Хронологія Всесвіту

Хронологія Всесвіту — опис історії і майбутнього Всесвіту відповідно до космології Великого вибуху. Це є найпоширеніша наукова модель, яка описує, як розвивався Всесвіт, починаючи з епохи Планка до сьогодення, використовуючи космологічний часовий параметр супутніх координат. Модель розвитку Всесвіту відома як Великий Вибух. У 2015 році прийняли, що цей розвиток бере початок 13,799 ±0,021 млрд років тому[1] з рівнем довіри 68 %.

Діаграма еволюції Всесвіту від Великого Вибуху (зліва) — дотепер.

Опис

У першій фазі ранній Всесвіт був дуже гарячий або енергетичний, через це не існувало жодної частинки матерії, а якщо й існували, то дуже короткий час. Згідно з найпоширенішою науковою теорією в той час чотири фундаментальні сили, які ми бачимо довкола нас сьогодні, були об'єднані в одну єдину силу. Просторовий час сам по собі розширився впродовж інфляційної епохи, згідно з масштабністю залученої сили. Поступово енергія зменшилась, та температура все ще була недосяжно велика, порівняно з тією яка є тепер довкола нас, але її було достатньо, щоб дозволити силі поступово подолати симетрію, що, зрештою призвело до поділу сили на сильну та електрослабку взаємодію та появи перших частинок. На другій фазі, утворена кварк-глюонна плазма продовжує охолоджуватися, фундаментальні сили набувають своїх справжніх форм, які ми знаємо сьогодні, шляхом подальшого порушення симетрії — особливо електрослабкої симетрії — з'являється можливість для появи повного спектру складних і складених частинок, які ми бачимо довкола нас сьогодні. Це призводить до гравітаційно-домінуючого Всесвіту. З'являються перші нейтральні атоми (~80 % гідрогену) і космічне мікрохвильове фонове випромінювання, яке ми можемо спостерігати сьогодні. Сучасні теорії фізики високоенергетичних частинок є достатніми на цьому енергетичному рівні, і як вірять фізики, вони мають хороше розуміння минулого і можливого майбутнього фундаментального Всесвіту навколо нас. Через ці зміни космос також став більш проникливий до світла і до іншої електромагнітної енергії до кінця цієї фази. Третя фаза починається після короткого темного періоду Всесвіту, в якому фундаментальні часточки і сили були такими, якими ми їх знали, і свідчили про появу великого спектру стабільних структур, таких як перші зірки, квазари, галактики, групи галактик і надскупчення, і завдання яких є створити новий вид всесвіту, котрий ми бачимо сьогодні. Деякі дослідники називають розвиток всіх цих фізичних структур впродовж мільярдів років — «космічна еволюція». Інші, більш міждисциплінарні, дослідники відносять до «космічної еволюції» повний сценарій зростання складності Всесвіту від Великого Вибуху до виникнення людства, для того щоб об'єднати біологію і культуру в єдиний вид всієї складної системи у Всесвіті. Поза сьогоденням науковці передбачають що Земля перестане підтримувати життя приблизно через мільярд років, і буде поглинута значно розширеним сонцем приблизно через 5 мільярдів років. У значно більшій часовій шкалі, Зоряна ера закінчиться, коли зірки врешті-решт загинуть і мало з них переродяться, щоб замінити їх, що призведе до затемнення Всесвіту. Різні теорії пропонують кілька можливих послідовностей. Якщо часточки, такі як протони, є нестабільними тоді вони врешті-решт зможуть випаруватися і перейти на нижчий рівень енергії, на зразок ентропії, що призведе до теплової смерті. Як варіант всесвіт може колапсувати у Великому Обвалі, хоча поточні дані показують, що швидкість розширення Всесвіту все ще зростає. Якщо це правильно, то все може скінчитися «великою мерзлотою», так як матерія і енергія стають дуже мало поширеними і холоднішають. Альтернативні пропозиції включають невірну вакуумну катастрофу або Великий Розрив, як можливий кінець Всесвіту.

Історія Всесвіту — відповідно до гіпотез гравітаційні хвилі виникли з космічної роздутости, швидшого за світло розширення відразу по Великому Вибуху.[2][3][4]

Дуже ранній Всесвіт

Всі ідеї які стосуються раннього Всесвіту (космогонія) є спекулятивними. Жодних експериментів на прискорювачах ще не було проведено, оскільки ще не було досягнуто тих значень енергій які переважали під час цього періоду.

Історія космосу

Планківська епоха
0—10-43 секунди після Великого Вибуху

Планківська епоха — це ера в традиційній (яка не піддається інфляції) космології великого вибуху де температура була така висока що 4 основні сили — електромагнетизм, гравітація, слабка ядерна взаємодія, і сильна ядерна взаємодія були однією фундаментальною силою. Мало відомо про фізику за цих температур; різні гіпотези пропонують різні сценарії. Традиційна космологія Великого Вибуху передбачає гравітаційну сингулярність до цього періоду, але ця теорія покладається на загальну теорію відносності і, передбачається, що вона повинна погіршитися, відповідно до квантового ефекту. У інфляційній космології час перед кінцем інфляції(приблизно 10-32 секунд після великого вибуху) не відповідає традиційному часовому проміжку традиційної теорії Великого Вибуху.

Епоха Великої уніфікації
Між 10−43 секунди і 10 -36 секунди після Великого Вибуху[5]

Так як Всесвіт розширився і охолодився він проходить перехідні температури, в яких сили відділяються одна від одної. Це є фазові переходи більш схожі на конденсацію і кристалізацію. Епоха великої уніфікації почалася коли гравітація відділилася від інших сил природи, які загально відомі як вимірювальні сили. Негравітаційна фізика в цю епоху була б описана як так звана як теорія Великої Уніфікації (ТВУ). Епоха Великої Уніфікації закінчилась тоді коли сили ТВУ у подальшому поділяються на сильну і електрослабку сили.

Електрослабка епоха
Між 10-36 секунди (або кінець інфляції) і 10-32 секунди після Великого Вибуху

Згідно космології традиційного Великого Вибуху електрослабка епоха почалася в 10-36 секунди після Великого Вибуху, тоді коли температура Всесвіту була досить низькою (1028 К) щоб відділити сильну силу від електрослабкої (назва для об'єднання сил електромагнетизму і слабкої взаємодії) сили. В інфляційній космології електрослабка епоха закінчується тоді коли починається інфляційна епоха (приблизно в 10-32 секунди).

Інфляційна епоха
Тривалість невідома, закінчується 10-32 (?) секунд після Великого Вибуху

Космічна інфляція була ерою прискореного розширення вироблена гіпотетичним полем під назвою Інфлатон, яке б мало властивості подібні до поля Хіггса і темної енергії. В той час як сповільнене розширення збільшить відхилення від однорідності, роблячи Всесвіт більш хаотичним, прискорене розширення зробить Всесвіт більш однорідним. Достатньо довгий період інфляційного розширення в минулому міг пояснити високий рівень однорідності, тобто той, який спостерігають в Всесвіті сьогодні у великих масштабах навіть якщо стан Всесвіту до інфляції був сильно порушений.

Інфляція закінчилась тоді коли інфляційне поле розклалося на звичайні частинки в процесі який називається «перенагрівання», з чого почалося розширення звичайного Великого вибуху. Час перенагрівання зазвичай розцінюється як час «після Великого Вибуху». Це відноситься до часу, який був пройдений в традиційній (не інфляційній) космології між сингулярністю Великого Вибуху і всесвітнім падінням температури до тієї самої яка вироблялася перенагріванням, хоча у інфляційній космології традиційний Великий Вибух не відбувався.Відповідно до найпростішої інфляційної моделі, інфляція закінчилася за температури, що відповідала приблизно 10-32 секунди після Великого Вибуху. Як сказано вище це не означає що інфляційна епоха тривала менше ніж 10-32 секунди. Насправді щоб пояснити спостережену однорідність Всесвіту тривалість інфляції мусить бути більша ніж 10-32 секунди. В інфляційній космології, найбільш ранній значущий час "після Великого Вибуху" — це час кінця інфляції. 17 березня 2014 астрофізики з організації BICEP2 повідомили про виявлення інфляційних гравітаційних хвиль в B-mode діапазоні спектру, який був інтерпретований як очевидний експериментальний доказ для теорії інфляції. Однак 19 червня 2014 знизилась впевненість в підтвердженні у відкриттях космічної інфляції, що були повідомлені, і в кінці 2 лютого 2015 спільні аналізи даних з супутників BICEP2/Keck та Planck дійшли висновку, що статистичне значення (даних) є надто низьке, щоб бути інтерпретоване як виявлення інфляції, і їх (дані) можна віднести головним чином до поляризованого пилу Молочного Шляху.

Баріогенезис

У даний час є недостатньо емпіричних даних, щоб пояснити, чому Всесвіт містить набагато більше баріонів, ніж антибаріонів. У поясненні цього феномена мусимо брати до уваги умови Сахарова, щоб відповідати часу після кінця космологічної інфляції. У той час як фізика елементарних частинок передбачає асиметрії, при яких ці умови будуть виконані, ці асиметрії є емпірично надто малими щоб спостерігати баріонно-антибаріонну асиметрію Всесвіту.

Ранній Всесвіт

Після закінчення космічної інфляції, Всесвіт наповнився кварк-глюонною плазмою. З цього періоду і далі фізика раннього Всесвіту стає краще зрозумілою і менш спекуляційною.

Порушення суперсиметрії (теорія)

Якщо суперсиметрія є властивістю нашого Всесвіту, тоді вона мусить бути порушена за енергій, що сягають не менш ніж 1 ТеВ, в шкалі електрослабкої симетрії. Маси часточок і їхніх суперпартнерів тоді не будуть рівними, що може пояснити чому суперпартнерів немає серед усіх відомих на сьогодні частинок які коли-небудь спостерігалися.

Руйнування електрослабкої симетрії і епоха кварків
Між 10-12 секунди і 10-6 секунди після Великого Вибуху.

Коли температура Всесвіту падає нижче певного високого рівня енергії вважається що поле Хіггса безпосередньо досягає вакуумного очікуваного значення, яке порушує електрослабку вимірювальну симетрію. Це має два відносні ефекти :

  1. Слабка і електромагнетична сила і їхні відповідні бозони (W- і Z-бозони і фотон) проявляються по-різному в теперішньому Всесвіті з різними діапазонами.
  2. Через механізм Хіггса всі прості частинки, що взаємодіють з полем Хіггса набувають певної маси, при цьому не маючи маси на вищих енергетичних рівнях.

В кінці цієї епохи фундаментальна гравітаційна взаємодія, електромагнетизм, сильна і слабка взаємодії набувають своїх теперішніх форм, фундаментальні часточки мають масу, але температура Всесвіту все ще надто висока щоб дозволити кваркам зв'язатися в форму адронів.

Епоха адронів
Між 10-6 секунди і 1 секундою після Великого Вибуху

Кварк-глюонна плазма, з якої складається Всесвіт, охолоне настільки, що зможуть утворитися адрони, включаючи баріони, такі як протони і нейтрони. Приблизно в першу секунду після Великого Вибуху нейтрино відщеплюються і починають вільно подорожувати у просторі. Цей космічний фон нейтрино, на жаль, ніколи не було і не буде спостережувано детально, оскільки енергія нейтрино є надто низькою, а аналогічне космічне мікрохвильове фонове випромінювання, яке ми зараз спостерігаємо, було випромінене набагато пізніше. Однак існує переконливий непрямий доказ, що існування космічного фону нейтрино походить з первинного нуклеосинтезу надмірної кількості гелію в момент Великого Вибуху, і від анізотропії в космічному мікрохвильовому фоні.

Епоха лептонів
Між 1 секундою і 10-ою секундою після Великого Вибуху

Більшість адронів і анти-адронів анігілюються одне одним в кінці адронної епохи, залишаючи лептони і анти-лептони переважаючою масою Всесвіту. Близько 10-ї секунди після Великого Вибуху температура Всесвіту падає до точки в якій лептон/анти-лептонні пари більше не утворюються і більшість лептонів і анти-лептонів знищуються в анігіляційних реакціях, залишаючи маленький залишок лептонів.

Епоха фотонів
Між 10 секундою і 380,000 років після Великого Вибуху

Після того як більшість лептонів/анти-лептонів знищуються в кінці епохи лептонів, у Всесвіті домінує енергія у вигляді фотонів. Ці фотони ще часто взаємодіють з протонами, електронами і навіть ядрами, і продовжують так робити протягом наступних 380,000 років.

Нуклеосинтез
Між 3 і 20 хвилинами після Великого Вибуху

Під час епохи фотонів температура Всесвіту падає до позначки, де атомне ядро може почати формуватися. Протони (іони водню) і нейтрони починають об'єднуватися в атомне ядро в процесі ядерного синтезу. Вільні нейтрони об'єднуються з протонами і утворюють важкий водень (дейтерій). Важкий водень швидко вигорає до гелію-4. Нуклеосинтез триває тільки 17 секунд, оскільки температура і щільність Всесвіту падають до точки, де ядерний синтез не може продовжуватися. До цього часу всі нейтрони були включені в ядра гелію. Після нуклеосинтезу залишається приблизно в 3 рази більше гідрогену ніж гелію-4 (за масою), і тільки маленька кількість інших легких ядер.

Домінування матерії
70,000 років після Великого Вибуху

У цей час щільності нерелятивістської матерії (атомних ядер) і релятивістської радіації (фотонів) рівні. Величина радіусу Джинса, яка визначає найменші структури, які можуть утворитися (через конкуренцію між гравітаційним тяжінням і ефектами тиску ) починає різко зменшуватись і збурення, замість того щоб бути знищеними вільною потоковою радіацією, можуть починати рости у амплітуді. Згідно з моделлю ΛCDM, на цій стадії холодна темна матерія домінує, прокладаючи шлях до гравітаційного колапсу для посилення крихітних неоднорідностей залишених космічною інфляцією, роблячи густі області густішими і розріджені регіони розрідженішими. Однак, сучасні теорії щодо природи чорної матерії є неостаточні, тобто ще немає консенсусу щодо її походження на ранньому етапі, як і про поточне існування баріонної матерії.

Рекомбінація та реліктове випромінювання
378,000 років після Великого Вибуху

Гіпотетична «епоха, придатна для життя»
приблизно 10—17 мільйонів років після Великого Вибуху

Протягом приблизно 6,6 мільйонів років, приблизно від 10 до 17 мільйонів років після Великого Вибуху (червоне зміщення 137—100), фонова температура була у межах від 273 до 373 K (0—100 °C), тобто температура, сумісна з існуванням рідкої води і біологічних хімічних реакцій. 2014 року Avi Loeb припустив, що в цей час міг статися абіогенез і розвинутися примітивні форми життя — період, названий ним «епохою раннього Всесвіту, придатною для життя».[6][7] Льоб припускає, що вуглецева форма життя могла зародитися у гіпотетичній «кишені» раннього Всесвіту, який був досить щільним, щоб у ньому зародилася як мінімум одна масивна зоря (що викидає карбонову оболонку при вибуху наднової), і також досить щільним для утворення планети.[lower-alpha 1] Для життя також потрібна була б різниця температур[джерело?] (а не лише «тепле» фонове випромінювання); така різниця могла б забезпечуватися геотермальною енергією планети. Найімовірніше, таке життя (якщо воно існувало) залишалося примітивним; видається дуже малоймовірним, що за такий короткий час могло б розвинутися розумне життя: наприкінці «габітального періоду», коли температура фону невпинно падала, океани мали замерзнути.[6][8]

Примітки
  1. Такі щільні «кишені», якщо вони існували, мали бути надзвичайно рідкісними.

Джерела
  1. Planck Collaboration (2015). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd). Bibcode:2015arXiv150201589P. arXiv:1502.01589. (англ.)
  2. Staff (17 березня 2014). BICEP2 2014 Results Release. National Science Foundation. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  3. Clavin, Whitney (17 березня 2014). NASA Technology Views Birth of the Universe. NASA. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  4. Overbye, Dennis (17 березня 2014). Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang. The New York Times. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  5. Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
  6. Loeb, Abraham (October 2014). The habitable epoch of the early Universe. International Journal of Astrobiology 13 (4): 337–339. Bibcode:2014IJAsB..13..337L. arXiv:1312.0613. doi:10.1017/S1473550414000196. Архів оригіналу за 29 квітня 2019. Процитовано 4 січня 2020. Проігноровано невідомий параметр |citeseerx= (довідка)
  7. Dreifus, Claudia (1 грудня 2014). Much-Discussed Views That Go Way Back — Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life. Science. The New York Times. ISSN 0362-4331. Архів оригіналу за 27 березня 2015. Процитовано 3 грудня 2014.
  8. Merali, Zeeya (12 грудня 2013). Life possible in the early Universe. News. Nature 504 (7479): 201. Bibcode:2013Natur.504..201M. PMID 24336268. doi:10.1038/504201a. Проігноровано невідомий параметр |doi-access= (довідка)
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.