически публикуются. 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 темпах рождения звезд, а также о наблюдениях Лайман- альфа-лес и другие изменения света от древних объектов позволяют сузить время реионизации и ее окончательного конца. 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, чем более крупные. Самые ранние структуры, которые сформировались, - это первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активными галактиками, содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную спиралевидным внутрь аккреционный диск газа). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понять как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это относительно легко с вычислительной точки зрения изучить. В этот момент начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная задача становится намного более сложной, включая, например, моделирование N-тел с миллиардами частиц. Bolshoi Cosmological Simulation - это высокоточная симуляция этой эпохи.

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

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

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

Квазары предоставляют некоторые дополнительные свидетельства формирования ранних структур. В их свете видны такие элементы, как углерод, магний, железо и кислород. Это свидетельство того, что ко времени формирования квазаров уже произошла массовая фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

Реионизация

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

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

Эти наблюдения сузили период время, в течение которого происходила реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, до сих пор полностью не определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ, что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, что означает, что источники должен был произвести значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет непрерывно подавать энергию, чтобы разделять их, что также устанавливает ограничения на количество источников и их долговечность. С учетом этих ограничений ожидается, что квазары, звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии. В настоящее время ведущими кандидатами от наиболее значимых к наименее значимым являются звезды населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), карликовые галактики (очень ранние малые галактики с высокими энергиями) (возможно, 30%) и квазары. (класс активных ядер галактик ).

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была намного тоньше и диффузные, и фотоны с гораздо меньшей вероятностью будут рассеиваться. 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

Смоделированный на компьютере вид крупномасштабной структуры части Вселенной размером около 50 миллионов световых лет в поперечнике

Материя продолжает сближаться под действием гравитации, образуя галактики. iod, известные как звезды населения II, формируются на ранних этапах этого процесса, а более свежие звезды населения I сформировались позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления. Наблюдения с помощью сверхглубокого поля Хаббла выявили ряд небольших галактик, сливающихся в более крупные, в800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). (Эта оценка возраста сейчас считается немного завышенной).

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

Вселенная, как она выглядит сегодня

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

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

Темная энергия преобладала эра

Примерно через 9,8 миллиарда лет после Большого взрыва

Примерно за 9,8 миллиарда лет космического времени, как полагают, 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 медленно перестает замедляться, а вместо этого постепенно начинает ускоряться снова.

Хотя точная причина неизвестна, сообщество космологов считает это наблюдение правильным. Безусловно, наиболее общепринятое понимание состоит в том, что это происходит из-за неизвестной формы энергии, получившей название «темная энергия». «Темный» в этом контексте означает, что он не наблюдается напрямую, но в настоящее время может быть изучен только путем изучения воздействия, которое он оказывает на Вселенную. Продолжаются исследования, чтобы понять эту темную энергию. В настоящее время считается, что темная энергия является самым большим компонентом Вселенной, поскольку составляет около 68,3% всей масса-энергия 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 и отталкивающий эффект темной энергии начинает преобладать над внутренним притяжением. Вместо того, чтобы замедляться и, возможно, начать движение внутрь под действием силы тяжести, примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени, расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно увеличивающейся скоростью.

Дальнее будущее и окончательная судьба

Прогнозируемое время жизни красного карлика звезды на главной последовательности в зависимости от его массы относительно Солнца

Вселенная существовала в течение примерно 13,8 миллиардов лет, и мы считаем, что понимаем его достаточно хорошо, чтобы предсказать его крупномасштабное развитие на многие миллиарды лет в будущем - возможно, целых 100 миллиардов лет космического времени (примерно 86 миллиардов лет с настоящего момента). Помимо этого, нам нужно лучше понять 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 происходит, если таковые будут, зависит от точных значений физических констант, таких как космологическая постоянная, возможность распада протона, энергия вакуума (имеется в виду энергия самого «пустого» пространства ) и естественные законы за пределами Стандартной модели.

Если расширение Вселенной продолжается и она остается 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 нашим собственным гравитационным пространством локальным скоплением галактик. В очень долгой перспективе (по прошествии многих триллионов - тысяч миллиардов лет по космическому времени) Звездная эра закончится, поскольку звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умрут. Помимо этого, все объекты во Вселенной будут охлаждаться и постепенно разлагаться обратно на составляющие их частицы, а на субатомные частицы и фотоны очень низкого уровня и другие фундаментальные частицы множеством процессов.

В итоге, в крайнем будущем, были предложены следующие сценарии окончательной судьбы вселенной:

СценарийОписание
Тепловая смерть По мере продолжения расширения, Вселенная становится больше, холоднее и разреженной; со временем все структуры в конечном итоге распадаются на субатомные частицы и фотоны.В случае будущего продолжающегося метрического расширения пространства плотность во Вселенной будет уменьшаться до тех пор, пока, по расчетному времени в 10 лет, не достигнет термодинамического равновесия, и никакие структуры больше не перестанут. существовать. быть возможно. Это происходит только через очень долгое время, потому что сначала вся материя схлопнется в черные дыры, которые будут проходить через испаряться из-за излучения Хокинга. Вселенная в этой сценарии перестанет поддерживать намного раньше, чем это, примерно через 10 лет или около того, когда прекратится звездообразование. В некоторых Теориях Великого Объединения распад протона по истечении не менее 10 лет преобразует оставшийся межзвездный газ и звездные остатки в лептоны (такие как позитроны и электроны) и фотоны. Затем некоторые позитроны и электроны рекомбинируют в фотоны. В этом случае Вселенная достигла состояния с высокой энтропией, состоящего из ванны частиц и низкоэнергетического излучения. Однако неизвестно, достигается ли в итоге термодинамическое равновесие. Гипотеза универсальной тепловой смерти проистекает из идей 1850-х годов Уильяма Томсона (лорд Кельвин), который экстраполировал классическую теорию тепла и необратимости (как воплощено в первых двух законах термодинамики) на Вселенную как
Большой разрыв Расширение пространства ускоряется и в какой-то момент становится настолько экстремальным, что даже субатомные частицы и ткань пространства-времени разрываются и могут не существовать.Коэффициент отрицательного давления меньше -1, скорость расширения Вселенной неограниченно увеличивается. Связанные гравитацией системы, такие как галактика галактик и, в конечном итоге, Солнечная система будут разорваны на части. В конечном итоге расширение будет заключаться в быстрым, что преодолеет электромагнитные силы, удерживающие вместе молекулы и атомы. Даже атомные ядра будут разорваны на части. Наконец, силы и взаимодействия даже в масштабе Планка - наименьшем размере, для которого понятие «пространство» в настоящее время имеет - больше не возникать, поскольку сама ткань пространства-времени разрывается и Вселенная, как мы ее знаем, закончится необычным видом сингулярности.
Big Crunch Расширение в конечном замедляется и останавливается, а затем обращается вспять, когда вся материя ускоряется к своему общему центру. Сейчас это не считается вероятным.В противоположность сценарию «Большого разрыва» метрическое расширение пространства в какой-то момент изменится на противоположное, и Вселенная сожмется до горячего и плотного состояния. Это обязательный элемент сценариев колеблющейся вселенной, таких как циклическая модель, хотя Большое сжатие не обязательно подразумевает колеблющуюся вселенную. Текущие наблюдения предполагают, что эта модель вряд ли будет правильной и расширение будет продолжаться или даже ускоряться.
Вакуумная нестабильность Коллапс квантовых полей, лежат в основе всех сил, частиц и структур, в другую форму.Космология традиционно предполагает стабильную или по крайней мере метастабильную Вселенную, но возможность ложного вакуума в квантовой теории поля подразумевает, что Вселенная в любая точка пространства-времени может спонтанно схлопнуться в состояние с более низкой энергией (см. зарождение пузырей ), более стабильный или «настоящий вакуум», который расширится из точки со скоростью света.

Эффект будет заключаться в, что квантовые поля, лежащие в основе всех сил, частиц и структур, перейдут в более стабильную форму. Новые силы и частицы, способствующие преобразованию, объединяются в том, что все текущие частицы, силы и структуры улучшают и улучшают (если делают) в другие частицы, силы и структуры.

В таком экстремальном масштабе времени также имеются данные о редких квантовых явлениях, которые крайне маловероятны для наблюдения 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 испаряемыми почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования могут казаться обычным явлением, квантовые (другие) явления настолько маловероятны, что могут происходить только один раз в миллионы лет, может происходить много раз.

См. также

Ссылки

Библиография

Внешние ссылки

Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: mail@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте
Список материалов:
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26