Хронология Вселенной - Chronology of the universe

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение· Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал

В хронология вселенной описывает историю и будущее вселенной в соответствии с Большой взрыв космология.

По оценкам, самые ранние стадии существования Вселенной имели место 13,8. миллиард лет назад, с неуверенность около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%.^[1]

Контур

Хронология в пяти этапах

Схема эволюции (наблюдаемой части) Вселенной от Большой взрыв (слева), CMB -отсылка послесвечения, к настоящему.

Для целей этого резюме удобно разделить хронологию Вселенной, поскольку она возник, на пять частей. Обычно считается бессмысленным или неясным, время существовала до этой хронологии:

Очень ранняя вселенная

Первый пикосекунда  (10⁻¹²) из космическое время. Он включает Эпоха Планка, во время которого в настоящее время понимается законы физики не может применяться; поэтапное появление четырех известных фундаментальные взаимодействия или же силы -первый гравитация, а позже электромагнитный, слабый и сильный взаимодействия; и расширение самого пространства и переохлаждение все еще очень горячей Вселенной из-за космическая инфляция, который, как полагают, был вызван разделением сильных и электрослабый взаимодействие.

Считается, что крошечные ряби во Вселенной на этом этапе являются основой крупномасштабных структур, которые сформировались намного позже. Различные этапы очень ранней Вселенной понимаются по-разному. Предыдущие части недоступны для практических экспериментов в физика элементарных частиц но можно исследовать другими способами.

Ранняя вселенная

Продолжительностью около 370 000 лет. Первоначально различные виды субатомные частицы формируются поэтапно. Эти частицы включают почти равные суммы из иметь значение и антивещество, поэтому большая часть его быстро аннигилирует, оставляя небольшой избыток материи во Вселенной.

Примерно через одну секунду нейтрино развязать; эти нейтрино сформировать фон космических нейтрино (CνB). Если изначальные черные дыры существуют, они также образуются примерно в одну секунду космического времени. Композитный появляются субатомные частицы, в том числе протоны и нейтроны —И примерно через 2 минуты условия подходят для нуклеосинтез: около 25% протонов и всех нейтронов предохранитель на более тяжелые элементы, первоначально дейтерий который сам быстро сливается в основном с гелий-4.

К 20 минутам Вселенная уже не достаточно горячая для термоядерная реакция, но слишком жарко для нейтрального атомы существовать или фотоны путешествовать далеко. Следовательно, это непрозрачный плазма. Примерно 47000 лет назад^[2] по мере того как Вселенная остывает, в ее поведении начинает преобладать материя, а не излучение. Примерно через 100000 лет гидрид гелия это первый молекула. (Много позже, водород и гидрид гелия реагируют с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для первого звезды.)

Приблизительно 370000 лет назад^[3] Вселенная наконец становится достаточно холодной для образования нейтральных атомов ("рекомбинация "), и в результате он также стал прозрачный в первый раз. Новообразованные атомы - в основном водород и гелий со следами литий - быстро достичь своего самого низкого энергетического состояния (основное состояние ), выпуская фотоны ("фотонная развязка "), и эти фотоны все еще можно обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB). В настоящее время это самое старое наблюдение Вселенной.

Темные века и появление крупномасштабных структур

От 370000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разъединение Вселенная была прозрачной, но облака водорода очень медленно схлопывались, образуя звезды и галактики, поэтому не было новых источников света. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во Вселенной были те, которые высвобождались во время развязки (видимые сегодня как космический микроволновый фон) и 21 см радиоизлучение иногда испускается атомами водорода. Разделенные фотоны сначала заполнили бы Вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, а затем постепенно. красное смещение невидимым длины волн примерно через 3 миллиона лет, оставив его без видимого света. Этот период известен как космический Темные времена.

Примерно между 10 и 17 миллионами лет средняя температура Вселенной была подходящей для жидкой воды 273–373 К (0–100 ° C), и высказывались предположения, что на короткое время могли возникнуть скалистые планеты или действительно жизнь, поскольку статистически крошечная часть Вселенная могла иметь условия, отличные от остальных, в результате очень маловероятной статистической флуктуации и получать тепло от Вселенной в целом.^[4]

В какой-то момент примерно от 200 до 500 миллионов лет формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще исследуются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пеноподобным слоям. темная материя нити которые уже начали сближать по всей вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть огромными (100-300 солнечные массы ) и неметаллических, с очень коротким сроком службы по сравнению с большинство звезд, которые мы видим сегодня, поэтому они обычно заканчивают сжигание водородного топлива и взрываются как высокоэнергетические парная нестабильность сверхновые всего через миллионы лет.^[5] Другие теории предполагают, что они могли включать в себя маленькие звезды, некоторые из которых, возможно, все еще горят сегодня. В любом случае эти ранние поколения сверхновых создали большую часть повседневного элементы мы видим вокруг себя сегодня и засеяли ими вселенную.

Скопления галактик и сверхскопления появляются со временем. В какой-то момент фотоны высоких энергий от самых ранних звезд, карликовые галактики и, возможно квазары приводит к периоду реионизация который начинается постепенно между 250-500 миллионами лет, завершается примерно через 700-900 миллионов лет и уменьшается примерно на 1 миллиард лет (точные сроки все еще исследуются). Вселенная постепенно превратилась во вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, и темные века полностью подошли к концу только примерно через 1 миллиард лет.

Вселенная, как она выглядит сегодня

С 1 миллиарда лет и примерно 12,8 миллиарда лет Вселенная выглядела почти так же, как сегодня. Он будет оставаться очень похожим на многие миллиарды лет в будущем. В тонкий диск из наша галактика начали формироваться примерно через 5 миллиардов лет (8,8 Гья ),^[6] и Солнечная система образовался примерно 9,2 миллиарда лет (4,6 Гя), с самыми ранними следами жизнь на Земле возникает около 10,3 миллиарда лет (3,5 Гя).

Примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени^[7] замедляющееся расширение пространства постепенно начинает ускоряться под влиянием темная энергия, который может быть скалярное поле по всей нашей вселенной. Современная Вселенная изучена достаточно хорошо, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (примерно 86 миллиардов лет в будущем) неопределенность в текущих знаниях означает, что мы менее уверены, какой путь пойдет наша Вселенная.

Далекое будущее и окончательная судьба

Когда-то Звездная эра закончится, поскольку звезды больше не рождаются, и расширение Вселенной будет означать, что наблюдаемая вселенная ограничивается локальными галактиками. Есть разные сценарии далекого будущего и окончательная судьба вселенной. Более точное знание нашей нынешней Вселенной позволит лучше понять их.

Воспроизвести медиа

Космический телескоп Хаббла —Ультра глубокое поле галактики в Наследие Поле уменьшение (видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Табличное резюме

Примечание: температура излучения в таблице ниже относится к космический фон и дается выражением 2.725 · (1+z), куда z это красное смещение.

Большой взрыв

В Стандартная модель из космология основан на модели пространство-время называется Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера (FLRW). А метрика обеспечивает меру расстояния между объектами, а метрика FLRW является точным решением Уравнения поля Эйнштейна (EFE), если некоторые ключевые свойства пространства, такие как однородность и изотропия считаются верными. Показатель FLRW очень близко соответствует подавляющему количеству других свидетельств, показывающих, что Вселенная расширилась после Большого взрыва.

Если предполагается, что метрические уравнения FLRW действительны до самого начала 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.) В дальнейшем это обеспечивает модель Вселенной, которая очень близко соответствует всем текущим физическим наблюдениям. Этот начальный период хронологии Вселенной называется "Большой взрыв "Стандартная модель космологии" пытается объяснить, как физически развивалась Вселенная в тот момент.

В необычность метрика FLRW интерпретируется как означающая, что текущие теории неадекватны для описания того, что на самом деле произошло в начале самого Большого взрыва. Широко распространено мнение, что правильная теория квантовая гравитация может позволить более правильное описание этого события, но такая теория еще не разработана. После этого момента все расстояния во Вселенной начали увеличиваться с (возможно) нуля, потому что сама метрика FLRW изменялась со временем, влияя на расстояния между всеми несвязанными объектами повсюду. По этой причине говорят, что Большой взрыв «случился повсюду».

Очень ранняя вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что текущие знания могут только предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. Чтобы привести один пример, вечная инфляция теории предполагают, что инфляция длится вечно на большей части Вселенной, что делает понятие «N секунд с момента Большого взрыва» неточным. Поэтому самые ранние стадии являются активной областью исследований и основаны на идеях, которые все еще остаются спекулятивными и могут изменяться по мере улучшения научных знаний.

Хотя конкретная «инфляционная эпоха» выделяется на отметке около 10⁻³² секунды, наблюдения и теории предполагают, что расстояния между объектами в космосе постоянно увеличивались с момента Большого взрыва и все еще увеличиваются (за исключением гравитационно связанных объектов, таких как галактики и многие другие объекты). кластеры, когда скорость расширения сильно замедлилась). Инфляционный период знаменует собой особый период, когда произошло очень быстрое изменение масштаба, но не означает, что он оставался прежним в другое время. Точнее, во время инфляции расширение ускорялось. После инфляции и в течение примерно 9,8 миллиарда лет расширение было намного медленнее и со временем замедлилось (хотя оно никогда не прекращалось). Около 4 миллиардов лет назад он снова начал немного ускоряться.

Эпоха Планка

Время короче 10⁻⁴³ секунды (Планковское время )

В Эпоха Планка это эпоха в традиционной (неинфляционной) космологии Большого взрыва сразу после события, положившего начало известной Вселенной. В эту эпоху температура и средняя энергия во Вселенной были настолько высоки, что обычные субатомные частицы не могли образоваться, и даже четыре фундаментальные силы, которые формируют Вселенную - гравитация, электромагнетизм, то слабая ядерная сила, а сильная ядерная сила - объединились и образовали одну фундаментальную силу. Мало что известно о физике при этой температуре; разные гипотезы предлагают разные сценарии. Традиционная космология большого взрыва предсказывает гравитационная сингулярность до этого времени, но эта теория опирается на теорию общая теория относительности, который, как считается, сломается для этой эпохи из-за квантовые эффекты.^[9]

В инфляционных моделях космологии время до конца 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, как правило, являются спекулятивными и подпадают под действие "Новая физика ". Примеры включают Начальное состояние Хартла – Хокинга, теория струн пейзаж, космология струнного газа, а экпиротическая вселенная.

Эпоха великого объединения

Между 10⁻⁴³ секунд и 10⁻³⁶ секунды после Большого взрыва^[10]

По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, она пересекала температуры перехода, при которых силы отделялись друг от друга. Эти фазовые переходы можно представить как аналог конденсация и замораживание фазовые переходы обычного вещества. При определенных температурах / энергиях молекулы воды меняют свое поведение и структуру, и они будут вести себя совершенно иначе.Как пар превращается в воду, поля которые определяют фундаментальные силы нашей Вселенной, а частицы также полностью изменяют свое поведение и структуру, когда температура / энергия падает ниже определенной точки. Это не очевидно в повседневной жизни, потому что это происходит только при гораздо более высоких температурах, чем мы обычно видим в нашей нынешней Вселенной.

Считается, что эти фазовые переходы в фундаментальных силах Вселенной вызваны явлением квантовые поля называется "нарушение симметрии ".

Проще говоря, по мере охлаждения Вселенной квантовым полям, которые создают силы и частицы вокруг нас, становится возможным установиться на более низких уровнях энергии и с более высокими уровнями стабильности. Поступая таким образом, они полностью меняют способ взаимодействия. Из-за этих полей возникают силы и взаимодействия, поэтому Вселенная может вести себя по-разному выше и ниже фазового перехода. Например, в более позднюю эпоху побочным эффектом одного фазового перехода является то, что внезапно многие частицы, которые вообще не имели массы, приобретают массу (они начинают по-другому взаимодействовать с Поле Хиггса ), и единая сила начинает проявляться как две отдельные силы.

Если предположить, что природа описывается так называемым Теория Великого Объединения (GUT), эпоха великого объединения началась с фазовых переходов такого рода, когда гравитация отделилась от универсального комбинированного калибровочная сила. Это привело к появлению двух сил: сила тяжести, и электросильное взаимодействие. Пока нет веских доказательств существования такой объединенной силы, но многие физики считают, что это было. Физика этого электросильного взаимодействия описывалась бы Теорией Великого Объединения.

Эпоха великого объединения закончилась вторым фазовым переходом, когда электросильное взаимодействие, в свою очередь, разделилось и начало проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, названных сильный и электрослабый взаимодействия.

Электрослабая эпоха

Между 10⁻³⁶ секунд (или конец инфляции) и 10⁻³² секунды после Большого взрыва^[10]

В зависимости от того, как определены эпохи, и используемой модели, электрослабая эпоха можно считать начавшимся до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях это описывается как включение инфляционной эпохи. В других моделях считается, что эпоха электрослабого режима начинается после окончания инфляционной эпохи, примерно через 10 минут.⁻³² секунд.

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась 10⁻³⁶ секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (10²⁸ K) для электроядерная сила чтобы начать проявляться как два отдельных взаимодействия, сильное и электрослабое взаимодействия. (Электрослабое взаимодействие также разделится позже, разделившись на электромагнитный и слабый взаимодействий.) Точная точка, где была нарушена электросильная симметрия, не определена из-за умозрительных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение космоса

Перед c. 10⁻³² секунды после Большого взрыва

В этой точке очень ранней Вселенной метрика который определяет расстояние в пространстве внезапно и очень быстро изменилось в масштабе, оставляя раннюю Вселенную не менее 10⁷⁸ раз больше предыдущего объема (и, возможно, намного больше). Это эквивалентно линейному увеличению минимум на 10²⁶ раз в каждом пространственном измерении - эквивалент объекта 1 нанометр (10⁻⁹ м, примерно половину ширины молекулы ДНК ) в длину, расширяясь до одной примерно 10,6 световых лет (100 триллионов километров) в длину за крошечные доли секунды. Это изменение известно как инфляция.

Хотя свет и объекты в пространстве-времени не могут двигаться быстрее, чем скорость света, в данном случае это был метрика управляющий размером и геометрией самого пространства-времени, изменяющегося в масштабе. Изменения метрики не ограничиваются скоростью света.

Есть веские доказательства того, что это произошло, и широко признано, что это действительно имело место. Но точные причины Почему это случилось, все еще ведутся исследования. Таким образом, существует ряд моделей, объясняющих, почему и как это произошло - пока не ясно, какое объяснение является правильным.

Считается, что в некоторых из наиболее известных моделей это было вызвано разделение сильных и электрослабых взаимодействий, завершивших эпоху великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое инфлатонное поле. Когда это поле достигло своего самого низкого энергетического состояния во вселенной, оно произвело огромную силу отталкивания, которая привела к быстрому расширению метрики, определяющей само пространство. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств нынешней Вселенной, которые иначе трудно объяснить, в том числе объяснение того, почему сегодняшняя Вселенная оказалась настолько необычной. однородный (аналогично) в очень большом масштабе, даже несмотря на то, что на самых ранних стадиях он был сильно беспорядочным.

Точно неизвестно, когда закончилась инфляционная эпоха, но считается, что это было между 10⁻³³ и 10⁻³² секунды после Большого взрыва. Быстрое расширение пространства означало, что элементарные частицы остатки эпохи великого объединения теперь очень тонко распределялись по Вселенной. Однако огромная потенциальная энергия инфляционного поля высвободилась в конце инфляционной эпохи, когда инфлатонное поле распалось на другие частицы, известное как «повторный нагрев». Этот эффект нагрева привел к повторному заселению Вселенной плотной горячей смесью кварки, антикварки и глюоны. В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабого режима, и некоторые теории, такие как теплая инфляция, полностью избегайте фазы разогрева.

В нетрадиционных версиях теории Большого взрыва (известных как «инфляционные» модели) инфляция завершалась при температуре, соответствующей примерно 10 ° C.⁻³² секунд после Большого взрыва, но это нет подразумевают, что инфляционная эра длилась менее 10⁻³² секунд. Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, продолжительность в этих моделях должна быть больше 10⁻³² секунд. Следовательно, в инфляционной космологии самое раннее значимое время «после Большого взрыва» - это время конец инфляции.

После окончания инфляции Вселенная продолжала расширяться, но гораздо медленнее. Около 4 миллиардов лет назад расширение снова начало постепенно ускоряться. Считается, что это связано с тем, что темная энергия становится доминирующей в крупномасштабном поведении Вселенной. Сегодня он все еще расширяется.

17 марта 2014 г. астрофизики BICEP2 коллаборация объявила об обнаружении инфляционных гравитационные волны в B-режимы спектр мощности что было интерпретировано как явное экспериментальное свидетельство теории инфляции.^{[11][12][13][14][15]} Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции. ^[14][16][17] и, наконец, 2 февраля 2015 г. - совместный анализ данных от BICEP2 / Keck и Европейское космическое агентство с Планк Космический микроволновый телескоп пришел к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы ее можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и ее можно отнести в основном к поляризованной пыли в Млечном пути.^[18][19][20]

Нарушение суперсимметрии (предположительно)

Если суперсимметрия является свойством нашей Вселенной, то оно должно быть нарушено при энергии не ниже 1 ТэВ, электрослабая шкала. Массы частиц и их суперпартнеры тогда больше не будет равных. Эта очень высокая энергия может объяснить, почему никогда не наблюдались суперпартнеры известных частиц.

Нарушение электрослабой симметрии

10⁻¹² секунды после Большого взрыва

Поскольку температура Вселенной продолжала опускаться ниже 159,5 ± 1,5ГэВ, нарушение электрослабой симметрии получилось.^[21] Насколько нам известно в настоящее время, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании нашей Вселенной, последним из которых было нарушение киральной симметрии в кварковом секторе. Это имеет два связанных эффекта:

1. Через Механизм Хиггса, все элементарные частицы, взаимодействующие с полем Хиггса, становятся массивными, будучи безмассовыми на более высоких уровнях энергии.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие и их соответствующие бозоны (в W- и Z-бозоны и фотон) теперь начинают по-другому проявляться в нынешней Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент бозоны W и Z 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 все известные нам фундаментальные взаимодействия - гравитация, электромагнитное, слабое и сильное взаимодействия - приняли свои нынешние формы, а фундаментальные частицы имеют ожидаемые массы, но температура Вселенной все еще слишком высока, чтобы позволить стабильное образование многих частиц, которые мы сейчас видим во Вселенной, поэтому нет протонов или нейтронов, и, следовательно, нет атомов, атомные ядра, или молекулы. (Точнее, любые составные частицы, которые образуются случайно, почти сразу же снова распадаются из-за экстремальных энергий.)

Ранняя вселенная

После окончания космической инфляции Вселенная наполняется горячим кварк-глюонная плазма, остатки подогрева. С этого момента физика ранней Вселенной становится намного лучше понятной, и энергии, участвующие в Кварковая эпоха напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и в других детекторах.

Электрослабая эпоха и ранняя термализация

Начиная с 10⁻²² и 10⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва, до 10⁻¹² секунды после Большого взрыва

Через некоторое время после инфляции созданные частицы прошли через термализация, где взаимные взаимодействия приводят к тепловое равновесие.Самая ранняя стадия, в которой мы вполне уверены, - это за некоторое время до нарушение электрослабой симметрии, при температуре около 10¹⁵ K, примерно 10⁻¹⁵ секунды после Большого взрыва. Электромагнитное и слабое взаимодействие еще не расстались, и, насколько нам известно, все частицы были безмассовыми, поскольку Механизм Хиггса еще не оперировал. Однако экзотические массивные частицы, подобные сущностям, сфалероны, как полагают, существовали.

Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии; согласно стандартная модель физики элементарных частиц, бариогенез также произошло на этом этапе, создав дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). О деталях этих процессов известно немного.

Термализация

Числовая плотность каждого вида частиц была аналогичным анализом Закон Стефана – Больцмана:

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

что примерно просто ${ displaystyle (k_ {B} T / hbar c) ^ {3}}$.Поскольку взаимодействие было сильным, сечение ${ displaystyle sigma}$ был приблизительно квадратом длины волны частицы, что примерно равно ${ Displaystyle п ^ {- 2/3}}$. Таким образом, частоту столкновений на один вид частиц можно рассчитать из длина свободного пробега, что дает примерно:

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

Для сравнения, поскольку космологическая постоянная было незначительным на данном этапе, Параметр Хаббла был:

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

куда Икс ~ 10² число доступных видов частиц.^{[примечания 1]}

Таким образом ЧАС на порядки меньше, чем частота столкновений на сорт частиц. Это означает, что на данном этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна корню третьей степени из числовой плотности и, следовательно, ${ displaystyle a ^ {- 1}}$, куда ${ displaystyle a}$ это параметр масштаба. Однако параметр Хаббла пропорционален ${ displaystyle a ^ {- 2}}$. Возвращаясь назад во времени и выше по энергии и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка показывает, что термализация была впервые возможна, когда температура была:^[22]

${ Displaystyle T_ {термализация} приблизительно 2,5 cdot 10 ^ {14} ГэВ приблизительно 10 ^ {27} K}$,

примерно 10⁻²² секунды после Большого взрыва.

Эпоха кварков

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

В кварковая эпоха началась примерно 10⁻¹² секунды 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 все еще была слишком высокой для позволять кварки связать вместе, чтобы сформировать адроны.^{[23][24][нужен лучший источник ]}

В кварковую эпоху Вселенная была заполнена плотной горячей кварк-глюонной плазмой, содержащей кварки, лептоны и их античастицы. Столкновения между частицами были слишком энергичными, чтобы кварки могли объединиться в мезоны или же барионы.^[23]

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около 10 лет.⁻⁵ секунд назад, когда средняя энергия взаимодействия частиц упала ниже массы легчайшего адрона, пион.^[23]

Бариогенез

Возможно к 10⁻¹¹ секунды^{[нужна цитата ]}

Барионы субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, состоящие из трех кварки. Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, этого не произошло - насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. На самом деле в природе антибарионов почти не наблюдается. Непонятно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно позволять Сахаровские условия связанных с бариогенезом, были удовлетворены через некоторое время после окончания космологическая инфляция. Современная физика элементарных частиц предполагает асимметрию, при которой эти условия будут соблюдаться, но эти асимметрии кажутся слишком маленькими, чтобы объяснить наблюдаемую барионно-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Между 10⁻⁵ секунда и 1 секунда после Большого взрыва

Кварк-глюонная плазма, из которой состоит Вселенная, остывает до тех пор, пока не могут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны. Первоначально могли образовываться пары адрон / антиадрон, поэтому материя и антивещество находились в тепловое равновесие. Однако по мере того, как температура Вселенной продолжала падать, новые пары адрон / антиадрон больше не производились, и большинство вновь образованных адронов и антиадронов уничтожен друг друга, давая начало парам фотонов высокой энергии. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно в 1 секунду космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов остается около 1 нейтрона. (Позже соотношение падает до 1: 7 из-за распада нейтрона). Мы считаем, что это правильно, потому что на более позднем этапе нейтроны и некоторые протоны сплавлен, оставляя водород, водород изотоп называются дейтерий, гелий и другие элементы, которые мы можем измерить. Соотношение адронов 1: 7 действительно привело бы к наблюдаемым отношениям элементов как в ранней, так и в нынешней Вселенной.^[25]

Отщепление нейтрино и фон космических нейтрино (CνB)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделяются и начинают свободно перемещаться в космосе. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370000 лет после Большого взрыва. Нейтрино от этого события имеют очень низкую энергию, около 10⁻¹⁰ раз меньше, чем это возможно при современном прямом обнаружении.^[26] Даже нейтрино высоких энергий общеизвестно трудно обнаружить, поэтому этот космический нейтринный фон (CνB) может не наблюдаться непосредственно в деталях в течение многих лет, если вообще наблюдаться.^[26]

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные свидетельства того, что CνB существует, как из Нуклеосинтез Большого взрыва предсказания содержания гелия и анизотропии космического микроволнового фона (CMB). Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на реликтовом излучении. Хорошо известно, что CMB имеет неоднородности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионные акустические колебания. Теоретически отщепленные нейтрино должны были очень незначительно влиять на фаза различных колебаний реликтового излучения.^[26]

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино с температурой, почти точно предсказанной теорией Большого взрыва (1,96 +/- 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95К), и ровно три типа нейтрино, такое же количество ароматизаторы нейтрино в настоящее время предсказывается Стандартной моделью.^[26]

Возможное образование изначальных черных дыр

Возможно, произошло примерно через 1 секунду после Большого взрыва.

Первичные черные дыры - это гипотетический тип черная дыра предложен в 1966 г.,^[27] которые могли образоваться во время так называемого эпоха с преобладанием радиации, из-за высокой плотности и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные колебания могут привести к тому, что некоторые области станут достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Текущие представления и теории накладывают жесткие ограничения на количество и массу этих объектов.

Как правило, образование первичной черной дыры требует контрастов плотности (региональных вариаций плотности Вселенной) около ${ displaystyle delta rho / rho sim 0.1}$ (10%), где ${ displaystyle rho}$ - средняя плотность Вселенной.^[28] Несколько механизмов могли создать плотные области, отвечающие этому критерию в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «гибридных моделях инфляции») инфляцию аксионов. Поскольку изначальные черные дыры образовались не из звездных гравитационный коллапс, их массы могут быть намного меньше массы звезды (~ 2 × 10³³ грамм). Стивен Хокинг вычисленный в 1971 году, первичные черные дыры могли иметь массу всего 10⁻⁵ грамм.^[29] Но они могут быть любого размера, поэтому они также могут быть большими и, возможно, способствовали образование галактик.

Лептонная эпоха

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва

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

Эпоха лептонов идет 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, давая начало парам фотонов высокой энергии и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов.^[30][31][32]

Фотонная эпоха

От 10 секунд до 370000 лет после Большого взрыва

После того, как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остается в форме фотонов.^[32] (Большая часть остальной его массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистский частицы^{[нужна цитата ]}). Следовательно, энергия Вселенной и ее поведение в целом определяется ее фотонами. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, то есть электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают это делать в течение следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов

От 2 до 20 минут после Большого взрыва^[33]

Примерно через 2-20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили ядерному синтезу произойти, в результате чего возникли ядра в несколько световых единиц. элементы за пределами водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов, и все^[25] нейтроны сливаются с образованием дейтерия, изотопа водорода, и большая часть дейтерия быстро сливается с образованием гелия-4.

Атомные ядра легко развязываются (распадаются) выше определенной температуры, связанной с их энергией связи. Примерно через 2 минуты падение температуры означает, что дейтерий больше не расщепляется и остается стабильным, а примерно через 3 минуты гелий и другие элементы, образующиеся при синтезе дейтерия, также больше не расщепляются и становятся стабильными.^[34]

Короткая продолжительность и падающая температура означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы плавления. За пределами гелия образуются только крошечные количества ядер, потому что нуклеосинтез более тяжелых элементов затруднен и требует тысячи лет даже в звездах.^[25] Небольшие количества тритий (еще один изотоп водорода) и бериллий -7 и -8 образуются, но они нестабильны и снова быстро теряются.^[25] Небольшое количество дейтерия остается невостребованным из-за очень короткой продолжительности.^[25]

Следовательно, единственными стабильными нуклидами, образованными в конце нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протона / водорода), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7.^[35] По массе образующееся вещество состоит примерно на 75% из ядер водорода, 25% из ядер гелия и, возможно, на 10%.⁻¹⁰ по массе лития-7. Следующие наиболее распространенные стабильные изотопы: литий-6, бериллий-9, бор-11, углерод, азот и кислород («CNO»), но они предсказывали численность от 5 до 30 частей на 10¹⁵ по массе, что делает их практически необнаруживаемыми и незначительными.^[36][37]

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это убедительное свидетельство Большого взрыва.^[25] Например, Большой взрыв должен производить около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, что позволяет 25% всех нуклонов сливаться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона на каждые 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим. сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами.^[25] Точно так же дейтерий плавится очень легко; любое альтернативное объяснение должно также объяснять, как существовали условия для образования дейтерия, но при этом оставалась некоторая часть этого дейтерия нерасплавленной, а не немедленно снова слившейся в гелий.^[25] Любая альтернатива должна также объяснять пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что некоторые изотопы, такие как литий-7, присутствуют в количествах, которые отличались от теоретических, но со временем эти различия были устранены путем более точных наблюдений.^[25]

Материя господство

47000 лет после Большого взрыва

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.^[38] По мере охлаждения Вселенной примерно с 47000 лет (красное смещение z = 3600),^[2] Вместо этого в крупномасштабном поведении Вселенной доминирует материя. Это происходит потому, что плотность энергии вещества начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума.^[39] Примерно через 47000 лет или вскоре после этого плотности нерелятивистской материи (атомные ядра) и релятивистского излучения (фотоны) становятся равными, Длина джинсов, который определяет мельчайшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффектами давления), начинает падать и возмущаться, а не уничтожаться бесплатная потоковая передача радиация, может начать расти по амплитуде.

Согласно Лямбда-CDM модель, на этом этапе материя во Вселенной составляет около 84,5% холодная темная материя и 15,5% «обыкновенная» материя. (Однако общая материя во Вселенной составляет всего 31,7%, что намного меньше, чем 68,3% темной энергии.) Есть неопровержимые доказательства того, что темная материя существует и доминирует в нашей Вселенной, но поскольку точная природа темной материи все еще не изучена, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает какие-либо стадии ее формирования.

С этого момента и в ближайшие несколько миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры в нашей вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные волокна под действием силы тяжести, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, потому что ее коллапс не замедляется радиационное давление. Это усиливает крошечные неоднородности (неоднородности) 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 наличия этих концентраций темной материи.

Свойства темной материи, которые позволяют ей быстро коллапсировать без радиационного давления, также означают, что она не может терять энергия излучением тоже. Потеря энергии необходима для того, чтобы частицы коллапсировали в плотные структуры за пределами определенной точки. Следовательно, темная материя коллапсирует в огромные, но рассеянные волокна и ореолы, а не в звезды или планеты. Обычное дело, которое может теряют энергию из-за излучения, образует плотные объекты, а также газовые облака когда он рухнет.

Первые молекулы

100000 лет после Большого взрыва

Примерно через 100 000 лет Вселенная остыла достаточно, чтобы образовалась первая молекула - гидрид гелия.^[40] В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эта молекула наблюдалась в межзвездном пространстве, в NGC_7027 - планетарная туманность в нашей галактике.^[40] (Намного позже атомарный водород реагирует с гидридом гелия с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для звездообразование.^[40])

Рекомбинация, разделение фотонов и космический микроволновый фон (CMB)

9-летний WMAP изображение космический микроволновый фон радиация (2012).^[41][42] Радиация изотропный примерно до одной части из 100000.^[43]

Примерно через 370000 лет после Большого взрыва произошли два связанных события: рекомбинация и фотонная развязка. Рекомбинация описывает ионизированные частицы, объединяющиеся, чтобы сформировать первые нейтральные атомы, а разъединение относится к фотонам, высвобождаемым («разъединенным»), когда вновь образованные атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной была при температуре, при которой образовывалась горячая ионизированная плазма. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействуют с электронами и протонами и не могут перемещаться на значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная была непрозрачной или «туманной». Хотя свет был, его нельзя было увидеть, и мы не можем наблюдать этот свет в телескопы.

Примерно через 370000 лет Вселенная остыла до точки, в которой свободные электроны могут соединяться с водородом и гелием. ядра с образованием нейтральных атомов.^[44] Этот процесс является относительно быстрым (и быстрее для гелия, чем для водорода) и известен как рекомбинация.^[45] Название немного неточно и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра объединялись впервые.

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

Фотоны, испускаемые этими вновь образованными атомами водорода, первоначально имели температура / энергия около ~ 4000 K. Это было бы видно глазу как бледно-желто-оранжевый или «мягкий» белый цвет.^[46] Спустя миллиарды лет после разделения, когда Вселенная расширялась, фотоны были красное смещение от видимого света до радиоволн (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красный сдвиг описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты поскольку Вселенная расширялась за миллиарды лет, так что они постепенно перешли от видимого света к радиоволнам. Эти же фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и служат важным свидетельством ранней Вселенной и того, как она развивалась.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления в электронно-барионной плазме, известной как барионные акустические колебания - во время конденсации включились в распределение материи, что привело к очень незначительному предпочтению в распределении крупномасштабных объектов. Следовательно, космический микроволновый фон - это картина Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникающие во время инфляции (см. Образ WMAP за 9 лет ), а распространение таких объектов, как галактики во Вселенной, является показателем масштаба и размера Вселенной по мере ее развития с течением времени.^[47]

Темные века и появление крупномасштабных структур

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва^[48]

Темные времена

После рекомбинации и разделения Вселенная была прозрачной и остыла достаточно, чтобы позволить свету путешествовать на большие расстояния, но не было никаких светопроизводящих структур, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда плотные области газа образуются под действием гравитации, и это занимает много времени в пределах почти однородной плотности газа и в требуемом масштабе, поэтому считается, что звезд не существовало, возможно, сотни миллионов лет после рекомбинации.

Этот период, известный как Средние века, начался примерно через 370000 лет после Большого взрыва. Во время Темных веков температура Вселенной снизилась с примерно 4000 K до примерно 60 K (от 3727 ° C до примерно -213 ° C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации / разделения (как нейтральный водород. атомов), который мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), и фотоны, иногда высвобождаемые нейтральными атомами водорода, известные как Спиновая линия нейтрального водорода 21 см. Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет^{[нужна цитата ]} фотоны реликтового излучения переместились из видимого света в инфракрасный; с того времени и до появления первых звезд не было фотонов видимого света. Если не считать некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была действительно темной.

Первое поколение звезд, известное как Population III звезды образовалась в течение нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва.^[49] Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры, возможно, начали появляться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики появились примерно через 380-700 миллионов лет. (У нас нет отдельных наблюдений за очень ранними отдельными звездами; самые ранние наблюдаемые звезды обнаруживаются как участники очень ранних галактик.) По мере их появления Темные века постепенно заканчивались. Поскольку этот процесс был постепенным, темные века полностью закончились только через 1 миллиард лет, когда Вселенная приняла свой нынешний вид.

Также в настоящее время наблюдательное усилие ведутся работы по обнаружению слабого излучения со спиновой линией 21 см, так как в принципе это даже более мощный инструмент, чем космический микроволновый фон для изучения ранней Вселенной.

Спекулятивная «жилая эпоха»

c. 10–17 миллионов лет после Большого взрыва

В течение примерно 6,6 миллионов лет, от 10 до 17 миллионов лет после Большого взрыва (красное смещение 137–100), фоновая температура составляла 273–373 К (0–100 ° C), что соответствует температуре жидкая вода и общие биологический химические реакции. Авраам Леб (2014) предположили, что первобытная жизнь в принципе могло появиться именно в этом окне, которое он назвал «обитаемой эпохой ранней Вселенной».^[4][50] Леб утверждает, что жизнь на основе углерода могла развиться в гипотетическом кармане ранней Вселенной, который был достаточно плотным, чтобы образовать по крайней мере одну массивную звезду, которая впоследствии выделяет углерод в виде сверхновой, и которая также была достаточно плотной, чтобы образовать планету. (Такие плотные карманы, если бы они существовали, были бы крайне редки.) Для жизни также требовался бы дифференциал тепла, а не просто однородное фоновое излучение; это может быть обеспечено природной геотермальной энергией. Такая жизнь, вероятно, осталась бы примитивной; крайне маловероятно, что у разумной жизни было бы достаточно времени для развития до того, как гипотетические океаны замерзли в конце эпохи обитаемости.^[4][51]

Появляются самые ранние структуры и звезды

Примерно через 150 миллионов - 1 миллиард лет после Большого взрыва

В Хабблские сверхглубокие поля часто демонстрируют галактики древней эпохи, которые рассказывают нам, какой была ранняя звездная эра

Другое изображение Хаббла показывает формирование молодой галактики поблизости, что означает, что это произошло совсем недавно в космологической шкале времени. Это показывает, что образование новых галактик во Вселенной все еще происходит.

Материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С начала эры преобладания материи темная материя постепенно собиралась в огромные рассредоточенные (диффузные) волокна под действием силы тяжести. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи. Он также немного более плотный на обычных расстояниях из-за раннего барионные акустические колебания (BAO), которая стала частью распределения материи при разделении фотонов. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию многими путями, что означает, что при коллапсе она может потерять энергию, которая в противном случае удерживала бы ее на части, и схлопывалась быстрее и в более плотные формы. Обычная материя собирается там, где темная материя более плотная, и в этих местах коллапсирует в облака, состоящие в основном из газообразного водорода. Из этих облаков образуются первые звезды и галактики. Там, где сформировались многочисленные галактики, в конечном итоге возникнут скопления галактик и сверхскопления. Большой пустоты Между ними будет развиваться небольшое количество звезд, отмечая, где темная материя стала менее распространенной.

Точное время появления первых звезд, галактик, сверхмассивные черные дыры, и квазары, а также время начала и окончания периода, известного как реионизация, все еще активно исследуются, и новые результаты периодически публикуются. По состоянию на 2019 год самые ранние подтвержденные галактики датируются примерно 380–400 миллионами лет (например, GN-z11 ), что указывает на удивительно быструю конденсацию газовых облаков и рождение звезд, а также наблюдения Лиман-альфа лес и другие изменения света от древних объектов позволяют сузить время реионизации и ее окончательного завершения. Но это все 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. Самые ранние образования - это первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активные галактики содержащую сверхмассивную черную дыру, окруженную спиралевидным внутрь аккреционный диск газа). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять через линейную космологию. теория возмущений: то есть все структуры можно понимать как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это относительно легко с вычислительной точки зрения изучить. В этот момент начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная проблема становится намного сложнее, включая, например, N-имуляторы тела с миллиардами частиц. В Космологическое моделирование Большого театра представляет собой высокоточную симуляцию этой эпохи.

Эти звезды населения III также ответственны за превращение нескольких легких элементов, которые образовались в результате Большого взрыва (водород, гелий и небольшое количество лития), во многие более тяжелые элементы. Они могут быть как огромными, так и маленькими - и неметаллическими (без элементов, кроме водорода и гелия). Более крупные звезды имеют очень короткое время жизни по сравнению с большинством звезд Главной последовательности, которые мы видим сегодня, поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются, когда сверхновые всего за миллионы лет, засевая вселенную более тяжелыми элементами в течение нескольких поколений. Они знаменуют начало звездной эры.

Пока звезд населения III не обнаружено, поэтому наше понимание их основано на вычислительные модели их становления и развития. К счастью, наблюдения космического микроволнового фонового излучения можно использовать до того момента, когда всерьез началось звездообразование. Анализ таких наблюдений, сделанный Планк Космический микроволновый телескоп в 2016 году пришел к выводу, что первое поколение звезд могло образоваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва.^[52]

Открытие в октябре 2010 г. UDFy-38135539, первая наблюдаемая галактика, существовавшая в следующие реионизация эпоха, дает нам окно в эти времена. Впоследствии Лейденский университет Райчард Дж. Бувенс и Гарт Д. Иллингворт из обсерваторий Калифорнийского университета в Лик обнаружили галактику. UDFj-39546284 быть даже старше, примерно через 480 миллионов лет после Большого взрыва или примерно на полпути через Средневековье 13,2 миллиарда лет назад. В декабре 2012 года были обнаружены первые кандидаты в галактики, относящиеся к периоду до реионизации, когда UDFy-38135539, EGSY8p7 а галактики GN-z11 были обнаружены через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиардов световых лет (9,8 миллиарда парсеков).^[53][54]

Квазары предоставляют некоторые дополнительные свидетельства формирования ранней структуры. В их свете видны такие элементы, как углерод, магний, утюг и кислород. Это свидетельствует о том, что ко времени образования квазаров уже произошла массовая фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

Реионизация

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

О реионизации свидетельствуют наблюдения квазаров. Квазары - это форма активной галактики и самые яркие объекты во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют определенные модели поглощения фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые Серия Лайман. Ионизированный водород не имеет таких уровней энергии электронов. Следовательно, свет, проходящий через ионизированный водород и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Кроме того, свет должен пройти миллиарды лет, чтобы достичь нас, поэтому любое поглощение нейтральным водородом будет иметь красное смещение на разные величины, а не на определенную величину, указывающую, когда это произошло. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в разное время в прошлом. Они показывают, что реионизация началась как «пузыри» ионизированного водорода, которые со временем становились все больше.^[55] Они также показывают, что поглощение было связано с общим состоянием Вселенной ( межгалактическая среда ), а не из-за прохождения через галактики или другие плотные области.^[55] Реионизация могла начаться еще z = 16 (250 миллионов лет космического времени) и было завершено примерно к z = 9 или 10 (500 миллионов лет), прежде чем постепенно уменьшится и, вероятно, закончится примерно к z = 5 или 6 (1 миллиард лет) по мере того, как эра звезд и квазаров населения III - и их интенсивного излучения - подошла к концу, и ионизированный водород постепенно превратился в нейтральные атомы.^[55]

Эти наблюдения сузили период времени, в течение которого имела место реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, все еще не полностью определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ требуется, что соответствует ультрафиолетовый фотоны с длиной волны 91,2 нм или короче, подразумевая, что источники должны были производить значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет непрерывно подавать энергию, разделяющую их, что также ограничивает количество источников и их долговечность.^[56] С учетом этих ограничений ожидается, что квазары, звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии.^[57] Текущие ведущие кандидаты от наиболее значимых к наименее значимым в настоящее время считаются звездами населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%),^[58][59] карликовые галактики (очень ранние маленькие галактики с высокими энергиями) (возможно, 30%),^[60] и вклад квазаров (класс активные галактические ядра ).^[56][61][62]

Однако к этому времени материя стала намного более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо более тонкой и диффузной, а вероятность рассеяния фотонов была гораздо ниже. Несмотря на реионизацию, Вселенная оставалась в значительной степени прозрачной во время реионизации. По мере того как Вселенная продолжала охлаждаться и расширяться, реионизация постепенно прекращалась.

Галактики, скопления и сверхскопления

Компьютерное моделирование крупномасштабной структуры части Вселенной размером около 50 миллионов световых лет в поперечнике.^[63]

Материя продолжает сближаться под действием силы тяжести, образуя галактики. Звезды этого периода, известные как Население II звезды, формируются на ранних этапах этого процесса, с более поздними Население I звезды сформировался позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, кластеры и сверхскопления. Хаббл сверхглубокое поле Наблюдения выявили ряд небольших галактик, сливающихся в более крупные, в 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад).^[64] (Эта оценка возраста сейчас считается немного завышенной).^[65]

Использование 10-метрового Кек II телескоп на Мауна-Кеа, Ричард Эллис из Калифорнийского технологического института в Пасадене и его команда обнаружили шесть звездообразующих галактик на расстоянии около 13,2 миллиарда световых лет от нас, и поэтому они были созданы, когда Вселенной было всего 500 миллионов лет.^[66] В настоящее время известно только около 10 из этих чрезвычайно ранних объектов.^[67] Более поздние наблюдения показали, что этот возраст короче, чем указывалось ранее. Согласно сообщениям, самая далекая галактика, наблюдаемая по состоянию на октябрь 2016 года, GN-z11, находится на расстоянии 32 миллиардов световых лет от нас.^[53][68] огромное расстояние стало возможным благодаря расширению пространства-времени (z = 11.1;^[53] сопутствующее расстояние 32 миллиарда световых лет;^[68] время ретроспективного анализа 13,4 миллиарда лет^[68]).

Вселенная, как она выглядит сегодня

Вселенная выглядела почти такой же, как и сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Он будет выглядеть так же еще много миллиардов лет в будущем.

На основе развивающейся науки о нуклеокосмохронология, по оценкам, тонкий диск Галактики Млечный Путь был сформирован 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад.^[6]

Эпоха господства темной энергии

Примерно через 9,8 миллиарда лет после Большого взрыва

Примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени^[7] Считается, что крупномасштабное поведение Вселенной постепенно изменилось в третий раз в ее истории. Первоначально в его поведении преобладала радиация (релятивистские составляющие, такие как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а с 370 000 лет космического времени в его поведении преобладала материя. В эпоху преобладания материи расширение Вселенной начало замедляться, так как гравитация сдерживала первоначальное расширение. Но примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени наблюдения показывают, что расширение Вселенной медленно перестает замедляться, а вместо этого постепенно начинает ускоряться снова.

Хотя точная причина не известна, космологическое сообщество считает это наблюдение правильным. Безусловно, наиболее общепринятое понимание состоит в том, что это происходит из-за неизвестной формы энергии, получившей название «темная энергия».^[69][70] «Темный» в этом контексте означает, что он не наблюдается напрямую, но в настоящее время может быть изучен только путем изучения воздействия, которое он оказывает на Вселенную. Продолжаются исследования, чтобы понять эту темную энергию. В настоящее время считается, что темная энергия является самым большим компонентом Вселенной, поскольку составляет около 68,3% всей Вселенной. масса-энергия физической вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая постоянная - скалярное поле, существующее во всем пространстве. В отличие от гравитации, влияние такого поля не уменьшается (или только уменьшается медленно) по мере роста Вселенной. Хотя материя и гравитация изначально имеют большее влияние, их влияние быстро ослабевает по мере того, как Вселенная продолжает расширяться. Объекты во Вселенной, которые изначально кажутся раздвигающимися по мере расширения Вселенной, продолжают расходиться, но их движение наружу постепенно замедляется. Этот эффект замедления становится меньше по мере того, как Вселенная расширяется. В конце концов, внешний отталкивающий эффект темной энергии начинает преобладать над внутренним притяжением силы тяжести. Вместо того, чтобы замедляться и, возможно, начать движение внутрь под действием силы тяжести, примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени расширение пространства начинает медленно ускоряться. наружу постепенно увеличение ставка.

Далекое будущее и окончательная судьба

Прогнозируемое время жизни главной последовательности красный карлик звезды отложены против ее массы относительно солнце^[71]

Вселенная существует около 13,8 миллиардов лет, и мы считаем, что понимаем ее достаточно хорошо, чтобы предсказать ее крупномасштабное развитие на многие миллиарды лет в будущем - возможно, целых 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет. отныне). Помимо этого, нам нужно лучше понимать Вселенную, чтобы делать точные прогнозы. Следовательно, за пределами этого времени Вселенная может пойти разными путями.

Есть несколько конкурирующих сценариев возможной долгосрочной эволюции Вселенной. Какие из них произойдут, если таковые будут, зависит от точных значений физические константы таких как космологическая постоянная, возможность распад протона, то энергия вакуума (имеется в виду энергия "пустое место себя), и естественные законы за пределами 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 наша наблюдаемая Вселенная будет ограничена наш гравитационно связанный местный галактическое скопление. В очень долгой перспективе (по прошествии многих триллионов - тысяч миллиардов - лет по космическому времени) Звездная эра закончится, когда звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умирать. Помимо этого, все объекты во вселенной будут остывать и (с возможное исключение протонов ) постепенно распадаются обратно на составляющие их частицы, а затем на субатомные частицы, фотоны очень низкого уровня и другие элементарные частицы, с помощью множества возможных процессов.

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

В таком экстремальном масштабе времени крайне редко квантовые явления могут также происходить, что крайне маловероятно, что их можно будет увидеть в масштабе времени меньше триллионов лет. Это также может привести к непредсказуемым изменениям состояния Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем временном масштабе. Например, в масштабе времени в миллионы триллионов лет черные дыры могут испаряться почти мгновенно, что является редкостью. квантовое туннелирование явления кажутся обычными, а квантовые (или другие) явления настолько маловероятны, что они могут происходить только один раз в триллион лет, могут происходить много раз.^{[нужна цитата ]}

Смотрите также

Примечания

Рекомендации

Библиография

внешняя ссылка

• Кэрролл, Шон М. (14 января 2011 г.). Космология и стрела времени: Шон Кэрролл из TEDxCaltech (Видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: ООО ТЭД Конференц. В архиве с оригинала на 20 декабря 2019 г.. Получено 20 января 2020.CS1 maint: ref = harv (связь)
• Chaisson, Эрик Дж. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва до человечества». Кембридж, Массачусетс: Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. В архиве с оригинала 27 августа 2019 г.. Получено 19 января 2020.
• «Хронология истории Вселенной». Тайны глубокого космоса. Арлингтон, Вирджиния: PBS Online. 2000. В архиве с оригинала на 1 июля 2019 г.. Получено 24 марта 2005.
• "ХабблСайт". Балтимор, Мэриленд: Научный институт космического телескопа Офис по работе с общественностью. Архивировано из оригинал 18 января 2020 г.. Получено 24 марта 2005.
• Краусс, Лоуренс М. (Оратор); Корнуэлл, Р. Элизабет (продюсер) (21 октября 2009 г.). «Вселенная из ничего» Лоуренса Краусса, AAI 2009 (Видео). Вашингтон, округ Колумбия.: Фонд Ричарда Докинза разума и науки. В архиве с оригинала на 20 декабря 2019 г.. Получено 3 февраля 2020.
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Групппер, Джонатан (директор, сценарист) (18 мая 2007 г.). Изучение времени (Телевизионный документальный мини-сериал). Сильвер Спринг, Мэриленд: Общественное телевидение городов-побратимов, Red Hill Studios и NHK за Научный канал. Получено 19 января 2020.
• "Однажды во Вселенной". Суиндон, Великобритания: Совет по науке и технологиям. 26 марта 2013 г. В архиве с оригинала 9 мая 2019 г.. Получено 20 января 2020.
• Прощай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы нашли самые ранние признаки насильственной детской вселенной». Нью-Йорк Таймс. Нью-Йорк: Компания New York Times. ISSN  0362-4331. Получено 19 января 2020.CS1 maint: ref = harv (связь)
• Плет, Фил (14 января 2016 г.). Глубокое время: ускоренный курс астрономии # 45 (Видео). PBS Digital Studios. В архиве из оригинала 15 января 2016 г.. Получено 2 октября 2016.CS1 maint: ref = harv (связь)
• «Пропуск для прессы - Фотогалерея - Графика и иллюстрации». Фермилаб. Батавия, Иллинойс: Фермилаб. 1 января 2004 г. Архивировано 27 декабря 2005 г.. Получено 19 января 2020.CS1 maint: неподходящий URL (связь) (См .: «График энергии от Большого взрыва до настоящего времени» (1984) и «Плакат истории Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше». Архивировано из оригинал 24 ноября 2005 г.. Получено 24 марта 2005.CS1 maint: ref = harv (связь)
• «Вселенское приключение». Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса Беркли. 2007. Архивировано 22 июня 2019 года.. Получено 21 января 2020.CS1 maint: неподходящий URL (связь)
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы в космологии». Лос-Анджелес: Отдел астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе. В архиве с оригинала 10 декабря 2019 г.. Получено 19 января 2020.