Большой Взрыв

Материал из Циклопедии
(перенаправлено с «Большой взрыв»)
Перейти к: навигация, поиск
Расширение Вселенной, которое продолжается и сегодня
Теория Большого взрыва: как зародилась Вселенная // ПостНаука [3:12]
Naked Science. Big Bang. Теория Большого Взрыва [45:11]
Гордон - Диалоги (№ 109). Происхождение Вселенной
Гордон - Диалоги (№ 202). Модель Вселенной
Что осталось от большого взрыва? // ПостНаука [2:39]

Большой взрыв — гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Согласно моделям Большого взрыва, Вселенная была изначально очень горячей и плотной и быстро расширялась. Это расширение вызвало охлаждение Вселенной, и на сегодня она продолжает расширяться. На основе наилучших имеющихся измерений по состоянию на 2010 год, первоначальное состояние Вселенной существовало около 13,7 миллиардов лет назад[1], когда и произошел Большой взрыв[2]. Теория наиболее полно и точно объясняет научные данные и наблюдения[3].

Жорж Леметр предложил то, что сегодня известно как теория Большого Взрыва о происхождении Вселенной, он назвал ее «гипотезой первобытного атома». Теория опирается на общую теорию относительности Альберта Эйнштейна и на упрощенные допущения, как то однородность и изотропии пространства. Основные уравнения были сформулированы Александром Фридманом. В 1929 году Эдвин Хаббл обнаружил, что расстояние до галактики, как правило, пропорционально её красному смещению. Эта идея изначально была предложена Леметром в 1927 году. Наблюдениями Хаббла было выявлено, что все галактики имеют тенденцию на отдаление от нашей Галактики, причем, чем дальше находится галактика, тем больше скорость удаления[4].

Если расстояние между галактиками возрастает сегодня, тогда все должно было быть ближе друг к другу в прошлом. По этой идее в прошлом существовали крайние значения плотности и температуры[5]. Чтобы проверить эту теорию были построены большие ускорители частиц, которые должны были восстановить данные условия. В результате теория была частично подтверждена. Без каких-либо доказательств связанных с ранним моментом расширения, теория Большого Взрыва не может и не предусматривает какого-либо объяснения для таких начальных условий, а, скорее, она описывает и объясняет общую эволюцию Вселенной с того момента. Наблюдаемое богатство легких элементов в космосе точно соответствует расчетным прогнозам на формирование этих элементов в результате ядерных процессов при быстром росте и охлаждении Вселенной после первых минут взрыва, что логично и количественно соответствует нуклеосинтезу после Большого Взрыва.

Важным доказательством Большого Взрыва является его «эхо» — реликтовое излучение.

Содержание

[править] Теоретические положения и импликации

Экстраполяция астрономических наблюдений в прошлое указывает на то, что Вселенная расширилась из начального состояния, в котором вся материя и энергия должны иметь огромную температуру и плотность. Физики не имеют единого взгляда на то, что именно предшествовало начальном состоянию. Одной из возможных гипотез является гравитационная сингулярность.

Термин «большой взрыв» в узком смысле употребляется для обозначения момента во времени, когда началось расширение известного нам Вселенной, — по подсчетам это произошло около 13,7 миллиарда лет назад. В более широком смысле «большим взрывом» называют космологическую парадигму, объясняет как расширение Вселенной, так и состав и образования первоначальной материи с помощью нуклеосинтеза.

Одним из последствий «большого взрыва» является то, что условия сегодняшнего Вселенной отличаются от условий в прошлом и будущем. На основании этой модели, в 1948 году Джордж Гамов качественно спрогнозировал существования космической микроволновой фоновой радиации, которую вскоре (в шестидесятых годах XX-го века) было обнаружено и которая стала подтверждением теории «Большого взрыва» в противовес теории стационарного вселенной.

Объясняя немало результатов астрономических наблюдений, теория «большого взрыва» не дает ответы на все вопросы, связанные с эволюцией Вселенной: она заготовка — и, безусловно, будет развиваться в дальнейшем.

[править] Развитие событий

Панорамное изображение неба в инфракрасном диапазоне показывает распределение галактик за пределами Млечного Пути. Галактики обозначены цветом в соответствии с их красного смещения.

Современные представления о сценарии событий после «большого взрыва» такие. О начальном состоянии Вселенной в момент Большого взрыва нельзя сказать ничего. Очевидно Вселенная занимала чрезвычайно малый объем, в котором не действовали никакие или известные нам физические законы: они не действуют под критическим порогом, который известен как Комптоновская длина волны объекта. Поэтому события, которые инициировали взрыв остаются неизвестными. За 10−43 с Вселенная преодолела свою Комптоновскую длину волны, после чего начали действовать обычные законы физики. Из-за чрезвычайного сжатия температура была чрезвычайно большой. Примерно после 10−43 с (время Планка) после зарождения начинается Планковская эпоха: в это время гравитация отделилась от других полей. Промежуток времени между 10−43 и 10−36 c называют эпохой великого объединения. В конце этой эпохи в состоянии Вселенной произошел фазовый переход, приведший к следующей инфляционной эпохе — времени чрезвычайно быстрого экспоненциального расширения. Это было обусловлено появлением четырех сил, действующих в современной Вселенной — притяжение, электромагнитной, а также слабой и сильной взаимодействия на субатомном уровне. В жестких условиях Большого взрыва эти силы были одной сверхсилой. Гравитация сразу выделилась, но все три другие оставались связаны, пока Вселенной не исполнилось 10−35 с. После этого все силы начали действовать самостоятельно.

После инфляции (примерно 10−34 с), в течение которой Вселенная расширился крайней мере в 1026 раз, он состоял из кварк-глюонной плазмы. Где-то в промежутке времени до 10−34 с произошел процесс, который называют бариогенезисом — нарушение симметрии, в результате которого в мире вокруг нас больше частиц, чем античастиц. Инфляция закончила свое действие, когда вселенной было 10−12 с. Она была очень однородный, а расширение привело к падению температуры практически до −273° C.

Дальнейшее расширение до времен порядка 10−11 с повлекло переход материи в состояние, о котором можно говорить уверенно, поскольку он изучается физикой высоких энергий. В настоящее время примерно через 10−6 c в охлажденной при расширении кварк-глюонной плазмы начали образовываться барионы — протоны и нейтроны. Энергии этих частиц уже не хватало для рождения пар, поэтому началась массовая аннигиляция — уцелела только одна частица на 1010, античастицы исчезли совсем.

Менее чем за 1 секунду Большой взрыв и инфляция образовали все вещество Вселенной 1050 т. В результате распада X-бозонов образовывались электроны и нейтрино. через 1 секунду после взрыва температура во вселенной достигала 1010° C и кварки слились в протоны и нейтроны. В следующие 3 минуты начали образовываться химические элементы. После падения температуры до 109° C создались условия для существования стабильных ядер. протоны и нейтроны сталкиваясь образовывали ядра гелия и легкого металла лития и тяжелых изотопов водорода. Пока протоны и нейтроны НЕ разлетелись далеко, Вселенная напоминал ядро огромной звезды, в которой происходил синтез элементов.

Через несколько минут после взрыва начался первичный нуклеосинтез с образованием более тяжелых богатонуклонных ядер. Нейтральные атомы стали образовываться примерно через 400 тыс. лет. Этот процесс сопровождался образованием реликтового излучения, поскольку в плазме электромагнитное поле неотрывно связано с заряженными частицами, а при образовании нейтральных частиц оно отделяется. Постепенно в однородном газе нейтрального вещества начали образовываться газовые туманности, а еще позже — галактики и отдельные звезды.

[править] Будущее

Есть несколько сценариев эволюции Вселенной в будущем в зависимости от её параметров, в частности плотности. Проблема предсказания будущего осложняется тем, что результаты наблюдений последних десятилетий не совсем укладываются в стандартную модель Большого взрыва. Объяснение этих явлений, в частности плоской формы Вселенной, ускорение его расширения и т. п., можно дать, введя дополнительные параметры в теорию, предположив, что во Вселенной, кроме обычной материи частиц и античастиц, существует так называемая темная материя, к тому же ее даже больше, чем обычной, а также, что существует так называемая темная энергия.

До сих модификаций считалось, что при достаточной плотности вещества во Вселенной расширение прекратится, и он начнет сжиматься и разогреваться — процесс двинется в обратном направлении. При недостаточной плотности Вселенная будет продолжать расширяться со все меньшей скоростью.

[править] См. также

[править] Источники

  1. Komatsu, E.; et al. (2009). «Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation». Astrophysical Journal Supplement 180 (2): 330.
  2. «Origins: CERN: Ideas: The Big Bang». The Exploratorium. 2000
  3. Feuerbacher, B.; Scranton, R. (25 January 2006). «Evidence for the Big Bang». TalkOrigins.
  4. Hubble, E. (1929). «A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae». Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168-73.
  5. Gibson, C.H. (21 January 2001). «The First Turbulent Mixing and Combustion». IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.

[править] Ссылки


Персональные инструменты
Пространства имён

Варианты
Действия
Навигация
Инструменты