Evrenin Tarihi: Büyük Patlama'dan günümüze. Genişleyen evren modeli ve büyük patlama kronolojisi

Büyük Patlama teorisinin temelleri nispeten basittir. Kısacası ona göre Evrende var olan ve şu anda var olan tüm maddeler aynı anda - yaklaşık 13,8 milyar yıl önce - ortaya çıktı. O anda tüm madde, sonsuz yoğunluğa ve sıcaklığa sahip, çok kompakt, soyut bir top (veya nokta) biçiminde mevcuttu. Bu duruma tekillik adı verildi. Tekillik aniden genişlemeye başladı ve bildiğimiz Evreni doğurdu.

Büyük Patlama teorisinin, Evrenin kökenine ilişkin önerilen birçok hipotezden yalnızca biri olduğunu (örneğin, sabit bir Evren teorisi de vardır), ancak en geniş tanınırlığı ve popülerliği aldığını belirtmekte fayda var. Sadece her şeyin kaynağını açıklamakla kalmıyor bilinen madde, fizik kanunları ve büyük yapı Evren, aynı zamanda Evrenin genişlemesinin nedenlerini ve diğer birçok yönü ve olguyu da açıklar.

Big Bang teorisindeki olayların kronolojisi

Hakkındaki bilgiye dayanarak mevcut durum Evrende bilim insanları her şeyin sonsuz yoğunluğa sahip tek bir noktadan başlamış olması gerektiğini öne sürüyorlar. son zaman genişlemeye başladı.

Teoriye göre, ilk genişlemeden sonra Evren, soğuma aşamasından geçti ve bu da evrenin ortaya çıkmasına olanak sağladı. atom altı parçacıklar ve sonra basit atomlar. Bu antik elementlerin dev bulutları daha sonra yerçekimi sayesinde yıldızları ve galaksileri oluşturmaya başladı.

Bilim adamlarına göre tüm bunlar yaklaşık 13,8 milyar yıl önce başladı ve bu nedenle bu başlangıç ​​​​noktası Evrenin yaşı olarak kabul ediliyor. Çeşitli araştırmalar yaparak teorik ilkeler Parçacık hızlandırıcıları ve yüksek enerji durumlarını içeren deneyler yürüten ve ayrıca Evrenin uzak köşelerinde astronomik çalışmalar yürüten bilim insanları, Büyük Patlama ile başlayan ve sonunda Evreni bu duruma getiren olayların bir kronolojisini türetmiş ve önermişlerdir. kozmik evrimşu anda gerçekleşiyor.

Bilim insanları en çok buna inanıyor erken dönemler Büyük Patlama'dan sonra 10 -43 saniyeden 10 -11 saniyeye kadar süren Evren'in doğuşu halen tartışma ve tartışma konusudur. Şu anda bildiğimiz fizik yasalarının o dönemde var olamayacağını düşünürsek, bu süreçteki süreçlerin nasıl gerçekleştiğini anlamak oldukça zordur. erken evren. Ayrıca o dönemde mevcut olabilecek olası enerji türlerini kullanan deneyler de henüz yapılmadı. Her ne olursa olsun, evrenin kökenine ilişkin teorilerin çoğu, zamanın bir noktasında her şeyin başladığı bir başlangıç ​​noktası olduğu konusunda hemfikirdir.

Evrenin göreceli modeli A. Einstein'ın yerçekimi teorisinden (1917) kaynaklanan, fotometrik ve yerçekimi paradokslarını ortadan kaldırmayı mümkün kıldı. Yeni modele göre Kozmos'un özelliklerinin dağılıma göre belirlendiğini hatırlayalım. yerçekimi kütleleri: Evren sınırsızdır ancak aynı zamanda kapalıdır ve "yüzen" madde içeren dört boyutlu bir uzay-zaman küresini temsil eder. Bir benzetme, bize tanıdık gelen herhangi bir küre olabilir, örneğin, dünya veya Dünya gezegeninin kendisi: Gezgin asla ufuk çizgisine ulaşamaz, ancak topun alanı tam olarak sonlu bir sayı olarak ifade edilebilir.

Bununla birlikte, fikirlerinin bariz devrimci doğasına rağmen, Einstein yirminci yüzyılın başında. evrenin durağanlığına ve sonsuzluğuna yönelik ideolojik tutumların esiri kaldı.

Daha fazla gelişme 19. yüzyılın klasik doğa bilimi için paradoksal hale gelen kozmoloji. genişleyen evren modelleri Kronolojik sıraya göre düşünmek en uygunudur.

1917'de A. Einstein, alan denklemlerini oluştururken, sabit Evrenin tanımına yol açan çözümlere izin vermek için gerekli olan özel bir "kozmolojik sabit Λ" veya "lambda terimini" tanıttı. İlginç bir şekilde, Einstein daha sonra kozmolojik sabitin tanıtılmasına " en büyük hata hayatının." Çok sonra “kozmolojik sabitin” oynadığı ortaya çıktı önemli rol Evrenin evriminin bazı aşamalarını açıklarken.

1922'de Rus matematikçi ve jeofizikçi Alexander Alexandrovich Friedman (1888-1925) şunu buldu: sabit olmayan çözümler Einstein'ın yerçekimsel denklemi ve evrenin genişleyeceğini tahmin ederek temelini attı durağan olmayan kozmolojik model(genişleme veya daralma). Bunun yaklaşık olduğunu belirtmek önemlidir. uzayın kendisinin genişlemesi. Durumu geçmişe doğru tahmin ederek sansasyonel bir sonuca varılabilir: Başlangıçta Evrenin tüm maddesi, genişlemeye başladığı kompakt bir bölgede yoğunlaşmıştı. Bu hesaplamalarda uzay şişirilmiş bir şeye benzemeye başladı. kabarcık veya hem yarıçapın hem de yüzey alanının sürekli arttığı bir lastik balon. Patlayıcı nitelikteki fenomenler Evrende çok sık gözlemlendiğinden, A. Friedman, gelişiminin başlangıcında da benzer bir sürecin yattığını öne sürdü. Daha sonra buna “Büyük Patlama” adı verildi.

Einstein, Evrenin "başlangıcı" olayının imkansızlığından o kadar emindi ki, dergilerden birinde A. Friedman'ın yaptığı iddia edilen gaf hakkında kısa bir makale bile yayınladı. Bununla birlikte, birkaç ay süren yazışmalardan sonra Einstein, Friedman'ın sonuçlarının gerçeklikle hiçbir ilgisi olmadığını, daha ziyade bir "akıl oyunu" olduğunu düşünmesine rağmen, itirazlarını kamuoyu önünde geri çekti.

Konuyla ilgili devam eden tartışmalarda gerçek olasılık Cosmos'un genişlemesiyle yeni modeller doğdu. Özellikle, evrenin maddeyle dolu genişlemesi, Belçikalı en büyük gökbilimci ve matematikçi, Katolik rahip Abbot J. Lemaître'nin (Georges Lemaître, 1894-1966) 1925'te yayınlanan ilk kozmolojik çalışmasında tartışılmıştı. Yeni modelin varlığı ciddi deneysel doğrulama gerektiriyordu.

İlk kez dört yıl sonra, 1929'da elde edildi. Amerikalı gökbilimci E. Hubble (Edwin Powell Hubble; 1889-1953), gözlemlenen tüm devlerin yıldız sistemleri- galaksiler bizden uzaklaşıyor ve hatta hangi hızda olduğu hesaplanıyor. E. Hubble vardığı sonuçlarda şöyle devam etti: Doppler etkisi– Kaydedilen dalgaların frekansında ve uzunluğunda, kaynaklarının hareketinden kaynaklanan değişiklik kalıpları. Doppler etkisini pratikte herkes gözlemleyebilir; örneğin korna çalan bir lokomotif, platform üzerinde duran bir gözlemcinin yanından geçtiğinde. Zil sesinin belirli, sabit bir ton ürettiğini varsayalım. Lokomotif gözlemciye göre hareket etmediğinde, gözlemci aslında kornanın çıkardığı sesi tam olarak duyar. Ancak lokomotif gözlemciye yaklaşırsa frekans ses dalgaları artacak ve uzunluk azalacak ve gözlemci gerçekte olduğundan daha yüksek bir perde duyacaktır. Tren gözlemcinin yanından geçtiği anda, gerçekte yayılan sesi duyacaktır. Ve lokomotif daha uzağa gittiğinde ve zaten uzaklaştığında, gözlemci daha düşük frekans ve buna bağlı olarak ses dalgalarının daha uzun uzunluğu nedeniyle daha düşük bir ton duyacaktır. Görsel olarak, bir tekne veya yüzücü hareket ettiğinde, su yüzeyindeki dalga yayılımının benzer bir etkisi kıyıdan da gözlemlenebilir.

Spektrumları Analiz Etme elektromanyetik radyasyon galaksiler, Hubble kayıtlı kırmızıya kayma- gözlemlenebilirlerin kayması spektral çizgiler kırmızı (uzun dalga boyu) yöndeydi; bu da galaksilerin birbirlerinden her milyon parsekte 55 km/s artan bir hızla uzaklaştıklarını gösteriyordu. Dikkat hakkında konuşuyoruz galaktik sistemlerin uzayda "dağılması" ile ilgili değil, tıpkı yüzeyde işaretlenen noktaların "dağılması" gibi, uzayın kendisinin genişlemesiyle ilgili sıcak hava balonu daha sonra şişirildiğinde. Buna göre, maddenin "kaçışının" bir zamanlar başladığı noktanın konumu hakkındaki soru yanlıştır, çünkü başlangıçta ayırt ettiğimiz uzayın tüm bireysel noktaları-koordinatları konumlanmıştı. birlikte. İlk kez "terimi" Büyük patlama" veya " Büyük pamuk» ( Büyük patlama) İngiliz gökbilimci F. Hoyle (Sir Fred Hoyle; 1915-(19150624)2001) tarafından 1949 yılında verdiği bir derste kullanılmıştır.

E. Hubble'ın keşfi bilim camiasında yalnızca geniş bir yankı uyandırmakla kalmadı, aynı zamanda hararetli tartışmalara da neden oldu. Dünyanın yeni, dinamik bir resmini güvenilir bir şekilde doğrulamak için yeni gerçeklere ihtiyaç vardı.

1948'de Rus ve Amerikalı fizikçi Georgy Antonovich Gamov (1904-1968), A. Friedman'ın modeline dayanarak “sıcak Evren” hakkında. Friedman'a göre Patlama, milyarlarca yıl sonra Evrenin gözlemlenebilir cisimlerinin (yıldızlar, galaksiler ve gezegenler) oluştuğu süper yoğun maddeyle dolu bir alan yarattı. Georgy Gamow, dünyanın ana maddesinin sadece süper yoğun değil aynı zamanda çok sıcak olduğunu öne sürdü. Yeni fikir Evrenin ilk zamanlarındaki sıcak ve yoğun maddede nükleer reaksiyonlar ve bu “nükleer kazanda” akciğerler birkaç dakika içinde sentezlendi kimyasal elementler. Bu teorinin en muhteşem sonucu tahmindi. uzay arka planı radyasyon. Termodinamik yasalarına göre, erken Evrendeki elektromanyetik radyasyonun sıcak maddeyle birlikte var olması gerekirdi; Kozmos'un genel genişlemesiyle ortadan kaybolmaz ve şimdiye kadar "çok soğumuş" olarak kalır. Yaradılışın yankısı" veya " Büyük Patlama'nın yankısı" Gamow, varsayımsal artık radyasyonun sıcaklığının şu anda ne olması gerektiğini kabaca tahmin edebildi. Hesaplama çok düşük rakamlar verdi. mutlak sıfır(0 K veya −273,15 °C) – 1'den 10 K'ye. 1950'de G. Gamow hesaplamalarda ayarlamalar yaptı ve sıcaklığı yaklaşık 3 K olarak adlandırdı.

1955'te genç Sovyet radyo gökbilimcisi Tigran Aramovich Shmaonov deneysel olarak yaklaşık 3 K sıcaklıkta gürültü mikrodalga radyasyonunu keşfetti ve 1964'te Amerikalı radyo gökbilimcileri A. Penzias (1933 doğumlu) ve R. Wilson (Robert Woodrow Wilson; doğumlu) 1936) kozmik arka plan ışınımını keşfetti ve sıcaklığını ölçtü: Tam olarak 3 K olduğu ortaya çıktı. Bu, Hubble'ın 1929'da Evrenin genel genişlemesini gözlemlemesinden bu yana kozmolojideki en büyük keşifti. 1978'de A. Penzias ve R. Wilson'a ödül verildi Nobel Ödülü"keşif için mikrodalga kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu" Dönem " kalıntı(yani eski veya kalıntı) radyasyon» girildi Sovyet astrofizikçisi Joseph Samuilovich Shklovsky (1916-1985). Böylece G. Gamow'un "sıcak evren" modelinin deneysel olarak doğrulandığı ortaya çıktı.

Big Bang teorisi özellikle Evrenin %23 helyumdan oluşması gerektiğini öne sürüyordu. Yıldızlar ve bulutsulardaki helyum içeriğinin ölçümleri bu tahminleri doğruladı. Daha da etkileyici olanı, kozmik maddedeki ağır hidrojen izotopunun (döteryum ve lityum elementi) niceliksel içeriği hakkındaki varsayımların doğrulanmasıdır.

1990'larda kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun incelenmesi. NASA'nın COBE (Kozmik Arka Plan Kaşifi) sondasının yardımıyla devam etti. 2003 ve 2009'da özel astronomik uydular fırlatıldı uydu uzay aracı: WMAP (Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu) Ulusal Yönetim ABD Havacılık ve Araştırma uzay ve "Planck" (Avrupa uzay ajansı) kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun parametrelerinin yüksek hassasiyetli ölçümleri için.

Önceki ölçümlerle birlikte elde edilen bilgiler fizikçilerin modern standardı geliştirmelerine olanak sağladı. kozmolojik model(ΛCDM ("Lambda-CDM" okuyun; kısaltması Lambda-Soğuk Karanlık Madde), sıradan baryonik maddeye ek olarak Evrenin doldurulduğuna göre, karanlık enerji(yukarıda Einstein'ın denklemlerinde bahsedilen kozmolojik sabit Λ ile tanımlanır) ve soğuk karanlık madde (Soğuk Karanlık Madde). Evrenin yaşı ve kütle dağılımı yüksek doğrulukla belirlendi çeşitli türler madde (“sıradan” baryonik madde - %4, karanlık madde - 23 %, karanlık enerji-%73). Bu modele göre Evrenin yaşının 13,75 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. Neyin gözlemlendiği ortaya çıktı eşit olmayan dağılım maddeler, hücreli bal peteği şeklindeki yarı sıralı yapılara benzer düzensiz şekil boyutları 100 milyon ışıkyılı civarındadır. Bazı teolojik modellerde Evrenin uyumlu büyük ölçekli yapısının doğuşu, ikinci yaratma gününün İncil'deki “gökyüzü” (Yaratılış 1:6-8) ile ilişkilidir.

Büyük Patlama'nın yeniden oluşturulmuş kronolojisi aşağıdaki biçimde sunulabilir (yalnızca bazı aşamalar dikkate alınır).

Sıfır sahne. Matematiksel hesaplamalara güveniyorsanız, Büyük Patlama'dan önce Evrenin tüm maddesi ve tüm enerjisi tek bir yerde yoğunlaşmıştı geometrik nokta sıfır boyutlu, sıfır zamanlı, ancak kütle ve basınç sonsuza doğru gidiyor. G. Gamow bu eyaleti aramayı önerdi Augustinian dönemi- Madde ve uzayla birlikte zamanın ortaya çıkışından bahseden Aziz Augustine'in onuruna. Evrenin bu başlangıç ​​durumuna da denir. tekillik(lat. tekillik- tek olan). Ancak göre belirsizlik ilkesi W. Heisenberg'e ayrılan bölümde tarafımızdan tartışılmıştır. kuantum mekaniği madde tek bir noktaya “çekilemez” çünkü Bir parçacığın koordinatları ve hızından aynı anda bahsetmek mümkün değildir. Dolayısıyla yaratılışın başladığı an olan tekillik, bilinen fizik yasalarının hiçbirine uymamaktadır.

Modern olarak enflasyonist model(lat. enflasyon- şişme, şişme) “her şeyin başlangıcı” sekiz boyutlu uzay veya boşluktur (lat. vakum- boşluk), boyut olarak bir noktaya yaklaşıyor. Boşluğa mutlak boşluk denemez; boşluk, özel özellikler, içinde yer alan denge durumu: içinde var sanal boşluktan enerji “ödünç alan” parçacıklar kısa an doğmak ve işgal edilen enerjiyi geri getirerek hemen ortadan kaybolmak. Başka bir deyişle alanların kuantum dalgalanmaları uyarılmış bir boşlukta meydana gelir. Bu dalgalanmalardan biri boşluğu dengeden çıkarabilir, sanal parçacıklar Geri tepmeden enerjiyi yakalamaya başlayın, gerçek olun. Ortaya çıkan ilk kararsız parçacıklar seçkin fizikçi I. Prigogine ile özdeşleşmiş mini kara delikler sıradan maddeye ve radyasyona bozunuyor. Genel olarak süreç şu şekilde görünebilir: vakumun kendiliğinden dalgalanması > mini kara deliklerin ortaya çıkışı > uzay-zamanın doğuşu > temel parçacıkların doğuşu. "Aşırı soğutulmuş bir sıvı ve buna geçiş eşiği ile bazı benzerlikler var. kristal durumu“,” diye yazdı I. Prigogine, “Aşırı soğutulmuş bir sıvıdaki dalgalanmaları gözlemleyebiliriz, bu da yeniden ortaya çıkan veya çözünen küçük kristallerin oluşumuna yol açar. Ancak büyük bir kristal oluşursa geri dönüşü olmayan bir olay meydana gelir; tüm sıvının kristalleşmesi."

Bakış açısından sicim teorisi Yukarıda mikrokozmos düzeyinde maddenin yapısına ayrılan bölümde bahsedilen, başlangıç ​​koşulları Büyük Patlama öncesi şu şekilde anlatılmaktadır: Öncelikle tüm uzaysal boyutlar sıkı bir şekilde minimum boyuta daraltılmıştır. Planck uzunluğu - 10 −33 m. Sıcaklık ve enerji yüksektir ancak sonsuz değildir. İÇİNDE başlangıç ​​anı Evrenin varlığında, tüm uzaysal boyutlar tamamen eşit ve tamamen simetriktir: hepsi Planck boyutlarında (10 −33 m) “çok boyutlu bir yığın” halinde toplanmıştır. Daha sonra, Evren, Planck zamanında (10 −43 s) üç uzaysal boyutun müteakip genişleme için "seçildiği" ve şu anda gözlemlenen şekli alırken geri kalanların orijinallerini koruduğu simetri azalmasının ilk aşamasından geçer. Planck'ın büyüklüğü.

Enflasyon dönemi . Evrenin genişlemesinin başlangıcından bu yana geçen süre 10 −33 saniyedir. Bu dönemde uzaysal boyutları muazzam bir hızla 10 50 katına kadar artar. Dolayısıyla terimin kullanımı - “ enflasyon" Maddenin ikincil ısınması meydana gelir.

Kuark dönemi – 10 −12 ila 10 −6 s. Elektrozayıf simetri bozuldu, dört temelin tümü fiziksel etkileşimler ayrı olarak bulunur. Kuarklar henüz hadronlar halinde birleştirilmemiştir. Evren kuark-gluon plazması, leptonlar ve fotonlarla doludur.

Hadron ve Lepton dönemleri – 10 −6 ila 3 sn. Bu aşamada sıcaklık 10 13 K'ye düştü ve kuarkların serbest varlığı sona erdi. Süreç başladı imha- enerji emisyonu veya yeni parçacıkların doğuşu ile birlikte baryon-antibaryon ve ardından lepton-antilepton çiftlerinin karşılıklı yok edilmesi. Madde-antimadde simetrisinin bozulması nedeniyle baryonların antibaryonlara göre küçük bir fazlası kalır (yaklaşık 1:109). Madde nötrinolara karşı şeffaf hale gelir.

Proton (foton) dönemi – 3 dakikadan 380 bin yıla kadar. Atomlar oluşur, helyumun nükleosentezi, hidrojenin ağır izotopu - döteryum ve lityum meydana gelir. Madde radyasyona hakim olmaya başlar ve bu da Evrenin genişleme rejiminde bir değişikliğe yol açar. Dönemin sonunda Evren fotonlara karşı şeffaf hale gelir ve kalıntı radyasyon ortaya çıkar.

Karanlık Çağlar - 380 bin yıldan 150 milyon yıla kadar. Homojen genişleyen Evren hidrojen, helyum, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, radyasyon atomik hidrojen 21 cm'lik bir dalgada.

Yeniden İyonlaşma ve Madde Çağları – 150 milyondan 10 milyar yıla kadar. İlk yıldızlar, kuasarlar, galaksiler, galaksi kümeleri ve galaksi üstkümeleri, maddenin sıkışmasından oluşur. Hidrojen, yıldızlardan ve kuasarlardan gelen ışıkla yeniden iyonlaştırılır.

Yıldızların kendi parıltısının kaynağı termonükleer reaksiyonlar hidrojenin helyuma dönüştürülmesi. Bir dizi nükleer süreç daha ağır kimyasal elementler üretebilir. Yıldızlar bir dizi parametreye göre sınıflandırılır: boyut, emisyon spektrumları, parlaklık, temel kimyasal bileşim vesaire. 1910 yılında Danimarkalı gökbilimci E. Hertzsprung (1873-1967) ve Amerikalı astrofizikçi H. Russell (Henry Norris Russell; 1877-1957), yıldızları sınıflandırmak ve onların evrim süreçlerini açıklamak için şu anda bunlar olarak adlandırılan özel bir diyagram geliştirdiler. bilim adamları ( Hertzsprung-Russell diyagramı).

• Evrenin gelişiminin ana aşamaları

• Friedman'ın Evreni

"Büyük Patlamanın Kronolojisi" makalesi hakkında yorum yazın

Notlar

Kaynaklar

• // BİR BİLGİ AĞACI çevrimiçi kitabı

Büyük Patlama Kronolojisini anlatan alıntı

Bugün evrenimizin tarihi hakkında konuşmak istiyorum. Evrenin küçük bir noktadan şu anda çevremizde gördüğümüz şeye nasıl dönüştüğü hakkında.

Hadi gidelim.

Evren neredeyse 14 milyar yıldır var. Bunun için çok uzun açıklık zamanla tarihinin birçok dönemini aşmıştır. Artık “madde çağı” olarak adlandırılan Evrenin gelişiminin 13. aşamasındayız.

Evrenin evriminin tüm aşamalarına ne denir, ne kadar sürdüler, bu aşamalarda neler oldu? Çevremizdeki dünya nasıl gelişti?

Bu makale sizin için bu sorulara cevap verecektir.

Evrenin tarihinin tüm aşamalarını en eskiden moderne kadar sırayla anlatacağım. Bu nedenle "Augustin dönemi" ile başlayalım.

Augustinian dönemi.

Bu dönem evrenin Big Bang'den "önceki" ve Big Bang anındaki durumunu kapsamaktadır. Dünyanın gelişiminin bu aşaması hakkında gerçekte hiçbir şey bilinmiyor - yalnızca hipotezler var - çünkü modern fiziksel teoriler“Planck dönemi” öncesindeki olayları anlatamam. Bilim adamları yalnızca bu dönemin sonunda Büyük Patlama'nın meydana geldiğini biliyorlar - uzayın genişlemesi aniden başladı. Bu gerçekten görkemli olayın başlangıcında, Evren çok küçük bir noktaya hapsedilmişti. sonsuz yoğunluk ve sıcaklık, yani “kozmolojik tekillik” halindeydi.

Planck dönemi.

Bu en çok erken aşama Hakkında herhangi bir teorik varsayım ve açıklamanın bulunduğu Evrenin gelişimi. Bu aşama Büyük Patlama'nın hemen ardından başladı ve sözde devam etti. "Planck zamanı" Evrenin doğumundan sonraki 0'dan 10-43 saniyeye kadar.

O zamanlar (neler olduğunu Tanrı bilir) Evrenin boyutu çok küçüktü. O kadar ki kuantum etkileri- parçacıklarla meydana gelen olaylar - fiziksel etkileşimlere üstün geldi.

Bu çağdaki Evren aynı zamanda Planck sıcaklığına (10 32 Kelvin), enerjiye (10 19 milyar elektron volt), yarıçapa (10 -35 metre, yani Planck uzunluğuna eşittir) ve yoğunluğa (10 97 kg/m3) sahipti. .

Parçacıklar ve onlardan oluşan cisimler arasındaki dört tür etkileşimin tümü (bunlara "temel" de denir) - güçlü nükleer ve zayıf nükleer, elektromanyetik, yerçekimi - o zaman birbirinden ayırt edilemezdi ve birleşmişti. Ancak bu uzun sürmedi. Her şeyin yoluna girdi yüksek sıcaklık ve maddenin yoğunluğu.

Büyük birleşme çağı.

Evrenin gelişiminin bu aşaması, Büyük Patlama'dan 10-43 saniye sonra başlayıp 10-35 saniye sonra sona ermiştir. En başında vardı faz geçişi madde (bir sıvının bir gazdan yoğunlaşmasına benzer, ancak temel parçacıklara uygulanır). Bu, yerçekiminin "tek temel etkileşimden" ayrılması nedeniyle gerçekleşti.

Büyük Birleşme dönemi bir başka bölünmeyle sona erdi. Evren 10 28 Kelvin'e kadar soğudu ve güçlü etkileşim bağımsız hale geldi. Artık yalnızca elektromanyetik ve zayıf nükleer kuvvetler tek bir bütünü temsil ediyordu.

Bu olay yeni bir aşama geçişini gerektirdi. Onun sayesinde Evren tarihinin bir sonraki döneminde yeni parçacıklar ortaya çıktı ve uzay-zaman büyük ölçekli ve keskin bir genişlemeye başladı. Maddenin yoğunluk dağılımında ciddi değişiklikler yaşandı.

Enflasyon aşaması.

Şişme aşaması, zaman ölçeğinde Büyük Patlama'dan sonraki 10 -35 ile 10 -32 saniyeler arasında yer almaktadır. Bu dönemde Evren'in boyutu defalarca arttı. Daha önce tüm dünyanın yarıçapı “Planck uzunluğuna” eşitti, ancak şimdi uzay tam bir portakal büyüklüğüne ulaştı. Daha sonra hızlanarak büyümeye devam etti.

Çeşitli parçacık türleri oluştu. Bunlar kuarklar (protonlar ve nötronlar gibi hadronları oluşturan temel parçacıklar), elektronlar, hiperonlar ve nötrinolardı (lepton sınıfından nötr temel parçacıklar).

Bir süre sonra, başka bir faz geçişinin meydana gelmesi nedeniyle Evrenin sıcaklığı azaldı. Bundan dolayı sözde “CP değişmezliğinin ihlali” ve “baryogenez” gibi bir olgunun ilk süreçleri başladı.

Baryogenez- bu, kuarkların ve gluonların yeni, bileşik parçacıklar - hadronlar halinde birleşmesidir.

Ek olarak, gizemli bir "Evrenin baryonik asimetrisi" ortaya çıktı - maddenin anti-madde üzerindeki üstünlüğü. Bilim adamları hala ortaya çıkmasının nedenlerini açıklayamadılar.

Yukarıda yazılanlara ek olarak fizikçiler ve kozmologların, bu çağda Evrenin tekrarlanan birkaç ısınma ve soğuma döngüsünden geçtiği varsayımları var.

Enflasyon çağının sonuna gelindiğinde, Evrenin yapı malzemesi kuarklardan, anti-kuarklardan ve gluonlardan (güçlü etkileşimin taşıyıcıları) oluşan bir plazma haline geldi.

Evrenin sıcaklığındaki daha fazla düşüş, başka bir faz geçişine yol açtı. Bu eğitimle ilgili fiziksel güç, temel etkileşimler ve temel parçacıklar modern halleriyle.

Bu faz geçişi üç döneme sığar ve “birincil nükleosentez” ile sona erer.

Elektrozayıf dönem.

Evrenin doğumundan sonraki 10 -32 ile 10 -12 saniye arası. Elektromanyetik ve zayıf etkileşimlerşimdiye kadar tek bir elektrozayıfı temsil ediyorlardı çünkü Evrenin sıcaklığı hala çok yüksek. daha sonra Higgs bozonları (3 yıl önce Büyük Hadron Çarpıştırıcısında bulunanların aynısı), W - ve Z - bazonları ortaya çıktı.

Yeni egzotik parçacıklara ve kuark-gluon plazmasına ek olarak kozmos, fotonlar (elektromanyetik radyasyonun temel parçacıkları veya kuantumları) ve leptonlarla doluydu.

Kuarkların çağı.

Bu aşama Büyük Patlama'dan sonraki 10-12 saniyeden 10-6 saniyeye kadar olan dönemde yer almaktadır. Daha sonra “elektrozayıf simetri” ihlali meydana geldi. Artık tüm temel etkileşimler birbirinden ayrı olarak mevcuttur.

Kuark çağında sıcaklık ve enerji, kuarkların nihayet hadronlara kaynaşması için hâlâ çok yüksek.

Önemli bir dönüşüm ancak dünyanın gelişiminin bir sonraki aşamasında gerçekleşecektir.

Hadronların Çağı.

Evrenin doğumundan sonraki 10 -6 ila 100 saniye arasında. Sonunda kuark-gluon plazması o kadar soğudu ki baryogenez tamamlandı ve hadronlar ve antihadronlar doğdu. Ancak bu parçacıkların çoğu yok oldu (karşılıklı olarak yok edildi). Bunlardan sadece küçük bir kısmı hayatta kaldı.

Çok geçmeden Evren o kadar soğudu ve genişledi ki sıcaklığı yalnızca lepton ve antilepton yaratmaya yetti. Bu parçacıklar hızla Evrendeki baskın kütle haline geliyor.

Leptonlar dönemi.

Leptonların çağı Büyük Patlama'dan 100 saniye ile 3 dakika sonraydı. Sonra Evren nötrinolara karşı şeffaf hale geldi.

Uzay soğumaya devam ediyor. Dönemin sonunda sıcaklık, yeni lepton oluşumunun imkansız hale geldiği bir noktaya düştü. Ve “lepton-antilepton” çiftleri hadronların kaderini yaşıyor. Çoğu karşılıklı olarak yok edilir. Evrende hiçbir şey kalmadı küçük miktar leptonlar fotonların baskın olmasına neden olur.

Nükleosentez dönemi.

Lepton çağıyla eş zamanlı olarak Evren tarihinin bu aşaması da yaşandı. Maddenin yeterince soğuması sayesinde hayatta kalan hadronlar hidrojenden daha ağır atom çekirdekleri halinde birleşti. Bu işleme “birincil nükleosentez” denir.

Bu aşamada yıldız maddesinin birincil bileşimi ortaya çıktı: %75 hidrojen, neredeyse %25 helyum, bir miktar lityum, döteryum ve bor.

Proton Çağı.

Büyük Patlama'dan 3 dakika sonra başladı ve 380.000 yıl sonra sona erdi. Madde radyasyona hakim olmaya başladı.

Dönemin sonunda hidrojenin rekombinasyonu (iyonlaşmanın ters süreci) meydana geldi. Sıcaklığın daha da azalması ve Evrenin genişlemesi nedeniyle yerçekimi baskın güç haline geldi.

Büyük Patlama'dan 379.000 yıl sonra, Evrenin 3000 Kelvin sıcaklığında önemli bir olay meydana geldi: atom ve elektron çekirdekleri birleşerek ilk atomları oluşturdu. "Birincil rekombinasyon" başladı. Bu bir dönüm noktasıydı: Madde opak plazmadan elektromanyetik radyasyona geçti. gaz hali. Evren sonunda şeffaf hale geldi.

Geçtiğimiz 379.000 yılda fotonlar olabildiğince çok acı çekti. Çeşitli ücretler temel parçacıklar Eskiden bir araba ve küçük bir arabanın bulunduğu ışık, ışığı engelliyordu. Işık kuantumu onlarla etkileşime giriyordu, bu yüzden "kardeşlerinden" sürekli "tekmeler" ve "itmeler" yaşıyorlardı. Fotonlar sürekli olarak yüklü parçacıklar tarafından saptırılıyor veya emiliyordu. Sonuç olarak ışık büyük ölçüde dağıldı. Eğer bu çağda bir gözlemci olsaydı, önünde yalnızca yoğun sis görürdü.

Fotonların yalnızca pozitif ve negatif yüklü parçacıklarla etkileşime girdiği bilinmektedir. Ve kuantum ışığın “proton çağı”nın sonunda şans nihayet tersine döndü. Negatif elektronlar ve pozitif protonlar nötronlarla birlikte nötr yüklü atomlar halinde gruplanır. Yeni sayesinde kompozit parçacıklar Fotonlar uzayda özgürce hareket edebiliyordu ve maddeyle neredeyse hiç etkileşime giremiyordu.

CMB radyasyonu, plazma tarafından Dünya'nın gelecekteki konumuna yayılan fotonlarla aynıdır ve rekombinasyon nedeniyle saçılmayı önlemiştir. Genişleyen alanın üstesinden gelerek hala bize ulaşıyorlar.

Karanlık Çağlar.

Proton çağının hemen ardından başladılar ve 550 milyon yıl sürdüler. Evren o kadar soğudu ki, proton çağından sonra kırmızı tonlarla parıldamaya başlayınca uzay karanlığa gömüldü.

Tamamen karanlığın sıkıcı bir dönemiydi. Işık kaynakları (yıldızlar veya galaksiler) yoktu. Daha da fazla gezegen ve asteroit var. Uzay öncelikle hidrojen, helyum ve mikrodalga kalıntı radyasyonuyla doluydu.

Yeniden iyonizasyon.

Karanlık Çağlardan hemen sonra başlayan ve 250 milyon yıl süren Evren tarihinin bir parçası. Geçmişe göre bu dönem daha eğlenceli ve renkliydi.

Kümeler oluşmaya başladı - çekim kuvvetleri nedeniyle ortaya çıkan izole yıldızlararası gaz tozu birikimleri. İlk yoğun nesneler kuasarlardı. Daha sonra ilk yıldızlar parladı ve gaz ve toz bulutsuları ortaya çıktı.

Yer çekimi kuvveti altında birleştiler yıldız kümeleri, bunlar - galaksiye. İkincisi kendi kümelerini ve üstkümelerini oluşturdu.

Sonra yıldızların derinliklerinde, büyük miktarlar oluşan ağır elementler. Süpernova patlamaları onları, soğuk gezegenlerin, asteroitlerin, meteoroidlerin ve nihayetinde canlı organizmaların oluştuğu Evren'e dağıttı.

Madde çağı.

Büyük Patlama'dan 800 milyon yıl sonra başlıyor. Bu dönem hala devam ediyor.

"Yeniden iyonlaşma"dan birkaç milyar yıl sonra, Güneş Sistemi de dahil olmak üzere gezegenlerin ve gezegen sistemlerinin oluşumu başladı. Büyük Patlama'dan 8,4 milyar yıl sonra Dünya oluştu ve 500 milyon yıl sonra da üzerinde yaşam ortaya çıktı.

Evrenin doğumundan 13,7 milyar yıl sonra ilk insanlar ortaya çıktı. Birkaç milyon yıl daha geçecek ve onların torunları - Homp Sapiens türünün temsilcileri - arabaları ve uçakları icat edecek, göreliliği geliştirecek ve kuantum fiziği, ustalaşacak atom enerjisi, Evrenin yakın çevresini keşfedin, İnternet'i yaratın, bu makaleyi yazın. :)

Evrenin Tarihi: Büyük Patlama'dan günümüze

1 milyar yıl - 8,9 milyar yıl Maddenin yaşı Modern Evrendeki maddeler. Yoğunluk belirli (teoriden bilinen) bir kritik değeri aşmazsa, Evren sonsuza kadar genişleyecektir, ancak yoğunluk kritik değerden büyükse, o zaman genişleme süreci bir gün duracak ve sıkıştırmanın ters aşaması başlayacak ve geri dönecektir. orijinal tekil durumuna. Ortalama yoğunluğa ilişkin modern deneysel veriler henüz Evrenin geleceği için iki seçenek arasında net bir seçim yapmaya yetecek kadar güvenilir değil.

Büyük Patlama teorisinin henüz cevaplayamadığı birçok soru var, ancak ana hükümleri güvenilir deneysel verilerle destekleniyor ve modern seviye teorik fizik, böyle bir sistemin zaman içindeki evrimini, ilk aşama hariç - "dünyanın başlangıcından" yaklaşık saniyenin yüzde biri kadar - oldukça güvenilir bir şekilde tanımlamayı mümkün kılar. Evrenin bu aşamayı geçtikten sonra oluşan durumu ve sonraki evrimi oldukça güvenilir bir şekilde tanımlanabildiğinden, ilk aşamadaki bu belirsizliğin aslında önemsiz çıkması teori açısından önemlidir.