Эволюция Вселенной

постулата.

    Фридман  привел  две  модели  Вселенной.  Вскоре   эти   модели   нашли

удивительно точное подтверждение  в  непосредственных  наблюдениях  движений

далёких галактик в эффекте  «красного смещения» в их спектрах.

    В 1929  г.  Хаббл   открыл  замечательную  закономерность  которая  была

названная «законом Хаббла»  или «закон  красного  смещения»:  линии  галактик

смещенных  к  красному  концу,  причем  смещение  тем  больше,  чем   дальше

находится галактика.

 

                             2. Начало Вселенной

 

    Вселенная постоянно   расширяется.  Тот  момент,  с  которого  Вселенная

начала  расширятся,  принято  считать  ее  началом.  Первую  эру  в  истории

вселенной называют  “большим взрывом” или английским термином Big Bang.

    На самом раннем  этапе, в первые мгновения “большого  взрыва” вся материя

была  сильно   раскаленной    и   густой   смесью   частиц,   античастиц   и

высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с  соответствующими

античастицами  аннигилировали,  но  возникающие   гамма-фотоны   моментально

материализовались в частицы  и античастицы.

    Под расширением  Вселенной подразумевается такой  процесс,  когда  то  же

самое  количество  элементарных  частиц   и   фотонов   занимают   постоянно

возрастающий объём. На  начальном  этапе  расширения  Вселенной  из  фотонов

рождались частицы и  античастицы.  Этот  процесс  постоянно  ослабевал,  что

привело  к  вымиранию  частиц  и  античастиц.  Поскольку  аннигиляция  может

происходить при любой  температуре, постоянно осуществляется процесс  частица

+ античастица  ? 2  гамма-фотона  при  условии  соприкосновения   вещества  с

антивеществом. Процесс материализации гамма-фотон ?  частица  +  античастица

мог протекать лишь при  достаточно высокой температуре.  Согласно  тому,  как

материализация в результате понижающейся  температуры раскаленного  вещества

приостановилась. Эволюцию  Вселенной  принято  разделять  на  четыре  эры  :

адронную, лептонную, фотонную и звездную.

    Адронная эра.  При очень высоких температурах  и плотности в самом начале

существования Вселенной  материя состояла из  элементарных  частиц.  Вещество

на самом раннем этапе  состояло из адронов, и  поэтому  ранняя  эра  эволюции

Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то  время  существовали

и лептоны.

    Процесс аннигиляции  барионов и антибарионов  продолжался   до  тех  пор,

пока давление излучения  не отделило вещество от  антивещества.  Нестабильные

гипероны (самые тяжелые  из барионов) в  процессе  самопроизвольного  распада

превратились в самые  легкие  из  барионов  (протоны  и  нейтроны).  Так  во

вселенной исчезла самая  большая группа барионов - гипероны.  Нейтроны  могли

дальше распадаться  в  протоны,  которые  далее  не  распадались,  иначе  бы

нарушился закон сохранения барионного заряда.  Распад  гиперонов  происходил

на этапе с 10-6 до 10-4 секунды.

    К моменту, когда  возраст Вселенной достиг одной  десятитысячной  секунды

(10-4 с.), температура ее  понизилась до 1012 K, а энергия частиц  и  фотонов

представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения  самых  легких

адронов - пионов. Пионы,  существовавшие  ранее,  распадались,  а  новые  не

могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст  Вселенной

достиг 10-4 с., в ней исчезли  все мезоны. На этом и кончается  адронная  эра,

потому  что  пионы  являются  не  только  самыми  легкими  мезонами,  но   и

легчайшими адронами. Никогда  после  этого  сильное  взаимодействие  (ядерная

сила) не проявлялась  во  Вселенной  в  такой  мере,  как  в  адронную  эру,

длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.

    Лептонная эра.  Когда энергия частиц и фотонов  понизилась в пределах  от

100  Мэв  до  1  Мэв   в  веществе  было  много   лептонов.  Температура  была

достаточно высокой, чтобы  обеспечить интенсивное  возникновение  электронов,

позитронов и нейтрино. Барионы (протоны  и  нейтроны),  пережившие  адронную

эру, стали по сравнению  с лептонами и фотонами встречаться  гораздо реже.

    Лептонная эра  начинается с распада последних  адронов - пионов - в мюоны

и мюонное нейтрино, а  кончается через несколько секунд при температуре  1010

K, когда энергия  фотонов  уменьшилась до 1 Мэв и  материализация  электронов

и позитронов прекратилась.  Во  время  этого  этапа  начинается  независимое

существование  электронного  и  мюонного  нейтрино,  которые   мы   называем

“реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось  огромным  количеством

реликтовых электронных  и мюонных нейтрино. Возникает  нейтринное море.

    Фотонная эра  или эра излучения.  На  смену   лептонной  эры  пришла  эра

излучения, как только  температура  Вселенной  понизилась  до  1010  K  ,  а

энергия  гамма  фотонов  достигла  1  Мэв,  произошла   только   аннигиляция

электронов  и  позитронов.  Новые  электронно-позитронные  пары   не   могли

возникать  вследствие  материализации,  потому,  что  фотоны   не   обладали

достаточной энергией. Но аннигиляция  электронов  и  позитронов  продолжалась

дальше,  пока  давление  излучения  полностью  не   отделило   вещество   от

антивещества. Со времени  адронной и лептонной эры Вселенная  была  заполнена

фотонами. К концу лептонной  эры фотонов было в  два  миллиарда  раз  больше,

чем протонов и электронов. Важнейшей  составной  Вселенной  после  лептонной

эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по  энергии.

    Вследствие расширения  Вселенной понижалась плотность  энергии фотонов  и

частиц. С увеличением  расстояния во Вселенной в два  раза,  объём  увеличился

в восемь раз.  Иными  словами,  плотность  частиц  и  фотонов  понизилась  в

восемь раз. Но фотоны в  процессе расширения ведут себя иначе,  чем  частицы.

В то время как энергия  покоя во  время  расширения  Вселенной  не  меняется,

энергия фотонов при расширении уменьшается.  Фотоны  понижают  свою  частоту

колебания, словно “устают” со временем. Вследствие этого  плотность  энергии

фотонов  (Er)  падает  быстрее,   чем   плотность   энергии   частиц   (Em).

Преобладание во вселенной  фотонной составной над составной  частиц  (имеется

в виду плотность энергии) на протяжении эры  излучения  уменьшалось  до  тех

пор, пока не исчезло полностью. К  этому  моменту  обе  составные  пришли  в

равновесие (то есть Er=Em). Кончается  эра излучения и вместе с  этим  период

“большого взрыва”. Так  выглядела Вселенная в возрасте примерно 300 000  лет.

Расстояния в тот период были в тысячу раз короче, чем  в настоящее время.

    Звездная эра.  После “большого  взрыва”   наступила  продолжительная   эра

вещества, эпоха преобладания частиц.  Мы  называем  её  звездной  эрой.  Она

продолжается со времени  завершения  “большого  взрыва”  (приблизительно  300

000 лет) до  наших   дней.  По  сравнению  с   периодом  “большим  взрыва”   её