Один из вопросов, волнующих человечество с момента зарождения - кто создал этот мир? Существует две основные версии возникновения мира:
- теория расширения Фридмана;
- теория Большого взрыва.
Теория расширения
Расширение Вселенной — это крупномасштабный процесс, ход которого по сути определяет ход её эволюции: из-за расширения средняя температура падает, определяя как долго и с какой скоростью будет идти первичный нуклеосинтез, на фоне расширения происходит и развитие флуктуаций, которые затем должны стать галактиками и так далее.
Экспериментально расширение Вселенной проявляется в виде красного смещения спектральных линий удалённых галактик в соответствии с законом Хаббла , а также в виде удлинения времени видимого протекания различных процессов в них (длительность вспышек сверхновых и других).
Расширение по модели Фридмана
В рамках ОТО ( общая теория относительности) вся динамика Вселенной в первом приближении может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t) - величины, отражающей изменение расстояний в однородно расширяющихся или сжимающихся пространствах:
где Λ — космологическая постоянная , ρ — средняя плотность Вселенной, P , p — давление, выраженная в Си и естественной системы единиц соответственно, с — скорость света.
Если теперь подставить это выражение в уравнение энергии и привести значения, приходим к выражению:
Большой взрыв
Большой взрыв (англ. Big Bang ) — космологическая модель , описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной , перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии .
Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной , но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения , и рассматривается далее.
Космологическая сингулярность
Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва , характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей , предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.
Возникновение этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения ОТО, описывающего динамику расширения Вселенной, было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом. Также он писал:
«Результаты наших наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики».
Например, не могут быть одновременно бесконечными плотность и температура, так как при бесконечной плотности мера хаоса стремится к нулю, что не может совмещаться с бесконечной температурой. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьёзных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после Большого Взрыва, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.
Попытки решения проблемы существования этой сингулярности идут в нескольких направлениях: во-первых, считается, что квантовая гравитация даст описание динамики гравитационного поля, свободного от сингулярностей, во-вторых, есть мнение, что учёт квантовых эффектов в негравитационных полях может нарушить условие энергодоминантности , на котором базируется доказательство Хокинга, в-третьих, предлагаются такие модифицированные теории гравитации , в которых сингулярность не возникает, так как предельно сжатое вещество начинает расталкиваться гравитационными силами (так называемое гравитационное отталкивание ), а не притягиваться друг к другу.
