Эпохи формирования Вселенной

По современным представлениям наблюдаемая нами сегодня Вселенная возникла приблизительно 13,5–14 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва, и с тех пор она непрерывно расширяется и охлаждается.

Надо сказать, что теория Большого взрыва и горячей Вселенной не дает никаких объяснений тому, что предшествовало этому моменту, но она и не отрицает возможность существования чего-либо до взрыва. Согласно теории Фридмана, в начальный момент времени расстояние между соседними галактиками должно было равняться нулю, а плотность и кривизна Вселенной должны были быть бесконечными.

Поскольку математики не умеют обращаться с бесконечно большими величинами, это означает, что согласно ОТО (общей теории относительности), на которой основаны решения Фридмана, во Вселенной должна быть точка, в которой эта теория не применима. Такая точка называется сингулярной[29].

Все научные теории основаны на предположении, что пространство-время гладкое и почти плоское, а в сингулярной точке его кривизна бесконечно велика. Стивен Хокинг пишет: «ОТО представляет собой неполную теорию, ибо в ней нет ответа на вопрос: как возникла Вселенная, потому что все физические теории и она сама нарушаются в точке возникновения Вселенной [1].

Так было ли у Вселенной начало времени? Ответ на этот вопрос дали Пенроуз и Хокинг, опубликовав в 1970 году статью с доказательствами того, что точка сингулярности должна существовать. И, следовательно, начало времени было!

Именно это утверждал святой Августин, который говорил: «Время – это свойство Вселенной, которое появилось вместе с ней самой».

В честь святого Августина Георгий Гамов предложил назвать состояние Вселенной до и в момент Большого взрыва Августинской эпохой. Так что наша Вселенная началась с Августинской эпохи.

А далее ученые, основываясь на общей теории относительности, буквально по долям секунды представили теоретический процесс формирования Вселенной. Эти доли секунды в науке называются «эпохами».

Следующей за Августинской идет Планковская эпоха, которая начинается через 10–43 секунд после Большого взрыва и продолжается до 10–35 секунды. При этом планковская температура плазмы 1032 К, а планковская плотность 1093 г/см3. Вселенная в этот момент однородна и изотропна и является геометрически плоской. Во время Планковской эпохи, по предположению ученых, гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.

Следующей оказывается инфляционная эпоха (инфляция – это раздувание), которая характерна увеличением размера Вселенной в 10100 раз. Эта эпоха начинается через 10–35 секунд после Большого взрыва и длится до 10–32 секунды. Во Вселенной, заполненной излучением, начинают образовываться кварки и гипероны.

Между 10–32 и 10–12 секундами расположена так называемая эпоха электрослабых взаимодействий. Электромагнитные и слабые взаимодействия пока еще объединены в единое электрослабое взаимодействие. За счет высоких энергий образуются некоторые тяжелые частицы, в частности, бозоны. По предположениям ученых, именно в этот момент должен появиться бозон Хиггса, который соединит кварки и глюоны в протоны, наделив их массой. Заметим, что на БАК (Большом адронном коллайдере) состояние первоматерии получено при 10–35 секундах и при 10–11 секундах после Большого взрыва, но бозона Хиггса пока нет.

Между 10–12 и 10–6 секундами следует эпоха кварков. Электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействия формируются в современном виде, но поскольку температуры и энергии еще слишком велики, кварки в адроны пока не группируются. Адроны – это частицы, участвующие в сильных взаимодействиях (например, протоны).

Между 10–6 и 1 секундой наступает эпоха адронов. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и кварки начинают группироваться в протоны и нейтроны. Идет процесс превращения чистой энергии в весомое вещество. Примерно через 1 секунду высвобождаются нейтрино и начинают свободно двигаться в пространстве.

Надо иметь в виду, что температура Вселенной хотя и снижалась от эпохи к эпохе, но была еще чрезвычайно высока.

Уравнения Фридмана позволяют определить температуру и плотности огненного шара в любой момент времени после рождения. Так, например, через 0,1 секунды после начала расширения температура была около 30 миллиардов К.

Между 1 секундой и 3 минутами после Большого взрыва наступает эпоха нуклеосинтеза. Интенсивно образуются нуклоны, которые представляют собой протоны и нейтроны, иными словами – ядра. За время этой эпохи образовался первичный состав звездного вещества: около 25 % – гелий, 4 % – дейтерий, следы тяжелых элементов, остальное – водород.

Примерно через 380 000 лет, когда температура Вселенной достигла примерно 4000 К, стали образовываться атомы. Из состояния плазмы, непрозрачной для электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное состояние. С этого момента Вселенная стала прозрачна для излучения.

Космолог Джозеф Силк в своей книге «Большой взрыв» пишет о том, что в течение первых 380 000 лет после Большого взрыва наблюдать раннюю Вселенную было не проще, чем высматривать что-то в густом тумане. То есть плотность Вселенной была чрезвычайно большой, и прозрачной она стала, когда плотность и температура упали до такого уровня, что смогла образоваться материя [4].

Излучение, предсказанное Гамовым, практически перестало взаимодействовать с веществом, оно как бы отделилось от него и стало эволюционировать независимо.

Эволюция вещества привела к образованию того сложного, многообразного мира, в котором мы живем. А излучение, которое впоследствии назвали реликтовым, продолжало равномерно заполнять все пространство, только плотность и температура его с расширением Вселенной уменьшались.