Большой взрыв

Большой взрыв берет начало от бесконечно малой и бесконечно бесконечно плотной точки – сингулярности. Откуда она появилась, да и появилась ли вообще, не известно. Но вдруг, по каким-то причинам, она разлетелась во все стороны – произошёл Большой взрыв. По каким причинам это случилось, тоже не известно, но результатом стало образование нашей Вселенной со всем её содержимым: пространством, материей, полями и т.д. Рассмотрим основные этапы Большого взрыва, сформировавшего нашу Вселенную, опираясь на  современную науку.

Начальное расширение Вселенной, до которого она существовала в состоянии сингулярности, описывается космологической моделью. Эта модель принята подавляющим большинством специалистов. В современной интерпретации теория Большого взрыва сочетается с моделью горячей Вселенной, хотя независимость этих концепций очевидна.

Но бытовало и иное видение – холодная начальная Вселенная вблизи Большого взрыва. Пока что «горячая» концепция побеждает «холодную» и является доминирующей.

По уточнённым представлениям, та Вселенная, которую мы можем наблюдать, образовалась 13,7 млрд. лет назад.
С того момента идёт процесс непрерывного расширения и охлаждения пространства.

Ранняя Вселенная в нынешних представлениях разделяется на эпохи. Каждая эпоха имеет свою хронологию. Эпохи описывают, каким образом и в какой хронологии протекали процессы во время Большого взрыва.

Планковская эпоха

Планковская эпоха считается самым ранним моментом Большого взрыва. Продолжительность этой эпохи не очень велика, она определяется временем от 0 до 10-43 секунд. Параметры вещества этой эпохи тоже имеют планковские значения: температура составляла 1032 К, а плотность – 1093 г/см3. Поскольку Вселенная в это время имела чрезвычайно малые размеры, миром правили квантовые эффекты. Все существующие силы были объединены, а гравитационное воздействие по величине было сравнимо с остальными фундаментальными силами. Невероятно высокие параметры температуры и плотности вещества делали его состояние неустойчивым. Произошло нарушение симметрии, и стали проявляться фундаментальные силы — гравитация отделилась от других взаимодействий. Это стало окончанием планковской эпохи.

Эпоха великого объединения

Эта эпоха (ЭВО) ещё носит название эпохи суперсимметрии. То есть, это такое состояние, когда бозонные и фермионные поля могут переходить друг в друга. Или же, что понятнее, вещество может становиться взаимодействием (излучением), и наоборот. Считается, что ЭВО стартовала во временной момент порядка 10-43 секунд и закончилась около 10-34 секунды. Температура этой эпохи составила 1027 К, а плотность – 1074 г/см3С начала ЭВО происходит ослабление квантовых эффектов, и начинают действовать законы теории относительности.

Гравитация уже отделилась, но оставшиеся три взаимодействия (сильное, слабое и электромагнитное) пока объединены в одно. В продолжение данной эпохи были абсолютно не актуальны некоторые физические характеристики – вес, масса, цвет. В конце ЭВО происходит отделение сильного взаимодействия от остальных, и в создающихся условиях оно приводит к новому этапу – Инфляционному расширению Вселенной. Очень трудно, а, скорее, абсолютно невозможно представить временные промежутки от 10-43 до 10-34 секунд. Но правильно ли мы рассуждаем, пытаясь измерить неизвестные события привычными величинами? А какими были физические законы до Большого взрыва, в момент его и по окончании самого процесса? Может быть, эти понятия из того же разряда, что и многомерность Вселенной, представить которую мы пока явно не в состоянии? Ответы на эти вопросы — дело ученых в будущем.

Инфляционная эпоха

При происшествии планковского времени после Большого взрыва началось Инфляционное расширение, предполагающее период его более быстрого (почти моментального) расширения, нежели предусмотрено стандартной моделью. Разработчиком теории стал А. Гут в 1981 году, но значительный вклад был привнесён астрофизиками Старобинским, Линде, Мухановым и др.

Концепция теории

Кратко сформулировать концепцию инфляции можно тремя базовыми положениями:

  1. Инфляция неизбежна. Долгие и разнообразные исследования в области теоретической физики вселяют уверенность, что ранняя Вселенная обладала полями, которые отвечали за инфляционное расширение. Многочисленные варианты теории, объединяющей все физические взаимодействия, в частности, теория суперструн, подразумевают наличие больших количеств таких полей. Хотя бы одно поле имело условия для наступления инфляции.
  2. Однородная и плоскостная Вселенная объясняется теорией инфляции.Она упразднила вопросы о геометрических параметрах и степени однородности Вселенной, которыми она обладала сразу после Большого взрыва. Инфляционное расширение сглаживает все начальные условия.
  3. Теория инфляции неплохо может предсказывать наблюдения. Наблюдая космический микроволновый фон реликтового излучения и характер распределения галактик, подтверждается, что в ранней Вселенной вариации энергии в пространстве были масштабно-инвариантны.

Инфляция

Время, отведенное этой эпохе, составляют от 10-35 до 10-32 секунд. За это время экспоненциально увеличивается радиус Вселенной – на много порядков. Начинает создаваться крупномасштабная структура Вселенной. Происходит вторичный нагрев и начинается бариогенезис – объединение кварков и глюонов в адроны и барионы. Размеры Вселенной во время начала инфляционного процесса составляли 10-33 см. А, как нам известно, величина протона – 10-13 см.

Выходит, в самом начале Вселенная была меньше протона во столько же раз, во сколько протон меньше Луны.
Что интересно, Луна соотносится с Вселенной нынешней примерно в той же пропорции. За величину, исчисляемую ничтожными долями секунды, размеры Вселенной увеличились в 1025 раз.  Причиной столь быстрого считается скалярное поле, именуемое инфлантонным. Это поле имеет напряжённость в каждой точке пространства-времени, а его потенциальная энергия является причиной ускоренного расширения Вселенной.

Инфляция не может полностью сгладить первичные неоднородности, которые сохраняются за счёт квантовых эффектов. Из законов квантовой физики известно, что поле инфлантона не имеет всюду в пространстве одинаковую напряжённость. Наличие случайных флуктуаций поля способствует неравномерному окончанию стадии инфляционного расширения в разных частях Вселенной. Температуры в этих частях тоже различаются. Из этих неоднородностей впоследствии будут образованы звёзды и галактики. Если бы Вселенная была абсолютно однородна, в ней бы не смогли  образоваться никакие структуры.

Проблемы модели и их разрешение

  1. Проблема крупномасштабности и изотропности Вселенной может быть разрешена благодаря тому, что на стадии инфляции расширение происходило необычайно высокими темпами. Из этого следует, что всё пространство наблюдаемой Вселенной – результат одной причинно-связанной области эпохи, предшествующей инфляционной.
  2. Разрешение проблемы плоской Вселенной. Это возможно потому, что на стадии инфляции происходит увеличение радиуса кривизны пространства. Эта величина такова, что позволяет современным параметрам плотности иметь значение, близкое к критическому.
  3. Инфляционное расширение ведёт к возникновению колебаний плотности с определённой амплитудой и формой спектра. Это даёт возможность развития этих колебаний (флуктуаций) в нынешнюю структуру Вселенной, сохраняя крупномасштабную однородность и изотропность. Это разрешение проблемы крупномасштабной структуры Вселенной.
Основным недостатком инфляционной модели можно считать её зависимость от теорий, которые ещё не доказаны и разработаны не до конца.
 Например, модель базируется на теории единого поля, которая пока является просто гипотезой. Её невозможно проверить экспериментально в лабораторных условиях. Ещё один недостаток модели – непонятность, откуда взялась перегретая и расширяющаяся материя. Здесь рассматриваются три возможности:

  1. Стандартная теория Большого взрыва предполагает начало инфляции на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Но тогда не разрешается проблема сингулярности.
  2. Вторая возможность – возникновение Вселенной из хаоса. Разные участки её имели различную температуру, поэтому в одних местах происходило сжатие, а в других – расширение. Инфляция должна была возникнуть в области Вселенной, которая была перегрета и расширялась. Но не ясно, откуда взялся первичный хаос.
  3. Третий вариант – квантово-механический путь, посредством которого возник сгусток перегретой и расширяющейся материи. Фактически, Вселенная возникла из ничего.

Противники инфляционной модели

Инфляционная модель Вселенной устраивает не всех. Знаменитый английский учёный Р. Пенроуз – один из основных её противников. Он считает, что те решения, что предлагаются данной моделью, схожи с процессом заметания мусора под ковёр. Сложности, возникающие в отсутствии некоторых фундаментальных обоснований, носят название проблем начальных значений. Например, на стадии, предшествующей инфляции, возмущения плотности должны иметь определённые, очень малые значения. Именно этот фактор делает реальной наблюдаемую степень однородности, но вот инфляционная модель этого никак не объясняет. Пространственная кривизна при инфляции уменьшается значительно, но и до инфляционного периода она вполне могла иметь такие большие значения, чтобы быть заметной в современной фазе развития Вселенной. И этому объяснений тоже нет. Вот лекция Пенроуза где он детально обо всем рассказывает:

Образование нашего мира после инфляции

Большой взрыв включил гигантский ускоритель частиц, и Вселенная стала стремительно расширяться и эволюционировать. Процессы рождения и гибели частиц менялись стремительно и непрестанно. Это предопределило всю дальнейшую эволюцию Вселенной и тот облик её, который нам знаком. Расширение Вселенной представляет собой процесс, в ходе которого при непрерывно возрастающем объёме количество элементарных частиц остаётся прежним.

В первый момент Большого взрыва всё вещество представляло собой раскалённую, очень насыщенную смесь различных частиц, античастиц и гамма-фотонов высоких энергий. Частицы, сталкиваясь, взаимоуничтожались и рождались вновь. Мы уже рассматривали и инфляционную модель расширения Вселенной, теперь посмотрим как она эволюционировала после неё:

Что было после инфляции

Рождение галактик

Иерархическая теория

Окончание Тёмных Веков стало началом образования галактик. Современное видение этого процесса подразумевает объединение этих объектов из небольших образований. Эта теория названа иерархической. Из положений этой теории следует, что гравитационное объединение стало собирать звёзды в скопления, а потом и в галактики. Однако не доказано, что процесс протекал именно так. Новейшие телескопы могут «увидеть» объекты, которые существовали уже через 400000 лет после свершения Большого взрыва. Значит, в этот период галактики были уже сформировавшимися.

Инфляционная теория

Этот вариант базируется на особенностях квантовых флуктуаций, непрерывно происходящих в вакууме. В ходе инфляционного расширения тоже имели место эти флуктуации. Расширение Вселенной происходило со сверхсветовыми скоростями, поэтому расширялись и флуктуации, а параметры их могли превышать начальные в (1010)12 раз. Из-за этих флуктуации Вселенная стала  неоднородной, и за 400000 лет под действием гравитационного сжатия из этих неоднородностей получились газовые туманности, позднее ставшие галактиками. Согласно ей, сначала образовывались крупные галактики, а потом уже более мелкие.

Рождение звёзд

Процесс массового формирования звёзд из межзвёздного газа получил название звёздообразования. Обычно для протекания этого процесса достаточно области, имеющей размеры не более 100 пк. Но бывают и сверхассоциации, которые можно сопоставить с размерами галактики. И наш Млечный Путь, и другие галактики имеют объекты, находящиеся на стадии звёздообразования. Процесс образования и эволюции звёзд проходит в несколько этапов:

  • Формируются большие газовые комплексы (масса – от  107 солнечных);
  • В комплексах появляются молекулярные облака;
  • Происходит гравитационное сжатие облаков до образования звезды;
  • Непосредственно жизнь звезды, под действием термоядерной реакции в недрах звёзд образуются новые элементы;
  • Вспышки новых и сверхновых за счет выгорания топлива, или образование звёзд-карликов;

Жизнь самых массивных звёзд не очень долгая – миллионы лет, а сам факт их существования подтверждает, что процессы звёздообразования происходят и теперь. Молодые звёзды чаще всего существуют в виде рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, составляющие десятки и сотни объектов. В созвездии Орион можно наблюдать действующий процесс звёздообразования из гигантского газового комплекса.

Рождение планет

Пока не совсем ясно, какие процессы формировали планеты и планетные системы. Но по всем имеющимся данным определённо можно сказать, что:

  • Планеты образовываются ещё до того, как рассеялся протопланетный диск звезды;
  • Большое значение имеет аккреция (вещество падает на поверхность звезды из окружающего пространства);
  • Набирают массу рождающиеся планеты за счёт планетезималей (постепенно приращивая массу за счет мелких частиц).

Формирование планет заканчивается, когда молодая звезда включает свой термоядерный реактор. В результате ядерных реакций создаётся солнечный ветер, который своим давлением рассеивает протопланетный диск. Создание планет из протопланетного диска может происходить по двум основным сценариям.

  1. Аккреционный. Из пыли образуются планетезимали. Некоторые из них становятся доминирующими, и именно они и станут протопланетами. Если протопланета окружена большим количеством газа, то может получиться планета-гигант, которая будет наращивать массу за счёт аккреции.
  2. Гравитационный коллапс. Протопланетный диск является объектом самогравитирующим, поэтому он подвержен нестабильностям. Из таких нестабильностей и образуются планеты, постепенно наращивая свою массу.

Солнечная система

4,6 млрд. лет назад начала формироваться наша планетная система из части молекулярного облака, в центре которого образовалось Солнце. По последним данным, в начале своей жизни наша планетная система имела несколько иной вид: внешние её границы были более компактны, пояс Койпера был придвинут намного ближе к Солнцу. Количество планет, находящихся во внутренней части и имевших размеры не меньше, чем у Меркурия, было гораздо большим.

Таким образом, после Большого взрыва и образовался наш мир, каким мы его видим и сейчас.

Ещё по теме:
Что такое бозон Хиггса Модель в виде физических полей строилась очень долго многими физиками, упорно изучающими Вселенную. Разработка данной модели началась в 70-х годах ХХ ...
Что такое сингулярность Каждый, кто сталкивался с термином «сингулярность», стремился осознать, а что же это такое? Если сделать дословный перевод с латыни, то окажется, что ...
Что такое энтропия Энтропия — величина, которая характеризует степень неупорядоченности, а также тепловое состояние Вселенной. Греки определили это понятие как превращен...
comments powered by HyperComments