Эволюция Вселенной: от Большого взрыва до гипотетического конца

Философы и учёные на протяжении веков задавались вопросом: «Что такое наша Вселенная и как она возникла?». Сегодня эволюция Вселенной лучше раскрыта в Теории Большого взрыва и дополняющих её исследованиях. Именно на неё мы будем опираться в этой статье.

О Теории Большого взрыва (ТБЗ)

Этот термин вошёл в обиход в середине 20-го века, а сама концепция выстроена на основе работ ряда учёных: Альберт Энштейн, Виллем де Ситтер, Александр Фридман, Герман Вейл, Жорж Леметр, Эдвин Хаббл и др.

Согласно теории, вся материя во Вселенной возникла за доли секунды примерно 13,8 миллиарда лет назад. Предположительно, до этого всё было сжато в крошечном объёме с бесконечной плотностью и запредельной температурой. Такое состояние называют сингулярностью. В какой-то момент из сингулярности Вселенная стала стремительно расширяться и запустились процессы, которые привели к текущему виду нашего мира.

Именно происходящее после Большого взрыва и рассматривает ТБЗ. Подробнее о ней мы писали в недавней статье, где кратко рассмотрели эволюцию Вселенной в первые мгновения её существования.

Эволюция Вселенной по ТБЗ, если кратко

Учёные знают, что сейчас пространство расширяется, а значит расстояние между всеми объектами в космосе постепенно увеличивается. Можно мысленно прокрутить время обратно, предположив, что в определённый момент всё было сосредоточенно в одной точке, из которой началось это расширение.

Теория предполагает, что только после начала расширения, Вселенная достаточно остыла, чтобы могли образовываться субатомные частицы, а за тем и атомы. Позже космические облака этих первичных элементов объединились под действием силы тяжести, чтобы сформировать звёзды и галактики.

Всё это началось примерно 13,8 миллиарда лет назад, откуда и отсчитывается возраст Вселенной.

Дальнейшая эволюция Вселенной моделировалась на основе следующих методов:

• Теоретические исследования.
• Эксперименты с использованием ускорителей частиц.
• Изучение высокоэнергетических состояний.
• Астрономические исследования глубокой Вселенной.

Но самые ранние времена Вселенной — примерно до 10^-32 секунды после Большого взрыва — являются предметом обширных спекуляций. Всё из-за того, что в тот момент ещё не действовали законы физики, которые существуют сегодня, поэтому все заключения здесь основаны на теории.

1. Сингулярность и Планковская эпоха

Изначально вся материя была сконденсирована в одной точке бесконечной плотности и чрезвычайно высокой температуры. Считается, что в этот период квантовые эффекты гравитации доминировали над физическими взаимодействиями, и никакие другие силы не могли с ними сравниться.

В какой-то момент Вселенная выходит из сингулярного состояния, и учёные уже могут предположить конкретные показатели её энергии, плотности и температуры. Этот период отсчитывается от 0 до 10^-43 секунд и измеряется в планковском времени. Состояние Вселенной было крайне нестабильным — она была очень горячей и плотной, что привело к дальнейшему стремительному расширению и охлаждению.

2. Великое объединение

Примерно с 10^-43 до 10^-36 секунд Вселенная начала пересекать переходные температуры. Считается, что именно в этот период фундаментальные силы начали отделяться друг от друга. Первым шагом в этом стало отделение гравитации от сил, которые объясняют сильные и слабые ядерные взаимодействия, а также электромагнетизм — последние 3 всё ещё оставались объединены в одну силу.

Начали формироваться текущие законы Вселенной.

3. Инфляция

С 10^-36 до 10^-32 секунд после Большого взрыва температура Вселенной была достаточно низкой (от 10 ²⁷ К до 10 ²² К), чтобы электромагнетизм отделился от сил ядерных взаимодействий.

Большинство космологических моделей предполагают, что Вселенная в этот момент была однородно заполнена энергией чрезвычайно высокой плотности, что привело к следующему стремительнейшему этапу расширения и охлаждения.

Считается, что в инфляционный период объём Вселенной увеличился минимум в 10⁷⁸ раз.

Одновременно, начиная с 10^-37 секунды, происходил ещё один процесс — бариогенез. Температуры были настолько высоки, что случайные частицы двигались со скоростью, сравнимой со световой. Когда частицы и античастицы сталкивались, они аннигилировали друг друга (поглощали), что в итоге привело к преобладанию материи над антиматерией в современной Вселенной.

4. Эпоха электрослабых взаимодействий

По мере того, как плотность и температура Вселенной продолжали уменьшаться, на каждую частицу приходилось меньше энергии, и фазовые переходы продолжались до тех пор, пока фундаментальные физические силы и элементарные частицы не приняли известное нам состояние. С этого момента эволюцию Вселенной можно проследить не только теоретически, но и экспериментально.

С 10^-32 до 10^-11 секунды за счёт высокоэнергетической среды начали появляться экзотические частицы по типу бозона Хиггса, Вселенная заполнена кварк-глюонной плазмой.

5. Эпоха кварков

С 10^-12 до 10^-6 секунды окончательно разделились фундаментальные силы гравитационного, электромагнитного, сильного и слабого ядерных взаимодействий. Однако высокая температура и энергия ещё не позволяет кваркам группироваться в адроны.

6. Эпоха адронов

С 10^-6 до 1-ю секунду. Кварк-глюонная плазма, заполняющая Вселенную, достаточно охладилась, чтобы образовывались первые адроны, включая нейтроны и протоны.

7. Эпоха лептонов

С 1-ой по 10-ю секунду размер наблюдаемой Вселенной составляет не больше 100 астрономических единиц. В этот период преобладают пары лептонов и антилептонов, но в итоге температура понижается, и эти частицы больше не образуются, а пары аннигилируют друг друга. В итоге остаётся только небольшой объём лептонов.

В это же время нейтрино начинают свободное движение в пространстве, и теоретически первичный нейтринный фон можно наблюдать и сегодня, но пока его зарегистрировать не удалось.

8. Нуклеосинтез

Через несколько минут после расширения температура упала до 1 миллиарда K, плотность энергии стала эквивалентна плотности воздуха, нейтроны и протоны начали объединяться, образуя первые во Вселенной атомы дейтерия (стабильного изотопа водорода) и гелия. Однако большая часть протонов Вселенной осталась несвязанной в виде ядер водорода.

9. Эпоха излучения

Спустя 70 000 лет вещество начинает доминировать над излучением, а к концу этой эпохи (379 000 лет), после рекомбинации водорода, тепловое излучение Вселенной становится прозрачным для фотонов.

10. Первичная рекомбинация

379 000 лет после Большого Взрыва. Вселенная остыла до 3000 K, и электроны смогли соединяться с протонами и альфа-частицами — начали активно образовываться атомы.

Теперь из плазматического состояния материя перешла в газообразное. Газ прозрачен для большей части электромагнитного излучения, и тепловое излучение той эпохи доступно для наблюдения сегодня (реликтовое излучение).

11. Тёмные века

На промежутке 380 тыс. – 550 млн лет Вселенная была заполнена водородом, гелием и различными видами излучения, однако источники света ещё не появились.

12. Эпоха структурирования

В течение последующих нескольких миллиардов лет чуть более плотные области вещества начали притягиваться друг к другу из-за гравитации. Так они становились ещё плотнее, образуя газовые облака, звёзды, галактики и другие астрономические структуры, которые мы регулярно наблюдаем сегодня.

Именно в это время начала формироваться современная Вселенная. Она состоит из видимой материи, распределенной в структуры различных размеров: от звёзд и планет до галактик, галактических скоплений и сверхскоплений.

Долгосрочные прогнозы будущего Вселенной

Гипотеза о том, что у Вселенной была начальная точка, естественно, вызывает вопросы о возможной конечной точке. Если Вселенная началась с крошечной области бесконечной плотности, которая начала расширяться, означает ли это, что она будет продолжать расширяться всегда? Или однажды расширение сойдёт на нет и запустится обратный процесс, пока вся материя не сожмется обратно в сингулярность?

Точные прогнозы сегодня составить невозможно, т.к. многого мы ещё не знаем, например, насколько велика роль так называемой «тёмной материи» и насколько эволюция Вселенной зависит от неё.

Тезисно выделим такие наиболее вероятные сценарии:

• Тепловая смерть. Теория говорит о том, что Вселенная будет вечно расширяться, но спустя миллиарды лет все звёзды погибнут, а новые уже не будут образовываться — останутся только остывающие белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Десятки триллионов лет спустя в космосе ещё может быть свет от редких остатков звёзд и горизонта событий чёрных дыр. Через гугол лет (10¹⁰⁰) и чёрные дыры перестанут существовать — они просто испарятся.

Вселенная будет безразмерным холодным ничем, где ещё некоторое время просуществуют элементарные частицы.

Рекомендуем залипательный таймлапс, который описывает сценарий тепловой смерти:

• Большой разрыв. Есть и мнение, что примерно через 22 миллиарда расширение разорвёт всю материю с галактиками, звёздами, планетами, атомами и частицами. Это случится за наносекунду.
• Большое сжатие. По закону Хаббла, процесс расширения определяется плотностью Вселенной. Пока она ниже критической отметки — расширение продолжается, но если критическая отметка выше — гравитация постепенно замедлит и остановит процесс расширения, а Вселенная начнёт обратный процесс — сжатие.

Кратко

Эволюция Вселенной отсчитывается с 13,8 миллиардов лет назад, когда можно гипотетически предположить начало её расширения из сингулярности. Первые важные процессы происходили в доли секунды, например, разделение основных сил и формирование частиц. Дальнейшее расширение привело к остыванию Вселенной, объединению частиц в атомы и формированию плотных скоплений вещества.