Космологические модели

Космология

Изучаемые объекты и процессы

Вселенная Наблюдаемая Вселенная Возраст Вселенной Крупномасштабная структура Вселенной Формирование структуры Реликтовое излучение Тёмная энергия Скрытая масса

Наблюдаемые процессы

Космологическое красное смещение Расширение Вселенной Формирование галактик Закон Хаббла Нуклеосинтез

Теоретические изыскания

Космологические модели Космическая инфляция Большой взрыв Хронология Большого взрыва Вселенная Фридмана Сопутствующее расстояние Модель Лямбда-CDM‎ Космологический принцип Космологическое уравнение состояния Критическая плотность Хронология космологии

Космологические модели — модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.

Современное представление о жизни Вселенной

Ранняя Вселенная

Космологическая сингулярность

Св. Августин утверждал, что время — это свойство вселенной, которое появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса не существует, Георгий Гамов предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва. Такое состояние часто называется нулевой точкой или космологической сингулярностью.

Планковская эпоха

Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10⁻⁴³ секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.

Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10⁻³⁵ и 10⁻³² с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10⁻³⁷ секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.

Эпоха великого объединения

Длилась между 10⁻⁴³ и 10⁻³⁵ с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и охлаждается после Планковской эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.

Эпоха раздувания (инфляции)

Между 10⁻³⁵ и 10⁻³² с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная все ещё преимущественно заполнена излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны (которые забирают энергию от фотонов) быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.

Эпоха электрослабых взаимодействий

Между 10⁻³² и 10⁻¹² с после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электро-слабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон, Z-бозон и бозон Хиггса. Бозон Хиггса надеются детектировать на большом адронном коллайдере в ЦЕРНе (Швейцария, Франция). Однако, будущее этого эксперимента всё ещё очень неясно.

Эпоха кварков

Между 10⁻¹² и 10⁻⁶ с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются в их современном состоянии. Температуры и энергии все ещё слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны.

Эпоха адронов

Между 10⁻⁶ и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после Большого Взрыва нейтрино высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).

Эпоха лептонов

Между 1 с и 3 мин после Большого Взрыва. В ходе адронной эпохи большая часть адронов и антиадронов аннигилируют (взаимоуничножаются) друг с другом и оставляют пары лептонов и антилептонов преобладающей массой во Вселенной. Приблизительно через 3 с после Большого Взрыва температура опускается до значения, при котором лептоны более не образуются. Лептоны и антилептоны, в свою очередь аннигилируют друг с другом и во Вселенной остается лишь небольшой остаток лептонов.

Эпоха нуклеосинтеза

Приблизительно с 1 секунды после Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов и начался процесс первичного нуклеосинтеза. Он длился до возраста Вселенной 3 минуты, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4, 1 % дейтерия, следы более тяжёлых элементов до бора, остальное — водород.

Эпоха первичной рекомбинации

Вселенная постепенно охлаждалась и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для образования атомов (3000 К). Таким образом, из состояния плазмы, непрозрачного для большей части электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения.

Образование первых структур

За счёт гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям («кластерам»). По всей видимости, первыми плотными объектами в тёмной Вселенной были квазары. Затем начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звёзды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия. В астрофизике любые элементы тяжелее гелия называют «металлами». 11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда Вселенной было только 500 миллионов лет.

Образование солнечной системы

Через 8-9 миллиардов лет после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце — звезда, возникшая относительно поздно. Предполагается, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звёзд.

Сегодняшний день

По самым точным современным оценкам, мы живём через 13,65-13,7 миллиардов лет после Большого Взрыва.

Возможное будущее Вселенной

В настоящее время обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная расширяется с ускорением. Этот факт не отменяет закона Хаббла, так как последний выражает зависимость от содвижущегося расстояния, а не от времени.

Поскольку свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо (смотри статьи Тёмная материя, Тёмная энергия), а сама постоянная Хаббла и многие другие космологические величины определяются с большой погрешностью (модельно независимым путём), до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как: всё быстрее и быстрее, либо наоборот — с замедлением.

В связи с этим есть самые различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем. Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в точку в ходе так называемого «большого коллапса», процесса, обратного Большому Взрыву. Теоретическая физика достаточно серьёзно рассматривает и такую гипотезу, что нынешнее состояние и тонкое строение вакуума являются так называемым «ложным» или «мнимым» вакуумом (false vacuum). Это состояние неустойчиво и может перейти в «истинный вакуум» с меньшей энергией. Тогда наша Вселенная пропадёт за одно мгновение и необратимо.

Однако преобладающей сейчас является теория, аналогичной старой «тепловой смерти Вселенной». Она следует из «эталонной» космологической ΛCDM-модели. В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура, удаляющиеся друг от друга звёзды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, всё большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже чёрные дыры будут медленно «испаряться» за счёт квантовых туннельных эффектов («Излучение Хокинга»). Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.

Фридмановские модели

Отношение средней плотности вселенной к критической обозначается $\Omega~$.

Существуют три космологические модели, зависящие от $\Omega~$, по имени их создателя названные фридмановскими.

1. Фридмановская модель, $\Omega<1~$. Расширение вселенной будет вечным, причём скорости галактик никогда не будут стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, имеет отрицательную кривизну, описывается геометрией Лобачевского. Через каждую точку такого пространства можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной, сумма углов треугольника меньше 180°, отношение длины окружности к радиусу больше 2π.
2. Фридмановская модель, $\Omega=1~$. Расширение вселенной будет вечным, но в бесконечности его скорость будет стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, плоское, описывается геометрией Евклида.
3. Фридмановская модель, $\Omega>1~$. Расширение вселенной сменится сжатием, коллапсом и закончится тем, что вселенная сожмётся в сингулярную точку (Большое сжатие). Пространство в такой модели — конечное, имеет положительную кривизну, по форме представляет собой трёхмерную гиперсферу, описывается сферической геометрией Римана. В таком пространстве нет параллельных прямых, сумма углов треугольника больше 180°, отношение длины окружности к радиусу меньше 2π.

По современным данным^[1] $\Omega=1{,}0023^{+0{,}0056}_{-0{,}0054} ~$.

См. также

• Модель Лямбда-CDM — современная стандартная космологическая модель
• Критическая плотность (космология)
• Вселенная Фридмана

Примечания

1. ↑ Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results  (англ.)

Ссылки

• Том 2. Глава XIV. Релятивистская космология. Курс теоретической физики Ландау и Лифшица
• Фридмановские модели Вселенной: геометрия

Для улучшения этой статьи желательно?: Найти и оформить в виде сносок ссылки на авторитетные источники, подтверждающие написанное.

Эта статья или раздел нуждается в переработке. Пожалуйста, улучшите статью в соответствии с правилами написания статей.