Большой взрыв: различия между версиями
[непроверенная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
к стаб. версии |
|||
Строка 5:
'''Большо́й взрыв''' — общепринятая [[Космологические модели|космологическая модель]], описывающая раннее развитие Вселенной<ref>{{cite web|last=Wollack|first=Edward J.|title=Cosmology: The Study of the Universe|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|work=Universe 101: Big Bang Theory|publisher=[[NASA]]|accessdate=27 April 2011|date=10 December 2010|archiveurl=https://www.webcitation.org/682ONmUTz?url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/|archivedate=2012-05-30}}</ref>, а именно — начало [[расширение Вселенной|расширения Вселенной]], перед которым [[Вселенная]] находилась в [[космологическая сингулярность|сингулярном состоянии]].
Обычно сейчас сочетают теорию Большого взрыва
== Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной ==
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,799 ± 0,021 млрд лет назад<ref>{{публикация|статья|автор=Planck Collaboration|заглавие=Planck 2015 results|издание=Astronomy and Astrophysics|год=2016|месяц=09|том=594|подзаголовок=XIII. Cosmological parameters|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/10/aa25830-15.pdf|страницы=A13|pages=1—63|язык=en|doi=10.1051/0004-6361/201525830|примечание=стр. 31, строка 18, последняя колонка}}</ref> из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент [[Планковская эпоха|Планковской эпохи]] с температурой примерно {{nobr|10<sup>32</sup> К}} ([[Планковская температура]]) и плотностью около {{nobr|10<sup>93</sup> г/см³}} ([[Планковская плотность]]). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и [[Изотропия|изотропную]] среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением
В период времени от нуля до 10<sup>−43</sup> секунд после Большого взрыва
Приблизительно через 10<sup>−42</sup> секунд после момента Большого взрыва фазовый переход вызвал [[экспонента|экспоненциальное]] расширение Вселенной. Данный период получил название [[Инфляционная модель Вселенной|Космической инфляции]] и завершился через 10<sup>−36</sup> секунд после момента Большого взрыва{{sfn|Сажин|с=37|2002}}.
Строка 20:
После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде [[реликтовое излучение|реликтового излучения]].
Необходимо отметить, что на всех стадиях Большого взрыва выполняется так называемый [[космологический принцип]] — Вселенная в любой данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в любой точке пространства. В частности, в любой данный момент во всех точках пространства плотность материи в среднем одинакова. Большой взрыв
|автор = М. В. Сажин
|заглавие = Современная космология в популярном изложении
Строка 30:
|isbn = 5-354-00012-2
|тираж = 2500
}}</ref>. На самом деле Большой взрыв происходил во всех точках пространства одновременно и синхронно
=== Проблема начальной сингулярности ===
[[Экстраполяция]] наблюдаемого [[расширение Вселенной|расширения Вселенной]] [[Прошлое|назад во времени]] приводит, при использовании [[общая теория относительности|общей теории относительности]] и некоторых других [[альтернативные теории гравитации|альтернативных теорий гравитации]], к ''бесконечной'' плотности и температуре в ''конечный'' момент времени в прошлом. Размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку
Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана, в числе прочих [[теоремы о сингулярностях|теорем о сингулярностях]], [[Пенроуз, Роджер|Р. Пенроузом]] и [[Хокинг, Стивен|С. Хокингом]] в конце 1960-х годов. Теория Большого взрыва не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (потому что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость, при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва).
Это сигнализирует о недостаточности описания Вселенной ''классической'' общей теорией относительности. Насколько близко к сингулярности можно [[Экстраполяция|экстраполировать]] известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Проблема существования сингулярности в данной теории является одним из стимулов построения [[квантовая гравитация|квантовой]] и других [[альтернативные теории гравитации|альтернативных теорий гравитации]], которые стараются разрешить эту проблему.
Строка 41 ⟶ 43 :
Существует несколько гипотез о возникновении видимой части Вселенной<ref>[http://www.bbc.co.uk/programmes/b00vdkmj Видео BBC «Горизонт. Что было до Большого Взрыва?»]</ref>:
* по мнению некоторых ученых (в числе которых [[Стивен Хокинг]], [[Лоуренс Краусс]] и [[Майкл Мартин]]), Вселенная могла возникнуть из ничего
* теория [[Линде, Андрей Дмитриевич|А. Линде]] о том, что Вселенная бесконечна и заполнена очень плотной энергией, а наша видимая часть возникла расширением ([[Инфляционная модель Вселенной|инфляцией]]) небольшой части в «пузырёк» (как возникают пузырьки в плотном сыре)<ref>{{статья|автор=Линде, Андрей Дмитриевич|заглавие=Nonsingular Regenerating Inflationary Universe|ссылка=http://www.stanford.edu/~alinde/1982.pdf|язык=en|год=1982}}</ref>;
* теория [[Смолин, Ли|Ли Смолина]] о том, что вселенные возникают от взрыва «[[Гравитационная сингулярность|сингулярности]]» внутри [[Чёрная дыра|чёрных дыр]]<ref>{{статья|автор=Смолин, Ли|заглавие=The fate of black hole singularities and the parameters of the standard models of particle physics and cosmology|ссылка=http://arxiv.org/PS_cache/gr-qc/pdf/9404/9404011v1.pdf|язык=en|год=1992}}</ref>;
Строка 54 ⟶ 56 :
* [[1916]] — вышла в свет работа [[физик]]а [[Эйнштейн, Альберт|Альберта Эйнштейна]] «'''Основы общей теории относительности'''», в которой он завершил создание релятивистской теории гравитации<ref>{{статья|автор=Einstein, Albert|заглавие=Die Grundlage der allgemeinen Relativittstheorie|ссылка=http://www.physik.uni-augsburg.de/annalen/history/einstein-papers/1916_49_769-822.pdf|язык=de|издание=[[Annalen der Physik]]|год=1916|номер=7|pages=769—822|issn=1521-3889}}</ref>.
* [[1917]] — Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл [[космологическая постоянная|космологическую постоянную Λ]]. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок<ref>{{cite arxiv|eprint=1804.06768|author=Cormac O'Raifeartaigh, Simon Mitton|title=Einstein's "biggest blunder" - interrogating the legend}}</ref>; уже в наше время выяснилось, что Λ-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной). [[Ситтер, Виллем де|В. де Ситтер]] выдвинул космологическую модель Вселенной ([[модель де Ситтера]]) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».
* [[1922]] — [[СССР|советский]] [[математик]] и [[геофизик]] [[Фридман, Александр Александрович (физик)|А. А. Фридман]] нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как «[[решение Фридмана|решение Фридмана»]]
* [[1923]] — [[Германия|немецкий]] [[математик]] [[Вейль, Герман|Г. Вейль]] отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге [[Эддингтон, Артур|А. Эддингтона]], опубликованной в том же году.
* [[1924]] — [[Вирц, Карл Вильгельм|К. Вирц]] обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием<ref>''Wirtz, C.'' [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1924AN....222...21W&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high= De Sitters Kosmologie und die Radialbewegungen der Spiralnebel] // Astronomische Nachrichten, Bd. 222, S. 21 (1924)</ref>.
|