Эпоха великого объединения кратко

Обновлено: 04.07.2024

Большой взрыв берет начало от бесконечно малой и бесконечно бесконечно плотной точки – сингулярности. Откуда она появилась, да и появилась ли вообще, не известно. Но вдруг, по каким-то причинам, она разлетелась во все стороны – произошёл Большой взрыв. По каким причинам это случилось, тоже не известно, но результатом стало образование нашей Вселенной со всем её содержимым: пространством, материей, полями и т.д. Рассмотрим основные этапы Большого взрыва, сформировавшего нашу Вселенную, опираясь на современную науку.

Начальное расширение Вселенной, до которого она существовала в состоянии сингулярности, описывается космологической моделью. Эта модель принята подавляющим большинством специалистов. В современной интерпретации теория Большого взрыва сочетается с моделью горячей Вселенной, хотя независимость этих концепций очевидна.

По уточнённым представлениям, та Вселенная, которую мы можем наблюдать, образовалась 13,7 млрд. лет назад.

Ранняя Вселенная в нынешних представлениях разделяется на эпохи. Каждая эпоха имеет свою хронологию. Эпохи описывают, каким образом и в какой хронологии протекали процессы во время Большого взрыва.

Планковская эпоха

Планковская эпоха считается самым ранним моментом Большого взрыва. Продолжительность этой эпохи не очень велика, она определяется временем от 0 до 10 -43 секунд. Параметры вещества этой эпохи тоже имеют планковские значения: температура составляла 10 32 К, а плотность – 10 93 г/см 3 . Поскольку Вселенная в это время имела чрезвычайно малые размеры, миром правили квантовые эффекты. Все существующие силы были объединены, а гравитационное воздействие по величине было сравнимо с остальными фундаментальными силами. Невероятно высокие параметры температуры и плотности вещества делали его состояние неустойчивым. Произошло нарушение симметрии, и стали проявляться фундаментальные силы — гравитация отделилась от других взаимодействий. Это стало окончанием планковской эпохи.

Эпоха великого объединения

Эта эпоха (ЭВО) ещё носит название эпохи суперсимметрии. То есть, это такое состояние, когда бозонные и фермионные поля могут переходить друг в друга. Или же, что понятнее, вещество может становиться взаимодействием (излучением), и наоборот. Считается, что ЭВО стартовала во временной момент порядка 10 -43 секунд и закончилась около 10 -34 секунды. Температура этой эпохи составила 10 27 К, а плотность – 10 74 г/см 3 . С начала ЭВО происходит ослабление квантовых эффектов, и начинают действовать законы теории относительности.

Гравитация уже отделилась, но оставшиеся три взаимодействия (сильное, слабое и электромагнитное) пока объединены в одно. В продолжение данной эпохи были абсолютно не актуальны некоторые физические характеристики – вес, масса, цвет. В конце ЭВО происходит отделение сильного взаимодействия от остальных, и в создающихся условиях оно приводит к новому этапу – Инфляционному расширению Вселенной. Очень трудно, а, скорее, абсолютно невозможно представить временные промежутки от 10 -43 до 10 -34 секунд. Но правильно ли мы рассуждаем, пытаясь измерить неизвестные события привычными величинами? А какими были физические законы до Большого взрыва, в момент его и по окончании самого процесса? Может быть, эти понятия из того же разряда, что и многомерность Вселенной, представить которую мы пока явно не в состоянии? Ответы на эти вопросы — дело ученых в будущем.

Инфляционная эпоха

При происшествии планковского времени после Большого взрыва началось Инфляционное расширение, предполагающее период его более быстрого (почти моментального) расширения, нежели предусмотрено стандартной моделью. Разработчиком теории стал А. Гут в 1981 году, но значительный вклад был привнесён астрофизиками Старобинским, Линде, Мухановым и др.

Концепция теории

Кратко сформулировать концепцию инфляции можно тремя базовыми положениями:

Инфляция неизбежна. Долгие и разнообразные исследования в области теоретической физики вселяют уверенность, что ранняя Вселенная обладала полями, которые отвечали за инфляционное расширение. Многочисленные варианты теории, объединяющей все физические взаимодействия, в частности, теория суперструн, подразумевают наличие больших количеств таких полей. Хотя бы одно поле имело условия для наступления инфляции.
Однородная и плоскостная Вселенная объясняется теорией инфляции.Она упразднила вопросы о геометрических параметрах и степени однородности Вселенной, которыми она обладала сразу после Большого взрыва. Инфляционное расширение сглаживает все начальные условия.
Теория инфляции неплохо может предсказывать наблюдения. Наблюдая космический микроволновый фон реликтового излучения и характер распределения галактик, подтверждается, что в ранней Вселенной вариации энергии в пространстве были масштабно-инвариантны.

Инфляция

Время, отведенное этой эпохе, составляют от 10 -35 до 10 -32 секунд. За это время экспоненциально увеличивается радиус Вселенной – на много порядков. Начинает создаваться крупномасштабная структура Вселенной. Происходит вторичный нагрев и начинается бариогенезис – объединение кварков и глюонов в адроны и барионы. Размеры Вселенной во время начала инфляционного процесса составляли 10 -33 см. А, как нам известно, величина протона – 10 -13 см.

Выходит, в самом начале Вселенная была меньше протона во столько же раз, во сколько протон меньше Луны.

Что интересно, Луна соотносится с Вселенной нынешней примерно в той же пропорции. За величину, исчисляемую ничтожными долями секунды, размеры Вселенной увеличились в 10 25 раз. Причиной столь быстрого считается скалярное поле, именуемое инфлантонным. Это поле имеет напряжённость в каждой точке пространства-времени, а его потенциальная энергия является причиной ускоренного расширения Вселенной.

Инфляция не может полностью сгладить первичные неоднородности, которые сохраняются за счёт квантовых эффектов. Из законов квантовой физики известно, что поле инфлантона не имеет всюду в пространстве одинаковую напряжённость. Наличие случайных флуктуаций поля способствует неравномерному окончанию стадии инфляционного расширения в разных частях Вселенной. Температуры в этих частях тоже различаются. Из этих неоднородностей впоследствии будут образованы звёзды и галактики. Если бы Вселенная была абсолютно однородна, в ней бы не смогли образоваться никакие структуры.

Проблемы модели и их разрешение

Проблема крупномасштабности и изотропности Вселенной может быть разрешена благодаря тому, что на стадии инфляции расширение происходило необычайно высокими темпами. Из этого следует, что всё пространство наблюдаемой Вселенной – результат одной причинно-связанной области эпохи, предшествующей инфляционной.
Разрешение проблемы плоской Вселенной. Это возможно потому, что на стадии инфляции происходит увеличение радиуса кривизны пространства. Эта величина такова, что позволяет современным параметрам плотности иметь значение, близкое к критическому.
Инфляционное расширение ведёт к возникновению колебаний плотности с определённой амплитудой и формой спектра. Это даёт возможность развития этих колебаний (флуктуаций) в нынешнюю структуру Вселенной, сохраняя крупномасштабную однородность и изотропность. Это разрешение проблемы крупномасштабной структуры Вселенной.

Основным недостатком инфляционной модели можно считать её зависимость от теорий, которые ещё не доказаны и разработаны не до конца.

Например, модель базируется на теории единого поля, которая пока является просто гипотезой. Её невозможно проверить экспериментально в лабораторных условиях. Ещё один недостаток модели – непонятность, откуда взялась перегретая и расширяющаяся материя. Здесь рассматриваются три возможности:

Стандартная теория Большого взрыва предполагает начало инфляции на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Но тогда не разрешается проблема сингулярности.
Вторая возможность – возникновение Вселенной из хаоса. Разные участки её имели различную температуру, поэтому в одних местах происходило сжатие, а в других – расширение. Инфляция должна была возникнуть в области Вселенной, которая была перегрета и расширялась. Но не ясно, откуда взялся первичный хаос.
Третий вариант – квантово-механический путь, посредством которого возник сгусток перегретой и расширяющейся материи. Фактически, Вселенная возникла из ничего.

Противники инфляционной модели

Инфляционная модель Вселенной устраивает не всех. Знаменитый английский учёный Р. Пенроуз – один из основных её противников. Он считает, что те решения, что предлагаются данной моделью, схожи с процессом заметания мусора под ковёр. Сложности, возникающие в отсутствии некоторых фундаментальных обоснований, носят название проблем начальных значений. Например, на стадии, предшествующей инфляции, возмущения плотности должны иметь определённые, очень малые значения. Именно этот фактор делает реальной наблюдаемую степень однородности, но вот инфляционная модель этого никак не объясняет. Пространственная кривизна при инфляции уменьшается значительно, но и до инфляционного периода она вполне могла иметь такие большие значения, чтобы быть заметной в современной фазе развития Вселенной. И этому объяснений тоже нет. Вот лекция Пенроуза где он детально обо всем рассказывает:

Образование нашего мира после инфляции

Большой взрыв включил гигантский ускоритель частиц, и Вселенная стала стремительно расширяться и эволюционировать. Процессы рождения и гибели частиц менялись стремительно и непрестанно. Это предопределило всю дальнейшую эволюцию Вселенной и тот облик её, который нам знаком. Расширение Вселенной представляет собой процесс, в ходе которого при непрерывно возрастающем объёме количество элементарных частиц остаётся прежним.

В первый момент Большого взрыва всё вещество представляло собой раскалённую, очень насыщенную смесь различных частиц, античастиц и гамма-фотонов высоких энергий. Частицы, сталкиваясь, взаимоуничтожались и рождались вновь. Мы уже рассматривали и инфляционную модель расширения Вселенной, теперь посмотрим как она эволюционировала после неё:

Рождение галактик

Иерархическая теория

Инфляционная теория

Этот вариант базируется на особенностях квантовых флуктуаций, непрерывно происходящих в вакууме. В ходе инфляционного расширения тоже имели место эти флуктуации. Расширение Вселенной происходило со сверхсветовыми скоростями, поэтому расширялись и флуктуации, а параметры их могли превышать начальные в (10 10 ) 12 раз. Из-за этих флуктуации Вселенная стала неоднородной, и за 400000 лет под действием гравитационного сжатия из этих неоднородностей получились газовые туманности, позднее ставшие галактиками. Согласно ей, сначала образовывались крупные галактики, а потом уже более мелкие.

Рождение звёзд

Процесс массового формирования звёзд из межзвёздного газа получил название звёздообразования. Обычно для протекания этого процесса достаточно области, имеющей размеры не более 100 пк. Но бывают и сверхассоциации, которые можно сопоставить с размерами галактики. И наш Млечный Путь, и другие галактики имеют объекты, находящиеся на стадии звёздообразования. Процесс образования и эволюции звёзд проходит в несколько этапов:

Формируются большие газовые комплексы (масса – от 10 7 солнечных);
В комплексах появляются молекулярные облака;
Происходит гравитационное сжатие облаков до образования звезды;
Непосредственно жизнь звезды, под действием термоядерной реакции в недрах звёзд образуются новые элементы;
Вспышки новых и сверхновых за счет выгорания топлива, или образование звёзд-карликов;

Жизнь самых массивных звёзд не очень долгая – миллионы лет, а сам факт их существования подтверждает, что процессы звёздообразования происходят и теперь. Молодые звёзды чаще всего существуют в виде рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, составляющие десятки и сотни объектов. В созвездии Орион можно наблюдать действующий процесс звёздообразования из гигантского газового комплекса.

Рождение планет

Пока не совсем ясно, какие процессы формировали планеты и планетные системы. Но по всем имеющимся данным определённо можно сказать, что:

Планеты образовываются ещё до того, как рассеялся протопланетный диск звезды;
Большое значение имеет аккреция (вещество падает на поверхность звезды из окружающего пространства);
Набирают массу рождающиеся планеты за счёт планетезималей (постепенно приращивая массу за счет мелких частиц).

Формирование планет заканчивается, когда молодая звезда включает свой термоядерный реактор. В результате ядерных реакций создаётся солнечный ветер, который своим давлением рассеивает протопланетный диск. Создание планет из протопланетного диска может происходить по двум основным сценариям.

Аккреционный. Из пыли образуются планетезимали. Некоторые из них становятся доминирующими, и именно они и станут протопланетами. Если протопланета окружена большим количеством газа, то может получиться планета-гигант, которая будет наращивать массу за счёт аккреции.
Гравитационный коллапс. Протопланетный диск является объектом самогравитирующим, поэтому он подвержен нестабильностям. Из таких нестабильностей и образуются планеты, постепенно наращивая свою массу.

Солнечная система

4,6 млрд. лет назад начала формироваться наша планетная система из части молекулярного облака, в центре которого образовалось Солнце. По последним данным, в начале своей жизни наша планетная система имела несколько иной вид: внешние её границы были более компактны, пояс Койпера был придвинут намного ближе к Солнцу. Количество планет, находящихся во внутренней части и имевших размеры не меньше, чем у Меркурия, было гораздо большим.

Таким образом, после Большого взрыва и образовался наш мир, каким мы его видим и сейчас.

В начале было слово… а нет, не та статья. В начале была сингулярность – вот. Бесконечно малая и бесконечно плотная точка в. где-то там, в общем. Откуда она взялась, да и была ли вообще, никто наверняка не знает.

Потом был БУМ! Сингулярность просто резко разлетелась – случился Большой взрыв. Почему? Спросите что-нибудь полегче, например, почему на луне так много кратеров? Потому что на это у меня есть ответ, а касательно причин Большого взрыва – нет. Это просто произошло и стало результатом образования нашей с вами Вселенной. А возможно, и еще одной – параллельной, но сегодня не об этом. В этой статье мы рассмотрим основные этапы протекания БВ и зарождения всего.

Теория Большого взрыва все еще является теорией. Да, она принята большинством ученых, но это не значит, что она 100% верна. У нее есть свои противники, и в конце концов существует какая-никакая вероятность, что в начале все-таки было слово (ну вы поняли). Так что вы вольны верить, во что хотите.

С момента образования Вселенной прошло 13,7 миллиарда лет, согласно расчетам и предположениям. С момента Большого взрыва она начала свое расширение, которое продолжается до сих пор. Начальные этапы жизни Вселенной делятся на эпохи, которые описывают, как и когда протекали те или иные процессы во время Большого взрыва.

Вселенной во время Большого взрыва

Планковская эпоха

В самом начале Большого взрыва был период, который длился не более 10 -43 секунды. Данная эпоха названа именно так, потому что параметры ее вещества имели планковские значения: температура 10 32 К, а плотность – 10 93 г/см 3 . Сама Вселенная тогда была еще не особо большой, как вы понимаете, поэтому там царили квантовые процессы. Все существующие силы объединялись в одну, а из-за чрезвычайно высокой температуры и плотности младенческий космос был слегка неустойчивым. Это привело к разделению фундаментальных сил. Когда гравитация также отделилась, планковская эпоха закончилась.

Эпоха великого объединения

Еще не все силы разделились, поэтому в то время не существовало массы, цвета и некоторых других физических параметров. Когда ЭВО подошла к концу, слабое и электромагнитное взаимодействие все еще являлись одним целым, а вот сильное отделилось и привело к началу инфляционной эпохи.

Инфляционная эпоха

Инфляционное расширение Вселенной началось сразу после начала Большого взрыва – наверное. Это все еще теория, не забываем. Отцом-основателем космической инфляции стал американский физик и космолог Алан Гут.

Концепция теории инфляции основана на трех положениях:

Инфляция неизбежна. Физики-теоретики после долгих лет исследований пришли к выводу, что в ранние периоды жизни Вселенной существовало огромное количество полей, и, хотя бы одно из них должно было привести к инфляции.
Инфляция объясняет начальное состояние Вселенной. Она сглаживает углы и упраздняет некоторые вопросы о параметрах Вселенной в начале ее развития.
Инфляция подтверждает масштабную инвариантность Вселенной.

Инфляция

Эпоха инфляции, по предположениям, проходила в период с 10 -35 по 10 -32 секунды. Вселенная начала свое расширение, но в тот момент ее размеры были 10 -33 см, а это даже меньше протона, размеры которого составляют 10 -13 . То есть сама Вселенная в начале своего существования по размерам была меньше протона в таком же соотношении, в котором сам протон меньше Луны. Примерно во столько же раз сегодня Луна меньше обозримой Вселенной.

За доли секунды будущий бескрайний космос увеличился в тысячи раз благодаря инфлантонному полю. Однако инфляция не способна упразднить все неоднородности на квантовом уровне. Из-за того же поля эпоха инфляционное расширение прекратилось в разных частях Вселенной в разное время. Квантовые неоднородности позже стали причиной образования первых звезд. Поэтому если бы инфляция смогла их сгладить, во Вселенной сейчас не было бы абсолютно ничего.

Инфляционная модель имеет один существенный минус – зависимость от недоказанных теорий. Она основана на едином поле, существование которого до сих пор не доказано. Инфляцию невозможно проверить или воспроизвести в лаборатории. Также непонятно, откуда вообще появилась постоянно расширяющаяся и такая раскаленная материя. В этом вопросе у ученых есть три возможных варианта ответа:

Инфляция произошла в самом начале Большого взрыва. Это стандартная модель, которой придерживается большинство, и о чем мы говорили выше. Но тогда все еще непонятно, откуда взялась сингулярность.
Вселенная появилась из хаоса. Где-то было очень холодно, где-то очень жарко. В одних местах она сжималась, в других расширялась. Тогда инфляция началась в одном из самых горячих и одновременно расширяющихся мест Вселенной. Но тогда неясно, как появился этот самый хаос.
Ну, и самый простой вариант – инфляция возникла в каком-то квантовом процессе, в котором удачно появилось нагретое расширяющееся вещество. То есть, Вселенная просто возникла из ниоткуда.

Противники инфляционной модели

Понятное дело, что в теорию инфляции верят не все. Самый знаменитый противник инфляционной модели – британский физик Роджер Пенроуз. Он говорит, инфляция ничего не объясняет, а лишь создает еще больше проблем. По его словам, это похоже на заметание мусора под ковер вместо нормальной уборки. Так, например, во время протекания ЭВО плотность вещества должна была быть неимоверно малой, это делает реальным уровень однородности, но инфляция не может этого объяснить. Искривление пространства снижается при инфляции, но до нее оно могло быть невероятно огромно, что мы бы наблюдали его до сих пор. У инфляции на это ответа тоже нет.

Планковская эпоха (10 -43 с)

Планковские величины — планковская длина, планковская энергия, планковское время — это предельные размеры, где мы ещё можем построить хоть какую-то теорию. Называют их так по имени одного из основоположников квантовой физики Макса Планка.

Время Вселенной мы отсчитываем от момента 10 -43 секунды после ее появления. Это минимальное время, за которое в принципе может что-то произойти. Мы не знаем и не можем даже предположить, что было в момент времени 0.

Итак… 10 -43 секунды от начала Вселенной. Поле, наполнявшее тогда мизерную точку, выросшую потом в знакомый нам мир, в этот момент имело колоссальную плотность энергии, соответствующую температуре в 10 32 кельвинов. Диаметр же Вселенной равнялся планковской длине — 10 -35 метра. И ещё рекорд: гигантская плотность — 5×10 96 килограммов на кубический метр.

Эпоха Великого объединения (10 -43 – 10 -36 секунды)

В мире, который нас окружает, известны четыре фундаментальных взаимодействия. Гравитационное притягивает тела друг к другу. Электромагнитное притягивает или отталкивает заряженные частицы, а кванты электромагнитного поля — фотоны, то есть свет. Сильное взаимодействие соединяет кварки в протоны и нейтроны (их вместе называют нуклонами), да и сами нуклоны — в атомы. Благодаря же слабому взаимодействию кварки могут обмениваться друг с другом энергией, массой, зарядом.

В нашем мире эти взаимодействия независимы друг от друга. Но не так было в начале времён. Тогда электромагнитное, слабое и сильное взаимодействия были объединены. Это время и называют эпохой Великого объединения (по логике должна быть ещё эпоха Величайшего, когда в общий котёл добавляется и гравитация, но такой теории пока нет).

В конце эпохи Великого объединения, когда плотность энергии Вселенной снизилась, отделилось сильное взаимодействие, спровоцировав такой важный этап в развитии Вселенной, как инфляция.

Инфляция (10 -36 – 10 -32 секунды)

Вселенная на стадии инфляции — это мыльный пузырь, который не просто не хочет схлопнуться, но расширяется с огромной скоростью. Согласно инфляционной теории, самой популярной в космологии, ранняя Вселенная была заполнена скалярным полем — инфлатоном — с отрицательной плотностью энергии. Инфлатон очень похож на тёмную энергию — малоизученную штуку, которая, однако, составляет 70% массы всего в мире, — и вполне возможно, и является ею, продолжая расширять наш мир с ускорением, только не таким громадным, как в то далекое время.

На стадии инфляции громадная энергия почти мгновенно расширила Вселенную от того миниатюрного состояния, в котором мы ее оставили в прошлом пункте, до объекта размером с микроба.

Эпохи электрослабых взаимодействий, кварков, адронов, лептонов, нуклеосинтеза (10 -32 секунды — 3 минуты)

Все, конечно, помнят уравнение Эйнштейна о соответствии энергии массе вещества. Так вот, в конце инфляции плотность энергии значительно снизилась, и из нее образовалась кварк-глюонная плазма, такой себе кварковый суп. Это заняло по времени доли наносекунды, образовались бозоны — переносчики слабого взаимодействия, и знаменитый бозон Хиггса.

Кварки — фундаментальные строительные кирпичики Вселенной. Три кварка объединяются в тяжелые барионы, самые известные из которых — протон и нейтрон. Этот процесс идет где-то доли миллисекунды, начавшись на инфляционной стадии. Именно в этот момент (хотя точно мы не знаем) происходит труднообъяснимое физиками событие — нарушение барионной симметрии, когда материи вдруг стало больше, чем антиматерии. Ведь частицы и античастицы должны были рождаться в те времена с одинаковой скоростью. Но тогда они бы аннигилировали между собой без остатка, и ничего бы интересного из нашей Вселенной не получилось. Гипотез нарушения симметрии несколько, но ни одна не признана окончательной.

До сотой секунды после Большого взрыва кварк-глюонная плазма охладилась достаточно для массового образования адронов, включая протоны и нейтроны. Из-за аннигиляции вещества и антивещества осталось лишь немного первоначальных частиц. А при аннигиляции частицы и античастицы обращались в фотоны — свет.

Протоны и нейтроны объединялись в ядра атомов, до третьей минуты они образовали ядра водорода — они составили около 75% всех ядер, 25% гелия, немного дейтерия, бора.

Если вы начали читать эту статью с начала, то, скорее всего, уже провели за чтением времени больше, чем заняли все описываемые процессы.

Планковская эпоха

Вскоре после Большого взрыва первым возникшим периодом была эпоха Планка. В этот конкретный период времени температура Вселенной была 10 32 К, настолько высока, что все четыре фундаментальные силы (гравитационная сила, электромагнитная сила, слабая сила и сильная сила) природы существовали вместе как одна суперсила. Эта эпоха длилась 10 -43 секунды. Поскольку в масштабе Планка современные физические теории не могут быть применены для расчета того, что произошло, о физике эпохи Планка известно очень мало.

Эпоха Великого объединения

Эпоха ТВО или "Великой объединенной теории" началась, когда Вселенной было всего 10 -43 секунды, и продолжалась до 10 -36 секунд после Большого взрыва. После эпохи Планка фундаментальная сила гравитации отделилась от трех других фундаментальных сил стандартной модели. Итак, электрослабое взаимодействие, сильное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие были единым целым в эпоху ТВО. Более того, к концу этой эпохи температура упала до 10 29 K с 10 32 K.

Инфляционная и электромагнитная эпоха

Электрослабая эпоха стала третьей по счету после Большого Взрыва. В эту эпоху сильная сила отделилась от двух других сил, таким образом оставив позади слабую и электромагнитную силу как единую силу. Более того, космическая инфляция началась, когда Вселенной было всего 10 -33 секунды. Во время инфляции Вселенная расширялась в геометрической прогрессии и выросла от размера протона до размера, эквивалентного кулаку. Во время инфляции вселенная расширялась со скоростью, превышающей скорость света, однако точная физика этого интенсивно ускорившегося расширения до сих пор не ясна.

Космическая инфляция закончилась очень скоро, и позже Вселенная начала нормально расширяться. Сейчас Вселенной 10 -32 секунды, температура упала до 100 триллионов триллионов кельвинов и, что самое важное, также сформировались W и Z бозоны.

Кварковая эпоха

Электрослабая эпоха закончилась через 10 -12 секунд после Большого взрыва, а затем началась эпоха кварков. К тому времени Вселенная достаточно остыла, чтобы поле Хиггса имело положительное значение. Это привело к тому, что электромагнитная сила и слабая сила отделились друг от друга. Итак, теперь все четыре фундаментальные силы обрели свою индивидуальную идентичность. Все доступные частицы могут взаимодействовать с полем Хиггса и могут набирать массу. Однако температура все еще очень высока для того, чтобы кварки слились и образовали адроны, такие как протоны и нейтроны. В стандартной модели физики кварки являются одним из самых крошечных объектов.

Адронная эра

Адроны - это класс частиц, состоящих из двух или более кварков. Вскоре после того, как эпоха кварков закончилась, эра адронов началась через 1 микросекунду после Большого взрыва. К этому времени температура упала до такой степени, что кварки предыдущей эры могли объединиться в адроны. Хотя небольшая асимметрия вещества и антивещества на более ранних этапах привела к устранению антиадронов, все же большинство пар адрон/антиадрон уничтожили друг друга.

Так что к концу этого периода в основном остались только легкие стабильные адроны: протоны и нейтроны. Эпоха адронов закончилась через 1 секунду после Большого взрыва.

Лептонная эпоха

Когда Вселенная постарела на одну секунду, ее температура стала достаточно благоприятной для образования другого класса элементарных частиц - лептонов. Лептоны - это своего рода элементарные частицы в природе, и поэтому они больше не состоят из каких-либо составляющих частиц, таких как адроны. Электрон - классический пример лептона. Таким образом, к этому времени начали формироваться лептоны и антилептоны, и это производство продолжалось 10 секунд. Лептоны и антилептоны оставались в тепловом равновесии, поскольку энергия фотонов все еще была достаточно высокой для образования электрон-позитронных пар. Однако Вселенная все еще оставалась непрозрачной, поскольку эти свободные электроны могли легко рассеивать фотоны.

Начало нуклеосинтеза

К настоящему времени Вселенная содержит протоны, нейтроны, электроны и фотоны. Фотоны превосходили массивные частицы в миллиарды раз. Все четыре основные силы приобрели свою современную форму. Теперь настало время для начала самого важного процесса нуклеосинтеза.

Проще говоря, нуклеосинтез - это процесс, в котором новые атомные ядра образуются из ранее существовавших нуклонов и меньших ядер. Это процесс, посредством которого образуется большинство более тяжелых элементов в нашей Вселенной.

Так что теперь, в возрасте 2 минут, температура Вселенной упала ниже 1,2 миллиарда градусов Кельвина. При этой температуре средняя энергия фотона составляла 1,8 х 10 -14 Дж, что было эквивалентно энергии связи ядер дейтерия. Ядро дейтерия состоит из протона и нейтрона, удерживаемых вместе сильным ядерным взаимодействием. Итак, через две минуты после Большого взрыва дейтерий образовался в результате слияния протонов и нейтронов. Это произошло впервые после Большого Взрыва, когда Вселенная содержала ядра более сложные, чем один протон.

Наконец, через 3 минуты после Большого взрыва температура Вселенной упала ниже 1 миллиарда градусов Кельвина. При этой температуре средняя энергия фотонов составляла 1,5 х 10 -14 джоулей, что эквивалентно энергии связи ядер гелия. Итак, в возрасте 3 минут дейтерий, протоны и нейтроны объединились с помощью различных возможных процессов, чтобы сформировать ядра гелия.

В двух словах, в первые три минуты после Большого Взрыва протоны и нейтроны начали сливаться вместе, образуя дейтерий, а атомы дейтерия затем соединились друг с другом, образуя гелий-4. За этими тремя минутами последовал ряд различных эпох и разносторонних процессов нуклеосинтеза, которые сформировали вселенную, в которой мы живем сегодня. Но первые три минуты сформировали период, который дал нам самые фундаментальные элементы нашего существования, т.е. водород и гелий, и подготовить почву для продвинутых процессов. Это, несомненно, делает первые три минуты после большого взрыва самыми важными минутами в истории эволюции нашей Вселенной.

Читайте также: