Как рождалась Вселенная?


Ученые считают, что Вселенная существовала не всегда. На самом деле у нее было начало. Теория Большого взрыва – это попытка объяснить, что же произошло в тот момент, до которого ничего не было.

«Ничего» в предыдущем предложении фактически означает следующее: до возникновения Вселенной не было ни пространства, ни времени… Вообще ничего. Почему наша Вселенная вдруг возникла из этого небытия, неизвестно. И это приводит к мыслям о том, было ли это событие вообще случайным. Большой взрыв – это то место, где наука встречается с религией.

Хотите верьте, хотите нет, но большинство самых важных событий произошло до того, как Вселенная имела возраст в одну секунду.

Планковская эпоха

Примерно 13,7 миллиарда лет назад наша Вселенная вдруг возникла. Внезапно. Из ничего. Считается, что изначально это была бесконечно горячая и бесконечно плотная точка.

Считается также, что четыре фундаментальные силы Вселенной (гравитация, электромагнитная сила, слабая ядерная сила и сильная ядерная сила) были объединены в это время в одну универсальную силу.

Эта «эпоха» длилась всего одну единицу времени Планка. Это наименьшая возможная единица времени. Она равна одной тысячной миллионной миллионной миллионной миллионной миллионной миллионной доле секунды. В конце этого отрезка времени Вселенная имела одну длину Планка в поперечнике. И содержала все ингредиенты, необходимые для создания Вселенной такой, какая она есть сегодня.

Эпоха Великого Объединения

Наверное немного неправильно называть подобные периоды «эпохами». Так как например эта длилась всего одну шестую секунды. Но в течение этого крохотного отрезка времени во все еще микроскопической Вселенной произошло одно очень важное событие. Сила тяжести отделилась от трех других фундаментальных сил.

Имеющая изначально невероятную температуру Вселенная начала остывать. И это способствовало появлению элементарных частиц и античастиц.

Кроме того, в конце этой короткой эпохи сильная ядерная сила также отделилась от остальных. И это предвещало начало следующей эпохи.

Инфляционная эпоха

Продолжительность этой эпохи доподлинно не установлена. Но многие считают, что ее длительность равнялась одной тринадцатой секунды. Отделение силы сильного взаимодействия привело к расширению микроскопической Вселенной в 100 миллионов миллионов миллионов раз! Хотите верьте, хотите нет, но после этого ее ширина составляла уже около 10 сантиметров! После этого она начала расширяться со скоростью, превышающей скорость света. Это событие ни в коем случае не нарушает правила, установленные Эйнштейном. Поскольку расширялось в данном случае само пространство.

Электрослабая эпоха

Этот период начался одновременно с инфляционной эпохой. Но длился почти полсекунды. К этому времени Вселенная охладилась до 10 000 миллионов миллионов миллионов градусов Кельвина, что позволило появиться так называемым «экзотическим» частицам. Появляются гипотетические W и Z бозоны, функция которых, как считается, заключается в управлении слабой ядерной силой. Также в это время в игру вступает поле Хиггса. Это теоретическая энергетическая сила, которая придала массу этим бозонам. Это событие превратило Вселенную, полностью состоящую из излучения, в такую, которая может иметь материю – звезды и галактики будущего.

Кварковая эпоха

Эта эпоха длилась около одной седьмой секунды. И к этому времени Вселенная охладилась до 10 миллионов миллионов миллионов градусов. Образовалось большое количество кварков, электронов и нейтрино, каждая из этих частиц имела соответствующую античастицу. Несмотря действие поля Хиггса, придающего массу определенным частицам, созданию материи препятствовал тот факт, что частицы и античастицы уничтожают друг друга при контакте. Но все же, что очевидно, материя была создана. Ведь мы ее наблюдаем. Считается, что по какой-то таинственной и неизвестной причине в это время было создано немного больше барионов, чем антибарионов. Избыток был небольшим. Не более трех частиц на миллион. Но этого оказалось достаточно.

Адронная эпоха

Удивительно, но мы еще не достигли и одной секунды после Большого взрыва! Эта веха была достигнута именно в эту эпоху. Она имела продолжительность, аналогичную предыдущей. К этому времени температура Вселенной опустилась примерно до одного триллиона градусов. И это позволило кваркам объединяться в адроны. Это собирательное название для таких частиц, как протоны. Свободные электроны сталкивались с ними и образовали нейтроны. К этому времени Вселенная расширилась до одного миллиарда километров в поперечнике.

Лептонная эпоха

Все начинает потихоньку успокаиваться. Эта эпоха длится целых три минуты! Чем холоднее становится Вселенная, тем труднее происходит процесс появления элементарных частиц. К этому времени все адроны и антиадроны из предыдущей эпохи уничтожили друг друга. Во Вселенной стало много лептонов (электронов и позитронов). Эти частицы начали сталкиваться и уничтожать друг друга. В результате чего высвободилась энергия в виде фотонов света.

Нуклеосинтез

В течение следующих 17 минут температура упала до одного миллиарда градусов. В таких условиях возможен ядерный синтез. Протоны и нейтроны стали объединяться, образуя ядра простых элементов, таких как водород, гелий и литий. Эта эпоха закончилась, когда температура упала до такой степени, что ядерный синтез перестал быть возможным.

Фотонная эпоха

А вот эта эпоха длилась около 240 000 лет! В этом большом промежутке времени Вселенная сильно остыла. К этому времени она состояла из плазмы, состоящей из атомных ядер, сформировавшихся в период нуклеосинтеза, и свободных электронов. Хотя доминирующей энергией в эти времена обладали фотоны, они все еще были связаны с этими другими элементарными частицами, непрерывно взаимодействуя с ними.

Рекомбинация

Этот период длится около 60000 лет. К этому моменту Вселенная остыла до 3000 градусов. Атомные ядра начали объединяться со свободными электронами, образуя такие элементы как водород, гелий и литий. Это действие нейтрализовало электрический заряд электронов. И они освободили фотоны света. Эти частицы были обнаружены земными учеными в форме космического фонового излучения. К этому времени Вселенная состоит на три четверти из атомов водорода и на четверть из гелия. И еще здесь есть немного лития.

Темная эра

В течение следующих 150 миллионов лет Вселенная находилась в «темном» состоянии. Хотя фотоны существуют, они обнаруживаются только как излучение, а не как свет. В этот период ничего особенного не происходит. Кроме постоянного расширения и охлаждения. В этот период во Вселенной, похоже, доминирует таинственная «темная материя».

Реионизация

Но примерно через 150 миллионов лет после Большого взрыва что-то начинает происходить. Гравитационный коллапс приводит к образованию квазаров. Это событие, в свою очередь, реионизирует окружающую Вселенную. Этот период длится примерно один миллиард лет. И это создает условия для формирования звезд и галактик.

Звездная эра

Примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва условия стали благоприятными для появления первых звезд. Плазменный суп, пронизывающий Вселенную, имел небольшие неравномерности в своей плотности. Поэтому гравитация сделала свое дело, сжимая облака космического газа. По мере того, как они становились все более и более плотными, где-то появилась точка, в которой стал возможным ядерный синтез. Появились самые первые звезды, красные гиганты. Они известны нам как звезды “Населения III”. Они полностью состояли из легких элементов. Жили они немного. И заканчивали свое существование сверхновыми, создавая и распространяя более тяжелые элементы по всей Вселенной. Присутствие этих элементов, таких как углерод, азот, кислород, кремний, магний и железо, прокладывало путь к рождению большего количества звезд следующих поколений. По мере того, как все больше и больше рождалось подобных звезд, они начали объединяться в галактики. И примерно через 500 миллионов лет после Большого взрыва Вселенная, наконец, появилась в видимом диапазоне.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.


Комментарии:

Оставьте комментарий

Войти с помощью: 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: