Существующие модели происхождения и эволюции Вселенной

Существует огромное многообразие моделей возникновения Вселенной, построенные на основании первичного гигантского взрыва. Но наиболее приемлемые были три из них:

1. Теория расширяющейся Вселенной (горячей Вселенной), предложенная Г. Гамовым в 1948 г.

2. Теория стационарной Вселенной, выдвинутая Хойлом.

3. Теория холодной Вселенной (протонно-электронная), предложенная Зельдовичем.

Наиболее обоснованная в настоящее время теория – теория расширяющейся Вселенной, которая принята за стандартную модель.

Основные открытия, послужившие созданию различных моделей возникновения Вселенной.

1. Петроградский физик и математик А.А. Фридман (1888–1925) заметил, что исходя из теории относительности искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расширяться или сжиматься вследствие действия гравитационных сил во Вселенной (1922).

2. В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл (1889–1953) установил, что свет, идущий от далеких галактик смещается в сторону красного конца спектра (красное смещение). Согласно принципу Допплера это свидетельствует об удалении («разбегании») галактик от наблюдателя.

3. Американский физик Г. Гамов (1904–1968) проводил исследования физических процессов, происходивших на разных стадиях расширяющейся Вселенной. В результате исследований установил, что Вселенная произошла от гигантского взрыва, истоком которого являлся физический вакуум.

Стандартная модель эволюции Вселенной

 

Эта модель предполагает, что начальная температура внутри сингулярности превышала градусов по абсолютной шкале Кельвина, в которой начало шкалы отсчета соответствует -273 градусам шкалы Цельсия. Плотность материи равнялась приблизительно 10⁹³ г/см³. В подобном состоянии неизбежно должен был произойти «Большой взрыв», с которым связывают начало эволюции в стандартной модели Вселенной, называемой поэтому также моделью «Большого взрыва». Предполагают, что такой взрыв произошел примерно 15–20 млрд. лет назад и сопровождался сначала быстрым, а потом более умеренным расширением и соответственно постепенным охлаждением Вселенной. По степени этого расширения ученые судят о состоянии материи на разных стадиях ее эволюции.

Выделяют четыре эры (зоны) эволюции Вселенной: адронов, лептонов, фотонов, звезд (галактик).

Наиболее интересная с точки зрения существования материи – это начальная стадия эволюции Вселенной.

Эра адронов продолжалась 0,0001 секунды с выделением значительной энергии гамма-квантов. При высоких температурах здесь могли существовать частицы только больших масс, для которых преимущественно гравитационное взаимодействие. Это эра тяжелых частиц и мезонов (плотность >10¹⁴, Т>10¹² К).

Основную роль здесь играют излучения количества вещества и антивещества, приблизительно они равны. В конце адронной эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов.

Эра лептонов. Продолжительность от 0,0001 до 10 секунд. 10¹⁰<Т<10¹²К, плотность 10⁴<d<10¹⁴. Основную роль здесь играют легкие частицы, участвующие в реакциях между протонами и нейтронами. В конце эры лептонов происходит эра аннигиляция электронов и позитронов. Спустя 0,2 секунды Вселенная становится «прозрачной» для электронных нейтрино и они перестают взаимодействовать с веществом. В конце лептонной эры происходили взаимные превращения протонов и нейтронов друг в друга. К началу эры фотонов количество их были приблизительно равные. Таким образом, на этой стадии происходило непрерывное превращение вещества в излучение, и наоборот. Вследствие этого между веществом и излучением сохранялась симметрия.

Фотонная эра от 10 секунд до 1 млн. лет. Основную долю энергии составляют фотоны, которые взаимодействуют с веществом. В первые 5 минут происходили события, которые и определили устройство нашего мира.

При дальнейшем расширении Вселенной эта симметрия нарушалась вследствие уменьшения температуры и, соответственно, увеличения числа протонов. Именно на этой стадии возникли более тяжелые ядерные частицы – протоны и нейтроны. Самым главным результатом этой стадии (микроэволюции) было образование незначительного перевеса вещества над излучением (из-за небольшого преобладания протонов и нейтронов над фотонами). Именно из-за этой асимметрии возникло огромное разнообразие материальных объектов, явлений и форм, начиная от молекул, кристаллов и до звезд, звездных систем, галактик.

Звездная эра. Продолжительность от 1 до 10 млн. лет. Сначала здесь происходит процесс образования протозвезд и протогалактик.