Когда появилась Вселенная? Каков ее размер? Каким будет ее конец? Сегодня мы сталкиваемся с вопросами, которыми задавались еще древние философы. Разница лишь в том, что ответы, которые мы можем дать сегодня, более конкретны, чем 4000 лет назад.
Сегодня мы можем опираться на наблюдения, измерения, расчеты, компьютерные модели, тем самым, рискуем поддаться иллюзии, что речь идем не только о фантазиях.
Мнения ученных относительно начала Вселенной приблизительно одинаковы. Она появилась из так называемой точки сингулярности, то есть в точке, в которой изначально была сосредоточена вся ее масса с бесконечными плотностью и температурой. В этой точке ни один закон, на котором основываются наши научные знания, ни одна пространственная или временная концепция не имели бы никакого значения. О первопричине рождения Вселенной ничего до сих пор не известно, ее поиск остается предметом философских, математических и религиозных манипуляций чистейшей воды.
Далее последовал Большой взрыв, гипотезу о котором в 1940 годы выдвинули Фридман и Гамов, хотя о "взрыве" в обычных для нас представлениях речь не идет. В целом, имеется лишь сложная математическая теория, выделяющая ряд последовательных событий.
Давайте разберем этапы образования Вселенной после Большого взрыва:
- 1. Неизвестная сила порождает инфляцию, то есть расширение Вселенной выше скорости света, вы только представьте.... Меньше чем за одно мгновение из шара диаметром меньше миллиметра Вселенная "разворачивается" до размеров, которые мы не можем измерить, используя даже самые мощные телескопы. Так зарождается Вселенная!
- 2. Инфляция заканчивается, и сила, которая к ней привела, делится на силу притяжения и единую силу ( ядерную и электромагнитную): выработанные при этом элементарные частицы ( электроны, кварки, глюоны, нейтрино) заполняют пространство с температурой 10^27 К. Начинают действовать законы Эйнштейна, Вселенная продолжает расширяться и остывать.
- 3. Температура падает до 10^15 К: начинают действовать электромагнетизм и прочие уже существующие фундаментальные физические силы, что порождает сложные ядерные частицы.
- 4. Кварки объединяются в небольшие группы по три и формируют протоны и нейтроны. Материя и антиматерия поочередно аннигилируются при столкновении. По неизвестным причинам материи оказывается больше , чем антиматерии, потому первая и заполняет все оставшееся пространство. Температура падает до 10^9 К.
- 5. Из протонов и нейтронов формируются ядра водорода, гелия и лития. Охлаждение Вселенной продолжается так быстро, что более тяжелые атомы не образуются. Начиная с этого момента, явления происходят с неравномерном распределении по времени.
- 6. Температура Вселенной равно 3 * 10^5 К, а свет, который раньше находился в равновесии с веществом, начинает распространятся Во Вселенной. А электроны уже могут присоединяться к атомным ядрам, а фотоны высвобождаются, чтобы сформировать первый в истории Вселенной электромагнитный сигнал. Пространство становится прозрачным для излучения, и именно это реликтовое излучение мы и наблюдаем сегодня.
- 7. В центре огромных облаков газа зажигаются первые звезды, производящие все новые химические элементы и объединяющиеся в галактики.
- 8. Спустя много много лет по человеческим меркам образуется Солнечная система.аша родная Солнечная система
А будущее? Вопрос, ответ на который ученые ищут в данных исследований: если галактики отдаляются друг от друга, как показали наблюдения, то будет ли этот процесс длиться вечно? Или нет? Другими словами, Вселенная будет расширяться, пока на это будет хватать энергии, а потом погрузится во тьму? Или же у нее достаточно массы для того, чтобы сконцентрироваться в точке сингулярности и начать все сначала?
Все зависит от массы Вселенной, и непросто понять, достаточно ли ее для выработки того самого вселенского "притяжения", необходимого для торможения движения галактик и для того, чтобы повернуть его вспять. Значения, способные привести к разным сценариям, очень близки. Сегодня, чтобы понять, уменьшается ли скорость удаленных галактик, все больше усилий прилагается для все большее точных измерений скоростей как можно большего числа объектов.
И это - поистине непростая задача!