Histoire de l'Univers : du Big Bang à nos jours. Le modèle de l’univers en expansion et la chronologie du big bang

Les bases de la théorie du Big Bang sont relativement simples. En bref, selon lui, toute la matière qui existait et existe aujourd'hui dans l'Univers est apparue en même temps, il y a environ 13,8 milliards d'années. À ce moment-là, toute matière existait sous la forme d’une boule (ou point) abstraite très compacte avec une densité et une température infinies. Cet état s'appelait singularité. Soudain, la singularité a commencé à s’étendre et a donné naissance à l’Univers que nous connaissons.

Il convient de noter que la théorie du Big Bang n'est qu'une des nombreuses hypothèses proposées sur l'origine de l'Univers (par exemple, il existe également la théorie d'un Univers stationnaire), mais elle a reçu la plus grande reconnaissance et popularité. Cela explique non seulement la source de tout affaire connue, les lois de la physique et grande structure Univers, il décrit également les raisons de l’expansion de l’Univers et bien d’autres aspects et phénomènes.

Chronologie des événements de la théorie du Big Bang

Basé sur la connaissance de état actuel Univers, les scientifiques suggèrent que tout doit avoir commencé à partir d'un seul point avec une densité infinie et dernière fois qui a commencé à s'étendre.

Selon la théorie, après l'expansion initiale, l'Univers est passé par une phase de refroidissement qui a permis l'émergence de particules subatomiques et ensuite atomes simples. Plus tard, grâce à la gravité, des nuages ​​géants de ces éléments anciens ont commencé à former des étoiles et des galaxies.

Tout cela, selon les scientifiques, a commencé il y a environ 13,8 milliards d'années et ce point de départ est donc considéré comme l'âge de l'Univers. En recherchant diverses principes théoriques, en menant des expériences impliquant des accélérateurs de particules et des états de haute énergie, ainsi qu'en menant des études astronomiques des coins les plus reculés de l'Univers, les scientifiques ont dérivé et proposé une chronologie des événements qui ont commencé avec le Big Bang et ont finalement conduit l'Univers à cet état. évolution cosmique, qui a lieu actuellement.

Les scientifiques pensent que le plus premières périodes La naissance de l'Univers - qui a duré de 10 -43 à 10 -11 secondes après le Big Bang - fait toujours l'objet de controverses et de discussions. Si l'on considère que les lois de la physique que nous connaissons aujourd'hui ne pouvaient pas exister à cette époque, il est alors très difficile de comprendre comment les processus dans ce domaine univers primitif. De plus, aucune expérience utilisant les types possibles d’énergies qui pourraient être présentes à cette époque n’a encore été réalisée. Quoi qu’il en soit, de nombreuses théories sur l’origine de l’univers s’accordent finalement sur le fait qu’à un moment donné, il y a eu un point de départ à partir duquel tout a commencé.

Modèle relativiste de l'Univers, issue de la théorie de la gravité d’A. Einstein (1917), a permis de lever les paradoxes photométriques et gravitationnels. Rappelons que selon le nouveau modèle, les propriétés du Cosmos sont déterminées par la distribution masses gravitationnelles: L'Univers est illimité, mais en même temps fermé et représente une sphère espace-temps à quatre dimensions avec de la matière « flottante ». Une analogie peut être n'importe quelle sphère qui nous est familière, par exemple le globe ou la planète Terre elle-même : le voyageur n'atteindra jamais la ligne d'horizon, mais la surface de la balle peut être exprimée comme un nombre fini exact.

Cependant, malgré le caractère révolutionnaire évident de ses idées, Einstein au début du XXe siècle. est resté captif d’attitudes idéologiques envers la statique et l’éternité de l’univers.

La poursuite du développement cosmologie, devenant paradoxale pour les sciences naturelles classiques du XIXe siècle. modèles d'univers en expansion Il est plus pratique de considérer par ordre chronologique.

En 1917, A. Einstein, lors de la création de ses équations de champ, a introduit une « constante cosmologique Λ » ou « terme lambda » spéciale, nécessaire pour permettre des solutions conduisant à une description de l'Univers stationnaire. Il est intéressant de noter qu’Einstein a appelé plus tard l’introduction de la constante cosmologique « la plus grosse erreur propre vie". Bien plus tard, il s’est avéré que la « constante cosmologique » joue un rôle rôle important en décrivant quelques étapes de l'évolution de l'Univers.

En 1922, le mathématicien et géophysicien russe Alexandre Alexandrovitch Friedman (1888-1925) découvrit solutions non stationnaires L'équation gravitationnelle d'Einstein et prédit l'expansion de l'Univers, jetant les bases modèle cosmologique non stationnaire(expansion ou contraction). Il est important de noter qu'il s'agissait de agrandissement de l'espace lui-même. En extrapolant la situation dans le passé, on pourrait arriver à une conclusion sensationnelle : au tout début, toute la matière de l'Univers était concentrée dans une région compacte, à partir de laquelle elle commençait son expansion. Dans ces calculs, l'espace commençait à ressembler à un espace gonflé. bulle de savon ou un ballon en caoutchouc, dans lequel le rayon et la surface augmentent continuellement. Étant donné que des phénomènes de nature explosive sont très souvent observés dans l'Univers, A. Friedman a supposé qu'un processus similaire se situe également au tout début de son développement. Plus tard, on l’appellera le « Big Bang ».

Einstein était si confiant dans l'impossibilité de l'événement du « début » de l'Univers qu'il a même publié un court article dans l'un des magazines sur l'erreur qu'il aurait trouvée, faite par A. Friedman. Cependant, après plusieurs mois de correspondance, Einstein a publiquement retiré ses objections, même s’il considérait toujours les résultats de Friedman comme n’ayant rien à voir avec la réalité, mais plutôt comme un « jeu de l’esprit ».

Dans les discussions en cours sur possibilité réelle expansion du Cosmos, de nouveaux modèles voient le jour. En particulier, l'expansion de l'Univers rempli de matière a été évoquée dans le premier ouvrage cosmologique du plus grand astronome et mathématicien belge, prêtre catholique, l'abbé J. Lemaître (Georges Lemaître, 1894-1966), publié en 1925. Cependant, une considération sérieuse du nouveau modèle nécessitait une confirmation expérimentale sérieuse.

Il a été obtenu pour la première fois quatre ans plus tard, en 1929. L'astronome américain E. Hubble (Edwin Powell Hubble ; 1889-1953) a établi que tous les géants observés systèmes stellaires- les galaxies s'éloignent de nous et on calcule même à quelle vitesse. Dans ses conclusions, E. Hubble est parti de effet Doppler– les modèles de changements dans la fréquence et la longueur des ondes enregistrées provoqués par le mouvement de leur source. L'effet Doppler est facile à observer par tout le monde dans la pratique, par exemple lorsqu'une locomotive klaxonnant passe devant un observateur debout sur une plate-forme. Supposons que le buzzer produise une certaine tonalité constante. Lorsque la locomotive ne bouge pas par rapport à l'observateur, celui-ci entend exactement le ton réellement émis par le klaxon. Mais si la locomotive s'approche de l'observateur, alors la fréquence les ondes sonores augmentera et la longueur diminuera, et l'observateur entendra une tonalité plus haute qu'elle ne l'est réellement. Au moment où le train passe devant l'observateur, celui-ci entendra le ton même qui est réellement émis. Et lorsque la locomotive avance et s'éloigne déjà, l'observateur entendra une tonalité plus basse, en raison de la fréquence plus basse et, par conséquent, de la plus grande longueur des ondes sonores. Visuellement, un effet similaire de propagation des vagues à la surface de l'eau peut être observé depuis le rivage lorsqu'un bateau ou un nageur se déplace.

Analyse des spectres un rayonnement électromagnétique galaxies, Hubble enregistré décalage vers le rouge- déplacement des observables raies spectrales dans la direction rouge (longueur d'onde), ce qui indiquait que les galaxies s'éloignaient les unes des autres à une vitesse croissante de 55 km/s pour chaque million de parsecs. remarquerez que nous parlons de non pas sur la « dispersion » des systèmes galactiques dans l’espace, mais sur l’expansion de l’espace lui-même, tout comme les points marqués à la surface « se dispersent » montgolfière lorsqu'il est ensuite gonflé. En conséquence, la question de l'emplacement du point à partir duquel « l'emballement » de la matière a commencé n'est pas correcte, car initialement tous les points individuels-coordonnées de l'espace que nous avons distingués étaient situés ensemble. Pour la première fois le terme " Big Bang" ou " Gros coton» ( Big Bang) a été utilisé par l'astronome britannique F. Hoyle (Sir Fred Hoyle; 1915-(19150624)2001) lors d'une de ses conférences en 1949.

Dans la communauté scientifique, la découverte d'E. Hubble a suscité non seulement une large résonance, mais également des discussions animées. Pour confirmer de manière fiable une nouvelle image dynamique du monde, de nouveaux faits étaient nécessaires.

En 1948, des œuvres de Russes et physicien américain Georgy Antonovich Gamov (1904-1968) à propos de « l'Univers chaud », sur le modèle d'A. Friedman. Selon Friedman, l'explosion a créé un espace rempli de matière superdense, à partir duquel, après des milliards d'années, les corps observables de l'Univers - étoiles, galaxies et planètes - se sont formés. Georgy Gamow a suggéré que la substance primaire du monde était non seulement extrêmement dense, mais aussi très chaude. Nouvelle idéeétait que dans la matière chaude et dense du premier Univers, il y avait réactions nucléaires, et dans ce « chaudron nucléaire » des poumons ont été synthétisés en quelques minutes éléments chimiques. Le résultat le plus spectaculaire de cette théorie fut la prédiction fond d'espace radiation. Selon les lois de la thermodynamique, le rayonnement électromagnétique dans l'Univers primitif devait coexister avec la matière chaude ; il ne disparaît pas avec l'expansion générale du Cosmos et reste - seulement très refroidi - jusqu'à présent sous forme de " écho de la Création" ou " écho du Big Bang" Gamow a pu estimer approximativement quelle devrait être la température actuelle du rayonnement résiduel hypothétique. Le calcul donne des chiffres très faibles, proches de zéro absolu(0 K ou −273,15 °C) – de 1 à 10 K. En 1950, G. Gamow affine les calculs et appelle la température environ 3 K.

En 1955, le jeune radioastronome soviétique Tigran Aramovich Shmaonov découvrit expérimentalement un rayonnement micro-onde sonore d'une température d'environ 3 K, et en 1964, les radioastronomes américains Arno Allan Penzias (né en 1933) et R. Wilson (Robert Woodrow Wilson ; né en 1936) a découvert le rayonnement de fond cosmique et mesuré sa température : elle s'est avérée être exactement de 3 K. Il s'agit de la plus grande découverte en cosmologie depuis que Hubble a observé l'expansion générale de l'Univers en 1929. En 1978, A. Penzias et R. Wilson ont reçu prix Nobel"pour la découverte rayonnement de fond cosmique à micro-ondes" Le terme " veuve(c'est-à-dire ancien ou résiduel) radiation" entré Astrophysicien soviétique Joseph Samouilovitch Shklovsky (1916-1985). Ainsi, le modèle de « l’univers chaud » de G. Gamow s’est avéré expérimentalement confirmé.

La théorie du Big Bang suggérait notamment que l’Univers devrait être composé à 23 % d’hélium. Les mesures de la teneur en hélium des étoiles et des nébuleuses ont confirmé ces prédictions. Plus impressionnante encore est la confirmation des hypothèses sur la teneur quantitative de l'isotope lourd de l'hydrogène - le deutérium et l'élément lithium - dans la matière cosmique.

Etude du rayonnement de fond cosmique micro-ondes dans les années 1990. s'est poursuivie avec l'aide de la sonde COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA. En 2003 et 2009 des satellites astronomiques spéciaux ont été lancés vaisseau spatial satellite: WMAP (sonde d'anisotropie micro-ondes Wilkinson) Administration nationale Aéronautique et exploration américaines Cosmos et "Planck" (Europe agence spatiale) pour effectuer des mesures de haute précision des paramètres du rayonnement de fond cosmique micro-ondes.

Avec les mesures précédentes, les informations obtenues ont permis aux physiciens de développer la norme moderne modèle cosmologique(ΛCDM (lire « Lambda-CDM » ; abréviation de Matière noire lambda-froide), selon lequel l'Univers est rempli, en plus de matière baryonique ordinaire, énergie noire(décrit par la constante cosmologique Λ mentionnée ci-dessus dans les équations d'Einstein) et le froid matière noire (Matière noire froide). L'âge de l'Univers et sa répartition en masse ont été déterminés avec une grande précision divers types matière (matière baryonique "ordinaire" - 4%, matière noire - 23 %, énergie noire- 73%). Selon ce modèle, l'âge de l'Univers est estimé à 13,75 milliards d'années. Il s'est avéré que ce qui a été observé une répartition inégale les substances ressemblent à des structures quasi-ordonnées sous la forme d'un nid d'abeilles avec des cellules forme irrégulière dimensions de l’ordre de 100 millions d’années-lumière. La naissance de la structure harmonieuse à grande échelle de l’Univers dans certains modèles théologiques est en corrélation avec le « firmament » biblique (Genèse 1 : 6-8) du deuxième jour créatif.

Chronologie reconstituée du Big Bang peut être présenté sous la forme suivante (seules certaines étapes sont considérées).

Étape zéro. Si vous faites confiance aux calculs mathématiques, avant le Big Bang toute la matière et toute l'énergie de l'Univers étaient concentrées en un seul point géométrique avec des dimensions nulles, un temps nul, mais avec une masse et une pression tendant vers l'infini. G. Gamow a proposé d'appeler cet état ère augustinienne- en l'honneur de saint Augustin, qui parlait de l'émergence du temps avec la matière et l'espace. Cet état initial de l’Univers est aussi appelé singularité(lat. singularis- le seul). Cependant, selon principe incertain W. Heisenberg, discuté par nous dans le chapitre consacré à mécanique quantique, la substance ne peut pas être « tirée » en un seul point, car Il est impossible de parler simultanément des coordonnées et de la vitesse d’une particule. Ainsi, le moment du début de la création - la singularité - n'obéit à aucune des lois connues de la physique.

Dans le moderne modèle inflationniste(lat. inflation- gonflement, gonflement) « le début de tout » est l'espace ou le vide à huit dimensions (lat. vide- vide), approchant en taille d'un point. Le vide ne peut pas être appelé vide absolu - c'est un milieu avec propriétés spéciales, situé dans état d'équilibre: il existe dedans virtuel particules qui « empruntent » de l’énergie au vide pour Bref moment naître et, restituant l'énergie occupée, disparaître immédiatement. En d’autres termes, les fluctuations quantiques des champs se produisent dans un vide excité. L'une de ces fluctuations peut déséquilibrer le vide, particules virtuelles commencer à capter l'énergie sans recul, devenant réel. Les premières particules instables à apparaître physicien exceptionnel I. Prigogine identifiée à mini trous noirs, se désintégrant en matière ordinaire et en rayonnement. En général, le processus pourrait ressembler à ceci : fluctuation spontanée du vide > apparition de mini trous noirs > naissance de l'espace-temps > naissance de particules élémentaires. « Il existe une certaine analogie avec un liquide surfondu et le seuil de transition vers état cristallin« », écrit I. Prigogine, « Nous pouvons observer des fluctuations dans un liquide surfondu, conduisant à la formation de minuscules cristaux qui apparaissent ou se dissolvent à nouveau. Mais si un gros cristal se forme, alors un événement irréversible se produit : la cristallisation de tout le liquide. »

Du point de vue la théorie des cordes, évoqué plus haut dans le chapitre consacré à la structure de la matière au niveau du microcosme, conditions initiales avant le Big Bang sont décrits comme suit : premièrement, toutes les dimensions spatiales sont étroitement réduites à une taille minimale Longueur Planck - 10 −33 m. La température et l'énergie sont élevées, mais pas infinies. DANS moment de départ existence de l’Univers, toutes les dimensions spatiales sont complètement égales et complètement symétriques : elles sont toutes enroulées dans un « bloc multidimensionnel » aux dimensions de Planck (10 −33 m). Ensuite, l'Univers passe par la première étape de réduction de symétrie, lorsqu'au moment de Planck (10 −43 s) trois dimensions spatiales sont « sélectionnées » pour une expansion ultérieure et prennent la forme actuellement observée, tandis que les autres conservent leur forme d'origine. Taille de Planck.

Période inflationniste . Le temps écoulé depuis le début de l’expansion de l’Univers est de 10 −33 s. Pendant cette période, ses dimensions spatiales augmentent à une vitesse fulgurante, jusqu'à 10 à 50 fois. D'où l'utilisation du terme - " inflation" Un échauffement secondaire de la matière se produit.

L'ère des quarks – de 10 −12 à 10 −6 s. Symétrie électrofaible brisée, les quatre fondamentaux interactions physiques existent séparément. Les quarks n'ont pas encore été combinés en hadrons. L'Univers est rempli de plasma quarks-gluons, de leptons et de photons.

Époques Hadron et Lepton – de 10 −6 à 3 s. A ce stade, la température est tombée à 10 13 K et la libre existence des quarks a cessé. Le processus a commencé annihilation- destruction mutuelle des couples baryon-antibaryon, puis lepton-antilepton, accompagnée de l'émission d'énergie ou de la naissance de nouvelles particules. En raison de la rupture de la symétrie matière-antimatière, il subsiste un léger excès de baryons par rapport aux antibaryons (environ 1:109). La substance devient transparente aux neutrinos.

L'ère des protons (photons) – de 3 minutes à 380 mille ans. Des atomes se forment, une nucléosynthèse d'hélium, un isotope lourd de l'hydrogène - deutérium et lithium se produit. La matière commence à dominer le rayonnement, ce qui entraîne un changement dans le régime d'expansion de l'Univers. À la fin de l’époque, l’Univers devient transparent aux photons et des radiations reliques apparaissent.

Temps sombres - de 380 mille à 150 millions d'années. L'Univers homogène en expansion est rempli d'hydrogène, d'hélium, rayonnement de fond cosmique à micro-ondes, radiation hydrogène atomiqueà une vague de 21 cm.

Époques de réionisation et de matière – de 150 millions à 10 milliards d’années. Les premières étoiles, quasars, galaxies, amas et superamas de galaxies sont formés à partir de compactions de matière. L'hydrogène est réionisé par la lumière des étoiles et des quasars.

La source de la propre lueur des étoiles est réactions thermonucléaires convertir l'hydrogène en hélium. Une série de processus nucléaires peuvent produire des éléments chimiques plus lourds. Les étoiles sont classées selon toute une série de paramètres : taille, spectres d'émission, luminosité, éléments élémentaires. composition chimique et ainsi de suite. En 1910, l'astronome danois E. Hertzsprung (1873-1967) et l'astrophysicien américain H. Russell (Henry Norris Russell ; 1877-1957) ont développé un diagramme spécial pour classer les étoiles et décrire les processus de leur évolution, qui est actuellement appelé ces scientifiques ( Diagramme de Hertzsprung-Russell).

• Les principales étapes du développement de l'Univers

• L'univers de Friedman

Rédiger une critique de l'article "Chronologie du Big Bang"

Remarques

Sources

• // Livre en ligne UN ARBRE DE CONNAISSANCES

Extrait décrivant la chronologie du Big Bang

Aujourd'hui, je veux parler de l'histoire de notre univers. Sur la façon dont l'univers est passé d'un petit point à ce que nous voyons maintenant autour de nous.

On y va.

L'univers existe depuis près de 14 milliards d'années. Pour cela très longue durée au fil du temps, elle a traversé plusieurs époques de son histoire. Nous sommes maintenant dans la 13ème étape du développement de l’Univers, appelée « l’ère de la matière ».

Comment s'appellent toutes les phases de l'évolution de l'Univers, combien de temps ont-elles duré, que s'est-il passé pendant elles ? Comment le monde qui nous entoure s’est-il développé ?

Cet article répondra à ces questions pour vous.

Je décrirai toutes les étapes de l’histoire de l’Univers, de la plus ancienne à la plus moderne. Commençons donc par « l’ère augustinienne ».

Époque augustinienne.

Cette époque inclut l’état de l’univers « avant » et au moment du Big Bang. On ne sait vraiment rien de cette étape du développement du monde - il n'y a que des hypothèses - depuis l'époque moderne. théories physiques ne peut pas décrire les événements antérieurs à « l’ère Planck ». Les scientifiques savent seulement qu'à la toute fin de cette époque s'est produit le Big Bang - l'expansion de l'espace a soudainement commencé. Au début de cet événement véritablement grandiose, l'Univers était emprisonné dans un tout petit point, possédant densité infinie et la température, c'est-à-dire était dans un état de « singularité cosmologique ».

L'ère Planck.

C'est le plus stade précoce développement de l'Univers, sur lequel il existe des hypothèses et des descriptions théoriques. Cette phase a commencé immédiatement après le Big Bang et a duré ce qu'on appelle. "Temps de Planck" de 0 à 10 -43 secondes après la naissance de l'Univers.

A cette époque (Dieu sait ce qui se passait), la taille de l’Univers était très petite. Tellement que effets quantiques- les phénomènes se produisant avec les particules - ont prévalu sur les interactions physiques.

L'Univers à cette époque avait également une température de Planck (10,32 Kelvin), une énergie (10,19 milliards d'électrons-volts), un rayon (10 -35 mètres, ce qui est égal à la longueur de Planck) et une densité (10,97 kg/m 3). .

Les quatre types d'interaction entre les particules et les corps qui les composent (on les appelle aussi « fondamentaux ») - nucléaire fort et nucléaire faible, électromagnétique, gravitationnel - étaient alors indiscernables les uns des autres et unis. Mais cela n'a pas duré longtemps. Cela a gêné tout chaleur et la densité de la matière.

L’ère de la grande unification.

Cette phase du développement de l'Univers a commencé 10 à 43 secondes et s'est terminée 10 à 35 secondes après le Big Bang. Au tout début, il y avait transition de phase matière (semblable à la condensation d'un liquide à partir d'un gaz, mais appliquée aux particules élémentaires). Cela s'est produit en raison de la séparation de la gravité de la « seule interaction fondamentale ».

L’ère de la Grande Unification s’est terminée par une nouvelle division. L'Univers s'est refroidi à 10 28 Kelvin et forte interaction est devenu indépendant. Maintenant seulement électromagnétique et faible forces nucléaires représentait un tout unique.

Cet événement a entraîné une nouvelle transition de phase. Grâce à lui, à l'époque suivante de l'histoire de l'Univers, de nouvelles particules sont apparues et l'espace-temps a commencé une expansion à grande échelle et brutale. Il y a eu de sérieux changements dans la répartition de la densité de la matière.

Stade inflationniste.

La phase d'inflation se situe sur l'échelle de temps entre 10 -35 et 10 -32 secondes après le Big Bang. À cette époque, la taille de l’Univers a été multipliée par plusieurs. Auparavant, le rayon du monde entier était égal à la « longueur de Planck », mais maintenant l’espace s’est étendu jusqu’à atteindre la taille d’une orange entière. Et puis il a continué à croître avec une accélération.

Plusieurs types de particules se sont formés. Il s'agissait de quarks (les particules fondamentales qui composent les hadrons - comme les protons et les neutrons), d'électrons, d'hypérons et de neutrinos (particules fondamentales neutres de la classe des leptons).

Après un certain temps, la température de l'Univers a diminué, ce qui a entraîné une autre transition de phase. Pour cette raison, ce qu'on appelle La « violation de l'invariance du CP » et les premiers processus d'un phénomène tel que la « baryogenèse » ont commencé.

Baryogenèse- c'est l'union des quarks et des gluons en de nouvelles particules composites - les hadrons.

De plus, une mystérieuse « asymétrie baryonique de l'Univers » est apparue : la prédominance de la matière sur l'antimatière. Les scientifiques ne parviennent toujours pas à expliquer les raisons de son apparition.

En plus de ce qui a été écrit ci-dessus, les physiciens et les cosmologistes supposent qu'à cette époque, l'Univers a traversé plusieurs cycles de chauffage et de refroidissement répétés.

À la fin de l’ère de l’inflation, le matériau de construction de l’Univers est devenu un plasma de quarks, d’antiquarks et de gluons (porteurs de l’interaction forte).

Une nouvelle diminution de la température de l'Univers a conduit à une autre transition de phase. C'est une question d'éducation force physique, interactions fondamentales et particules élémentaires sous leur forme moderne.

Cette transition de phase s’est déroulée en trois époques et s’est terminée par la « nucléosynthèse primaire ».

L’ère électrofaible.

Entre 10 -32 et 10 -12 secondes après la naissance de l'univers. électromagnétique et interaction faible jusqu'à présent, ils représentaient un seul électrofaible, car La température de l'Univers est encore très élevée. puis sont apparus les bosons de Higgs (les mêmes qui ont été trouvés il y a 3 ans au Large Hadron Collider), les basones W - et Z -.

Outre les nouvelles particules exotiques et le plasma quark-gluon, le cosmos était rempli de photons (les particules fondamentales, ou quanta, du rayonnement électromagnétique) et de leptons.

L'ère des quarks.

Cette phase se situe entre 10 -12 et 10 -6 secondes après le Big Bang. Ensuite, la violation de la « symétrie électrofaible » s’est produite. Désormais, toutes les interactions fondamentales existent séparément les unes des autres.

À l’ère des quarks, la température et l’énergie sont encore trop élevées pour que les quarks puissent finalement fusionner en hadrons.

Une transformation significative ne se produira qu’à la prochaine étape du développement du monde.

L'ère des hadrons.

Entre 10 -6 et 100 secondes après la naissance de l'Univers. Finalement, le plasma quark-gluon s'est refroidi à tel point que la baryogenèse s'est achevée et que des hadrons et des antihadrons sont nés. Cependant, la plupart de ces particules se sont annihilées (mutuellement détruites). Seul un petit reste d’entre eux a survécu.

Bientôt, l’Univers s’est tellement refroidi et s’est dilaté que sa température était juste suffisante pour créer des leptons et des antileptons. Ces particules deviennent rapidement la masse prédominante dans l’Univers.

L'ère des Leptons.

L’ère des leptons se situait entre 100 secondes et 3 minutes après le Big Bang. L’Univers est alors devenu transparent aux neutrinos.

L'espace continue de se refroidir. À la fin de l’ère, la température a chuté à un point tel que la formation de nouveaux leptons est devenue impossible. Et les couples « lepton-antilepton » subissent le sort des hadrons. La plupart d'entre eux se détruisent mutuellement. Il ne reste plus rien dans l'univers une petite quantité de leptons, ce qui entraîne la dominance des photons.

L'ère de la nucléosynthèse.

Parallèlement à l'ère des leptons, cette étape de l'histoire de l'Univers s'est également produite. Grâce à un refroidissement suffisant de la matière, les hadrons survivants se sont fusionnés en noyaux atomiques plus lourds que l'hydrogène. Ce processus est appelé « nucléosynthèse primaire ».

Au cours de cette phase, la composition primaire de la matière stellaire est apparue : 75 % d'hydrogène, près de 25 % d'hélium, un peu de lithium, de deutérium et de bore.

L'ère des protons.

Elle a commencé 3 minutes après le Big Bang et s’est terminée 380 000 ans plus tard. La matière commença à dominer le rayonnement.

À la fin de l’époque, une recombinaison (le processus inverse de l’ionisation) de l’hydrogène s’est produite. En raison de la poursuite de la baisse de la température et de l’expansion de l’Univers, la gravité est devenue la force dominante.

379 000 ans après le Big Bang, à une température de l'Univers de 3 000 Kelvin, un événement important s'est produit : les noyaux d'atomes et d'électrons se sont combinés pour former les premiers atomes. La « recombinaison primaire » a commencé. C'est un tournant : la matière passe du plasma, opaque, au rayonnement électromagnétique, à état gazeux. L'univers est enfin devenu transparent.

Au cours des 379 000 dernières années, les photons ont souffert autant qu’ils le pouvaient. Divers accusés particules élémentaires, dont il y avait autrefois une voiture et une petite charrette, bloquait la lumière. Les quanta de lumière interagissaient avec eux, c'est pourquoi ils subissaient des « coups de pied » et des « poussées » constantes de la part de leurs « frères ». Les photons étaient constamment déviés ou absorbés par des particules chargées. En conséquence, la lumière s’est considérablement dispersée. Si un observateur était à cette époque, il ne verrait devant lui qu’un épais brouillard.

On sait que les photons interagissent uniquement avec des particules chargées positivement et négativement. Et à la fin de « l’ère des protons » du quantum de lumière, la chance a finalement tourné. Les électrons négatifs et les protons positifs se regroupent avec les neutrons pour former des atomes chargés de manière neutre. Merci au nouveau particules composites, les photons étaient capables de se déplacer librement dans l’espace et d’interagir à peine avec la matière.

Le rayonnement CMB est constitué des mêmes photons émis par le plasma vers l'emplacement futur de la Terre et, grâce à la recombinaison, ont évité la diffusion. Ils nous parviennent toujours, surmontant l'espace en expansion.

Temps sombres.

Ils ont commencé immédiatement après « l’ère des protons » et ont duré 550 millions d’années. L’univers s’est tellement refroidi qu’après l’ère des protons, lorsqu’il brillait de teintes rouges, l’espace a été plongé dans le noir.

C’était une époque ennuyeuse, dans l’obscurité totale. Il n'y avait aucune source de lumière (étoiles ou galaxies). Il y a encore plus de planètes et d'astéroïdes. L’espace était rempli principalement d’hydrogène, d’hélium et de rayonnements micro-ondes.

Réionisation.

Une partie de l’histoire de l’Univers qui a commencé immédiatement après l’âge des ténèbres et a duré 250 millions d’années. Par rapport au passé, cette époque était plus amusante et colorée.

Des amas ont commencé à se former - des accumulations isolées de poussière de gaz interstellaire, apparues en raison des forces d'attraction. Les premiers objets denses furent les quasars. Puis les premières étoiles se sont enflammées et des nébuleuses de gaz et de poussière sont apparues.

Sous la force de la gravité, ils se sont unis en amas d'étoiles, ceux-là - dans la galaxie. Ces derniers ont formé leurs propres clusters et superamas.

Puis, au fond des étoiles, dans grandes quantités formé éléments lourds. Les explosions de supernova les ont dispersées dans tout l’Univers, à partir duquel se sont formées des planètes froides, des astéroïdes, des météoroïdes et, finalement, des organismes vivants.

L’ère du fond.

Commençant 800 millions d’années après le Big Bang. Cette époque continue.

Plusieurs milliards d’années après la « réionisation », la formation des planètes et des systèmes planétaires, y compris le système solaire, a commencé. Un peu plus de 8,4 milliards d'années après le Big Bang, la Terre s'est formée et après 500 millions d'années supplémentaires, la vie y est apparue.

13,7 milliards d’années après la naissance de l’Univers, les premiers hommes sont apparus. Quelques millions d'années s'écouleront encore et leurs descendants - représentants de l'espèce Homp Sapiens - inventeront des voitures et des avions, développeront des systèmes relativistes et la physique quantique, maîtrisera énergie atomique, explorer les environs immédiats de l'Univers, créer Internet, écrire cet article. :)

Histoire de l'Univers : du Big Bang à nos jours

Chapitre Selon la théorie du Big Bang, la poursuite de l'évolution dépend d'un paramètre mesurable expérimentalement - densité moyenne substances dans l’Univers moderne. Si la densité ne dépasse pas une certaine valeur critique (connue en théorie), l'Univers s'étendra pour toujours, mais si la densité est supérieure à la valeur critique, alors le processus d'expansion s'arrêtera un jour et la phase inverse de compression commencera, retournant à l’état singulier originel. Les données expérimentales modernes concernant la densité moyenne ne sont pas encore suffisamment fiables pour permettre un choix clair entre deux options pour l'avenir de l'Univers.

Il existe un certain nombre de questions auxquelles la théorie du Big Bang ne peut pas encore répondre, mais ses principales dispositions sont étayées par des données expérimentales fiables, et niveau moderne la physique théorique permet de décrire de manière assez fiable l'évolution d'un tel système dans le temps, à l'exception de la toute première étape - environ un centième de seconde du « début du monde ». Il est important pour la théorie que cette incertitude au stade initial s'avère en réalité insignifiante, puisque l'état de l'Univers formé après avoir franchi cette étape et son évolution ultérieure peuvent être décrits de manière assez fiable.