Хронология Вселенной

Графическую временную шкалу см. в разделе «Графическая временная шкала от Большого взрыва до тепловой смерти» .

Чтобы узнать об академической дисциплине, изучающей историю от Большого взрыва до наших дней, см. « Большая история» . Чтобы узнать о хронологии как временной шкале, см. временную шкалу ранней Вселенной .

Хронология Вселенной описывает историю и будущее Вселенной согласно космологии Большого взрыва .

По оценкам исследования, опубликованного в 2015 году, самые ранние этапы существования Вселенной произошли 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%.

Обзор

Хронология в пяти этапах

Схема эволюции (наблюдаемой части) Вселенной от Большого взрыва (слева), эталонного послесвечения реликтового излучения , до наших дней.

Для целей этого обзора удобно разделить хронологию Вселенной с момента ее возникновения на пять частей. Обычно считается бессмысленным или неясным, существовало ли время до этой хронологии:

Самая ранняя Вселенная

Первая пикосекунда (10 ⁻¹² секунды) космического времени включает эпоху Планка , в течение которой, установленные ныне законы физики возможно, не действовали ; возникновение поэтапно четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил — сначала гравитации , а затем электромагнитного , слабого и сильного взаимодействий; и ускоренное расширение Вселенной из-за космической инфляции .

Считается, что крошечная рябь во Вселенной на этом этапе является основой крупномасштабных структур, сформировавшихся гораздо позже. Различные стадии очень ранней Вселенной изучены в разной степени. Более ранние части недоступны практическим экспериментам в физике элементарных частиц , но могут быть исследованы путем экстраполяции известных физических законов на экстремально высокие температуры.

Ранняя Вселенная

Этот период длился около 370 000 лет. Первоначально различные виды субатомных частиц образуются поэтапно. Эти частицы включают в себя почти равное количество материи антиматерии и , поэтому большая их часть быстро аннигилирует, оставляя во Вселенной небольшой избыток материи.

Примерно за одну секунду нейтрино отделяются ; эти нейтрино образуют космический нейтринный фон (CνB). Если первичные черные дыры существуют, они также образуются примерно за одну секунду космического времени. Появляются составные субатомные частицы, включая протоны и нейтроны , и примерно через 2 минуты условия становятся подходящими для нуклеосинтеза : около 25% протонов и все нейтроны превращаются в более тяжелые элементы , первоначально дейтерий , который сам быстро превращается в преимущественно гелий-4 .

Через 20 минут Вселенная уже не достаточно горячая для ядерного синтеза , но становится слишком горячей для нейтральных атомов существования фотонов или для дальних путешествий . Следовательно, это непрозрачная плазма .

Эпоха рекомбинации начинается примерно через 18 000 лет, когда электроны соединяются с гелия ядрами с образованием He. ⁺
. Около 47 000 лет назад по мере того как Вселенная остывает, в ее поведении начинает доминировать материя, а не излучение. Примерно через 100 000 лет после образования нейтральных атомов гелия гидрид гелия становится первой молекулой . Намного позже водород и гидрид гелия вступают в реакцию с образованием молекулярного водорода (H ₂ ) – топлива, необходимого для первых звезд . Около 370 000 лет назад нейтральные атомы водорода завершают формирование («рекомбинацию»), в результате чего Вселенная также стала прозрачной впервые . Вновь образовавшиеся атомы — в основном водород и гелий со следами лития — быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния ( основного состояния ), высвобождая фотоны (« развязка фотонов »), и эти фотоны все еще могут быть обнаружены сегодня как космический микроволновый фон (CMB). . Это старейшее прямое наблюдение Вселенной, которое мы имеем в настоящее время.

крупномасштабных

Возраст Вселенной по красному смещению z = от 5 до 20. Для ранних объектов это соотношение рассчитывается с использованием космологических параметров для массы Ω _m и темной энергии Ω _Λ , в дополнение к красному смещению и параметру Хаббла H ₀ .

Этот период составляет от 370 000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разделения Вселенная стала прозрачной, но водородные облака коллапсировали очень медленно, образуя звезды и галактики , поэтому новых источников света не было. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во Вселенной были те, которые высвобождались во время развязки (сегодня видимой как космический микроволновый фон) и радиоизлучения длиной 21 см, иногда испускаемого атомами водорода. Отделенные фотоны сначала наполнили бы Вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, постепенно сместилось бы в красную сторону до невидимых длин волн которое примерно через 3 миллиона лет , оставив ее без видимого света . Этот период известен как космические Темные века .

В какой-то момент, примерно через 200–500 миллионов лет, формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще исследуются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притягиваемые пенообразными темной материи нитями , которые уже начали сближаться. по всей вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть огромными (100–300 солнечных масс ) и неметаллическими , с очень коротким сроком жизни по сравнению с большинством звезд, которые мы видим сегодня , поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как высокоэнергетические с парной нестабильностью сверхновые всего лишь через миллионы годы. Другие теории предполагают, что они могли включать в себя небольшие звезды, некоторые из которых, возможно, горят до сих пор. В любом случае, эти ранние поколения сверхновых создали большинство повседневных элементов, которые мы видим вокруг нас сегодня, и засеяли ими Вселенную.

Время ретроспективного анализа внегалактических наблюдений по их красному смещению до z=20.

Скопления галактик и сверхскопления возникают с течением времени. В какой-то момент фотоны высокой энергии от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации , который постепенно начинается примерно через 250–500 миллионов лет и заканчивается примерно через 1 миллиард лет (точные сроки все еще исследуются). Темные века полностью подошли к концу только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная постепенно превратилась во Вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, но более плотную, горячую, с более интенсивным звездообразованием и более богатую меньшими (особенно без перемычек) спиральными и неправильные галактики, в отличие от гигантских эллиптических галактик.

Хотя ранние звезды не наблюдались, галактики наблюдались спустя 329 миллионов лет после Большого взрыва, с помощью JADES-GS-z13-0, который космический телескоп Джеймса Уэбба наблюдал с красным смещением z = 13,2, 13,4 миллиарда лет назад. JWST был разработан для наблюдения на расстоянии z≈20 (180 миллионов лет по космическому времени).

Чтобы получить возраст Вселенной на основе красного смещения, численное интегрирование или его решение в замкнутой форме, включающее специальную гипергеометрическую функцию _{Гаусса 2} F _{1 :} можно использовать

${\text{ageAtRedshift}}(z)=\int _{z}^{\infty }{\frac {1}{(1+z')\cdot {\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{m}\cdot (1+z')^{3}}}}}\,dz'\cdot {\frac {977.8}{H_{0}}}$

$={}_{2}F_{1}\left({\frac {1}{2}},{\frac {1}{2}};{\frac {3}{2}};-{\frac {\Omega _{\Lambda }}{\Omega _{m}\cdot (1+z)^{3}}}\right)\cdot {\frac {2\cdot 977.8}{3\cdot {\sqrt {\Omega _{m}}}\cdot (1+z)^{3/2}\cdot H_{0}}}\,{\text{Gyr}}.$

Время ретроспективного анализа — это возраст наблюдения, вычтенный из нынешнего возраста Вселенной:

${\text{lookBackTime}}(z)={\text{ageAtRedshift}}(0)-{\text{ageAtRedshift}}(z)$

Вселенная, какой

Начиная с 1 миллиарда лет и примерно в течение 12,8 миллиардов лет Вселенная выглядела почти так же, как сегодня, и она будет выглядеть очень похожей в течение многих миллиардов лет в будущем. Тонкий диск нашей галактики начал формироваться примерно 5 миллиардов лет (8,8 Гя ), а Солнечная система образовалась примерно через 9,2 миллиарда лет (4,6 млрд лет назад), а самые ранние следы жизни на Земле появились примерно через 10,3 миллиарда лет (3,5 млрд лет назад).

Утончение материи с течением времени снижает способность гравитации замедлять расширение Вселенной; напротив, темная энергия (считающаяся постоянным скалярным полем во всей видимой Вселенной) является постоянным фактором, стремящимся ускорить расширение Вселенной. Расширение Вселенной прошло переломный момент около пяти или шести миллиардов лет назад, когда Вселенная вступила в современную «эру доминирования темной энергии», когда расширение Вселенной сейчас ускоряется, а не замедляется. Современная Вселенная изучена достаточно хорошо, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет в будущем) мы менее уверены, какой путь выберет Вселенная.

Далекое будущее и окончательная судьба

В какой-то момент Звездная эра закончится, поскольку звезды больше не будут рождаться, а расширение Вселенной будет означать, что наблюдаемая Вселенная станет ограниченной местными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы Вселенной . Более точное знание современной Вселенной может позволить лучше понять их.

Продолжительность: 50 секунд. 0:50

Космический телескоп Хаббла : сверхглубокого поля зрения галактики и Устаревшее поле уменьшают масштаб (видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Сводная таблица

Дополнительная информация: Хронология ранней Вселенной , Хронология естественной истории , Геологическая шкала времени , Хронология эволюционной истории жизни и Хронология далекого будущего.

Дополнительная информация: Графическая временная шкала Вселенной , Графическая временная шкала Большого взрыва , Графическая временная шкала от Большого взрыва до тепловой смерти и Графическая временная шкала Звездной эры.

Примечание. Радиационная температура в таблице ниже относится к космическому фоновому излучению и равна 2,725 К ·(1 + z ), где z — красное смещение .

Эпоха	Время	Красное смещение	Радиация температура (Энергия)	Описание
Планк эпоха	< 10 −43 с		> 10 32 К ( > 10 19 ГэВ)	Шкала Планка — это физическая шкала, за пределами которой современные физические теории неприменимы и не могут использоваться для надежного предсказания каких-либо событий. Предполагается, что в эпоху Планка в космологии и физике доминировали квантовые эффекты гравитации .
Гранд объединение эпоха	< 10 −36 с		> 10 29 К ( > 10 16 ГэВ)	Три силы Стандартной модели по-прежнему едины (при условии, что природа описывается Теорией Великого Объединения , не включая гравитацию).
Инфляционный эпоха Электрослабый эпоха	< 10 −32 с		10 28 К ~ 10 22 К (10 15 ~ 10 9 ГэВ)	Космическая инфляция расширяет пространство примерно в 10 раз. 26 за время порядка 10 −36 до 10 −32 секунды. Вселенная переохлаждена примерно с 10 27 до 10 22  Кельвины . Сильное взаимодействие становится отличным от электрослабого взаимодействия .
Электрослабый эпоха заканчивается	10 −12 с		10 15 К (150 ГэВ)	До того, как температура упадет ниже 150 ГэВ, средняя энергия взаимодействий частиц достаточно высока, поэтому более кратко их можно описать как обмен векторными бозонами W 1 , W 2 , W 3 и B (электрослабые взаимодействия) и H + , Ч − , Ч 0 , Ч 0⁎ скалярные бозоны (взаимодействие Хиггса). В этой картине вакуумное математическое ожидание поля Хиггса равно нулю (следовательно, все фермионы безмассовые), все электрослабые бозоны безмассовые (они еще не включили в состав поля Хиггса, чтобы стать массивными), а фотоны ( γ ) пока не существуют (они будут существовать после фазового перехода как линейная комбинация бозонов B и W3 , γ = B cos θ W + W 3 sin θ W , где θ W — угол Вайнберга ). Это самые высокие энергии, которые можно непосредственно наблюдать на Большом адронном коллайдере . Сфера пространства, которая станет наблюдаемой Вселенной, примерно 300 световых секунд (~ 0,6 а.е. в настоящее время имеет радиус ).
Кварковая эпоха	10 −12 с ~ 10 −5 с		10 15 К ~ 10 12 К (150 ГэВ ~ 150 МэВ)	Силы Стандартной модели реорганизовались в «низкотемпературную» форму: бозон Хиггса и электрослабые взаимодействия перегруппировались в массивный бозон Хиггса H. 0 , слабая сила, переносимая массивным W + , В - и З 0 бозоны и электромагнетизм, переносимый безмассовыми фотонами. Поле Хиггса имеет ненулевое вакуумное математическое ожидание, что делает фермионы массивными. Энергии слишком высоки, чтобы кварки могли объединиться в адроны , образуя вместо этого кварк-глюонную плазму .
Адронная эпоха	10 −5 с ~ 1 с		10 12 К ~ 10 10 К (150 МэВ ~ 1 МэВ)	Кварки связаны в адроны. Небольшая асимметрия материи-антиматерии на более ранних стадиях ( барионная асимметрия ) приводит к устранению антибарионов. Вплоть до 0,1 с мюоны и пионы находятся в тепловом равновесии и превосходят по численности барионы примерно в 10:1. Ближе к концу этой эпохи остаются только легкие стабильные барионы (протоны и нейтроны). Из-за достаточно высокой плотности лептонов протоны и нейтроны быстро переходят друг в друга под действием слабой силы. Из-за большей массы нейтрона соотношение нейтрон:протон, изначально составляющее 1:1, начинает уменьшаться.
Нейтрино развязка	1 с		10 10 К (1 МэВ)	Нейтрино перестают взаимодействовать с барионной материей и образуют космический нейтринный фон . Соотношение нейтрон:протон застывает на уровне примерно 1:6. Сфера космоса, которая станет наблюдаемой Вселенной, примерно 10 световых лет в настоящее время имеет радиус .
Лептонная эпоха	1 с ~ 10 с		10 10 К ~ 10 9 К (1 МэВ ~ 100 кэВ)	Лептоны и антилептоны остаются в тепловом равновесии — энергия фотонов еще достаточно высока для образования электрон-позитронных пар.
Большой взрыв нуклеосинтез	10 с ~ 10 3 с		10 9 К ~ 10 7 К (100 кэВ ~ 1 кэВ)	Протоны и нейтроны связаны в первичные атомные ядра : водород и гелий-4 . Также образуются следовые количества дейтерия , гелия-3 и лития-7 . В конце этой эпохи сферический объем пространства, которое станет наблюдаемой Вселенной, будет иметь радиус около 300 световых лет, плотность барионной материи будет порядка 4 граммов на м. 3 (около 0,3% плотности воздуха на уровне моря), однако большая часть энергии в это время находится в электромагнитном излучении.
Фотонная эпоха	10 с ~ 370 ка		10 9 К ~ 4000 К (100 кэВ ~ 0,4 эВ)	Вселенная состоит из плазмы ядер, электронов и фотонов ; температура слишком низка для создания электрон-позитронных пар (или любых других пар массивных частиц), но слишком высока для связывания электронов с ядрами.
Рекомбинация	18 ка ~ 370 ка	6000 ~ 1100	4000 К (0,4 эВ)	Электроны и атомные ядра сначала связываются, образуя нейтральные атомы . Фотоны больше не находятся в тепловом равновесии с материей, и Вселенная сначала становится прозрачной. Рекомбинация длится около 100 тыс. лет назад, в течение которых Вселенная становится все более прозрачной для фотонов. В это время зарождаются фотоны космического микроволнового фонового излучения. Сферический объем пространства, которое станет наблюдаемой Вселенной, в настоящее время составляет 42 миллиона световых лет в радиусе. Плотность барионной материи в это время составляет около 500 миллионов атомов водорода и гелия на м. 3 , что примерно в миллиард раз выше, чем сегодня. Эта плотность соответствует давлению порядка 10 −17 атм.
Темные века	370 ~ 150 млн лет назад? (Полностью заканчивается только примерно к 1 млрд лет назад)	1100 ~ 20	4000 К ~ 60 К	Время между рекомбинацией и образованием первых звезд . В это время единственным источником фотонов был водород, излучающий радиоволны на водородной линии . Свободно распространяющиеся фотоны реликтового излучения быстро (в течение примерно 3 миллионов лет) сместились в красную область инфракрасного диапазона , и Вселенная лишилась видимого света.
Формирование звезд и галактик и эволюция	Самые ранние галактики: примерно 300–400 млн лет назад? (первые звезды: аналогичные или более ранние) Современные галактики: 1 ~ 10 млрд лет. (Точное время уточняется)	Примерно с 20	Примерно от 60 тыс.	Самые ранние известные галактики существовали примерно 380 млн лет назад. Галактики объединяются в «протоскопления» примерно с 1 млрд лет назад (красное смещение z = 6) , в скопления галактик, начиная с 3 млрд лет назад ( z = 2,1), и в сверхскопления примерно с 5 млрд лет назад ( z = 1,2). См.: список групп и скоплений галактик , список сверхскоплений .
Реионизация	200 млн лет ~ 1 млрд лет (Точное время уточняется)	20 ~ 6	60 К ~ 19 К	телескопы ; К этому периоду относятся самые далекие астрономические объекты, наблюдаемые в по состоянию на 2016 год Самая далекая наблюдаемая галактика — GN-z11 с красным смещением 11,09. самые ранние «современные» звезды Населения I. В этот период формируются
Настоящее время	13,8 млрд лет	0	2,7 К	Самые дальние наблюдаемые фотоны в этот момент — это фотоны реликтового излучения. Они прилетают из сферы радиусом 46 миллиардов световых лет. Сферический объем внутри него обычно называют наблюдаемой Вселенной.
Альтернативные подразделения хронологии (перекрывающие несколько вышеуказанных периодов)
Радиационный доминирование эпоха	От инфляции (~ 10 −32 сек) ~ 47 с	> 3600	> 10 4 К	В это время плотность энергии безмассовых и почти безмассовых релятивистских компонентов, таких как фотоны и нейтрино, которые движутся со скоростью света или близкой к ней , доминирует как над плотностью материи , так и над темной энергией .
Доминирует материя эпоха	47 ~ 9,8 млрд лет назад	3600 ~ 0.4	10 4 К ~ 4 К	В это время плотность энергии материи доминирует как над плотностью излучения , так и над темной энергией, что приводит к замедлению расширения Вселенной .
Темная энергия- доминируемая эпоха	> 9,8 млрд лет	< 0,4	< 4 К	Плотность материи падает ниже плотности темной энергии ( энергии вакуума ), и расширение пространства начинает ускоряться . Это время примерно соответствует времени формирования Солнечной системы и эволюционной истории жизни .
Звездоносная эра	150 млн лет ~ 100 лет назад	20 ~ −0.99	60 К ~ 0,03 К	Время между первым образованием звезд Населения III и до прекращения звездообразования , в результате чего все звезды остаются в виде выродившихся остатков .
Далекое будущее	> 100 лет	< -0,99	< 0,1 К	Звездная эра закончится, когда звезды в конечном итоге умрут, и на их месте рождается меньше людей, что приведет к затемнению Вселенной. Различные теории предполагают ряд последующих возможностей. Если предположить распад протона , то материя может в конечном итоге испариться и наступить Темная Эра ( тепловая смерть ). Альтернативно Вселенная может рухнуть в результате Большого Сжатия . Другие предполагаемые варианты завершения включают ложную вакуумную катастрофу или Большой разрыв как возможные варианты конца Вселенной.

Большой взрыв

Основные статьи: Большой взрыв , Происхождение Вселенной и «Почему вообще что-то существует?»

Стандартная модель космологии метрикой Фридмана-Леметра - основана на модели пространства-времени, называемой Робертсона-Уокера (FLRW) . Метрика , обеспечивает меру расстояния между объектами, а метрика FLRW является точным решением уравнений поля Эйнштейна (EFE), если предполагается, что некоторые ключевые свойства пространства, такие как однородность и изотропия верны. Показатель FLRW очень близко соответствует другим подавляющим доказательствам, показывающим, что Вселенная расширилась после Большого взрыва.

Если предположить, что метрические уравнения FLRW действительны на всем пути к началу Вселенной, их можно проследить назад во времени, до точки, где уравнения предполагают, что все расстояния между объектами во Вселенной были нулевыми или бесконечно малыми. (Это не обязательно означает, что Вселенная была физически маленькой во время Большого взрыва, хотя это одна из возможностей.) Это обеспечивает модель Вселенной, которая чрезвычайно точно соответствует всем современным физическим наблюдениям. Этот начальный период хронологии Вселенной называется « Большим взрывом ». Стандартная модель космологии пытается объяснить, как физически развивалась Вселенная после того, как наступил этот момент.

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

Самая ранняя Вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что современные знания могут лишь предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. В качестве примера можно привести теории вечной инфляции , предполагающие, что инфляция длится вечно на большей части Вселенной, что делает понятие «N секунд после Большого взрыва» нечетким. Таким образом, самые ранние стадии представляют собой активную область исследований и основаны на идеях, которые все еще являются умозрительными и могут модифицироваться по мере совершенствования научных знаний.

Хотя конкретная «инфляционная эпоха» выделяется на отметке 10 в. ⁻³² секунд, наблюдения и теории предполагают, что расстояния между объектами в космосе постоянно увеличивались с момента Большого взрыва и продолжают увеличиваться (за исключением гравитационно связанных объектов, таких как галактики и большинство скоплений ). расширение значительно замедлилось). Инфляционный период отмечает особый период, когда происходили очень быстрые изменения масштаба, но это не означает, что он оставался неизменным в другое время. Точнее, во время инфляции расширение ускорилось. После инфляции и в течение примерно 9,8 миллиардов лет расширение было намного медленнее и со временем стало еще медленнее (хотя оно так и не повернулось вспять). Около 4 миллиардов лет назад оно снова начало слегка ускоряться.

Эпоха Планка

Раз короче 10 ⁻⁴³ секунды ( планковское время )

Смотрите также: Планковские единицы § В космологии

Эпоха Планка — это эра в традиционной (неинфляционной) космологии Большого взрыва сразу после события, положившего начало известной Вселенной. В эту эпоху температура и средняя энергия во Вселенной были настолько высокими, что субатомные частицы не могли образовываться. Четыре фундаментальные силы, формирующие Вселенную — гравитация , электромагнетизм , слабое ядерное взаимодействие и сильное ядерное взаимодействие — составляют единую фундаментальную силу. В этой среде мало что понимают в физике. Традиционная космология Большого Взрыва предсказывает гравитационную сингулярность — состояние, при котором пространство-время разрушается — до этого времени, но теория опирается на теорию общей теории относительности , которая, как полагают, в эту эпоху разрушается из-за квантовых эффектов .

В инфляционных моделях космологии время до окончания инфляции (примерно 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва) не следуют той же временной шкале, что и в традиционной космологии большого взрыва. Модели, которые стремятся описать Вселенную и физику в эпоху Планка, обычно носят умозрительный характер и подпадают под эгиду « Новой физики ». Примеры включают начальное состояние Хартла-Хокинга , ландшафт теории струн , космологию струнного газа и экпиротическую вселенную .

Эпоха Великого объединения

Между 10 ⁻⁴³ секунды и 10 ⁻³⁶ секунды после Большого взрыва

Основная статья: Эпоха Великого объединения

По мере того как Вселенная расширялась и охлаждалась, она пересекала переходные температуры, при которых силы отделялись друг от друга. Эти космологические фазовые переходы можно представить себе как аналогичные конденсации и замерзания фазовым переходам обычной материи. При определенных температурах/энергиях молекулы воды меняют свое поведение и структуру и ведут себя совершенно по-другому. Подобно тому, как пар превращается в воду, поля , которые определяют фундаментальные силы и частицы Вселенной, также полностью меняют свое поведение и структуру, когда температура/энергия падает ниже определенной точки. В повседневной жизни этого не наблюдается, потому что это происходит только при гораздо более высоких температурах, чем обычно наблюдается в современной Вселенной.

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

Говоря повседневным языком, по мере того, как Вселенная остывает, квантовые поля, создающие силы и частицы вокруг нас, могут располагаться на более низких энергетических уровнях и с более высокими уровнями стабильности. При этом они полностью меняют способ взаимодействия. Из-за этих полей возникают силы и взаимодействия, поэтому Вселенная может вести себя совершенно по-разному выше и ниже фазового перехода. Например, в более позднюю эпоху побочным эффектом одного фазового перехода является то, что внезапно многие частицы, вообще не имевшие массы, приобретают массу (они начинают по-другому взаимодействовать с полем Хиггса ), и единая сила начинает проявляться как две отдельные силы.

Если предположить, что природа описывается так называемой Теорией Великого Объединения (ВТО), эпоха Великого Объединения началась с фазового перехода такого рода, когда гравитация отделилась от универсальной объединенной калибровочной силы . Это привело к появлению двух сил: гравитации и электросильного взаимодействия . Пока нет убедительных доказательств существования такой объединенной силы, но многие физики полагают, что она существовала. Физику этого электросильного взаимодействия можно было бы описать Теорией Великого Объединения.

Эпоха великого объединения завершилась вторым фазовым переходом, когда электросильное взаимодействие, в свою очередь, разделилось и начало проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, названных сильным и электрослабым взаимодействиями.

Электрослабая эпоха

Между 10 ⁻³⁶ секунд (или окончания инфляции) и 10 ⁻³² секунды после Большого взрыва

Основная статья: Электрослабая эпоха

В зависимости от того, как определяются эпохи и используемой модели, можно считать, что электрослабая эпоха начинается до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях он описывается как включающий инфляционную эпоху. В других моделях считается, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи, примерно через 10 лет. ⁻³² секунды.

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась 10 лет назад. ⁻³⁶ секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (10 ²⁸ К) чтобы электроядерная сила начала проявляться в виде двух отдельных взаимодействий: сильного и электрослабого. (Электрослабое взаимодействие также разделится позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка нарушения электросильной симметрии не определена из-за умозрительных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение космоса

До ц. 10 ⁻³² секунды после Большого взрыва

Основные статьи: Инфляция (космология) и Расширение Вселенной.

Считается, что на этом этапе очень ранней Вселенной Вселенная расширилась как минимум в 10 раз. ⁷⁸ в объеме. Это эквивалентно линейному увеличению как минимум на 10 ²⁶ раз в каждом пространственном измерении, что эквивалентно объекту размером 1 нанометр (10 ⁻⁹ м , примерно половина ширины молекулы ДНК ) в длину, расширяясь до длины примерно 10,6 световых лет (100 триллионов километров) за крошечную долю секунды. Эта фаза истории космического расширения известна как инфляция .

Механизм, который вызвал инфляцию, остается неизвестным, хотя было предложено множество моделей. Считается, что в некоторых наиболее известных моделях это было вызвано разделением сильных и электрослабых взаимодействий, положившим конец эпохе великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое полем инфлатона . Когда это поле достигло самого низкого энергетического состояния во Вселенной, оно породило огромную силу отталкивания, которая привела к быстрому расширению Вселенной. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств нынешней Вселенной, которые иначе трудно объяснить, включая объяснение того, как сегодняшняя Вселенная оказалась настолько чрезвычайно однородной (пространственно однородной) в очень больших масштабах, даже несмотря на то, что на самых ранних стадиях она была сильно неупорядоченной.

Точно неизвестно, когда закончилась эпоха инфляции, но предполагается, что это было между 10 ⁻³³ и 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва. Быстрое расширение космоса означало, что элементарные частицы, оставшиеся от эпохи Великого объединения, теперь были очень тонко распределены по Вселенной. Однако огромная потенциальная энергия поля инфлатона была высвобождена в конце инфляционной эпохи, когда поле инфлатона распалось на другие частицы, что известно как «повторный нагрев». Этот нагревательный эффект привел к заселению Вселенной плотной горячей смесью кварков, антикварков и глюонов . В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабого состояния, а некоторые теории, такие как теплая инфляция , полностью избегают фазы повторного нагрева.

В нетрадиционных версиях теории Большого взрыва (известных как «инфляционные» модели) инфляция заканчивалась при температуре, соответствующей примерно 10°С. ⁻³² секунд после Большого взрыва, но это не означает, что инфляционная эра длилась менее 10 ⁻³² секунды. Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, длительность в этих моделях должна быть больше 10 ⁻³² секунды. Следовательно, в инфляционной космологии самое раннее значимое время «после Большого взрыва» — это время окончания инфляции .

После окончания инфляции Вселенная продолжала расширяться, но замедляющимися темпами. Около 4 миллиардов лет назад расширение постепенно снова начало ускоряться. Считается, что это связано с тем, что темная энергия стала доминировать в крупномасштабном поведении Вселенной. Оно продолжает расширяться и сегодня.

17 марта 2014 года астрофизики коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в B-мод спектре мощности , что было интерпретировано как явное экспериментальное свидетельство теории инфляции. Однако 19 июня 2014 года сообщалось о снижении уверенности в подтверждении выводов о космической инфляции. и, наконец, 2 февраля 2015 года совместный анализ данных BICEP2/Keck и Европейского космического агентства пришел микроволнового космического телескопа Planck к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы ее можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-моды» и могут быть отнесены главным образом к поляризованной пыли в Млечном Пути.

Нарушение суперсимметрии (спекулятивное)

Основная статья: Нарушение суперсимметрии

Если суперсимметрия является свойством Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии не ниже 1 ТэВ , электрослабом масштабе. Массы частиц и их суперпартнеров тогда уже не были бы равны. Эта очень высокая энергия может объяснить, почему никогда не наблюдалось суперпартнеров известных частиц.

Ранняя Вселенная

После окончания космической инфляции Вселенная наполняется горячей кварк-глюонной плазмой — остатками повторного нагрева. С этого момента физика ранней Вселенной стала гораздо лучше понята, а энергии, связанные с эпохой кварков, стали напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и в других детекторах.

и

Начиная где-то между 10 ⁻²² и 10 ⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва, до 10 ⁻¹² секунды после Большого взрыва

Через некоторое время после инфляции созданные частицы прошли термализацию , при которой взаимные взаимодействия приводят к тепловому равновесию .Самая ранняя стадия, в которой мы уверены, - это некоторое время до нарушения электрослабой симметрии , при температуре около 10°С. ¹⁵ К, примерно 10 ⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва. Электромагнитное и слабое взаимодействие еще не разделились , а калибровочные бозоны и фермионы еще не приобрели массу за счет механизма Хиггса . экзотические массивные частицы, похожие на частицы, сфалероны Однако считается, что , существовали.

Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии , возможно, посредством фазового перехода . В некоторых расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц на этом этапе также происходил бариогенез , создавая дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). О деталях этих процессов известно немного.

Термализация

См. Также: Большой взрыв § Термализация

, плотность числа частиц каждого вида определялась Согласно анализу, аналогичному закону Стефана-Больцмана :

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

это примерно как раз $(k_{B}T/\hbar c)^{3}$.Поскольку взаимодействие было сильным, сечение $\sigma$ был примерно квадратом длины волны частицы, что примерно $n^{-2/3}$. Таким образом, скорость столкновений каждого вида частиц можно рассчитать по средней длине свободного пробега , что приблизительно дает:

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

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

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

где х ~ 10 ² было число доступных видов частиц.

Таким образом, H на несколько порядков ниже частоты столкновений каждого вида частиц. Это означает, что на данном этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна третьему корню из плотности чисел и, следовательно, $a^{-1}$, где $a$ — параметр масштаба . Однако параметр Хаббла пропорционален $a^{-2}$. Возвращаясь назад во времени и к более высоким энергиям и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка показывает, что термализация впервые стала возможной, когда температура была:

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

примерно 10 ⁻²² секунд после Большого взрыва.

электрослабой

10 ⁻¹² секунды после Большого взрыва

Основная статья: Нарушение электрослабой симметрии

Поскольку температура Вселенной продолжала падать ниже 159,5±1,5 ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . Насколько нам известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании Вселенной, последнее — нарушение киральной симметрии в кварковом секторе. Это имеет два связанных эффекта:

1. Благодаря механизму Хиггса все элементарные частицы, взаимодействующие с полем Хиггса, становятся массивными, будучи безмассовыми на более высоких энергетических уровнях.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие, а также соответствующие им бозоны ( бозоны W и Z и фотон) теперь начинают проявляться по-другому в нынешней Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент W- и Z-бозоны внезапно становятся массивными частицами, взаимодействующими только на расстояниях, меньших размера атома, в то время как фотон остается безмассовым и остается долгим -дистанционное взаимодействие.

После нарушения электрослабой симметрии известные нам фундаментальные взаимодействия — гравитационное, электромагнитное, слабое и сильное — приняли свои нынешние формы, а фундаментальные частицы получили ожидаемые массы, но температура Вселенной все еще слишком высока, чтобы обеспечить стабильное существование. образование многих частиц, которые мы сейчас наблюдаем во Вселенной, поэтому нет ни протонов, ни нейтронов, а, следовательно, нет атомов, атомных ядер или молекул. (Точнее, любые составные частицы, образовавшиеся случайно, почти сразу же снова распадаются из-за экстремальных энергий.)

Эпоха кварков

Между 10 ⁻¹² секунды и 10 ⁻⁵ секунды после Большого взрыва

Основная статья: Эпоха кварков

Кварковая эпоха началась примерно 10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва. Это был период эволюции ранней Вселенной сразу после нарушения электрослабой симметрии, когда фундаментальные взаимодействия гравитации, электромагнетизма, сильного и слабого взаимодействия приняли свои нынешние формы, но температура Вселенной была еще слишком высока, чтобы позволяют кваркам связываться вместе, образуя адроны .

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

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около 10 лет. ⁻⁵ секунд, когда средняя энергия взаимодействия частиц упала ниже массы самого легкого адрона, пиона .

Бариогенез

Возможно, к 10 ⁻¹¹ секунды

Основная статья: Бариогенез

Дополнительная информация: Лептогенез (физика).

Барионы — это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трёх кварков . Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы, образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, это не то, что произошло: насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. Фактически в природе антибарионы почти не наблюдаются. Непонятно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно допустить, что условия Сахарова , связанные с бариогенезом, будут выполнены через некоторое время после окончания космологической инфляции . Современная физика элементарных частиц предполагает наличие асимметрий, при которых эти условия будут соблюдаться, но эти асимметрии кажутся слишком маленькими, чтобы объяснить наблюдаемую барион-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Между 10 ⁻⁵ секунда и 1 секунда после Большого взрыва

Основная статья: Адронная эпоха

Кварк-глюонная плазма, составляющая Вселенную, остывает до тех пор, пока не могут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны.Первоначально могли образовываться пары адронов и антиадронов, поэтому вещество и антивещество находились в тепловом равновесии . Однако, поскольку температура Вселенной продолжала падать, новые пары адронов/антиадронов больше не рождались, и большинство вновь образовавшихся адронов и антиадронов аннигилировали друг друга, порождая пары фотонов высокой энергии. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно на 1 секунде космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов остается около 1 нейтрона, причем соотношение со временем падает до 1:7 из-за распада нейтрона. Это считается правильным, поскольку на более позднем этапе нейтроны и некоторые протоны сливаются водорода, , образуя водород, изотоп называемый дейтерием, гелием и другими элементами, которые можно измерить. Соотношение адронов 1:7 действительно привело бы к наблюдаемым соотношениям элементов в ранней и современной Вселенной.

фон космических нейтрино (CνB

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Основные статьи: Разделение нейтрино и фон космических нейтрино

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделяются и начинают свободно путешествовать в пространстве. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Нейтрино этого события имеют очень низкую энергию, около 10 ⁻¹⁰ раз больше, чем те, которые наблюдаются при современном прямом обнаружении. Даже нейтрино высоких энергий, как известно, трудно обнаружить , поэтому этот фон космических нейтрино (CνB) может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет наблюдаться.

Однако космология Большого взрыва делает множество предсказаний относительно CνB, и существуют очень убедительные косвенные доказательства существования CνB, как на основе предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва о содержании гелия, так и на основе анизотропии космического микроволнового фона (CMB). Одно из этих предсказаний состоит в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток в реликтовом излучении. Хорошо известно, что у ЦМВ есть нарушения. Некоторые из флуктуаций реликтового излучения располагались примерно равномерно из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически отделенные нейтрино должны были оказать очень незначительное влияние на фазу различных флуктуаций реликтового излучения.

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино почти точно с температурой, предсказанной теорией Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, такому же количеству ароматов нейтрино , предсказанному Стандартной моделью.

образование первичных

Возможно, произошло примерно через 1 секунду после Большого взрыва.

Основная статья: Первичная черная дыра

Первичные черные дыры — это гипотетический тип черной дыры, предложенный в 1966 году. которые могли образоваться в так называемую эпоху доминирования радиации из-за высокой плотности и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные колебания могут привести к тому, что некоторые регионы станут достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Современные представления и теории накладывают жесткие ограничения на количество и массу этих объектов.

Обычно для образования первичных черных дыр требуется контраст плотности (региональные вариации плотности Вселенной) примерно $\delta \rho /\rho \sim 0.1$ (10%), где $\rho$ — средняя плотность Вселенной. Несколько механизмов могли создавать плотные области, соответствующие этому критерию, в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «гибридных моделях инфляции») аксионную инфляцию. Поскольку первичные черные дыры образовались не в результате звездного гравитационного коллапса , их массы могут быть намного ниже звездной массы (~ 2×10 ³³ г). Стивен Хокинг в 1971 году подсчитал, что первичные черные дыры могут иметь массу всего 10 ⁻⁵ г. Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могли быть большими и, возможно, способствовали образованию галактик .

Лептонная эпоха

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва.

Основная статья: Лептонская эпоха

Большинство адронов и антиадронов аннигилируют друг друга в конце адронной эпохи, оставляя лептоны (такие как электрон , мюоны и некоторые нейтрино) и антилептоны, доминирующие в массе Вселенной.

Лептонная эпоха следует по тому же пути, что и более ранняя адронная эпоха. Первоначально лептоны и антилептоны образуются парами. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной падает до точки, при которой новые пары лептон-антилептон больше не создаются, а большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг друга, порождая пары фотонов высокой энергии и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов.

Фотонная

Между 10 секундами и 370 000 лет после Большого взрыва

Основная статья: Эпоха фотонов

После того как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остаётся в виде фотонов. (Большая часть остальной массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц. ) Таким образом, энергия Вселенной и ее общее поведение определяются ее фотонами. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, т.е. электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают делать это в течение следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов

Между 2 и 20 минутами после Большого взрыва

Основная статья: Нуклеосинтез Большого взрыва

Примерно через 2–20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили произойти ядерному синтезу, в результате чего возникли ядра нескольких легких элементов, помимо водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов и все нейтроны сливаются с образованием дейтерия, изотопа водорода, и большая часть дейтерия быстро плавится с образованием гелия-4.

Атомные ядра легко отделяются (разбиваются) при температуре выше определенной, что зависит от их энергии связи. Примерно с 2 минут падение температуры означает, что дейтерий больше не развязывается и стабилен, а начиная примерно с 3 минут гелий и другие элементы, образующиеся при синтезе дейтерия, также больше не развязываются и стабильны.

Короткая продолжительность и падение температуры означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы синтеза. Образуются лишь незначительные количества ядер помимо гелия, потому что нуклеосинтез более тяжелых элементов сложен и требует тысяч лет даже в звездах. небольшие количества трития (еще одного изотопа водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и снова быстро теряются. Образуются Небольшое количество дейтерия остается несплавленным из-за очень короткого времени жизни.

Таким образом, единственными стабильными нуклидами, созданными в результате нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протон/водород), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . По массе полученное вещество состоит примерно из 75% ядер водорода, 25% ядер гелия и, возможно, 10%. ⁻¹⁰ по массе лития-7. Следующими наиболее распространенными стабильными изотопами являются литий-6 , бериллий-9, бор-11 , углерод , азот и кислород («CNO»), но их содержание, по прогнозам, составляет от 5 до 30 частей на 10. ¹⁵ по массе, что делает их практически необнаружимыми и незначительными.

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это является убедительным доказательством Большого взрыва. Например, Большой взрыв должен производить примерно 1 нейтрон на каждые 7 протонов, позволяя 25% всех нуклонов превратиться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона из каждых 16 нуклонов), и именно это количество мы находим сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами. Точно так же чрезвычайно легко плавится дейтерий; любое альтернативное объяснение должно также объяснять, как существовали условия для образования дейтерия, но при этом часть этого дейтерия оставалась непереплавленной и не сразу снова превращалась в гелий. Любая альтернатива должна также объяснять пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что некоторые изотопы, такие как литий-7, присутствуют в количествах, отличающихся от теоретических, но со временем эти различия были устранены благодаря более точным наблюдениям.

Господство материи

47 000 лет после Большого взрыва.

Основные статьи: Эра, где доминирует материя , и формирование структуры

До сих пор крупномасштабная динамика и поведение Вселенной определялись в основном излучением, то есть теми составляющими, которые движутся релятивистски (со скоростью света или близкой к ней), такими как фотоны и нейтрино. По мере остывания Вселенной примерно за 47 000 лет (красное смещение z = 3600) Вместо этого в крупномасштабном поведении Вселенной начинает доминировать материя. Это происходит потому, что плотность энергии вещества начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума. Примерно или вскоре после 47 000 лет плотности нерелятивистской материи (атомных ядер) и релятивистского излучения (фотонов) становятся равными, длина Джинса определяет наименьшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффектами давления). , начинает падать и возмущения, вместо того, чтобы уничтожаться свободным потоком излучения , могут начать расти по амплитуде.

Согласно модели Lambda-CDM , на этом этапе материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. Существует множество доказательств того, что темная материя существует и доминирует во Вселенной, но поскольку точная природа темной материи до сих пор не понята, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает никаких стадий ее формирования.

С этого момента и в течение нескольких миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры во Вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные нити под действием гравитации, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, поскольку ее коллапс не замедляется радиационным давлением . Это усиливает крошечные неоднородности (неровности) в плотности Вселенной, оставленные космической инфляцией. Со временем немного более плотные области становятся более плотными, а слегка разреженные (более пустые) области становятся более разреженными. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за присутствия концентраций темной материи.

Свойства темной материи, позволяющие ей быстро схлопываться без радиационного давления, также означают, что она также не может терять энергию из-за излучения. Потеря энергии необходима частицам для коллапса в плотные структуры за пределами определенной точки. Поэтому темная материя коллапсирует в огромные, но рассеянные волокна и гало, а не в звезды или планеты. Обычная материя, которая может образует плотные объекты, а также газовые облака терять энергию из-за излучения, при коллапсе .

, развязка фотонов и космический микроволновый фон (

Основные статьи: Рекомбинация (космология) и развязка (космология)

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

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошли два взаимосвязанных события: прекращение рекомбинации и разделение фотонов . Рекомбинация описывает объединение ионизированных частиц с образованием первых нейтральных атомов, а развязка относится к фотонам, высвобождаемым («развязанным»), когда вновь образовавшиеся атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной имела температуру, при которой она образовывала горячую ионизованную плазму. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействовали с электронами и протонами и не могли преодолевать значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная стала непрозрачной или «туманной». Хотя свет был, его невозможно было увидеть и наблюдать в телескопы.

Примерно через 18 000 лет Вселенная остыла до такой степени, что свободные электроны могут соединяться с ядрами гелия с образованием гелия. ⁺
атомы. Затем примерно через 100 000 лет начинают формироваться нейтральные ядра гелия, а пик образования нейтрального водорода приходится примерно на 260 000 лет. Этот процесс известен как рекомбинация. Название немного неточное и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра объединились впервые.

Примерно через 100 000 лет Вселенная достаточно остыла для образования гидрида гелия , первой молекулы. В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эта молекула наблюдалась в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности в этой галактике. (Намного позже атомарный водород вступил в реакцию с гидридом гелия, образовав молекулярный водород — топливо, необходимое для образования звезд . )

Непосредственное объединение в состоянии с низкой энергией (основное состояние) менее эффективно, поэтому эти атомы водорода обычно образуются, когда электроны все еще находятся в состоянии с высокой энергией, и после объединения электроны быстро выделяют энергию в виде одного или нескольких фотонов, как они переходят в низкоэнергетическое состояние. Это высвобождение фотонов известно как развязка фотонов. Некоторые из этих разделенных фотонов захватываются другими атомами водорода, остальные остаются свободными. К концу рекомбинации большинство протонов во Вселенной образовали нейтральные атомы. Это изменение от заряженных частиц к нейтральным означает, что средняя длина свободного пробега фотонов может перемещаться до того, как эффект захвата станет бесконечным, поэтому любые разделенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно путешествовать на большие расстояния (см. Томсоновское рассеяние ). Вселенная стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения впервые в своей истории .

Фон этого прямоугольника приблизительно соответствует исходному температурой 4000 К цвету фотонов с , высвобождаемых во время развязки, до того, как они сместились в красную область и образовали космический микроволновый фон . В то время вся Вселенная выглядела бы как ярко светящийся туман примерно такого же цвета и с температурой 4000 К.

Фотоны, испускаемые этими вновь образовавшимися атомами водорода, первоначально имели температуру/энергию около ~ 4000 К. Глазу это было бы видно как бледно-желтый/оранжевый оттенок или «мягкий» белый цвет. За миллиарды лет после разделения, по мере расширения Вселенной, фотоны сместились в красную сторону от видимого света к радиоволнам (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красное смещение описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты по мере расширения Вселенной на протяжении миллиардов лет, так что они постепенно перешли от видимого света к радиоволнам. Эти же самые фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и предоставляют важные доказательства существования ранней Вселенной и ее развития.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления в электрон-барионной плазме — известные как барионные акустические колебания — стали внедряться в распределение материи по мере ее конденсации, что привело к очень небольшому преимуществу в распределении крупномасштабных объектов. Таким образом, космический микроволновый фон представляет собой картину Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникающие во время инфляции (см. изображение WMAP за 9 лет ), а распространение таких объектов, как галактики, во Вселенной является показателем масштаб и размер Вселенной, как она развивалась с течением времени.

крупномасштабных

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва

См. Также: Линия водорода и Список самых далеких астрономических объектов.

Темные века

См. Также: 21-сантиметровое излучение.

После рекомбинации и разделения Вселенная стала прозрачной и достаточно остыла, чтобы позволить свету распространяться на большие расстояния, но в ней не было структур, производящих свет, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда под действием гравитации образуются плотные области газа, и это занимает много времени при почти однородной плотности газа и требуемом масштабе, поэтому, по оценкам, звезд не существовало, возможно, сотни миллионов лет после рекомбинации.

Этот период, известный как Темные века, начался примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. В Темные века температура Вселенной снизилась примерно с 4000 К до примерно 60 К (от 3727°C до примерно -213°C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации/развязки (в виде нейтрального водорода образовавшиеся атомы), который мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), а также фотоны, время от времени испускаемые нейтральными атомами водорода, известные как спиновая линия нейтрального водорода длиной 21 см . Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет фотоны реликтового излучения переместились из видимого света в инфракрасный ; с этого времени и до появления первых звезд фотонов видимого света не было. Если не считать, возможно, некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была по-настоящему темной.

Первое поколение звезд, известное как звезды Населения III , образовалось через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры, возможно, начали появляться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики возникли примерно через 180–700 миллионов лет. С их появлением Темные века постепенно закончились. Поскольку этот процесс был постепенным, Темные века полностью закончились только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная приняла свой нынешний вид.

Впечатление художника о первых звездах через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Древнейшие наблюдения звезд и галактик

Основные статьи: Космический телескоп Хаббл , Космический телескоп Джеймса Уэбба и Список самых далеких астрономических объектов.

В настоящее время самые старые наблюдения звезд и галактик происходят вскоре после начала реионизации , причем такие галактики, как GN-z11 ( Космический телескоп Хаббла , 2016 г.), происходят примерно на z≈11,1 (около 400 миллионов лет по космическому времени). Преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба , запущенный в декабре 2021 года, предназначен для обнаружения объектов, которые до 100 раз тусклее, чем Хаббл, и гораздо раньше в истории Вселенной, назад к красному смещению z≈20 (около 180 миллионов лет по космическому времени ). . Считается, что это произошло раньше, чем первые галактики, и примерно в эпоху первых звезд.

Также предпринимаются наблюдательные усилия по обнаружению слабого излучения спиновых линий длиной 21 см, поскольку в принципе это еще более мощный инструмент, чем космический микроволновый фон, для изучения ранней Вселенной.

ранние структуры и

Примерно через 150–1 миллиард лет после Большого взрыва.

См. также: Образование звезд , Карликовая галактика , Барионные акустические колебания , Крупномасштабная структура , Формирование структуры и Звездная эра.

часто Сверхглубокие поля Хаббла демонстрируют галактики древней эпохи, которые рассказывают нам, какой была ранняя звездная эра.

На другом изображении Хаббла видно, как поблизости формируется молодая галактика, а это означает, что это произошло совсем недавно в космологическом масштабе времени. Это показывает, что формирование новых галактик во Вселенной все еще происходит.

Материя во Вселенной на 84,5% состоит из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С самого начала эры доминирования материи темная материя постепенно собиралась в огромные раскидистые (диффузные) волокна под действием гравитации. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за присутствия концентраций темной материи. Он также немного более плотный на регулярных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний (БАО), которые внедрялись в распределение материи при разделении фотонов. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию разными путями, а это означает, что при коллапсе она может терять энергию, которая в противном случае удерживала бы ее на части, и коллапсировать быстрее и превращаться в более плотные формы. Обычная материя собирается там, где темная материя более плотная, и там она коллапсирует в облака, состоящие преимущественно из водорода. Из этих облаков формируются первые звезды и галактики. Там, где образовалось множество галактик, со временем возникнут скопления и сверхскопления галактик. Большой пустоты Между ними возникнут с небольшим количеством звезд, обозначающие места, где темная материя стала менее распространенной.

Точные сроки появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания периода, известного как реионизация , все еще активно исследуются, и периодически публикуются новые результаты. По состоянию на 2019 год : самые ранние подтвержденные галактики (например, GN-z11 ) датируются примерно 380–400 миллионами лет, что позволяет предположить удивительно быструю конденсацию газовых облаков и скорость рождения звезд; а наблюдения за лесом Лайман-Альфа и другими изменениями в свете древних объектов позволяют сузить время реионизации и ее возможного конца. Но все это еще области активных исследований.

Формирование структур в модели Большого взрыва происходит иерархически из-за гравитационного коллапса, при этом более мелкие структуры формируются раньше более крупных. Самыми ранними образующимися структурами являются первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активными галактиками, содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную спиральным аккреционным диском газовым ). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понимать как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это относительно легко изучить с вычислительной точки зрения. На этом этапе начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная задача становится намного сложнее, включая, например, N моделирование тел с миллиардами частиц. Большой Космологический Моделирование представляет собой высокоточную симуляцию этой эпохи.

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

Пока еще не обнаружено звезд населения III, поэтому понимание их основано на компьютерных моделях их формирования и эволюции. К счастью, наблюдения космического микроволнового фонового излучения можно использовать для того, чтобы определить дату, когда всерьез началось звездообразование. Анализ таких наблюдений, сделанный микроволновым космическим телескопом «Планк» в 2016 году, пришел к выводу, что первое поколение звезд могло образоваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва.

Открытие в октябре 2010 года UDFy-38135539 , первой наблюдаемой галактики, существовавшей в следующую эпоху реионизации , дает нам возможность заглянуть в эти времена. Впоследствии Ричард Дж. Боуэнс из Лейденского университета и Гарт Д. Иллингворт из Калифорнийских обсерваторий / Ликской обсерватории обнаружили, что галактика UDFj-39546284 еще старше: примерно через 480 миллионов лет после Большого взрыва или примерно в середине Темных веков 13,2 миллиарда. много лет назад. В декабре 2012 года были обнаружены первые галактики-кандидаты, датируемые до реионизации, когда было обнаружено, что галактики UDFy-38135539, EGSY8p7 и GN-z11 возникли примерно через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиарда световых лет (9,8 миллиарда парсеков).

Квазары предоставляют некоторые дополнительные доказательства раннего формирования структур. Их свет свидетельствует о наличии таких элементов, как углерод, магний , железо и кислород. Это свидетельствует о том, что к моменту образования квазаров уже произошла массовая фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

Реионизация

См. также: Реионизация , Карликовая галактика и Квазар.

Фазы реионизации

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

О реионизации свидетельствуют наблюдения квазаров. Квазары — это форма активной галактики и самые яркие объекты, наблюдаемые во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют особые закономерности поглощения ультрафиолетовых фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые серией Лаймана . Ионизированный водород не имеет таких энергетических уровней электронов. Следовательно, свет, проходящий через ионизированный и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Ионизированный водород в межгалактической среде (особенно электроны) может рассеивать свет за счет томсоновского рассеяния , как это было до рекомбинации, но расширение Вселенной и слипание газа в галактики привели к тому, что его концентрация стала слишком низкой, чтобы сделать Вселенную полностью непрозрачной к моменту рекомбинации. реионизация. Из-за огромного расстояния, которое свет преодолевает (миллиарды световых лет), чтобы достичь Земли от структур, существующих во время реионизации, любое поглощение нейтральным водородом смещается в красную сторону на различные величины, а не на одну конкретную величину, что указывает на то, когда поглощение тогдашнего ультрафиолетового света случилось. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в разное время в прошлом.

Реионизация началась с «пузырей» ионизированного водорода, которые со временем становились больше, пока вся межгалактическая среда не была ионизирована, когда линии поглощения нейтрального водорода стали редкими. Поглощение произошло из-за общего состояния Вселенной (межгалактической среды), а не из-за прохождения через галактики или другие плотные области. Реионизация могла начаться уже при z = 16 (250 миллионов лет космического времени) и в основном была завершена примерно к z = 9 или 10 (500 миллионов лет), при этом оставшийся нейтральный водород стал полностью ионизован z = 5 или 6. (1 миллиард лет), когда исчезают впадины Ганна-Петерсона , показывающие наличие большого количества нейтрального водорода. Межгалактическая среда по сей день остается преимущественно ионизированной, за исключением некоторых оставшихся нейтральных водородных облаков, из-за которых леса Лайман-альфа в спектрах появляются .

Эти наблюдения позволили сузить период времени, в течение которого происходила реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, до сих пор не до конца определен. энергия более 13,6 эВ Для ионизации нейтрального водорода требуется , что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, а это означает, что источники должны были производить значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет постоянно поступать энергия, чтобы разъединить их, что также накладывает ограничения на количество источников и их долговечность. С учетом этих ограничений ожидается, что основными источниками энергии будут квазары, звезды и галактики первого поколения. В настоящее время считается, что ведущими кандидатами от наиболее до наименее значимых являются звезды Популяции III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), карликовые галактики (очень ранние маленькие галактики высоких энергий) (возможно, 30%), и вклад квазаров (класс активных галактических ядер ).

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо более тонкой и рассеянной, а фотоны рассеивались с гораздо меньшей вероятностью. Несмотря на реионизацию, Вселенная во время реионизации оставалась в значительной степени прозрачной из-за того, насколько разреженной была межгалактическая среда. Реионизация постепенно закончилась, поскольку межгалактическая среда стала практически полностью ионизированной, хотя некоторые области нейтрального водорода все же существуют, образуя леса Лайман-альфа.

В августе 2023 года были опубликованы и обсуждены изображения черных дыр и связанной с ними материи в очень ранней Вселенной, полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба .

Галактики, скопления и сверхскопления

См. Также: Формирование и эволюция галактик.

Компьютерное моделирование крупномасштабной структуры части Вселенной диаметром около 50 миллионов световых лет.

Материя продолжает сближаться под действием гравитации, образуя галактики. Звезды этого периода времени, известные как звезды Населения II , формируются на ранних стадиях этого процесса, а более поздние звезды Населения I сформировались позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления . Наблюдения Hubble Ultra Deep Field выявили ряд небольших галактик, слившихся в более крупные, произошедшие 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). (Сейчас считается, что эта оценка возраста несколько завышена).

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

Вселенная, какой

Вселенная выглядела почти такой же, как сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Он будет выглядеть подобным еще многие миллиарды лет в будущем.

См. Также: Графическая хронология Вселенной и звездной эры.

Согласно новой науке нуклеокосмохронологии , тонкий галактический диск Млечного Пути, по оценкам, сформировался 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад.

энергии

Примерно через 9,8 миллиардов лет после Большого взрыва.

Основные статьи: Темная энергия и Масштабный фактор (космология)

Примерно за 9,8 миллиардов лет космического времени Считается, что крупномасштабное поведение Вселенной постепенно изменилось в третий раз за ее историю. Первоначально в его поведении доминировало излучение (релятивистские составляющие, такие как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а примерно с 370 000 лет космического времени в его поведении доминировала материя. В эпоху доминирования материи расширение Вселенной начало замедляться, поскольку гравитация сдерживала первоначальное расширение наружу. Но наблюдения, происходившие примерно за 9,8 миллиардов лет космического времени, показывают, что расширение Вселенной медленно перестает замедляться, а вместо этого постепенно снова начинает ускоряться.

Хотя точная причина неизвестна, сообщество космологов считает это наблюдение правильным. На сегодняшний день наиболее общепринятым считается, что это происходит из-за неизвестной формы энергии, получившей название «темная энергия». «Темный» в этом контексте означает, что его нельзя наблюдать напрямую, но о его существовании можно сделать вывод, исследуя гравитационное воздействие, которое он оказывает на Вселенную. Исследования, направленные на понимание этой темной энергии, продолжаются. В настоящее время считается, что темная энергия является крупнейшим компонентом Вселенной, поскольку она составляет около 68,3% всей массы-энергии физической Вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая константа — скалярное поле, существующее во всем космосе. В отличие от гравитации, эффекты такого поля не уменьшаются (или уменьшаются медленно) по мере роста Вселенной. Хотя материя и гравитация изначально оказывают большее влияние, их влияние быстро уменьшается по мере того, как Вселенная продолжает расширяться. Объекты во Вселенной, которые первоначально рассматривались как раздвигающиеся по мере расширения Вселенной, продолжают раздвигаться, но их движение наружу постепенно замедляется. Этот эффект замедления становится меньше по мере того, как Вселенная становится более растянутой. В конце концов, внешний и отталкивающий эффект темной энергии начинает доминировать над внутренним притяжением гравитации. Вместо того, чтобы замедлиться и, возможно, начать двигаться внутрь под действием гравитации, примерно через 9,8 миллиардов лет космического времени расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно возрастающей скоростью.

Далекое будущее и окончательная судьба

Основные статьи: Окончательная судьба вселенной и Хронология далекого будущего

Дополнительная информация: Будущее расширяющейся Вселенной и Тепловая смерть Вселенной.

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

Существует несколько конкурирующих сценариев долгосрочной эволюции Вселенной. Какой из них произойдет, если вообще произойдет, зависит от точных значений физических констант, таких как космологическая постоянная, возможность распада протона , энергия вакуума (имеется в виду энергия самого «пустого» пространства ) и естественное законы, выходящие за рамки Стандартной модели .

Если расширение Вселенной продолжится и она останется в своей нынешней форме, в конечном итоге все галактики, кроме ближайших, будут унесены от нас расширением пространства с такой скоростью, что наблюдаемая Вселенная будет ограничена нашей собственной гравитационно связанной локальной галактикой. кластер . В очень отдаленной перспективе (через многие триллионы — тысячи миллиардов — лет космического времени) Звездная эра закончится, поскольку звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умирают. Помимо этого, все объекты во Вселенной будут охлаждаться и ( возможно, за исключением протонов ) постепенно разлагаться обратно на составляющие их частицы, а затем на субатомные частицы, фотоны очень низкого уровня и другие фундаментальные частицы посредством множества возможных процессов.

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

Сценарий		Описание
Тепловая смерть	По мере продолжения расширения Вселенная становится больше, холоднее и разреженной; со временем все структуры в конечном итоге разлагаются на субатомные частицы и фотоны.	В случае бесконечно продолжающегося космического расширения плотность энергии во Вселенной будет уменьшаться до тех пор, пока, по оценкам, не пройдет 10 лет. 1000 лет он достигнет термодинамического равновесия , и никакая новая структура будет невозможна. Это произойдет только через чрезвычайно долгое время, поскольку сначала некоторые (менее 0,1%) материя коллапсирует в черные дыры , которые затем очень медленно испаряются под действием излучения Хокинга . Вселенная в этом сценарии перестанет поддерживать жизнь намного раньше, примерно через 10 лет. 14 лет или около того, когда звездообразование прекратится. , §IID. В некоторых теориях Великого Объединения распад протона происходит по крайней мере через 10 34 годы преобразуют оставшийся межзвездный газ и остатки звезд в лептоны (такие как позитроны и электроны) и фотоны. Некоторые позитроны и электроны затем рекомбинируются в фотоны. , §IV, §VF. В этом случае Вселенная достигла состояния с высокой энтропией , состоящего из ванны частиц и низкоэнергетического излучения. Однако неизвестно, достигнет ли он в конечном итоге термодинамического равновесия . , §VIB, WID. Гипотеза всеобщей тепловой смерти вытекает из идей 1850-х годов Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который экстраполировал классическую теорию тепла и необратимости (воплощенную в первых двух законах термодинамики) на Вселенную в целом.
Большой разрыв	Расширение пространства ускоряется и в какой-то момент становится настолько сильным, что даже субатомные частицы и ткань пространства-времени разрываются на части и становятся неспособными существовать.	Для любого значения содержания темной энергии во Вселенной, где коэффициент отрицательного давления меньше -1, скорость расширения Вселенной будет продолжать неограниченно увеличиваться. Гравитационно связанные системы, такие как скопления галактик, галактики и, в конечном итоге, Солнечная система, будут разорваны на части. В конце концов расширение станет настолько быстрым, что преодолеет электромагнитные силы, удерживающие молекулы и атомы вместе. Даже атомные ядра будут разорваны на части. Наконец, силы и взаимодействия даже в масштабе Планка — наименьшем размере, для которого в настоящее время имеет смысл понятие «пространство» — больше не смогут возникать, поскольку ткань самого пространства-времени разрывается на части, а Вселенная, какой мы ее знаем. закончится необычной сингулярностью.
Большой кризис	Расширение в конечном итоге замедляется и останавливается, а затем поворачивается вспять, поскольку вся материя ускоряется к своему общему центру. В настоящее время считается, вероятно, неверным.	В противоположность сценарию «Большого разрыва» расширение Вселенной в какой-то момент обратится вспять, и Вселенная сожмется до горячего и плотного состояния. Это обязательный элемент сценариев колебательной Вселенной, таких как циклическая модель , хотя Большое Сжатие не обязательно подразумевает колебательную Вселенную. Текущие наблюдения показывают, что эта модель Вселенной вряд ли верна, и расширение продолжится или даже ускорится.
Нестабильность вакуума	Коллапс квантовых полей , лежащих в основе всех сил, частиц и структур, в другую форму.	Космология традиционно предполагала стабильную или, по крайней мере, метастабильную Вселенную, но возможность ложного вакуума в квантовой теории поля подразумевает, что Вселенная в любой точке пространства-времени может спонтанно коллапсировать в состояние с более низкой энергией (см. Зарождение пузыря ), более стабильное состояние. или «истинный вакуум», который затем будет расширяться наружу из этой точки со скоростью света. В результате квантовые поля, лежащие в основе всех сил, частиц и структур, претерпят переход в более стабильную форму. Новые силы и частицы заменят нынешние, о которых мы знаем, с побочным эффектом, заключающимся в том, что все нынешние частицы, силы и структуры будут разрушены и впоследствии (если возможно) преобразуются в другие частицы, силы и структуры.

В такого рода экстремальных временных масштабах могут также произойти чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть в масштабе времени меньше триллионов лет. Это также может привести к непредсказуемым изменениям состояния Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем масштабе времени. Например, в масштабе миллионов триллионов лет может показаться, что черные дыры испаряются почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования могут оказаться обычными, а квантовые (или другие) явления настолько маловероятны, что могут произойти только один раз из триллиона. года могут повторяться много раз.

См. также

• Возраст Вселенной – время, прошедшее с момента Большого взрыва.
• Космический календарь – метод визуализации хронологии Вселенной ( возраст Вселенной, масштабируемый до одного года).
• Циклическая модель - космологические модели, включающие неопределенные самоподдерживающиеся циклы.
• Эпоха доминирования темной энергии - Расширение параметра Вселенной
• Вечный интеллект Дайсона - Гипотетическая концепция в астрофизике
• Энтропия (стрела времени) . Использование второго закона термодинамики для различения прошлого и будущего. Страницы, отображающие краткие описания целей перенаправления.
• Графическая временная шкала от Большого взрыва до тепловой смерти - визуальное представление прошлого, настоящего и будущего Вселенной.
• Графическая временная шкала Большого взрыва - логарифмическая хронология события, положившего начало Вселенной.
• Графическая шкала звездной эры
• Проект Illustris – Вселенные, смоделированные компьютером.
• Эра доминирования материи - Расширение параметра Вселенной
• Эра доминирования радиации - параметр расширения Вселенной
• Хронология ранней Вселенной - Хронология событий во Вселенной после Большого взрыва 13,8 миллиардов лет назад.
• Хронология далекого будущего - Научные прогнозы относительно далекого будущего.
• Окончательная судьба Вселенной – Теории о конце Вселенной

Ссылки

Библиография

• Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори ; Грейвс, Женевьева Дж. М. (декабрь 2004 г.). «Красные карлики и конец главной последовательности» (PDF) . В Гарсия-Сегура, Г.; Тенорио-Тагле, Г.; Франко Дж.; и др. (ред.). Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам . Первое астрофизическое совещание Национальной астрономической обсерватории состоялось в Энсенаде, Нижняя Калифорния, Мексика, 8–12 декабря 2003 г. Мексиканский журнал астрономии и астрофизики, серия конференций . Том 22. Мехико: Институт астрономии Национального автономного университета Мексики . стр. 46–49. ISBN  978-9-703-21160-9 . ISSN   1405-2059 . OCLC   58527824 . Архивировано (PDF) из оригинала 11 июля 2019 года . Проверено 15 января 2020 г. .
• Хиншоу, Г.; Вейланд, Дж.Л.; Хилл, РС; Одегард, Н.; Ларсон, Д.; Беннетт, CL; Данкли, Дж.; Голд, Б.; Гризон, MR; Ярошик, Н.; Комацу, Э.; Нолта, MR; Пейдж, Л.; Спергель, Д.Н.; Воллак, Э.; Халперн, М.; Когут, А.; Лимон, М.; Мейер, СС; Такер, Дж.С.; Райт, Эл. (1 февраля 2009 г.). «Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона: обработка данных, карты неба и основные результаты» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Бибкод : 2009ApJS..180..225H . дои : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . hdl : 2152/43109 . S2CID   3629998 .
• Гиббонс, Гэри В .; Хокинг, Стивен В .; Сиклос, Стивен Т.К., ред. (1983). Очень ранняя Вселенная: материалы семинара Наффилда, Кембридж, 21 июня — 9 июля 1982 г. Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-25349-9 . LCCN   83007330 . OCLC   9488764 .
• Морисон, Ян (2015). Путешествие по Вселенной: Лекции Грешема по астрономии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-1-107-07346-3 . LCCN   2014016830 . OCLC   910903969 .
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-511-79055-3 . LCCN   2006295735 . OCLC   859642394 .
• Петтер, Патрик (2013). Базовые знания астрофизики: новый путь . Берлин: epubli GmbH. ISBN  978-3-8442-7203-1 . ОСЛК   863893991 .
• Райден, Барбара Сью (2003). Введение в космологию . Сан-Франциско: Аддисон-Уэсли . ISBN  978-0-8053-8912-8 . LCCN   2002013176 . OCLC   1087978842 .
• Райден, Барбара Сью (13 января 2006 г.). Введение в космологию .
• Райден, Барбара Сью (2017). Введение в космологию (2-е изд.). Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-1-107-15483-4 . LCCN   2016040124 . OCLC   1123190939 .
• 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 .
• 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 .
• Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика . Серия Saunders Golden Sunburst (4-е изд.). Фресно, Калифорния: Thomson Learning . ISBN  978-0-03-006228-5 . LCCN   97069268 . OCLC   813279385 .

Внешние ссылки

• Кэрролл, Шон М. (14 января 2011 г.). Космология и стрела времени: Шон Кэрролл из TEDxCaltech (Видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: TED Conferences LLC . Архивировано из оригинала 20 декабря 2019 года . Проверено 20 января 2020 г.
• Чессон, Эрик Дж. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва к человечеству» . Кембридж, Массачусетс: Гарвардско-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 27 августа 2019 года . Проверено 19 января 2020 г.
• «Хронология истории Вселенной» . Тайны глубокого космоса . Арлингтон, Вирджиния: PBS Online . 2000. Архивировано из оригинала 1 июля 2019 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• «ХабблСайт» . Балтимор, Мэриленд: Научного института космического телескопа Управление по связям с общественностью . Архивировано из оригинала 18 января 2020 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• Краусс, Лоуренс М. (спикер); Корнуэлл, Р. Элизабет (продюсер) (21 октября 2009 г.). «Вселенная из ничего», Лоуренс Краусс, AAI, 2009 г. (видео). Вашингтон, округ Колумбия: Фонд разума и науки Ричарда Докинза . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 года . Проверено 3 февраля 2020 г. .
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Группер, Джонатан (режиссер, сценарист) (18 мая 2007 г.). Исследуя время (телевизионный документальный мини-сериал). Силвер-Спринг, Мэриленд: Общественное телевидение городов-побратимов , Red Hill Studios и NHK для канала Science . Проверено 19 января 2020 г.
• «Однажды во Вселенной» . Суиндон, Великобритания: Совет по науке и технологиям . 26 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2019 г. . Проверено 20 января 2020 г.
• Прощай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы обнаружили самые ранние признаки жестокой детской Вселенной» . Нью-Йорк Таймс . Нью-Йорк. ISSN   0362-4331 . Проверено 19 января 2020 г.
• Плейт, Фил (14 января 2016 г.). Deep Time: ускоренный курс астрономии № 45 (видео). Цифровые студии PBS . Архивировано из оригинала 15 января 2016 года . Проверено 2 октября 2016 г.
• «Пресс-Пасс — Фотогалерея — Графика и иллюстрации» . Фермилаб . Батавия, Иллинойс. 1 января 2004 г. Архивировано из оригинала 27 декабря 2005 г. Проверено 19 января 2020 г. (См.: «Энергетическая временная шкала от Большого взрыва до наших дней» (1984) и «Плакат по истории Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше» . Архивировано из оригинала 24 ноября 2005 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• «Вселенское приключение» . Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 2007. Архивировано из оригинала 22 июня 2019 года . Проверено 21 января 2020 г.
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы по космологии» . Лос-Анджелес: Отдел астрономии и астрофизики Калифорнийского университета, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 10 декабря 2019 года . Проверено 19 января 2020 г.