Хронология вселенной

Для проверки этой статьи нужны дополнительные цитаты . Помогите улучшить эту статью , добавив ссылки на надежные источники . Материалы без источников могут быть оспорены и удалены. Найти источники:  «Хронология вселенной» – новости  · газеты  · книги  · ученый  · JSTOR ( ноябрь 2023 г. ) ( Узнайте, как и когда удалять это сообщение )

Часть серии статей о
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология вселенной
Ранняя вселенная Инфляция  · Нуклеосинтез Фоны Гравитационная волна (ГВ) Микроволновое излучение (CMB)  · Нейтрино (CNB)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Модель Лямбда-CDM Будущее расширяющейся Вселенной Окончательная судьба вселенной
Компоненты  · Структура Компоненты Темная энергия  · Темная материя Фотоны  · Барионы Структура Форма вселенной Галактическое волокно  · Формирование галактики Большая группа квазаров Крупномасштабная структура Реионизация  · Формирование структуры
Эксперименты Инициатива «Черная дыра» (BHI) Бумеранг Исследователь космического фонового излучения (COBE) Исследование темной энергии Космическая обсерватория «Планк» Слоуновский цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") Микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Коперник де Ситтер Дике Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Гюйгенс Кеплер Лемэтр Мазер Ньютон Пенроуз Пензиас Рубин Шмидт Смут Сунцев Сюняев Толман Уилсон Зельдович Список космологов
История предмета Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
v t e

Хронология Вселенной описывает историю и будущее Вселенной согласно космологии Большого взрыва .

Исследование, опубликованное в 2015 году, оценивает самые ранние этапы существования Вселенной как имевшие место 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%. ^[1]

Для целей этого резюме удобно разделить хронологию вселенной с момента ее возникновения на пять частей. Обычно считается бессмысленным или неясным, существовало ли время до этой хронологии. ^{[ необходима цитата ]}

Первая пикосекунда  (10−12 ^секунд ) космического времени включает в себя эпоху Планка ^[2], в течение которой установленные в настоящее время законы физики могли не применяться ; возникновение поэтапно четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил — сначала гравитации , а затем электромагнитных , слабых и сильных взаимодействий; и ускоренное расширение Вселенной из-за космической инфляции .

Считается, что крошечные ряби во Вселенной на этой стадии являются основой крупномасштабных структур, которые сформировались гораздо позже. ^[3] Различные стадии очень ранней Вселенной изучены в разной степени. Более ранние части находятся за пределами понимания практических экспериментов в физике элементарных частиц , но могут быть исследованы посредством экстраполяции известных физических законов на чрезвычайно высокие температуры.

Этот период длился около 380 000 лет. Первоначально различные виды субатомных частиц образуются поэтапно. Эти частицы включают в себя почти равное количество материи и антиматерии , поэтому большая ее часть быстро аннигилирует, оставляя небольшой избыток материи во вселенной.

Примерно через одну секунду нейтрино расщепляются ; эти нейтрино образуют космический нейтринный фон (CνB). Если существуют первичные черные дыры , они также образуются примерно через одну секунду космического времени. Возникают составные субатомные частицы, включая протоны и нейтроны , и примерно через 2 минуты условия подходят для нуклеосинтеза : около 25% протонов и все нейтроны сливаются в более тяжелые элементы , изначально дейтерий , который сам быстро сливается в основном в гелий-4 .

Через 20 минут Вселенная уже недостаточно горяча для ядерного синтеза , но слишком горяча для существования нейтральных атомов или для дальних путешествий фотонов . Поэтому она представляет собой непрозрачную плазму .

Эпоха рекомбинации начинается примерно через 18 000 лет, когда электроны объединяются с ядрами гелия , образуя He⁺
. Примерно через 47 000 лет, ^[4] когда Вселенная остывает, ее поведение начинает определяться материей, а не излучением. Примерно через 100 000 лет, после образования нейтральных атомов гелия, гидрид гелия становится первой молекулой . Намного позже водород и гидрид гелия реагируют, образуя молекулярный водород (H ₂ ) — топливо, необходимое для первых звезд . Примерно через 370 000 лет, ^{[5] : 22.4.1  [6] [7] [8]} нейтральные атомы водорода заканчивают формироваться («рекомбинация»), значительно уменьшая томсоновское рассеяние фотонов. Больше не рассеиваясь свободными электронами, фотоны были (« развязаны ») и распространялись свободно. Это огромное собрание фотонов с самых ранних времен Вселенной все еще можно обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB). ^{[5] :  22.4.3} Это самое старое прямое наблюдение Вселенной, которое у нас есть в настоящее время.

Этот период длится от 380 000 лет до примерно 1 миллиарда лет. Еще до рекомбинации и разделения материя начала накапливаться вокруг сгустков темной материи. ^{[10] : 4.1} Облака водорода очень медленно коллапсировали, образуя звезды и галактики , поэтому было мало источников света, и излучение от этих источников немедленно поглощалось атомами водорода. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во Вселенной были те, которые высвобождались во время разделения (сегодня они видны как космический микроволновый фон) и 21-сантиметровое радиоизлучение, иногда испускаемое атомами водорода. Этот период известен как космические Темные века . ^{[ требуется ссылка ]}

В какой-то момент около 200–500 миллионов лет формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще изучаются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пенистым волокнам темной материи , которые уже начали собираться воедино по всей Вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть очень массивными (100–300 солнечных масс ) и неметаллическими , с очень коротким сроком жизни по сравнению с большинством звезд, которые мы видим сегодня , поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как высокоэнергетические парно-нестабильные сверхновые всего через миллионы лет. ^[11] Другие теории предполагают, что они могли включать в себя небольшие звезды, некоторые из которых, возможно, все еще горят сегодня. В любом случае, эти ранние поколения сверхновых создали большинство повседневных элементов, которые мы видим вокруг себя сегодня, и засеяли ими Вселенную.

Скопления галактик и сверхскопления возникают с течением времени. В какой-то момент высокоэнергетические фотоны от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации , который начинается постепенно между 250–500 миллионами лет и заканчивается примерно через 1 миллиард лет (точные сроки все еще изучаются). Темные века полностью закончились только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная постепенно перешла во Вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, но более плотную, горячую, с более интенсивным звездообразованием и более богатую меньшими (особенно без перемычек) спиральными и неправильными галактиками, в отличие от гигантских эллиптических галактик.

Самые ранние галактики, которые были обнаружены, примерно через 330 миллионов лет после Большого взрыва, или 13,4 миллиарда лет назад (красное смещение z=13,2), имеют мало элементов тяжелее водорода (бедны металлами) и демонстрируют спектроскопические доказательства того, что они окружены нейтральным водородом, как и ожидалось. ^{[12] [13]} Другой анализ предполагает, что эти галактики быстро сформировались в среде интенсивного излучения. ^[14]

С 1 миллиарда лет и около 12,8 миллиардов лет Вселенная выглядела примерно так же, как сегодня, и будет продолжать выглядеть очень похожей в течение многих миллиардов лет в будущем. Тонкий диск нашей галактики начал формироваться, когда Вселенной было около 5 миллиардов лет или 9 ± 2 Гя . ^[15] Солнечная система образовалась около 9,2 миллиардов лет (4,6 Гя), ^{[5] : 22.2.3} с самыми ранними свидетельствами жизни на Земле, появившимися около 10 миллиардов лет (3,8 Гя).

Истончение материи с течением времени снижает способность гравитации замедлять расширение Вселенной; напротив, темная энергия (считается постоянным скалярным полем во всей видимой Вселенной) является постоянным фактором, стремящимся ускорить расширение Вселенной. Расширение Вселенной прошло точку перегиба около пяти или шести миллиардов лет назад, когда Вселенная вступила в современную «эру доминирования темной энергии», где расширение Вселенной теперь ускоряется, а не замедляется. Современная Вселенная довольно хорошо изучена, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет в будущем) мы менее уверены, какой путь выберет Вселенная. ^{[16] [17]}

В какой-то момент эра звездообразования закончится, поскольку звезды больше не будут рождаться, а расширение вселенной приведет к тому, что наблюдаемая вселенная ограничится локальными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы вселенной . Более точное знание современной вселенной может позволить лучше понять их.

Примечание: Температура излучения в таблице ниже относится к космическому микроволновому фоновому излучению и определяется как 2,725  К ·(1 +  z ), где z — красное смещение .

Согласованная модель космологии , называемая моделью Lambda-CDM , основана на модели пространства-времени , которая начинается с предположения, что плотность массы однородна и изотропна . Эти предположения приводят к метрике Фридмана–Лемэтра–Робертсона–Уокера (FLRW) , мере расстояния между объектами. С помощью этой метрики уравнения поля Эйнштейна сводятся к более простой форме, называемой уравнениями Фридмана , которые можно решить, рассматривая пространство-время как идеальную жидкость, характеризующуюся только давлением и плотностью. Модель Lambda-CDM близко соответствует высокоточным данным по многим видам астрофизических измерений, что приводит к широкому принятию модели Большого взрыва. ^[5]

Время короче 10 ⁻⁴³ секунд ( планковское время )

Поскольку стандартная модель космологии предсказывает расширение Вселенной с очень жаркого времени в далеком прошлом, ее можно проследить обратно к все меньшим и меньшим масштабам. Однако ее нельзя проследить обратно к нулевому пространству. Ниже расстояния, известного как длина Планка , основа уравнений рушится. Энергия частиц в это время настолько велика, что квантовые эффекты берут верх над уравнениями Эйнштейна для гравитации. Время Планка, 10 ⁻⁴³ секунды, является, таким образом, начальным временем для модели Большого взрыва в космологии. ^{[20] : 274}

Между 10 ⁻⁴³ секундами и 10 ⁻³⁶ секундами после Большого взрыва ^[21]

После эры Планка вселенную в принципе можно было бы моделировать расширениями Стандартной модели физики элементарных частиц , например, так называемыми теориями великого объединения . Было предложено много таких теорий, но ни одна из них не добилась количественного согласия с результатами современных астрофизических наблюдений. Тем не менее, время между 10−43 ^и 10−36 ^{секундами} было названо эпохой великого объединения. ^{[22] [23]}

До эпохи GUT температура Вселенной превышала 10 ¹⁵ ГэВ. По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, она могла пересечь космологический фазовый переход , который мог привести к большому соотношению материи к антиматерии, которое мы наблюдаем сегодня. Этот фазовый переход является термодинамическим эффектом, похожим на конденсацию газа или замерзание жидкости. В то время как переход в эпоху GUT является спекулятивным, электрослабые и кварк-адронные переходы, которые происходят позже, поддерживаются теоретическими моделями с некоторыми успешными предсказаниями. ^{[20] : 305}

Между 10−36 ^{секундами} (или окончанием инфляции) и 10−32 ^{секундами} после Большого взрыва ^[21]

В зависимости от того, как определяются эпохи, и от используемой модели, электрослабая эпоха может считаться начавшейся до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях она описывается как включающая инфляционную эпоху. В других моделях говорят, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи, примерно через 10−32 ^{секунды} .

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась через 10−36 ^секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (1028 ^К ) для того, чтобы электроядерные силы начали проявляться в виде двух отдельных взаимодействий: сильного и электрослабого. (Электрослабое взаимодействие также разделится позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка, в которой электросильная симметрия была нарушена, не определена из-за спекулятивных и пока еще неполных теоретических знаний.

До 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва

В этой точке очень ранней Вселенной, как полагают, Вселенная расширилась по меньшей мере в 10 ⁷⁸ раз в объеме. Это эквивалентно линейному увеличению по меньшей мере в 10 ²⁶ раз в каждом пространственном измерении — эквивалентно объекту длиной 1 нанометр (10 ⁻⁹ м , примерно половина ширины молекулы ДНК ) и расширению до объекта длиной приблизительно 10,6 световых лет (100 триллионов километров) за крошечную долю секунды. Эта фаза истории космического расширения известна как инфляция .

Механизм, который управлял инфляцией, остается неизвестным, хотя было выдвинуто много моделей. В нескольких наиболее известных моделях считается, что он был вызван разделением сильных и электрослабых взаимодействий, которое завершило эпоху великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое полем инфлатона . ^[24] Когда это поле установилось в своем самом низком энергетическом состоянии по всей Вселенной, оно создало огромную отталкивающую силу, которая привела к быстрому расширению Вселенной. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств современной Вселенной, которые иначе трудно объяснить, включая объяснение того, как сегодняшняя Вселенная оказалась настолько чрезвычайно однородной (пространственно однородной) в очень больших масштабах, хотя она была сильно неупорядоченной на своих самых ранних стадиях.

Точно неизвестно, когда закончилась эпоха инфляции, но считается, что это произошло между 10−33 ^и 10−32 ^{секундами} после Большого взрыва. Быстрое расширение пространства означало, что элементарные частицы, оставшиеся от эпохи великого объединения, теперь были очень тонко распределены по Вселенной. Однако огромная потенциальная энергия поля инфлатона была высвобождена в конце эпохи инфляции, поскольку поле инфлатона распалось на другие частицы, что известно как «повторный нагрев». Этот эффект нагрева привел к тому, что Вселенная была повторно заселена плотной, горячей смесью кварков , антикварков и глюонов . В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабых взаимодействий, и некоторые теории, такие как теплая инфляция , полностью избегают фазы повторного нагрева.

В нетрадиционных версиях теории Большого взрыва (известных как «инфляционные» модели) инфляция закончилась при температуре, соответствующей примерно 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва, но это не означает, что инфляционная эра длилась менее 10 ⁻³² секунд. Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, длительность в этих моделях должна быть больше 10 ⁻³² секунд. Поэтому в инфляционной космологии самое раннее значимое время «после Большого взрыва» — это время окончания инфляции .

После окончания инфляции Вселенная продолжила расширяться, но с замедлением. Около 4 миллиардов лет назад расширение постепенно снова начало ускоряться. Считается, что это произошло из-за того, что темная энергия стала доминировать в крупномасштабном поведении Вселенной. Она все еще расширяется (и ускоряется) сегодня.

17 марта 2014 года астрофизики из коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в спектре мощности B-мод , что было интерпретировано как явное экспериментальное доказательство теории инфляции. ^{[25] [26] [27] [28] [ 29]} Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции ^{[28] [30]} [ ^31] и, наконец, 2 февраля 2015 года совместный анализ данных BICEP2/Keck и микроволнового космического телескопа Planck Европейского космического агентства пришел к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы их можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и может быть приписана в основном поляризованной пыли в Млечном Пути. ^{[32] [33] [34]}

Если суперсимметрия является свойством Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии не ниже 1 ТэВ , электрослабой шкале. Массы частиц и их суперпартнеров тогда больше не будут равны. Эта очень высокая энергия могла бы объяснить, почему суперпартнеры известных частиц никогда не наблюдались.

После окончания космической инфляции Вселенная заполняется горячей кварк-глюонной плазмой , остатками повторного нагрева. С этого момента физика ранней Вселенной становится гораздо более понятной, а энергии, задействованные в эпоху кварков, напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и других детекторах.

Начиная с 10 ⁻²² до 10 ⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва и до 10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва.

Через некоторое время после инфляции созданные частицы прошли термализацию , где взаимные взаимодействия приводят к тепловому равновесию . До нарушения электрослабой симметрии , при температуре около 10 ¹⁵ К, примерно через 10 ⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва, электромагнитное и слабое взаимодействие еще не разделились , а калибровочные бозоны и фермионы еще не набрали массу через механизм Хиггса . Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии , потенциально через фазовый переход . В некоторых расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц на этой стадии также произошел бариогенез , создав дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). Мало что известно о деталях этих процессов.

Плотность числа частиц каждого вида была определена с помощью анализа, аналогичного закону Стефана-Больцмана :

${\displaystyle n=2\sigma T^{3}/ck_{\text{B}}\approx \mathrm {10^{53}~m^{-3}} }$,

что примерно равно . Поскольку взаимодействие было сильным, поперечное сечение приблизительно равно квадрату длины волны частицы, что примерно равно . Таким образом, скорость столкновений на вид частиц может быть рассчитана из средней длины свободного пробега , что приблизительно дает:${\displaystyle (k_{\text{B}}T/\hbar c)^{3}}$${\displaystyle \sigma }$${\displaystyle n^{-2/3}}$

${\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx \mathrm {10^{26}s^{-1}} .}$

Для сравнения, поскольку на этом этапе космологическая постоянная была пренебрежимо мала, параметр Хаббла составил:

${\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}}\approx {\sqrt {{\frac {8\pi G}{3c^{2}}}xnk_{\text{B}}T}}\approx ~3\cdot \mathrm {10^{10}~s^{-1}} ,}$

где x ~ 10 ² — число доступных видов частиц. ^{[примечания 1]}

Таким образом, H на порядки ниже, чем скорость столкновений на вид частиц. Это означает, что на этом этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна третьему корню из плотности числа, и, таким образом , , где - параметр масштаба . Параметр Хаббла, однако, пропорционален . Возвращаясь назад во времени и выше по энергии, и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка дает, что термализация впервые стала возможной, когда температура была: ^[35]${\displaystyle a^{-1}}$${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-2}}$

${\displaystyle T_{\text{thermalization}}\approx 2.5\cdot \mathrm {10^{14}~GeV} \approx \mathrm {10^{27}~K} ,}$

примерно через 10 ⁻²² секунды после Большого взрыва.

10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва

По мере того, как температура Вселенной продолжала падать ниже 159,5±1,5  ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . ^[36] Насколько нам известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании Вселенной, последним из которых было нарушение хиральной симметрии в кварковом секторе. Это имеет два связанных эффекта:

1. Благодаря механизму Хиггса все элементарные частицы, взаимодействующие с полем Хиггса, становятся массивными, будучи безмассовыми на более высоких уровнях энергии.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие, а также их соответствующие бозоны ( W- и Z-бозоны и фотон) теперь начинают проявляться по-разному в современной Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент W- и Z-бозоны внезапно становятся массивными частицами, взаимодействующими только на расстояниях, меньших размера атома, в то время как фотон остается безмассовым и остается взаимодействием на больших расстояниях.

После нарушения электрослабой симметрии все известные нам фундаментальные взаимодействия — гравитация, электромагнитное, слабое и сильное взаимодействия — приняли свои нынешние формы, а фундаментальные частицы приобрели свои ожидаемые массы, но температура Вселенной все еще слишком высока, чтобы обеспечить стабильное образование многих частиц, которые мы сейчас наблюдаем во Вселенной, поэтому нет ни протонов, ни нейтронов, а следовательно, и атомов, атомных ядер или молекул. (Точнее, любые составные частицы, которые образуются случайно, почти сразу же снова распадаются из-за экстремальных энергий.)

Между 10 ⁻¹² секундами и 10 ⁻⁵ секундами после Большого взрыва

Эпоха кварков началась примерно через 10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва. Это был период в эволюции ранней Вселенной сразу после нарушения электрослабой симметрии, когда фундаментальные взаимодействия гравитации, электромагнетизма, сильного взаимодействия и слабого взаимодействия приняли свои нынешние формы, но температура Вселенной была все еще слишком высока, чтобы позволить кваркам связываться вместе, образуя адроны . ^{[37] [38] [ нужен лучший источник ]}

В эпоху кварков вселенная была заполнена плотной, горячей кварк-глюонной плазмой , содержащей кварки, лептоны и их античастицы . Столкновения между частицами были слишком энергичными, чтобы позволить кваркам объединиться в мезоны или барионы . ^[37]

Эпоха кварков закончилась, когда возраст Вселенной составлял около 10−5 ^секунд , когда средняя энергия взаимодействия частиц стала ниже массы самого легкого адрона, пиона . ^[37]

Возможно, на 10 ⁻¹¹ секунд ^{[ необходима цитата ]}

Барионы — это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трех кварков . Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы, образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, этого не произошло — насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. Фактически, в природе почти не наблюдается антибарионов. Неясно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно допускать, чтобы условия Сахарова , связанные с бариогенезисом, были выполнены в какое-то время после окончания космологической инфляции . Современная физика элементарных частиц предполагает асимметрии, при которых эти условия будут выполнены, но эти асимметрии, по-видимому, слишком малы, чтобы объяснить наблюдаемую барион-антибарионную асимметрию Вселенной.

Между 10 ⁻⁵ секундой и 1 секундой после Большого взрыва

Кварк-глюонная плазма, из которой состоит вселенная, остывает до тех пор, пока не смогут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны. Первоначально могли образовываться пары адрон/антиадронов, поэтому материя и антиматерия находились в тепловом равновесии . Однако по мере того, как температура вселенной продолжала падать, новые пары адрон/антиадронов больше не образовывались, и большинство вновь образованных адронов и антиадронов аннигилировали друг с другом, давая начало парам высокоэнергетических фотонов. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно через 1 секунду космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов остается около 1 нейтрона, причем со временем соотношение падает до 1:7 из-за распада нейтрона. Это считается правильным, поскольку на более поздней стадии нейтроны и некоторые протоны сливаются , оставляя водород, изотоп водорода, называемый дейтерием, гелий и другие элементы, которые можно измерить. Соотношение адронов 1:7 действительно дало бы наблюдаемые соотношения элементов в ранней и нынешней Вселенной. ^[39]

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино разделяются и начинают свободно путешествовать в пространстве. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино существуют и сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Нейтрино от этого события имеют очень низкую энергию, примерно в 10 ⁻¹⁰ раз больше, чем те, которые можно наблюдать с помощью современного прямого обнаружения. ^[40] Даже нейтрино высокой энергии, как известно, трудно обнаружить , поэтому этот космический нейтринный фон (CνB) может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет. ^[40]

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний о CνB, и есть очень веские косвенные доказательства того, что CνB существует, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва обилия гелия, так и из анизотропии в космическом микроволновом фоне (CMB). Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на CMB. Хорошо известно, что CMB имеет нерегулярности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно регулярно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически, развязанные нейтрино должны были иметь очень небольшое влияние на фазу различных флуктуаций CMB. ^[40]

В 2015 году было сообщено, что такие сдвиги были обнаружены в РКМФ. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино почти точно той температуры, которую предсказывает теория Большого взрыва (1,96 ± 0,02 К по сравнению с прогнозом1,95 К ) и ровно три типа нейтрино, то же самое число ароматов нейтрино, предсказываемых Стандартной моделью. ^[40]

Возможно, произошло в течение примерно 1 секунды после Большого взрыва.

Первичные черные дыры — гипотетический тип черных дыр , предложенный в 1966 году ^[41] , который мог образоваться в так называемую эпоху доминирования радиации из-за высоких плотностей и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные флуктуации могут привести к тому, что некоторые регионы станут достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Любые первичные черные дыры должны иметь массу, меньшую, чем астероид , чтобы избежать обнаружения. ^{[42] : 23}

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва

Большинство адронов и антиадронов аннигилируют друг с другом в конце адронной эпохи, оставляя лептоны (такие как электрон , мюоны и некоторые нейтрино) и антилептоны, доминирующие в массе Вселенной.

Эпоха лептонов следует по тому же пути, что и более ранняя адронная эпоха. Первоначально лептоны и антилептоны рождаются парами. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной падает до точки, в которой новые пары лептон-антилептон больше не создаются, и большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг друга, порождая пары высокоэнергетических фотонов и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов. ^{[43] [44] [45]}

От 10 секунд до 370 000 лет после Большого взрыва

После того, как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остается в форме фотонов. ^[45] (Большая часть оставшейся массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц. ^{[ требуется цитирование ]} ) Таким образом, энергия Вселенной и ее общее поведение доминируют ее фотоны. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, т. е. электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают делать это в течение примерно следующих 370 000 лет.

Между 2 минутами и 20 минутами после Большого взрыва ^[46]

Примерно через 2–20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили произойти ядерному синтезу, в результате чего появились ядра нескольких легких элементов за пределами водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов и все ^[39] нейтроны сливаются, образуя дейтерий, изотоп водорода, а большая часть дейтерия быстро сливается, образуя гелий-4.

Атомные ядра легко расцепляются (разваливаются) выше определенной температуры, связанной с их энергией связи. Примерно через 2 минуты падение температуры означает, что дейтерий больше не расцепляется и становится стабильным, а начиная примерно с 3 минут гелий и другие элементы, образованные путем слияния дейтерия, также больше не расцепляются и становятся стабильными. ^[47]

Короткая продолжительность и падающая температура означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы синтеза. Образуются только крошечные количества ядер за пределами гелия, поскольку нуклеосинтез более тяжелых элементов сложен и требует тысяч лет даже в звездах. ^[39] Образуются небольшие количества трития (другой изотоп водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и быстро снова теряются. ^[39] Небольшое количество дейтерия остается не синтезированным из-за очень короткой продолжительности. ^[39]

Таким образом, единственными стабильными нуклидами, созданными к концу нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одно протонное/водородное ядро), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . ^[48] По массе полученное вещество состоит примерно на 75% из ядер водорода, на 25% из ядер гелия и, возможно, на 10−10 ^по массе из лития-7. Следующими наиболее распространенными полученными стабильными изотопами являются литий-6 , бериллий-9, бор-11 , углерод , азот и кислород («CNO»), но их предсказывают в количестве от 5 до 30 частей на 1015 ^по массе, что делает их по существу необнаружимыми и незначительными. ^{[49] [50]}

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это является убедительным доказательством Большого взрыва. ^[39] Например, Большой взрыв должен был произвести около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, что позволило бы 25% всех нуклонов слиться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона из каждых 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами. ^[39] Аналогично, дейтерий сливается чрезвычайно легко; любое альтернативное объяснение должно также объяснить, как существовали условия для образования дейтерия, но также оставить часть этого дейтерия не слитой и не сразу снова слитой в гелий. ^[39] Любая альтернатива должна также объяснить пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что несколько изотопов, таких как литий-7, присутствуют в количествах, которые отличаются от теоретических, но со временем эти различия были разрешены более точными наблюдениями. ^[39]

47 000 лет после Большого взрыва

До сих пор крупномасштабная динамика и поведение Вселенной определялись в основном излучением, то есть теми составляющими, которые движутся релятивистски (со скоростью света или близкой к ней), такими как фотоны и нейтрино. ^[51] По мере того, как Вселенная остывает, примерно с 47 000 лет (красное смещение z  = 3600), ^[4] крупномасштабное поведение Вселенной начинает определяться материей. Это происходит потому, что плотность энергии материи начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума. ^[52] Около или вскоре после 47 000 лет плотности нерелятивистской материи (атомных ядер) и релятивистского излучения (фотонов) становятся равными, длина Джинса , которая определяет наименьшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффектами давления), начинает падать, и возмущения, вместо того, чтобы быть уничтоженными свободным потоком излучения , могут начать расти по амплитуде.

Согласно модели Лямбда-CDM , на этом этапе материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. Существуют неопровержимые доказательства того, что темная материя существует и доминирует во Вселенной, но поскольку точная природа темной материи до сих пор не понята, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает ни одной стадии ее формирования.

С этого момента и в течение нескольких миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры во Вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные нити под действием гравитации, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, поскольку ее коллапс не замедляется давлением излучения . Это усиливает крошечные неоднородности (нерегулярности) в плотности Вселенной, которые остались после космической инфляции. Со временем немного более плотные области становятся плотнее, а немного разреженные (более пустые) области становятся еще более разреженными. Обычная материя в конечном итоге собирается быстрее, чем это было бы в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи.

Свойства темной материи, которые позволяют ей быстро коллапсировать без давления излучения, также означают, что она не может терять энергию также и за счет излучения. Потеря энергии необходима для того, чтобы частицы коллапсировали в плотные структуры после определенной точки. Поэтому темная материя коллапсирует в огромные, но диффузные нити и гало, а не в звезды или планеты. Обычная материя, которая может терять энергию за счет излучения, образует плотные объекты, а также газовые облака , когда она коллапсирует.

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошло два связанных события: окончание рекомбинации и расцепление фотонов . Рекомбинация описывает объединение ионизированных частиц для формирования первых нейтральных атомов, а расцепление относится к высвобождаемым («расцепляющимся») фотонам, когда вновь образованные атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной находилась при температуре, при которой она образовывала горячую ионизированную плазму. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействовали с электронами и протонами и не могли перемещаться на значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная была непрозрачной или «туманной». Хотя там был свет, его было невозможно увидеть, и мы не можем наблюдать этот свет через телескопы.

Начиная примерно с 18 000 лет, Вселенная остыла до точки, в которой свободные электроны могут соединяться с ядрами гелия , образуя He⁺
атомы. Затем, примерно через 100 000 лет, начинают формироваться нейтральные ядра гелия, а пик образования нейтрального водорода приходится примерно на 260 000 лет. ^[56] Этот процесс известен как рекомбинация. ^[57] Название немного неточное и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра впервые объединились.

Примерно через 100 000 лет Вселенная достаточно остыла для образования гидрида гелия , первой молекулы. ^[58] В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эта молекула была обнаружена в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности внутри этой галактики. ^[58] (Гораздо позже атомарный водород прореагировал с гидридом гелия, создав молекулярный водород, топливо, необходимое для звездообразования . ^[58] )

Прямое объединение в состоянии с низкой энергией (основное состояние) менее эффективно, поэтому эти атомы водорода обычно образуются с электронами, все еще находящимися в состоянии с высокой энергией, и после объединения электроны быстро высвобождают энергию в виде одного или нескольких фотонов при переходе в состояние с низкой энергией. Это высвобождение фотонов известно как развязка фотонов. Некоторые из этих развязанных фотонов захватываются другими атомами водорода, остальные остаются свободными. К концу рекомбинации большинство протонов во Вселенной образовали нейтральные атомы. Это изменение от заряженных к нейтральным частицам означает, что средняя длина свободного пробега фотонов, которые могут пройти до захвата, фактически становится бесконечной, поэтому любые развязанные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно перемещаться на большие расстояния (см. Рассеяние Томсона ). Вселенная стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения впервые в своей истории.

Фотоны, испускаемые этими вновь образованными атомами водорода, изначально имели температуру/энергию около ~ 4000 К. Это было бы видно глазу как бледно-желтый/оранжевый оттенок или «мягкий» белый цвет. ^[59] За миллиарды лет с момента разделения, по мере расширения Вселенной, фотоны сместились в красную область спектра от видимого света к радиоволнам (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красное смещение описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты по мере расширения Вселенной в течение миллиардов лет, так что они постепенно перешли от видимого света к радиоволнам. Эти же фотоны все еще можно обнаружить как радиоволны сегодня. Они образуют космический микроволновый фон и предоставляют важные доказательства ранней Вселенной и того, как она развивалась.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления внутри электронно-барионной плазмы — известные как барионные акустические колебания — стали встроенными в распределение материи по мере ее конденсации, что привело к очень небольшому преимуществу в распределении крупномасштабных объектов. Таким образом, космический микроволновый фон — это картина Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникшие во время инфляции (см. 9-летнее изображение WMAP), а распространение объектов, таких как галактики, во Вселенной является показателем масштаба и размера Вселенной по мере ее развития с течением времени. ^[60]

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва ^[61]

После рекомбинации и разделения вселенная была прозрачной и достаточно остыла, чтобы свет мог проходить большие расстояния, но не было никаких светоизлучающих структур, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда плотные области газа формируются из-за действия гравитации, и это занимает много времени в пределах почти однородной плотности газа и в требуемых масштабах, поэтому предполагается, что звезды не существовали в течение, возможно, сотен миллионов лет после рекомбинации.

Этот период, известный как Темные века, начался примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Во время Темных веков температура Вселенной снизилась с примерно 4000 К до примерно 60 К (с 3727 °C до примерно −213 °C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации/разделения (при образовании нейтральных атомов водорода), которые мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), и фотоны, время от времени высвобождаемые нейтральными атомами водорода, известные как 21-сантиметровая спиновая линия нейтрального водорода . Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет ^{[ требуется ссылка ]} фотоны CMB сместились в красную область из видимого света в инфракрасную ; с того времени и до первых звезд не было никаких видимых световых фотонов. За исключением, возможно, некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была по-настоящему темной.

Первое поколение звезд, известное как звезды населения III , образовалось в течение нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва. ^[62] Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры могли начать появляться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики появились примерно через 180–700 миллионов лет. ^{[ требуется цитата ]} По мере их появления Темные века постепенно заканчивались. Поскольку этот процесс был постепенным, Темные века полностью закончились только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная приобрела свой нынешний вид. ^{[ требуется цитата ]}

В настоящее время самые старые наблюдения звезд и галактик относятся к периоду вскоре после начала реионизации , с такими галактиками, как GN-z11 ( космический телескоп Хаббл , 2016) примерно при z≈11,1 (около 400 миллионов лет космического времени). ^{[63] [64] [65] [66]} Преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба , запущенный в декабре 2021 года, предназначен для обнаружения объектов, которые в 100 раз слабее, чем Хаббл, и намного более ранних в истории Вселенной, вплоть до красного смещения z≈20 (около 180 миллионов лет космического времени ). ^{[67] [68]} Считается, что это произошло раньше, чем первые галактики, и примерно в эпоху первых звезд. ^[67]

Также ведутся наблюдения с целью обнаружения слабого спинового излучения длиной 21 см, поскольку в принципе это даже более мощный инструмент для изучения ранней Вселенной, чем космический микроволновый фон.

Примерно через 150 миллионов – 1 миллиард лет после Большого взрыва

Материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С начала эпохи доминирования материи темная материя постепенно собиралась в огромные разбросанные (диффузные) нити под действием гравитации. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем это было бы в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи. Она также немного плотнее на регулярных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний (BAO), которые стали встроенными в распределение материи, когда фотоны разделялись. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию многими путями, что означает, что по мере коллапса она может терять энергию, которая в противном случае удерживала бы ее на части, и коллапсировать быстрее и в более плотные формы. Обычная материя собирается там, где темная материя плотнее, и в этих местах она коллапсирует в облака, в основном состоящие из водорода. Из этих облаков образуются первые звезды и галактики. Там, где образовались многочисленные галактики, в конечном итоге возникнут скопления галактик и сверхскопления. Между ними будут образовываться большие пустоты с небольшим количеством звезд, отмечая места, где темная материя станет менее распространенной.

Точное время появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания и прогрессирование периода, известного как реионизация , все еще активно исследуются, и новые результаты периодически публикуются. По состоянию на 2019 год ^[update]: самые ранние подтвержденные галактики (например, GN-z11 ) датируются примерно 380–400 миллионами лет, что предполагает удивительно быструю конденсацию газовых облаков и скорость рождения звезд; а наблюдения за лесом Лайман-альфа и другими изменениями в свете древних объектов позволяют сузить время реионизации и ее окончательного окончания. Но все это все еще области активных исследований.

Формирование структур в модели Большого взрыва происходит иерархически из-за гравитационного коллапса, при этом меньшие структуры формируются раньше, чем более крупные. Самые ранние структуры, которые формируются, — это первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активными галактиками, содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную закручивающимся вовнутрь аккреционным диском газа). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понять как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это вычислительно относительно легко изучать. В этот момент начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная задача становится намного сложнее, включая, например, моделирование N тел с миллиардами частиц. Космологическое моделирование Большого является высокоточным моделированием этой эпохи.

Эти звезды населения III также ответственны за превращение нескольких легких элементов, которые образовались в Большом взрыве (водород, гелий и небольшое количество лития), во множество более тяжелых элементов. Они могут быть как огромными, так и, возможно, маленькими — и неметаллическими (никаких элементов, кроме водорода и гелия). Более крупные звезды имеют очень короткую продолжительность жизни по сравнению с большинством звезд Главной последовательности, которые мы видим сегодня, поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как сверхновые всего через миллионы лет, засевая вселенную более тяжелыми элементами в течение повторяющихся поколений. Они знаменуют начало эры звездообразований.

Пока еще не найдено ни одной звезды Популяции III, поэтому их понимание основано на вычислительных моделях их формирования и эволюции. К счастью, наблюдения за космическим микроволновым фоновым излучением можно использовать для датировки того времени, когда звездообразование началось всерьез. Анализ таких наблюдений, проведенных микроволновым космическим телескопом Planck в 2016 году, пришел к выводу, что первое поколение звезд могло сформироваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва. ^[69]

Квазары предоставляют некоторые дополнительные свидетельства раннего формирования структуры. Их свет показывает наличие таких элементов, как углерод, магний , железо и кислород. Это свидетельствует о том, что к моменту образования квазаров уже прошла масштабная фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

По мере того, как постепенно формируются первые звезды, карликовые галактики и квазары, испускаемое ими интенсивное излучение реионизирует большую часть окружающей Вселенной, расщепляя нейтральные атомы водорода обратно на плазму свободных электронов и протонов впервые с момента рекомбинации и разделения.

Реионизация подтверждается наблюдениями за квазарами. Квазары являются формой активной галактики и наиболее яркими объектами, наблюдаемыми во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют определенные закономерности поглощения ультрафиолетовых фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые серией Лаймана . Ионизированный водород не имеет уровней энергии электронов такого рода. Поэтому свет, проходящий через ионизированный водород и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Ионизированный водород в межгалактической среде (особенно электроны) может рассеивать свет посредством томсоновского рассеяния , как это было до рекомбинации, но расширение Вселенной и сгущение газа в галактики привели к слишком низкой концентрации, чтобы сделать Вселенную полностью непрозрачной к моменту реионизации. Из-за огромного расстояния, пройденного светом (миллиарды световых лет), чтобы достичь Земли от структур, существующих во время реионизации, любое поглощение нейтральным водородом смещается в красную область на различные величины, а не на одну определенную величину, указывая, когда произошло поглощение тогдашнего ультрафиолетового света. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в различные моменты времени в прошлом.

Реионизация началась как «пузырьки» ионизированного водорода, которые со временем становились больше, пока вся межгалактическая среда не была ионизирована, когда линии поглощения нейтральным водородом стали редкими. ^[70] Поглощение было связано с общим состоянием Вселенной (межгалактической среды), а не с прохождением через галактики или другие плотные области. ^[70] Реионизация могла начаться уже при z = 16 (250 миллионов лет космического времени) и была в основном завершена примерно к z = 9 или 10 (500 миллионов лет), при этом оставшийся нейтральный водород стал полностью ионизированным при z = 5 или 6 (1 миллиард лет), когда исчезают провалы Ганна-Петерсона , показывающие наличие большого количества нейтрального водорода. Межгалактическая среда остается преимущественно ионизированной и по сей день, за исключением некоторых оставшихся облаков нейтрального водорода, которые вызывают появление лесов Лаймана-альфа в спектрах.

Эти наблюдения сузили период времени, в течение которого происходила реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, все еще не полностью определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия больше 13,6 эВ , что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, что подразумевает, что источники должны были произвести значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если энергия не будет постоянно подаваться, чтобы удерживать их отдельно, что также накладывает ограничения на то, насколько многочисленными были источники и их долговечность. ^[71] С этими ограничениями ожидается, что квазары и звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии. ^[72] В настоящее время ведущими кандидатами, от наиболее к наименее значимым, считаются звезды населения III (самые ранние звезды; возможно, 70%), ^{[73] [74]} карликовые галактики (очень ранние небольшие высокоэнергетические галактики; возможно, 30%), ^[75] и вклад квазаров (класс активных галактических ядер ). ^{[71] [76] [77]}

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассеянной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо более тонкой и диффузной, и у фотонов было гораздо меньше шансов рассеиваться. Несмотря на то, что она была реионизирована, Вселенная оставалась в значительной степени прозрачной во время реионизации из-за того, насколько разреженной была межгалактическая среда. Реионизация постепенно прекратилась, поскольку межгалактическая среда стала практически полностью ионизированной, хотя некоторые области нейтрального водорода все же существуют, создавая леса Лайман-альфа.

В августе 2023 года были представлены и обсуждены изображения черных дыр и связанной с ними материи в очень ранней Вселенной, полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба . ^[78]

Материя продолжает стягиваться под действием гравитации, образуя галактики. Звезды этого периода времени, известные как звезды населения II , формируются на ранних этапах этого процесса, а более поздние звезды населения I формируются позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления . Наблюдения Hubble Ultra Deep Field выявили ряд небольших галактик, сливающихся в более крупные, 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). ^[80] (В настоящее время считается, что эта оценка возраста немного завышена). ^[81]

Вселенная выглядела почти так же, как и сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Она будет выглядеть так же еще много миллиардов лет в будущем. Галактический диск Млечного Пути, как полагают, образовался 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад, но только возраст Солнца, 4,567 миллиарда лет, известен точно. ^[82]

Примерно через 9,8 миллиардов лет после Большого взрыва

Начиная примерно с 9,8 миллиардов лет космического времени ^[16] крупномасштабное поведение Вселенной, как полагают, постепенно изменилось в третий раз в ее истории. Первоначально ее поведение определялось излучением (релятивистскими составляющими, такими как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а начиная примерно с 370 000 лет космического времени ее поведение определялось материей. В эпоху доминирования материи расширение Вселенной начало замедляться, поскольку гравитация сдерживала первоначальное внешнее расширение. Но начиная примерно с 9,8 миллиардов лет космического времени наблюдения показывают, что расширение Вселенной медленно прекращает замедляться и вместо этого постепенно снова начинает ускоряться.

Хотя точная причина неизвестна, наблюдение признано верным сообществом космологов. На сегодняшний день наиболее общепринятым пониманием является то, что это связано с неизвестной формой энергии, которая получила название «темная энергия». ^{[83] [84]} «Темная» в этом контексте означает, что она не наблюдается напрямую, но ее существование может быть выведено путем изучения гравитационного воздействия, которое она оказывает на вселенную. Продолжаются исследования, чтобы понять эту темную энергию. В настоящее время считается, что темная энергия является единственным крупнейшим компонентом вселенной, поскольку она составляет около 68,3% всей массы-энергии физической вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая константа — скалярное поле, которое существует во всем пространстве. В отличие от гравитации, эффекты такого поля не уменьшаются (или уменьшаются медленно) по мере роста Вселенной. Хотя материя и гравитация изначально оказывают большее влияние, их влияние быстро уменьшается по мере того, как Вселенная продолжает расширяться. Объекты во Вселенной, которые изначально кажутся разлетающимися по мере расширения Вселенной, продолжают разлетаться, но их внешнее движение постепенно замедляется. Этот замедляющий эффект становится меньше по мере того, как Вселенная становится более разбросанной. В конце концов, внешнее и отталкивающее воздействие темной энергии начинает доминировать над внутренним притяжением гравитации. Вместо того чтобы замедлиться и, возможно, начать двигаться внутрь под влиянием гравитации, примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно увеличивающейся скоростью.

Существует несколько конкурирующих сценариев долгосрочной эволюции Вселенной. Какой из них произойдет, если вообще произойдет, зависит от точных значений физических констант , таких как космологическая постоянная, возможность распада протона , энергия вакуума (то есть энергия самого «пустого» пространства ) и законы природы за пределами Стандартной модели . ^{[ необходима цитата ]}

Если расширение вселенной продолжится и останется в ее нынешнем виде, в конечном итоге все, кроме ближайших галактик, будут унесены от нас расширением пространства с такой скоростью, что наблюдаемая вселенная будет ограничена нашим собственным гравитационно связанным локальным скоплением галактик . В очень долгосрочной перспективе (спустя много триллионов — тысяч миллиардов — лет космического времени) Звездная Эра закончится, поскольку звезды перестанут рождаться, и даже самые долгоживущие звезды постепенно умрут. После этого все объекты во вселенной остынут и (за возможным исключением протонов ) постепенно распадутся обратно на свои составные частицы, а затем на субатомные частицы и очень низкоуровневые фотоны и другие фундаментальные частицы посредством множества возможных процессов. ^{[ необходима цитата ]}

В конечном итоге, в далеком будущем были предложены следующие сценарии окончательной судьбы Вселенной:

В этом виде экстремальной временной шкалы могут также происходить чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть в масштабе времени менее триллионов лет. Они также могут привести к непредсказуемым изменениям в состоянии Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем масштабе времени. Например, в масштабе времени в миллионы триллионов лет черные дыры могут казаться испаряющимися почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования могут казаться обычными, а квантовые (или другие) явления, настолько маловероятные, что они могут происходить всего один раз в триллион лет, могут происходить много раз. ^{[ необходима цитата ]}

• Кэрролл, Шон М. (14 января 2011 г.). Космология и стрела времени: Шон Кэрролл на TEDxCaltech (видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: TED Conferences LLC . Архивировано из оригинала 20 декабря 2019 г. Получено 20 января 2020 г.
• Chaisson, Eric J. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва до человечества». Кембридж, Массачусетс: Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 27 августа 2019 года . Получено 19 января 2020 года .
• «Хронология истории Вселенной». Тайны глубокого космоса . Арлингтон, Вирджиния: PBS Online . 2000. Архивировано из оригинала 1 июля 2019 года . Получено 24 марта 2005 года .
• "HubbleSite". Балтимор, Мэриленд: Офис по связям с общественностью Института космических телескопов . Архивировано из оригинала 18 января 2020 года . Получено 24 марта 2005 года .
• Krauss, Lawrence M. (спикер); Cornwell, R. Elisabeth (продюсер) (21 октября 2009 г.). «Вселенная из ничего» Лоуренса Краусса, AAI 2009 (видео). Вашингтон, округ Колумбия: Фонд Ричарда Докинза по разуму и науке . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 г. . Получено 3 февраля 2020 г. .
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Группер, Джонатан (режиссер, сценарист) (18 мая 2007 г.). Exploring Time (телевизионный документальный мини-сериал). Silver Spring, MD: Twin Cities Public Television , Red Hill Studios и NHK для The Science Channel . Получено 19 января 2020 г.
• «Однажды во Вселенной». Суиндон, Великобритания: Совет по научным и технологическим учреждениям . 26 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2019 г. Получено 20 января 2020 г.
• Овербай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы обнаружили самые ранние признаки жестокой младенческой Вселенной» . The New York Times . Нью-Йорк. ISSN  0362-4331 . Получено 19 января 2020 г.
• Plait, Phil (14 января 2016 г.). Deep Time: Crash Course Astronomy #45 (видео). PBS Digital Studios . Архивировано из оригинала 15 января 2016 г. Получено 2 октября 2016 г.
• "Press Pass - Фотогалерея - Графика и иллюстрации". Fermilab . Батавия, Иллинойс. 1 января 2004 г. Архивировано из оригинала 27 декабря 2005 г. Получено 19 января 2020 г.(См.: «Энергетическая временная линия от Большого взрыва до наших дней» (1984) и «Плакат «История Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше». Архивировано из оригинала 24 ноября 2005 г. Получено 24 марта 2005 г.
• «Приключение во Вселенной». Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса в Беркли . 2007. Архивировано из оригинала 22 июня 2019 года . Получено 21 января 2020 года .
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы по космологии». Лос-Анджелес: Отделение астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 10 декабря 2019 г. Получено 19 января 2020 г.