Большой взрыв

Эта статья о теории. Чтобы узнать о телесериале, см. «Теория большого взрыва» . Чтобы узнать о других значениях, см. Большой взрыв (значения) и Теория большого взрыва (значения) .

Временная шкала расширения Вселенной , где пространство, включая гипотетические ненаблюдаемые части Вселенной, каждый раз представлено круглыми сечениями. Слева резкое расширение происходит в эпоху инфляции ; а в центре расширение ускоряется (замысел художника; ни время, ни размер не масштабируются).

Большой взрыв — это физическая теория , описывающая, как Вселенная расширилась из начального состояния с высокой плотностью и температурой . Впервые она была предложена в качестве физической теории в 1931 году римско-католическим священником и физиком Жоржем Леметром, когда он предположил, что Вселенная возникла из «первобытного атома». Различные космологические модели Большого взрыва объясняют эволюцию наблюдаемой Вселенной от самых ранних известных периодов до ее последующей крупномасштабной формы. Эти модели предлагают всестороннее объяснение широкого спектра наблюдаемых явлений, включая обилие легких элементов , космическое микроволновое фоновое (CMB) излучение и крупномасштабную структуру . Однородность Вселенной, известная как проблема плоскостности , объясняется космической инфляцией : внезапным и очень быстрым расширением пространства в самые ранние моменты.

Важно отметить, что эти модели совместимы с законом Хаббла-Леметра — наблюдением, согласно которому чем дальше находится галактика , тем быстрее она удаляется от Земли. Экстраполируя это космическое расширение назад во времени с использованием известных законов физики , модели описывают все более концентрированный космос, которому предшествует сингулярность , в которой пространство и время теряют смысл (обычно называемая «сингулярностью Большого взрыва»). В физике отсутствует общепринятая теория квантовой гравитации , которая могла бы моделировать самые ранние условия Большого взрыва. В 1964 году было открыто реликтовое излучение, которое убедило многих космологов в том, что конкурирующая стационарная модель космической эволюции была фальсифицирована , поскольку модели Большого взрыва предсказывают однородное фоновое излучение, вызванное высокими температурами и плотностями в далеком прошлом. Широкий спектр эмпирических данных убедительно свидетельствует в пользу события Большого взрыва, которое в настоящее время практически повсеместно признано. Детальные измерения скорости расширения Вселенной показывают , что сингулярность Большого взрыва произошла примерно 13,787 ± 0,020   миллиарда лет назад, что считается возрастом Вселенной .

Остаются аспекты наблюдаемой Вселенной, которые еще не объяснены моделями Большого взрыва. После своего первоначального расширения Вселенная достаточно остыла, чтобы позволить образование субатомных частиц , а затем и атомов . Неодинаковое содержание материи и антиматерии , позволившее этому произойти, представляет собой необъяснимый эффект, известный как барионная асимметрия . Эти первичные элементы — в основном водород , с небольшим количеством гелия и лития — позже объединились под действием гравитации , образовав ранние звезды и галактики. Астрономы наблюдают гравитационные эффекты неизвестной темной материи, окружающей галактики. Большая часть гравитационного потенциала во Вселенной, по-видимому, находится в этой форме, а модели Большого взрыва и различные наблюдения показывают, что этот избыточный гравитационный потенциал не создается барионной материей , такой как обычные атомы. Измерения красного смещения сверхновых показывают, что расширение Вселенной ускоряется . Это наблюдение связано с необъяснимым явлением, известным как темная энергия. .

Особенности моделей

Модели Большого взрыва предлагают всестороннее объяснение широкого спектра наблюдаемых явлений, включая содержание легких элементов , реликтовое излучение , крупномасштабную структуру и закон Хаббла . Модели зависят от двух основных предположений: универсальности физических законов и космологического принципа . Универсальность физических законов — один из основополагающих принципов теории относительности . Космологический принцип гласит, что в больших масштабах Вселенная однородна — она выглядит и изотропна одинаковой во всех направлениях, независимо от местоположения.

Эти идеи первоначально были приняты в качестве постулатов, но позже были предприняты попытки проверить каждую из них. Например, первое предположение было проверено наблюдениями, показывающими, что максимально возможное отклонение постоянной тонкой структуры на протяжении большей части возраста Вселенной составляет порядка 10. ⁻⁵ . Также общая теория относительности прошла строгие испытания в масштабах Солнечной системы и двойных звезд .

Крупномасштабная Вселенная кажется изотропной, если смотреть с Земли. Если он действительно изотропен, космологический принцип можно вывести из более простого принципа Коперника , который утверждает, что не существует предпочтительного (или специального) наблюдателя или точки зрения. Для этого космологический принцип подтвержден на уровне 10 ⁻⁵ посредством наблюдений за температурой реликтового излучения. в масштабе горизонта реликтового излучения Вселенная была признана однородной с верхней границей неоднородности порядка 10%. По состоянию на 1995 год

Горизонты

Основная статья: Космологический горизонт

Важной особенностью пространства-времени Большого взрыва является наличие горизонтов частиц . Поскольку Вселенная имеет конечный возраст, а свет распространяется с конечной скоростью, в прошлом могут быть события, свет которых еще не успел достичь Земли. Это устанавливает предел или горизонт прошлого для самых отдаленных объектов, которые можно наблюдать. И наоборот, поскольку пространство расширяется, а более удаленные объекты удаляются все быстрее, свет, излучаемый нами сегодня, может никогда не «догнать» очень удаленные объекты. Это определяет горизонт будущего , который ограничивает события в будущем, на которые мы сможем повлиять. Наличие любого типа горизонта зависит от деталей метрики Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера (FLRW) , которая описывает расширение Вселенной.

Наше понимание Вселенной с очень ранних времен предполагает, что существует прошлый горизонт, хотя на практике наше представление также ограничено непрозрачностью Вселенной в ранние времена. Таким образом, наш взгляд не может простираться дальше назад во времени, хотя горизонт и отступает в пространстве. Если расширение Вселенной продолжит ускоряться, то появится и горизонт будущего.

Термализация

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

Хронология

Основная статья: Хронология Вселенной

Согласно моделям Большого взрыва, Вселенная вначале была очень горячей и очень компактной, а с тех пор она расширялась и охлаждалась.

Сингулярность

Смотрите также: Гравитационная сингулярность , Начальная сингулярность и Планковские единицы § Космология

В отсутствие идеального космологического принципа экстраполяция расширения Вселенной назад во времени с использованием общей теории относительности дает бесконечную плотность и температуру в конечное время в прошлом. Это нерегулярное поведение, известное как гравитационная сингулярность , указывает на то, что общая теория относительности не является адекватным описанием законов физики в этом режиме. Модели, основанные только на общей теории относительности, не могут полностью экстраполировать в сторону сингулярности. В некоторых предложениях, таких как модели возникающей Вселенной , сингулярность заменяется другой космологической эпохой. Другой подход определяет первоначальную сингулярность как сингулярность, которая , по предсказаниям некоторых моделей теории Большого взрыва, существовала до события Большого взрыва.

Эту первичную сингулярность иногда называют «Большим взрывом». но этот термин также может относиться к более общей ранней горячей и плотной фазе. Вселенной. В любом случае «Большой взрыв» как событие также в просторечии называют «рождением» нашей Вселенной, поскольку он представляет собой точку в истории, когда можно подтвердить, что Вселенная вошла в режим , в котором законы физики действуют. мы понимаем, что они (в частности, общая теория относительности и Стандартная модель физики элементарных частиц ) работают. На основе измерений расширения с использованием сверхновых типа Ia и измерений температурных колебаний космического микроволнового фона время, прошедшее с момента этого события, известное как « возраст Вселенной », составляет 13,8 миллиардов лет.

Несмотря на то, что в то время Вселенная была чрезвычайно плотной — намного плотнее, чем обычно требуется для образования черной дыры — Вселенная не схлопнулась снова в сингулярность. Обычно используемые расчеты и ограничения для объяснения гравитационного коллапса обычно основаны на объектах относительно постоянного размера, таких как звезды, и не применимы к быстро расширяющемуся пространству, такому как Большой взрыв. Поскольку ранняя Вселенная не сразу распалась на множество черных дыр, материя в то время должна была быть распределена очень равномерно с незначительным градиентом плотности .

Инфляция и бариогенез

Основные статьи: Инфляция (космология) и бариогенез.

Самые ранние фазы Большого взрыва являются предметом множества спекуляций из-за отсутствия доступных данных. В наиболее распространенных моделях Вселенная была заполнена однородно и изотропно с очень высокой плотностью энергии и огромными температурами и давлениями , а также очень быстро расширялась и охлаждалась. Период до 10 ⁻⁴³ Секунды расширения, эпоха Планка , были фазой, в которой четыре фундаментальные силы — электромагнитное взаимодействие , сильное ядерное взаимодействие , слабое ядерное взаимодействие и гравитационное взаимодействие — были объединены в одну. этом этапе характерным масштабом Вселенной была планковская длина 1,6 × На 10 ⁻³⁵ м и, следовательно, имел температуру около 10 ³² градусов Цельсия. В таких условиях ломается даже само понятие частицы. Правильное понимание этого периода ожидает развития теории квантовой гравитации . На смену эпохе Планка пришла эпоха великого объединения, начавшаяся в 10 в. ⁻⁴³ секунд, когда гравитация отделилась от других сил, когда температура Вселенной упала.

Примерно в 10 ⁻³⁷ Через несколько секунд расширения фазовый переход вызвал космическую инфляцию , во время которой Вселенная росла экспоненциально , не ограниченная инвариантностью скорости света , а температура упала в 100 000 раз. Эта концепция мотивирована проблемой плоскостности , когда плотность материи и энергии очень близка к критической плотности, необходимой для создания плоской Вселенной . То есть форма Вселенной не имеет общей геометрической кривизны из-за гравитационного воздействия. Микроскопические квантовые флуктуации , возникшие из-за принципа неопределенности Гейзенберга, были «заморожены» инфляцией и превратились в зародыши, которые позже сформировали крупномасштабную структуру Вселенной. Примерно в 10 часов ⁻³⁶ секунд, электрослабая эпоха начинается, когда сильное ядерное взаимодействие отделяется от других сил, и только электромагнитное взаимодействие и слабое ядерное взаимодействие остаются едиными.

Инфляция локально остановилась на отметке 10. ⁻³³ до 10 ⁻³² секунд, при этом объем наблюдаемой Вселенной увеличился как минимум в 10 раз. ⁷⁸ . По мере затухания поля инфлатона последовал повторный нагрев , пока Вселенная не достигла температур, необходимых для образования кварк -глюонной плазмы, а также всех других элементарных частиц . Температуры были настолько высокими, что хаотические движения частиц происходили с релятивистскими скоростями , а пары частица-античастица постоянно создавались и разрушались в результате столкновений. всевозможные В какой-то момент неизвестная реакция, названная бариогенезом, нарушила сохранение барионного числа , что привело к очень небольшому избытку кварков и лептонов над антикварками и антилептонами — порядка одной части на 30 миллионов. Это привело к преобладанию материи над антиматерией в современной Вселенной.

Охлаждение

Основные статьи: Нуклеосинтез Большого взрыва и космический микроволновый фон

Панорамный вид всего неба в ближнем инфракрасном диапазоне показывает распределение галактик за пределами Млечного Пути . Галактики имеют цветовую маркировку красного смещения .

Вселенная продолжала уменьшаться в плотности и падать температуре, следовательно, типичная энергия каждой частицы уменьшалась. Фазовые переходы , нарушающие симметрию, приводят фундаментальные силы физики и параметры элементарных частиц в их нынешнюю форму, при этом электромагнитное взаимодействие и слабое ядерное взаимодействие разделяются примерно на 10°С. ⁻¹² секунды.

Примерно через 10 ⁻¹¹ секунды картина становится менее умозрительной, поскольку энергии частиц падают до значений, которых можно достичь в ускорителях частиц . Около 10 ⁻⁶ секунды кварки и глюоны объединяются, образуя барионы, такие как протоны и нейтроны . Небольшой избыток кварков над антикварками привел к небольшому избытку барионов над антибарионами. Температура уже не была достаточно высокой для создания новых пар протон-антипротон или нейтрон-антинейтрон. Сразу же последовало массовое уничтожение , в результате которого остался только один из 10 ⁸ из первоначальных частиц материи и ни одной из их античастиц . Аналогичный процесс происходил примерно за 1 секунду для электронов и позитронов. После этих аннигиляций оставшиеся протоны, нейтроны и электроны больше не двигались релятивистски, и в плотности энергии Вселенной доминировали фотоны (с незначительным вкладом нейтрино ).

Через несколько минут после начала расширения, когда температура составляла около миллиарда кельвинов вселенского дейтерия и гелия , а плотность материи во Вселенной была сравнима с нынешней плотностью земной атмосферы, нейтроны соединились с протонами, образовав ядра в процессе, названном Большим. Нуклеосинтез Бэнга (BBN). Большинство протонов остались несвязанными в виде ядер водорода.

Когда Вселенная остыла, остальная плотность энергии материи стала гравитационно доминировать над плотностью фотонного излучения . Эпоха рекомбинации началась примерно через 379 000 лет, когда электроны и ядра объединились в атомы (в основном водородные ), которые были способны излучать излучение. Это реликтовое излучение, которое практически беспрепятственно распространялось в космосе, известно как космический микроволновый фон.

Формирование структуры

Основная статья: Формирование структуры

Abell 2744 Скопление галактик — вид пограничных полей Хаббла

После эпохи рекомбинации немного более плотные области равномерно распределенной материи гравитационно притягивали близлежащую материю и, таким образом, становились еще плотнее, образуя газовые облака, звезды, галактики и другие астрономические структуры, наблюдаемые сегодня. Детали этого процесса зависят от количества и типа материи во Вселенной. Четыре возможных типа материи известны как холодная темная материя (CDM), теплая темная материя , горячая темная материя и барионная материя . Лучшие доступные измерения, проведенные с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP), показывают, что данные хорошо соответствуют модели Lambda-CDM, в которой темная материя считается холодной. (Теплая темная материя исключается из-за ранней реионизации .) По оценкам, эта CDM составляет около 23% материи/энергии Вселенной, тогда как барионная материя составляет около 4,6%.

В «расширенной модели», включающей горячую темную материю в форме нейтрино, тогда «физическая барионная плотность» $\Omega _{\text{b}}h^{2}$ оценивается в 0,023. (Это отличается от «барионной плотности» $\Omega _{\text{b}}$ выражается как часть общей плотности материи/энергии, которая составляет около 0,046.) Соответствующая плотность холодной темной материи $\Omega _{\text{c}}h^{2}$ составляет около 0,11, а соответствующая плотность нейтрино $\Omega _{\text{v}}h^{2}$ оценивается менее 0,0062.

Космическое ускорение

Основная статья: Ускоряющееся расширение Вселенной

Независимые доказательства от сверхновых типа Ia и реликтового излучения предполагают, что во Вселенной сегодня доминирует загадочная форма энергии, известная как темная энергия , которая, по-видимому, однородно пронизывает все пространство. Наблюдения показывают, что 73% общей плотности энергии современной Вселенной находится в этой форме. Когда Вселенная была очень молодой, она, вероятно, была наполнена темной энергией, но, поскольку все было расположено ближе друг к другу, преобладала гравитация , тормозившая расширение. В конце концов, после миллиардов лет расширения, снижение плотности материи по сравнению с плотностью темной энергии позволило расширению Вселенной начать ускоряться.

Темная энергия в своей простейшей формулировке моделируется космологической постоянной в уравнениях поля Эйнштейна общей теории относительности, но ее состав и механизм неизвестны. В более общем плане детали его уравнения состояния и связи со Стандартной моделью физики элементарных частиц продолжают исследоваться как посредством наблюдений, так и теории.

Вся эта космическая эволюция после эпохи инфляции может быть строго описана и смоделирована с помощью модели лямбда-CDM космологии, которая использует независимые рамки квантовой механики и общей теории относительности. Не существует легко проверяемых моделей, которые бы описывали ситуацию примерно до 10 лет. ⁻¹⁵ секунды. Понимание этой самой ранней эпохи в истории Вселенной является одной из величайших нерешённых проблем физики .

История концепции

Основная статья: История теории Большого взрыва

Смотрите также: Хронология космологических теорий

Этимология

Английскому астроному Фреду Хойлу приписывают введение термина «Большой взрыв» во время выступления на радио BBC в марте 1949 года . говоря: «Эти теории основывались на гипотезе о том, что вся материя во Вселенной была создана в результате одного большого взрыва в определенное время в далеком прошлом». Однако это не прижилось до 1970-х годов.

Широко распространено мнение, что Хойл, который выступал за альтернативную « стационарную » космологическую модель, имел в виду, что она носит уничижительный характер. но Хойл категорически отрицал это и сказал, что это было просто поразительное изображение, призванное подчеркнуть разницу между двумя моделями. Хельге Краг пишет, что доказательства утверждения о том, что оно было задумано как уничижительное, «неубедительно», и упоминает ряд указаний на то, что это не было уничижительным.

Утверждается, что сам термин является неправильным, поскольку он вызывает взрыв. Аргумент состоит в том, что, хотя взрыв предполагает расширение в окружающее пространство, Большой взрыв описывает только внутреннее расширение содержимого Вселенной. Еще одна проблема, на которую указал Сантош Мэтью, заключается в том, что удар подразумевает звук, что не является важной особенностью модели. Попытка найти более подходящую альтернативу не увенчалась успехом.

Разработка

Хаббл в экстремально глубоком поле зрения (XDF)

Размер XDF по сравнению с размером Луны ( XDF — это небольшой прямоугольник слева от Луны и почти под ней) — на этом маленьком изображении показано несколько тысяч галактик, каждая из которых состоит из миллиардов звезд.

Вид XDF (2012) – каждое световое пятнышко – это галактика, возраст некоторых из них достигает 13,2 миллиарда лет. – По оценкам, Вселенная содержит 200 миллиардов галактик.

Изображение XDF показывает полностью зрелые галактики на переднем плане — почти зрелые галактики от 5 до 9 миллиардов лет назад — протогалактики , пылающие молодыми звездами , возрастом более 9 миллиардов лет.

Модели Большого взрыва возникли на основе наблюдений за структурой Вселенной и теоретических соображений. В 1912 году Весто Слайфер измерил первое доплеровское смещение « спиральной туманности » (спиральная туманность — устаревший термин для обозначения спиральных галактик) и вскоре обнаружил, что почти все такие туманности удаляются от Земли. Он не осознавал космологического значения этого факта, и действительно, в то время было весьма спорно , были ли эти туманности «островными вселенными» за пределами нашего Млечного Пути . Десять лет спустя Александр Фридман , русский космолог и математик , вывел уравнения Фридмана из уравнений поля Эйнштейна, показав, что Вселенная может расширяться в отличие от статической модели Вселенной, отстаивал Альберт Эйнштейн . которую в то время

В 1924 году измерения американского астронома Эдвина Хаббла большого расстояния до ближайших спиральных туманностей показали, что эти системы действительно были другими галактиками. Начиная с того же года Хаббл кропотливо разработал серию индикаторов расстояний, предшественника космической лестницы расстояний , используя 100-дюймовый (2,5 м) телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон . Это позволило ему оценить расстояния до галактик, красное смещение которых уже было измерено, в основном Слайфером. В 1929 году Хаббл обнаружил корреляцию между расстоянием и скоростью удаления , известную теперь как закон Хаббла.

Независимо выведя уравнения Фридмана в 1927 году, Жорж Леметр , бельгийский физик и римско-католический священник , предположил, что уменьшение туманностей произошло из-за расширения Вселенной. Он сделал вывод о зависимости, которую позже наблюдал Хаббл, учитывая космологический принцип. В 1931 году Лемэтр пошел еще дальше и предположил, что очевидное расширение Вселенной, если спроецировать ее назад во времени, означает, что чем дальше в прошлом, тем меньше была Вселенная, пока в какой-то конечный момент в прошлом вся масса Вселенной не уменьшилась. сконцентрированы в одной точке, «первобытном атоме», где и когда возникла ткань времени и пространства.

В 1920-х и 1930-х годах почти все крупные космологи предпочитали существование вечной стационарной Вселенной, а некоторые жаловались, что начало времени, подразумеваемое Большим взрывом, привнесло в физику религиозные концепции; это возражение позже было повторено сторонниками теории устойчивого состояния. Это восприятие усиливалось тем фактом, что автор концепции Большого взрыва Лемэтр был римско-католическим священником. Артур Эддингтон согласился с Аристотелем в том, что Вселенная не имела начала во времени, а именно , что материя вечна . Начало времени было ему «отвратительно». Леметр, однако, не согласился:

Если бы мир начался с одного кванта , понятия пространства и времени вначале вообще не имели бы никакого смысла; они начнут приобретать разумное значение только тогда, когда первоначальный квант будет разделен на достаточное число квантов. Если это предположение верно, то начало мира произошло немного раньше начала пространства и времени.

были предложены и другие идеи как нестандартные космологии В 1930-е годы для объяснения наблюдений Хаббла , включая модель Милна , ( колебательная Вселенная первоначально предложенная Фридманом, но пропагандируемая Альбертом Эйнштейном и Ричардом К. Толманом ) и Фрица Цвикки гипотеза усталого света .

После Второй мировой войны возникли две различные возможности. Одной из них была стационарная модель Фреда Хойла, согласно которой новая материя будет создаваться по мере расширения Вселенной. В этой модели Вселенная примерно одинакова в любой момент времени. Другой была теория Большого взрыва Леметра, которую отстаивал и развивал Джордж Гамов , который представил BBN. и чьи коллеги, Ральф Альфер и Роберт Херман , предсказали реликтовое излучение. По иронии судьбы, именно Хойл придумал фразу, которая стала применяться к теории Леметра, назвав ее « идеей большого взрыва » во время передачи радио BBC в марте 1949 года. Некоторое время поддержка этих двух теорий разделилась. В конце концов, данные наблюдений, в первую очередь подсчета радиоисточников , начали отдавать предпочтение Большому Взрыву над устойчивым состоянием. Открытие и подтверждение реликтового излучения в 1964 году закрепило за Большим взрывом звание лучшей теории происхождения и эволюции Вселенной.

В 1968 и 1970 годах Роджер Пенроуз , Стивен Хокинг и Джордж Ф.Р. Эллис опубликовали статьи, в которых показали, что математические сингулярности были неизбежным начальным условием релятивистских моделей Большого взрыва. Затем, с 1970-х по 1990-е годы, космологи работали над описанием особенностей Вселенной Большого взрыва и решением нерешенных проблем. В 1981 году Алан Гут совершил прорыв в теоретической работе по решению некоторых выдающихся теоретических проблем моделей Большого взрыва, открыв эпоху быстрого расширения в ранней Вселенной, которую он назвал «инфляцией». Между тем, в течение этих десятилетий два вопроса наблюдательной космологии , вызвавшие много дискуссий и разногласий, касались точных значений постоянной Хаббла. и плотность материи Вселенной (до открытия темной энергии, которая считалась ключевым предиктором возможной судьбы Вселенной ).

В середине 1990-х годов наблюдения за некоторыми шаровыми скоплениями показали, что им около 15 миллиардов лет, что противоречило большинству текущих оценок возраста Вселенной (и даже с возрастом, измеренным сегодня). Позже эта проблема была решена, когда новое компьютерное моделирование, включавшее эффекты потери массы из-за звездных ветров , показало гораздо более молодой возраст шаровых скоплений.

Значительный прогресс в космологии Большого Взрыва был достигнут с конца 1990-х годов в результате достижений в технологии телескопов , а также анализа данных со спутников, таких как Cosmic Background Explorer (COBE), и космический телескоп Хаббл WMAP. Космологи теперь имеют довольно точные и точные измерения многих параметров модели Большого взрыва и сделали неожиданное открытие: расширение Вселенной, по-видимому, ускоряется.

Наблюдательные данные

«[Картина большого взрыва] слишком прочно основана на данных из каждой области, чтобы быть признанной недействительной в ее общих чертах».

— Лоуренс Краусс

Самыми ранними и прямыми наблюдательными свидетельствами справедливости теории являются расширение Вселенной в соответствии с законом Хаббла (на что указывают красные смещения галактик), открытие и измерение космического микроволнового фона и относительного содержания легких элементов, производимых Нуклеосинтез Большого Взрыва (BBN). Более поздние данные включают наблюдения за формированием и эволюцией галактик , а также распределением крупномасштабных космических структур . Их иногда называют «четырьмя столпами» моделей Большого взрыва.

Точные современные модели Большого взрыва апеллируют к различным экзотическим физическим явлениям, которые не наблюдались в земных лабораторных экспериментах и ​​не были включены в Стандартную модель физики элементарных частиц. Из этих особенностей темная материя в настоящее время является предметом наиболее активных лабораторных исследований. Остающиеся проблемы включают проблему острого гало. и проблема карликовой галактики холодной темной материи. Темная энергия также представляет большой интерес для ученых, но неясно, будет ли возможно прямое обнаружение темной энергии. Инфляция и бариогенез остаются более умозрительными особенностями современных моделей Большого взрыва. Жизнеспособные количественные объяснения таких явлений все еще находятся в поисках. Это нерешенные проблемы физики.

Закон Хаббла и расширение Вселенной

Основные статьи: закон Хаббла и расширение Вселенной

См. Также: Меры расстояния (космология) и Масштабный коэффициент (космология).

Красное смещение линий поглощения из-за скорости рецессии

Наблюдения за далекими галактиками и квазарами показывают, что эти объекты имеют красное смещение: излучаемый ими свет сдвинут в сторону более длинных волн. В этом можно убедиться, взяв частотный спектр объекта и сопоставив спектроскопическую картину линий излучения или поглощения, соответствующих атомам химических элементов, взаимодействующих со светом. Эти красные смещения равномерно изотропны и равномерно распределены среди наблюдаемых объектов во всех направлениях. Если красное смещение интерпретировать как доплеровское смещение, можно рассчитать скорость удаления объекта. Для некоторых галактик можно оценить расстояния с помощью космической лестницы расстояний . Когда скорости рецессии отображаются в зависимости от этих расстояний, линейная зависимость, известная как закон Хаббла : наблюдается $v=H_{0}D$где

• $v$ - скорость удаления галактики или другого удаленного объекта,
• $D$ - правильное расстояние до объекта, и
• $H_{0}$ — постоянная Хаббла , равная 70,4 +1,3.
  −1,4 км / с / Мпк по WMAP.

Закон Хаббла предполагает, что Вселенная равномерно расширяется повсюду. Это космическое расширение было предсказано Фридманом на основе общей теории относительности в 1922 году. и Леметр в 1927 году, задолго до того, как Хаббл провел свой анализ и наблюдения в 1929 году, и она остается краеугольным камнем модели Большого взрыва, разработанной Фридманом, Леметром, Робертсоном и Уокером.

Теория требует соотношения $v=HD$ держать всегда, где $D$ это правильное расстояние, $v$ - скорость рецессии, и $v$, $H$, и $D$ изменяются по мере расширения Вселенной (поэтому мы пишем $H_{0}$ для обозначения современной «константы Хаббла»). Для расстояний, намного меньших размера наблюдаемой Вселенной , красное смещение Хаббла можно рассматривать как доплеровский сдвиг, соответствующий скорости рецессии. $v$. Для расстояний, сравнимых с размерами наблюдаемой Вселенной, объяснение космологического красного смещения становится более неоднозначным, хотя наиболее естественной остается его интерпретация как кинематического доплеровского сдвига.

Необъяснимое расхождение с определением постоянной Хаббла известно как натяжение Хаббла . Методы, основанные на наблюдении реликтового излучения, предполагают более низкое значение этой константы по сравнению с величиной, полученной в результате измерений на основе лестницы космических расстояний.

Космическое микроволновое фоновое излучение

Основная статья: Космический микроволновый фон

Спектр космического микроволнового фона , измеренный прибором FIRAS на спутнике COBE , является наиболее точно измеренным спектром черного тела в природе. Точки данных и полосы ошибок на этом графике скрыты теоретической кривой.

В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон по счастливой случайности открыли космическое фоновое излучение — всенаправленный сигнал в микроволновом диапазоне. Их открытие обеспечило существенное подтверждение предсказаний Альфера, Германа и Гамова о Большом взрыве, сделанных примерно в 1950 году. В 1970-е годы было обнаружено, что излучение примерно соответствует спектру черного тела во всех направлениях; этот спектр был смещен в красную сторону в результате расширения Вселенной и сегодня соответствует примерно 2,725 К. Это склонило баланс доказательств в пользу модели Большого взрыва, и Пензиас и Уилсон были удостоены Нобелевской премии по физике 1978 года .

Поверхность последнего рассеяния, соответствующая излучению реликтового излучения, возникает вскоре после рекомбинации , эпохи, когда нейтральный водород становится стабильным. До этого Вселенная представляла собой горячее плотное море фотон-барионной плазмы, в котором фотоны быстро рассеивались свободными заряженными частицами. Максимум около 372 ± 14 тыс. лет назад . средняя длина свободного пробега фотона становится достаточно длинной, чтобы достичь наших дней, и Вселенная становится прозрачной.

Изображение космического микроволнового фонового излучения, полученное в формате WMAP за 9 лет (2012 г.). Излучение изотропно примерно в одной стотысячной части.

В 1989 году НАСА запустило COBE, которое сделало два крупных достижения: в 1990 году высокоточные измерения спектра показали, что частотный спектр реликтового излучения представляет собой почти идеальное черное тело без отклонений на уровне 1 части из 10. ⁴ и измерил остаточную температуру 2,726 К (более поздние измерения немного снизили эту цифру до 2,7255 К); затем, в 1992 году, дальнейшие измерения COBE обнаружили крошечные колебания ( анизотропию ) температуры реликтового излучения по всему небу, на уровне примерно одной части из 10. ⁵ . Джон К. Мэзер и Джордж Смут были удостоены Нобелевской премии по физике 2006 года за лидерство в этих результатах.

В течение следующего десятилетия анизотропия реликтового излучения была дополнительно исследована с помощью большого количества наземных экспериментов и экспериментов с воздушными шарами. В 2000–2001 годах несколько экспериментов, в первую очередь BOOMERanG , обнаружили, что форма Вселенной почти плоская в пространстве путем измерения типичного углового размера (размера на небе) анизотропии.

В начале 2003 года были опубликованы первые результаты микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона, которые дали на тот момент наиболее точные значения некоторых космологических параметров. Результаты опровергли несколько конкретных моделей космической инфляции, но в целом согласуются с теорией инфляции. Космический зонд «Планк» другие наземные и воздушные эксперименты по изучению космического микроволнового фона был запущен в мае 2009 года . Продолжаются .

Обилие первичных элементов

Основная статья: Нуклеосинтез Большого взрыва

Временная эволюция содержания легких элементов во время нуклеосинтеза Большого взрыва

Используя модели Большого взрыва, можно рассчитать ожидаемую концентрацию изотопов гелия-4 ( ⁴ Он), гелий-3 ( ³ Он), дейтерий ( ² H) и литий-7 ( ⁷ Li) во Вселенной как отношение к количеству обычного водорода. Относительное содержание зависит от одного параметра — отношения фотонов к барионам. Эту величину можно рассчитать независимо от детальной структуры флуктуаций реликтового излучения. Прогнозируемые соотношения (по массе, а не по численности) составляют около 0,25 для ⁴ Он: Ч, около 10 ⁻³ для ² Ч:Ч, около 10 ⁻⁴ для ³ Он:Ч, и около 10 ⁻⁹ для ⁷ Ли: Х.

Все измеренные содержания, по крайней мере примерно, согласуются с предсказанными на основе одного значения отношения барионов к фотонам. Согласие превосходное для дейтерия, близкое, но формально несоответствующее для ⁴ Он и отклонился в два раза за ⁷ Ли (эта аномалия известна как космологическая проблема лития ); в последних двух случаях существуют существенные систематические неопределенности . Тем не менее, общая согласованность с содержаниями, предсказанными BBN, является убедительным доказательством Большого взрыва, поскольку теория является единственным известным объяснением относительного содержания легких элементов, и практически невозможно «настроить» Большой взрыв, чтобы произвести гораздо больше или менее 20–30% гелия. Действительно, помимо Большого взрыва, не существует очевидной причины, по которой, например, молодая Вселенная до образования звезд , как это установлено в результате изучения материи, предположительно свободной от продуктов звездного нуклеосинтеза , должна содержать больше гелия, чем дейтерия, или больше дейтерия, чем ³ Он, причем в постоянных соотношениях, тоже.

Галактическая эволюция и распространение

Основные статьи: Формирование и эволюция галактик и Формирование структуры.

Детальные наблюдения морфологии и распределения галактик и квазаров согласуются с текущими моделями Большого взрыва. Сочетание наблюдений и теории позволяет предположить, что первые квазары и галактики образовались в течение миллиарда лет после Большого взрыва. и с тех пор формируются более крупные структуры, такие как скопления галактик и сверхскопления .

Популяции звезд стареют и развиваются, так что далекие галактики (которые наблюдаются такими же, какими они были в ранней Вселенной) сильно отличаются от близлежащих галактик (наблюдаемых в более недавнем состоянии). Более того, галактики, образовавшиеся относительно недавно, заметно отличаются от галактик, образовавшихся на тех же расстояниях, но вскоре после Большого взрыва. Эти наблюдения являются сильными аргументами против стационарной модели. Наблюдения за звездообразованием, распределением галактик и квазаров и более крупными структурами хорошо согласуются с моделированием Большого Взрыва формирования структуры во Вселенной и помогают завершить детали теории.

Первичные газовые облака

Фокальная плоскость телескопа BICEP2 под микроскопом - используется для поиска поляризации в реликтовом излучении.

В 2011 году астрономы обнаружили то, что они считают первозданными облаками первичного газа, анализируя линии поглощения в спектрах далеких квазаров. До этого открытия все остальные астрономические объекты содержали тяжелые элементы, образующиеся в звездах. Несмотря на чувствительность к углероду, кислороду и кремнию, эти три элемента не были обнаружены в этих двух облаках. Поскольку в облаках газа нет обнаруживаемых уровней тяжелых элементов, они, вероятно, сформировались в первые несколько минут после Большого взрыва, во время BBN.

Другие доказательства

Возраст Вселенной, оцененный на основе расширения Хаббла и реликтового излучения, теперь согласуется с другими оценками, использующими возраст самых старых звезд, измеренный как с помощью применения теории звездной эволюции к шаровым скоплениям, так и с помощью радиометрического датирования отдельных популяций II. звезды. Это также согласуется с оценками возраста, основанными на измерениях расширения с использованием сверхновых типа Ia и измерениях температурных флуктуаций космического микроволнового фона. Согласование независимых измерений этого возраста поддерживает модель Lambda-CDM (ΛCDM), поскольку модель используется для связи некоторых измерений с оценкой возраста, и все оценки, в свою очередь, согласуются. Тем не менее, некоторые наблюдения объектов из относительно ранней Вселенной (в частности, квазара APM 08279+5255 ) вызывают беспокойство относительно того, было ли у этих объектов достаточно времени для формирования на столь раннем этапе в модели ΛCDM.

Предсказание о том, что температура реликтового излучения в прошлом была выше, было экспериментально подтверждено наблюдениями линий поглощения с очень низкой температурой в газовых облаках на высоком красном смещении. Из этого предсказания также следует, что амплитуда эффекта Сюняева–Зельдовича в скоплениях галактик не зависит напрямую от красного смещения. Наблюдения показали, что это примерно так, но этот эффект зависит от свойств скоплений, которые меняются с космическим временем, что затрудняет точные измерения.

Будущие наблюдения

Будущие гравитационно-волновые обсерватории, возможно, смогут обнаружить первичные гравитационные волны , реликты ранней Вселенной, менее чем через секунду после Большого взрыва.

Проблемы и смежные вопросы по физике

См. Также: Список нерешенных задач по физике.

Как и в любой теории, в результате разработки моделей Большого взрыва возник ряд загадок и проблем. Некоторые из этих загадок и проблем решены, а другие все еще не решены. Предложенные решения некоторых проблем модели Большого взрыва открыли новые тайны. Например, проблема горизонта , проблема магнитного монополя и проблема плоскостности чаще всего решаются с помощью теории инфляции, но детали инфляционной Вселенной все еще остаются нерешенными, и многие, включая некоторых основателей теории, говорят, что она была опровергнута. . Далее следует список загадочных аспектов концепции Большого взрыва, которые все еще интенсивно исследуются космологами и астрофизиками .

Барионная асимметрия

Основная статья: Барионная асимметрия

Пока не понятно, почему во Вселенной больше материи, чем антиматерии. Обычно предполагается, что когда Вселенная была молодой и очень горячей, она находилась в статистическом равновесии и содержала равное количество барионов и антибарионов. Однако наблюдения показывают, что Вселенная, включая ее самые отдаленные части, почти полностью состоит из обычной материи, а не из антиматерии. Была выдвинута гипотеза, объясняющая асимметрию процессом, называемым бариогенезом. Для того чтобы бариогенез состоялся, условий Сахарова необходимо выполнение . Для этого требуется, чтобы барионное число не сохранялось, чтобы C-симметрия и CP-симметрия нарушались, а Вселенная отошла от термодинамического равновесия . Все эти условия встречаются в Стандартной модели, но эффекты недостаточно сильны, чтобы объяснить нынешнюю барионную асимметрию.

Темная энергия

Основная статья: Темная энергия

Измерения соотношения красного смещения и звездной величины для сверхновых типа Ia показывают, что расширение Вселенной ускоряется с тех пор, как возраст Вселенной составил примерно половину ее нынешнего возраста. Чтобы объяснить это ускорение, общая теория относительности требует, чтобы большая часть энергии во Вселенной состояла из компонента с большим отрицательным давлением, получившего название «темная энергия».

Темная энергия, хотя и спекулятивна, решает множество проблем. Измерения космического микроволнового фона показывают, что Вселенная почти пространственно плоская, и поэтому, согласно общей теории относительности, Вселенная должна иметь почти точно критическую плотность массы/энергии. Но плотность массы Вселенной можно измерить по ее гравитационной кластеризации, и оказалось, что она составляет лишь около 30% критической плотности. Поскольку теория предполагает, что темная энергия не группируется обычным способом, это лучшее объяснение «недостающей» плотности энергии. Темная энергия также помогает объяснить две геометрические меры общей кривизны Вселенной: одна использует частоту гравитационных линз , а другой использует характерный образец крупномасштабной структуры — барионные акустические колебания — в качестве космического правителя.

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

Компонент темной энергии Вселенной был объяснен теоретиками с использованием множества конкурирующих теорий, включая космологическую постоянную Эйнштейна, но также распространяющихся на более экзотические формы квинтэссенции или другие модифицированные схемы гравитации. Проблема космологической постоянной , которую иногда называют «самой неприятной проблемой в физике», возникает из-за очевидного несоответствия между измеренной плотностью энергии темной энергии и плотностью, наивно предсказанной на основе планковских единиц .

Темная материя

Основная статья: Темная материя

Диаграмма показывает соотношение различных компонентов Вселенной – около 95% составляет темная материя и темная энергия .

В течение 1970-х и 1980-х годов различные наблюдения показали, что во Вселенной недостаточно видимой материи, чтобы объяснить кажущуюся силу гравитационных сил внутри галактик и между ними. Это привело к идее, что до 90% материи во Вселенной — это темная материя, которая не излучает свет и не взаимодействует с обычной барионной материей. Кроме того, предположение о том, что Вселенная состоит в основном из обычной материи, привело к предсказаниям, которые сильно не согласовывались с наблюдениями. В частности, сегодняшняя Вселенная гораздо более неоднородна и содержит гораздо меньше дейтерия, чем можно объяснить без темной материи. Хотя темная материя всегда вызывала споры, ее существование подтверждается различными наблюдениями: анизотропией реликтового излучения, скоплений галактик дисперсией скоростей , крупномасштабными структурными распределениями, исследованиями гравитационного линзирования и рентгеновскими измерениями скоплений галактик.

Косвенным доказательством существования темной материи является ее гравитационное влияние на другую материю, поскольку в лабораториях не наблюдалось частиц темной материи. Было предложено множество кандидатов на роль темной материи в физике элементарных частиц, и в стадии реализации находится несколько проектов по их непосредственному обнаружению.

Кроме того, существуют нерешенные проблемы, связанные с предпочитаемой в настоящее время моделью холодной темной материи, в том числе проблема карликовых галактик. и проблема острого гало . Были предложены альтернативные теории, которые не требуют большого количества необнаруженной материи, а вместо этого изменяют законы гравитации, установленные Ньютоном и Эйнштейном; тем не менее, ни одна альтернативная теория не оказалась столь успешной, как предложение о холодной темной материи, в объяснении всех существующих наблюдений.

Проблема горизонта

Основная статья: Проблема горизонта

Проблема горизонта возникает из предположения, что информация не может перемещаться быстрее света . Во Вселенной конечного возраста это устанавливает предел — горизонт частиц — на разделение любых двух областей пространства, находящихся в причинном контакте. Наблюдаемая изотропия реликтового излучения проблематична в этом отношении: если бы во Вселенной все время доминировало излучение или материя, вплоть до эпохи последнего рассеяния, горизонт частиц в это время соответствовал бы примерно 2 градусам на небе. Тогда не было бы механизма, обеспечивающего одинаковую температуру в более обширных регионах.

Разрешение этого кажущегося противоречия предлагает теория инфляции, в которой однородное и изотропное скалярное энергетическое поле доминирует во Вселенной в какой-то очень ранний период (до бариогенеза). Во время инфляции Вселенная подвергается экспоненциальному расширению, и горизонт частиц расширяется гораздо быстрее, чем предполагалось ранее, так что области, которые в настоящее время находятся на противоположных сторонах наблюдаемой Вселенной, находятся внутри горизонта частиц друг друга. Наблюдаемая изотропия реликтового излучения следует из того факта, что эта более крупная область находилась в причинном контакте до начала инфляции.

Принцип неопределенности Гейзенберга предсказывает, что во время инфляционной фазы возникнут квантовые тепловые флуктуации , которые будут увеличены до космических масштабов. Эти колебания послужили семенами для всех нынешних структур во Вселенной. Инфляция предсказывает, что первичные колебания почти масштабно-инвариантны и гауссовы , что было подтверждено измерениями реликтового излучения.

Проблема, связанная с классической проблемой горизонта, возникает потому, что в большинстве стандартных моделей космологической инфляции инфляция прекращается задолго до того, как происходит нарушение электрослабой симметрии , поэтому инфляция не должна быть в состоянии предотвратить крупномасштабные разрывы в электрослабом вакууме, поскольку отдаленные части наблюдаемой Вселенной были были причинно разделены, когда закончилась электрослабая эпоха .

Магнитные монополи

Возражение против магнитного монополя было выдвинуто в конце 1970-х годов. Теории великого объединения (GUT) предсказывали топологические дефекты в пространстве, которые проявятся в виде магнитных монополей . Эти объекты могли бы эффективно рождаться в горячей ранней Вселенной, что привело бы к плотности, намного превышающей ту, что согласуется с наблюдениями, учитывая, что монополи не были обнаружены. Эту проблему решает космическая инфляция, которая удаляет все точечные дефекты из наблюдаемой Вселенной точно так же, как она приводит геометрию к плоскостности.

Проблема плоскостности

Общая геометрия Вселенной определяется тем, меньше ли космологический параметр Омеги , равен или больше 1. Сверху вниз показаны замкнутая Вселенная с положительной кривизной, гиперболическая Вселенная с отрицательной кривизной и плоская Вселенная с нулевой кривизной. кривизна.

Проблема плоскостности (также известная как проблема старости) — это проблема наблюдения, связанная с FLRW. Вселенная может иметь положительную, отрицательную или нулевую пространственную кривизну в зависимости от ее полной плотности энергии. Кривизна отрицательна, если ее плотность меньше критической плотности; положительный, если больше; и ноль при критической плотности, и в этом случае пространство называется плоским . Наблюдения показывают, что Вселенная плоская.

Проблема в том, что любое небольшое отклонение от критической плотности увеличивается со временем, и тем не менее сегодня Вселенная остается очень близкой к плоской. Учитывая, что естественным временем отклонения от плоскостности может быть планковское время , 10 ⁻⁴³ секунды, Тот факт, что Вселенная за миллиарды лет не достигла ни тепловой смерти , ни Большого сжатия , требует объяснения. Например, даже в относительно позднем возрасте, составлявшем несколько минут (время нуклеосинтеза), плотность Вселенной должна была находиться в пределах одной десятичной. ¹⁴ его критической ценности, иначе он не существовал бы так, как сегодня.

Заблуждения

Одно из распространенных заблуждений относительно модели Большого взрыва состоит в том, что она полностью объясняет происхождение Вселенной . Однако модель Большого взрыва не описывает, как возникли энергия, время и пространство, а скорее описывает возникновение нынешней Вселенной из сверхплотного и высокотемпературного начального состояния. Неверно представлять себе Большой взрыв, сравнивая его размеры с размерами повседневных объектов. Когда описывается размер Вселенной в момент Большого взрыва, имеется в виду размер наблюдаемой Вселенной, а не всей Вселенной.

Другое распространенное заблуждение заключается в том, что Большой взрыв следует понимать как расширение пространства, а не как разрыв его содержимого. На самом деле любое описание может быть точным. Расширение пространства (подразумеваемое метрикой FLRW) — это всего лишь математическое соглашение, соответствующее выбору координат в пространстве-времени. Не существует общековариантного смысла расширения пространства.

Скорости рецессии, связанные с законом Хаббла, не являются скоростями в релятивистском смысле (например, они не связаны с пространственными компонентами 4-скоростей ). Поэтому нет ничего удивительного в том, что согласно закону Хаббла галактики, находящиеся дальше расстояния Хаббла, удаляются быстрее скорости света. Такие скорости рецессии не соответствуют путешествиям со скоростью, превышающей скорость света .

Многие популярные источники объясняют космологическое красное смещение расширением космоса. Это может ввести в заблуждение, поскольку расширение пространства — это всего лишь выбор координат. Наиболее естественная интерпретация космологического красного смещения состоит в том, что это доплеровский сдвиг .

Подразумеваемое

При нынешнем понимании научные экстраполяции о будущем Вселенной возможны только на конечный период времени, хотя и на гораздо более длительные периоды, чем текущий возраст Вселенной. Все, что выходит за рамки этого, становится все более спекулятивным. Точно так же в настоящее время правильное понимание происхождения Вселенной может быть лишь предметом предположений.

Космология до Большого взрыва

Большой взрыв объясняет эволюцию Вселенной с начальной плотности и температуры, которые находятся далеко за пределами возможностей человечества, поэтому экстраполяции на самые экстремальные условия и самые ранние времена неизбежно являются более умозрительными. Лемэтр назвал это начальное состояние « первоначальным атомом », а Гамов — материальное « йлем ». Вопрос о том, как возникло начальное состояние Вселенной, до сих пор остается открытым, но модель Большого взрыва ограничивает некоторые ее характеристики. Например, если бы определенные законы природы возникли случайным образом, как показывают модели инфляции, некоторые их комбинации были бы гораздо более вероятными. частично объясняя, почему наша Вселенная довольно стабильна. Другим возможным объяснением стабильности Вселенной может быть гипотетическая мультивселенная, которая предполагает существование всех возможных вселенных, а мыслящие виды могут появиться только в тех, которые достаточно стабильны. Плоская Вселенная подразумевает баланс между гравитационной потенциальной энергией и другими формами энергии, не требуя создания дополнительной энергии.

Теория Большого взрыва, построенная на уравнениях классической общей теории относительности, указывает на сингулярность в начале космического времени, и такая бесконечная плотность энергии может быть физически невозможной. Однако физические теории общей теории относительности и квантовой механики в том виде, в котором они реализованы в настоящее время, неприменимы до эпохи Планка, и исправление этого положения потребует разработки правильной трактовки квантовой гравитации. Некоторые методы квантовой гравитации, такие как уравнение Уиллера-ДеВитта , предполагают, что время само по себе может быть эмерджентным свойством . Таким образом, физики могут прийти к выводу, что времени до Большого взрыва не существовало.

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

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

• Простейшие модели, в которых Большой взрыв был вызван квантовыми флуктуациями . У этого сценария было очень мало шансов на реализацию, но, согласно тоталитарному принципу , даже самое невероятное событие в конечном итоге произойдет. С нашей точки зрения, это произошло мгновенно из-за отсутствия ощущения времени до Большого взрыва.
• Модели эмерджентной Вселенной , которые характеризуют вечную эпоху низкой активности до Большого взрыва, напоминающую древние идеи о космическом яйце и рождении мира из первичного хаоса .
• Модели, в которых все пространство-время конечно, включая условие отсутствия границ Хартла-Хокинга . В этих случаях Большой взрыв представляет собой предел времени, но без сингулярности. В таком случае Вселенная самодостаточна.
• Модели бранной космологии , в которых инфляция обусловлена ​​движением бран в теории струн ; модель до Большого взрыва; экпиротическая модель, в которой Большой взрыв является результатом столкновения бран; и циклическая модель — вариант экпиротической модели, в которой столкновения происходят периодически. В последней модели Большому взрыву предшествовало Большое сжатие, и Вселенная циклически переходит от одного процесса к другому.
• Вечная инфляция , при которой универсальная инфляция заканчивается локально здесь и там случайным образом, причем каждая конечная точка ведет к образованию пузыря вселенной , расширяющегося после собственного Большого взрыва.

Предложения последних двух категорий рассматривают Большой Взрыв как событие либо в гораздо большей и древней вселенной , либо в мультивселенной .

Окончательная судьба вселенной

Основная статья: Окончательная судьба вселенной

До начала наблюдений темной энергии космологи рассматривали два сценария будущего Вселенной. Если бы массовая плотность Вселенной была больше критической плотности, то Вселенная достигла бы максимального размера, а затем начала бы коллапсировать. Он снова станет плотнее и горячее, закончив состояние, подобное тому, в котором оно началось, — Большое Сжатие .

Альтернативно, если бы плотность Вселенной была равна критической плотности или ниже ее, расширение замедлилось бы, но никогда не остановилось. Звездообразование прекратится с расходованием межзвездного газа в каждой галактике; звезды сгорят, оставив после себя белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры. Столкновения между ними приведут к накоплению массы во все более и более крупных черных дырах. Средняя температура Вселенной очень постепенно асимптотически приблизится к абсолютному нулю — к Большому Заморозку . Более того, если бы протоны были нестабильны , то барионная материя исчезла бы, оставив только излучение и черные дыры. В конце концов, черные дыры испарятся, испустив излучение Хокинга . Энтропия . Вселенной увеличится до такой степени, что из нее невозможно будет извлечь организованную форму энергии – сценарий, известный как тепловая смерть

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

Религиозно-философские интерпретации

Основная статья: Религиозные интерпретации теории Большого взрыва

Как описание происхождения Вселенной, Большой Взрыв имеет важное значение для религии и философии. В результате это стало одной из самых оживленных областей в дискурсе между наукой и религией . Некоторые полагают, что Большой Взрыв подразумевает творца. в то время как другие утверждают, что космология Большого взрыва делает понятие творца излишним.

См. также

• Антропный принцип - Гипотеза о разумной жизни и Вселенной.
• Big Bounce – Модель происхождения Вселенной
• Большое сжатие – теоретический сценарий окончательной судьбы Вселенной.
• Холодный Большой Взрыв – Обозначение абсолютного нуля температуры в начале Вселенной.
• Космический календарь - метод визуализации хронологии Вселенной.
• Космогония - отрасль науки или теория происхождения Вселенной.
• Эврика: Поэма в прозе - длинное научно-популярное произведение американского писателя Эдгара Аллана По, предположение о Большом взрыве.
• Будущее расширяющейся Вселенной - Сценарий будущего, будет ли расширение Вселенной продолжаться вечно или нет.
• Тепловая смерть Вселенной – Возможная судьба Вселенной. Также известен как «Большой холод» и «Большое замораживание».
• Нестандартная космология - модели Вселенной, которые отклоняются от действующего на тот момент научного консенсуса.
• Форма Вселенной - Локальная и глобальная геометрия Вселенной.
• Стационарная модель - Модель Вселенной - альтернатива модели Большого взрыва, дискредитированной теории, отрицавшей Большой взрыв и утверждавшей, что Вселенная существовала всегда.

Ссылки

Библиография

• Белушевич, Радое (2008). Теория относительности, астрофизика и космология . Том 1. Вайнхайм: Wiley-VCH . ISBN  978-3-527-40764-4 . OCLC   876678499 .
• Блок, Дэвид Л.; Пуэрари, Иванио; Стоктон, Алан; и др., ред. (2000). На пути к новому тысячелетию в морфологии галактик: материалы международной конференции «На пути к новому тысячелетию в морфологии галактик: от z = 0 до Лайманского разлома», состоявшейся в конференц-центре Эском, Мидранд, Южная Африка, 13–18 сентября 1999 г. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . дои : 10.1007/978-94-011-4114-7 . ISBN  978-94-010-5801-8 . LCCN   00042415 . OCLC   851369444 . «Перепечатано из томов 269–270 по астрофизике и космической науке , № 1–4, 1999 г.».
• Блок, Дэвид Л. (2012). «Жорж Леметр и закон эпонимии Стиглера». В Холдере, Родни Д.; Миттон, Саймон (ред.). Затмение Хаббла: Леметр и цензура . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 395. Гейдельберг; Нью-Йорк: Спрингер . стр. 89–96. arXiv : 1106.3928v2 . Бибкод : 2012ASSL..395...89B . дои : 10.1007/978-3-642-32254-9_8 . ISBN  978-3-642-32253-2 . LCCN   2012956159 . OCLC   839779611 . S2CID   119205665 .
• Кэрролл, Шон М. (nd). «Почему есть что-то, а не ничего?». В Ноксе, Элеонора; Уилсон, Аластер (ред.). Рутледж-компаньон по философии физики . Лондон: Рутледж . arXiv : 1802.02231v2 . Бибкод : 2018arXiv180202231C .
• Чоу, Тай Л. (2008). Гравитация, черные дыры и очень ранняя Вселенная: введение в общую теорию относительности и космологию . Нью-Йорк: Спрингер . ISBN  978-0-387-73629-7 . LCCN   2007936678 . OCLC   798281050 .
• Кристиансон, Гейл Э. (1995). Эдвин Хаббл: Моряк туманностей . Нью-Йорк: Фаррар, Штраус и Жиру . ISBN  978-0-374-14660-3 . LCCN   94045995 . OCLC   461940674 .
• Кросвелл, Кен (1995). Алхимия небес: в поисках смысла Млечного Пути . Иллюстрации Филиппа Вана (1-е изд. Anchor Books). Нью-Йорк: Anchor Books . ISBN  978-0-385-47213-5 . LCCN   94030452 . OCLC   1100389944 .
• д'Инверно, Рэй (1992). Знакомство с теорией относительности Эйнштейна . Оксфорд, Великобритания; Нью-Йорк: Кларендон Пресс ; Издательство Оксфордского университета . ISBN  978-0-19-859686-8 . LCCN   91024894 . OCLC   554124256 .
• Дрис, Уильям Б. (1990). За пределами Большого взрыва: квантовая космология и Бог . Ла Саль, Иллинойс: Издательская компания Open Court . ISBN  978-0-8126-9118-4 . LCCN   90038498 . OCLC   1088758264 .
• Фаррелл, Джон (2005). День без вчерашнего дня: Лемэтр, Эйнштейн и рождение современной космологии . Нью-Йорк: Thunder's Mouth Press . ISBN  978-1-56025-660-1 . LCCN   2006272995 . OCLC   61672162 .
• Фрейм, Том (2009). Потеря моей религии: неверие в Австралии . Сидней: UNSW Press. ISBN  978-1-921410-19-2 . OCLC   782015652 .
• Гиббонс, Гэри В .; Шеллард, EPS; Рэнкин, Стюарт Джон, ред. (2003). Будущее теоретической физики и космологии: празднование 60-летия Стивена Хокинга . Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-82081-3 . LCCN   2002041704 . OCLC   1088190774 .
• Гут, Алан Х. (1998) [первоначально опубликовано в 1997 году]. Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения . Предисловие Алана Лайтмана . Лондон: Винтажные книги . ISBN  978-0-09-995950-2 . LCCN   96046117 . OCLC   919672203 .
• Харрис, Джеймс Ф. (2002). Аналитическая философия религии . Справочник по современной философии религии. Том. 3. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . ISBN  978-1-4020-0530-5 . LCCN   2002071095 . OCLC   237734029 .
• Харрисон, Питер , изд. (2010). Кембриджский спутник науки и религии . Кембриджские спутники религии. Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-71251-4 . LCCN   2010016793 . OCLC   972341489 .
• Хокинг, Стивен В .; Эллис, Джордж Ф.Р. (1973). Крупномасштабная структура пространства-времени . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-20016-5 . LCCN   72093671 . OCLC   1120809270 .
• Хокинг, Стивен В. (1988). Краткая история времени: от Большого взрыва до черных дыр . Введение Карла Сагана ; иллюстрации Рона Миллера. Нью-Йорк: Издательская группа Bantam Dell . ISBN  978-0-553-10953-5 . LCCN   87033333 . OCLC   39256652 .
• Хокинг, Стивен В .; Израиль, Вернер , ред. (2010) [Первоначально опубликовано в 1979 году]. Общая теория относительности: обзор столетия Эйнштейна . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-13798-0 . LCCN   78062112 . OCLC   759923541 .
• Колб, Эдвард ; Тернер, Майкл , ред. (1988). Ранняя Вселенная . Границы в физике. Том. 70. Редвуд-Сити, Калифорния: Аддисон-Уэсли . ISBN  978-0-201-11604-5 . LCCN   87037440 . OCLC   488800074 .
• Краг, Хельге (1996). Космология и полемика: историческое развитие двух теорий Вселенной . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . ISBN  978-0-691-02623-7 . LCCN   96005612 . OCLC   906709898 .
• Краусс, Лоуренс М. (2012). Вселенная из ничего: почему существует нечто, а не ничто . Послесловие Ричарда Докинза (1-е издание Free Press в твердом переплете). Нью-Йорк: Свободная пресса . ISBN  978-1-4516-2445-8 . LCCN   2011032519 . OCLC   709673181 .
• Ливио, Марио (2000). Ускоряющаяся Вселенная: бесконечное расширение, космологическая константа и красота космоса (исполнение аудиокниги Тома Паркса, Brilliance Audio ). Предисловие Аллана Сэндиджа . Нью-Йорк: Джон Уайли и сыновья . ISBN  978-0-471-32969-5 . LCCN   99022278 . OCLC   226086793 .
• Мэнли, Стивен Л. (2011). Брэндон, Джоди (ред.). Видения Мультивселенной . Помптон-Плейнс, Нью-Джерси : Книги с новыми страницами . ISBN  978-1-60163-720-8 . LCCN   2010052741 . ОСЛК   609531953 .
• Мартинес-Дельгадо, Дэвид, изд. (2013). Локальная групповая космология . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-1-107-02380-2 . LCCN   2013012345 . ОСЛК   875920635 . «Лекции, прочитанные на XX Зимней школе астрофизики Канарских островов, проходившей на Тенерифе, Испания, 17–18 ноября 2008 г.».
• Милн, Эдвард Артур (1935). Относительность, гравитация и структура мира . Международная серия монографий по физике. Оксфорд, Великобритания; Лондон: Кларендон Пресс ; Издательство Оксфордского университета . LCCN   35019093 . OCLC   1319934 .
• Миттон, Саймон (2011). Фред Хойл: Жизнь в науке . Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-18947-7 . LCCN   2011293530 . OCLC   774201415 .
• Олив, Калифорния; и др. ( Группа данных о частицах ) (2014). «Обзор физики элементарных частиц» (PDF) . Китайская физика C . 38 (9): 1–708. arXiv : 1412.1408 . Бибкод : 2014ChPhC..38i0001O . дои : 10.1088/1674-1137/38/9/090001 . ПМИД   10020536 . S2CID   118395784 . Архивировано (PDF) из оригинала 30 января 2017 года . Проверено 13 декабря 2019 г.
• Партридж, Р. Брюс (1995). 3K: Космическое микроволновое фоновое излучение . Кембриджская серия по астрофизике. Том. 25 (Иллюстрированное изд.). Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-35808-8 . LCCN   94014980 . OCLC   1123849709 .
• Пикок, Джон А. (1999). Космологическая физика . Кембриджская серия по астрофизике. Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-42270-3 . LCCN   98029460 . OCLC   60157380 .
• Пенроуз, Роджер (1989). «Трудности с инфляционной космологией». В Фенивесе, Эрвин Дж. (ред.). Четырнадцатый Техасский симпозиум по релятивистской астрофизике . Анналы Нью-Йоркской академии наук . Том. 571. Нью-Йорк: Нью-Йоркская академия наук . стр. 249–264. Бибкод : 1989NYASA.571..249P . дои : 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x . ISBN  978-0-89766-526-1 . ISSN   0077-8923 . LCCN   89014030 . OCLC   318253659 . S2CID   122383812 . «Симпозиум проходил в Далласе, штат Техас, 11-16 декабря 1988 года».
• Пенроуз, Роджер (2007) [Первоначально опубликовано: Лондон: Джонатан Кейп , 2004]. Дорога к реальности (1-е изд. Винтажных книг). Нью-Йорк: Винтажные книги . ISBN  978-0-679-77631-4 . LCCN   2008274126 . OCLC   920157277 . Издание книги 2004 года доступно в Интернет-архиве . Проверено 20 декабря 2019 г.
• Роос, Мэттс (2012) [первоначально глава опубликована в 2008 году]. «Расширение Вселенной – Стандартная модель Большого взрыва» . В Энгволде, Оддбьёрн ; Стабель, Рольф; Черни, Божена; Латтанцио, Джон (ред.). Астрономия и астрофизика . Энциклопедия систем жизнеобеспечения . Том. II. Рэмси, остров Мэн: ЮНЕСКО в партнерстве с Eolss Publishers Co. Ltd. arXiv : 0802.2005 . Бибкод : 2008arXiv0802.2005R . ISBN  978-1-84826-823-4 . OCLC   691095693 .
• Райден, Барбара Сью (2003). Введение в космологию . Сан-Франциско: Аддисон-Уэсли . ISBN  978-0-8053-8912-8 . LCCN   2002013176 . OCLC   1087978842 .
• Силк, Джозеф (2009). Горизонты космологии: исследование видимых и невидимых миров . Серия Темплтона «Наука и религия». Коншохокен, Пенсильвания: Templeton Press . ISBN  978-1-59947-341-3 . LCCN   2009010014 . OCLC   818734366 .
• Сингх, Саймон (2004). Большой взрыв: происхождение Вселенной (1-е изд. в США). Нью-Йорк: Четвертая власть . Бибкод : 2004biba.book.....S . ISBN  978-0-00-716220-8 . LCCN   2004056306 . OCLC   475508230 .
• Танабаши, М.; и др. ( Группа данных о частицах ) (2018). «Обзор физики элементарных частиц» . Физический обзор D . 98 (3): 1–708. Бибкод : 2018PhRvD..98c0001T . doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . hdl : 10044/1/68623 . ПМИД   10020536 .
• Толман, Ричард К. (1934). Теория относительности, термодинамика и космология . Международная серия монографий по физике. Оксфорд, Великобритания; Лондон: Кларендон Пресс ; Издательство Оксфордского университета . ISBN  978-0-486-65383-9 . ЛЦН   34032023 . OCLC   919976 .
• Вульфсон, Майкл (2013). Время, пространство, звезды и человек: история большого взрыва (2-е изд.). Лондон: Издательство Имперского колледжа . ISBN  978-1-84816-933-3 . LCCN   2013371163 . OCLC   835115510 .
• Райт, Эдвард Л. (2004). «Теоретический обзор анизотропии космического микроволнового фона». В Фридмане, Венди Л. (ред.). Измерение и моделирование Вселенной . Серия по астрофизике Обсерваторий Карнеги. Том. 2. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . п. 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Бибкод : 2004mmu..symp..291W . ISBN  978-0-521-75576-4 . LCCN   2005277053 . OCLC   937330165 .
• Яо, В.-М.; и др. ( Группа данных о частицах ) (2006). «Обзор физики элементарных частиц» (PDF) . Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 33 (1): 1–1232. Бибкод : 2006JPhG...33....1Y . дои : 10.1088/0954-3899/33/1/001 . S2CID   117958297 . Архивировано (PDF) из оригинала 12 февраля 2017 г. Проверено 16 декабря 2019 г.

Дальнейшее чтение

Аннотированный список учебников и монографий см. в разделе Физическая космология § Учебники .

• Альфер, Ральф А .; Герман, Роберт (август 1988 г.). «Размышления о ранних работах по космологии «Большого взрыва»». Физика сегодня . 41 (8): 24–34. Бибкод : 1988PhT....41h..24A . дои : 10.1063/1.881126 .
• Барроу, Джон Д. (1994). Происхождение Вселенной . Магистр наук. Лондон: Вайденфельд и Николсон . ISBN  978-0-297-81497-9 . LCCN   94006343 . OCLC   490957073 .
• Дэвис, Пол (1992). Разум Бога: научная основа рационального мира . Нью-Йорк: Саймон и Шустер . ISBN  978-0-671-71069-9 . LCCN   91028606 . OCLC   59940452 .
• Лайнвивер, Чарльз Х.; Дэвис, Тамара М. (март 2005 г.). «Заблуждения о Большом взрыве» (PDF) . Научный американец . Том. 292, нет. 3. С. 36–45. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2019 года . Проверено 23 декабря 2019 г.
• Мэзер, Джон К .; Бослоу, Джон (1996). Самый первый свет: правдивая внутренняя история научного путешествия обратно к заре Вселенной (1-е изд.). Нью-Йорк: Основные книги . ISBN  978-0-465-01575-7 . LCCN   96010781 . OCLC   34357391 .
• Риордан, Майкл ; Зайц, Уильям А. (май 2006 г.). «Первые несколько микросекунд» (PDF) . Научный американец . Том. 294, нет. 5. С. 34–41. Бибкод : 2006SciAm.294e..34R . doi : 10.1038/scientificamerican0506-34a . Архивировано (PDF) из оригинала 30 ноября 2014 г.
• Сингх, Саймон (2005) [первое издание в США опубликовано в 2004 г.]. Большой взрыв: происхождение Вселенной (Harper Perennial; иллюстрированное издание). Нью-Йорк, Нью-Йорк: Многолетник Харпер . ISBN  978-0007162215 .
• Вайнберг, Стивен (1993) [первоначально опубликовано в 1977 году]. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной (обновленное издание). Нью-Йорк: Основные книги . ISBN  978-0-465-02437-7 . LCCN   93232406 . OCLC   488469247 . Первое издание доступно в Интернет-архиве . Проверено 23 декабря 2019 г.

Внешние ссылки

• Однажды во Вселенной. Архивировано 22 июня 2020 года в Wayback Machine - проект, финансируемый STFC, объясняющий историю Вселенной доступным для понимания языком.
• «Космология большого взрыва» - НАСА / WMAP научная группа
• «Большой взрыв» - Наука НАСА
• «Большой взрыв, большое замешательство» - модель большого взрыва с анимированной графикой Йоханнеса Кельмана.
• Космология в Керли
• «Проблема с «большим взрывом»» – ряд недавних статей иллюстрирует давнюю путаницу по поводу этого знаменитого термина. Сабина Хоссенфельде