Мы претендуем на точное представление об истории Вселенной.
Но насколько это правда?
Единственная причина существования времени — не допустить, чтобы все произошло одновременно.И вот мы подошли к концу недели, а это значит, что пришло время выбирать следующий вопрос.- Альберт Эйнштейн
Каждую неделю вы присылаете свои вопросы и предложения, а я выбираю лучшее, что расскажет вам о Вселенной.
Главный вопрос сегодняшнего дня исходит от Скотта Роббинса, который хочет знать: Меня смущает история Большого Взрыва.
Когда ученые говорят о возникновении Вселенной, формировании элементов и создании галактик, они указывают точные временные интервалы.
Но откуда они берут эти цифры? Подтвердить их эмпирически вряд ли возможно, но они все же указаны очень точно (и уверенно).
Как ученые могут быть настолько уверены в этих данных и откуда они берутся? И даже дал ссылку на иллюстрацию вопроса.
Изображение почти правильное, но оно не указывает на нечто важное, с моей точки зрения: ошибки.
Во всех цифрах есть неточности, но в целом все верно, и погрешности эти сравнительно невелики.
Откуда нам это знать? Благодаря трем факторам:
- Мы понимаем, как расширялась Вселенная и, следовательно, как ее размер и масштаб меняются со временем.
- Мы понимаем, как температура (и энергия) частиц Вселенной зависит от истории расширения.
- Мы более или менее понимаем физические процессы, которые определяют эти шаги и их эволюцию.
Как расширяется Вселенная? Это простейший из вопросов, и физика этого процесса была известна уже в 1920-1930-х годах, когда его независимо описали Александр Фридман, Джордж Леметр, Говард Робертсон и Артур Уокер.
Согласно общей теории относительности, если все области Вселенной в больших масштабах заполнены примерно одинаковым количеством материи и энергии, то ее эволюция определяется только двумя вещами: начальной скоростью расширения и свойствами того, что ее наполняет. 
И он наполнен такими вещами, как:
- обычное вещество (протоны, нейтроны, электроны),
- темная материя,
- фотоны,
- нейтрино,
- энергия, присущая самому космосу (темная энергия/космологическая постоянная),
- целый вагон вещей, которые возможны, но еще не наблюдаемы нами: космические струны, магнитные монополи, доменные границы, космические текстуры и искривление пространства.
Это первая часть: как Вселенная расширялась с течением времени.
Но не менее важна и вторая часть.
Как вела себя температура/энергия частиц в далеком прошлом? Когда вы представляете расширение или сжатие Вселенной, вы, скорее всего, представляете ограниченное количество материи в изменяющемся объеме.
С увеличением объема плотность уменьшается, а с уменьшением объема - увеличивается.
Но на эту систему также влияет излучение: длина волны фотонов также увеличивается (при расширении) и уменьшается (при сжатии) в соответствии с изменениями во Вселенной.
Поскольку длина волны определяет энергию фотона, в сжимающейся Вселенной фотоны будут более энергичными, а в расширяющейся Вселенной их энергия уменьшится.
Следовательно, когда в прошлом Вселенная была меньше, ее температура была выше.
В случае частиц их кинетическая энергия ведет себя так же, как температура фотонов.
И это напрямую связано с масштабом Вселенной: в любой момент, когда Вселенная была в несколько раз меньше, энергия и температура фотонов были во столько же раз больше.
Во Вселенной вдвое меньшей их температура была в два раза выше.
Во Вселенной в десять раз меньшей их температура была в десять раз выше.
Во Вселенной, которая была в миллион раз меньше, их температура была в миллион раз выше.
Итак, в любой момент прошлого Вселенной мы знаем температуру и энергию, пока знаем наполнение Вселенной и закономерности ее расширения.
И наконец.
Какие физические процессы стояли за каждым из этих шагов? На этом этапе появляются ошибки, но они еще совсем небольшие.
Точки: 
Галактики начинают формироваться, судя по нашим наблюдениям, не позднее, чем через 380 миллионов лет после начала Вселенной, поскольку это именно возраст самой удаленной от нас галактики (см.
выше).
Моделирование и расчеты формирования крупных структур вместе с пониманием природы начальных колебаний Вселенной приводят к оценкам, что первые протогалактики образовались, когда Вселенной было от 130 до 210 миллионов лет. Конечно, эти процессы продолжаются и дальше.
Первые звезды образовались еще раньше, и мы надеемся, что телескоп Джеймса Уэбба сможет найти одни из самых ранних и ярких звезд! Согласно симуляциям, мы ожидаем, что первые звезды появились, когда Вселенной было от 40 до 100 миллионов лет, и с тех пор их формирование резко ускорилось.
До этого произошло образование нейтральных атомов, которые достаточно просто вычислить, исходя из известной пропорции фотонов/протонов/нейтронов/электронов во Вселенной и физических принципов образования атомов.
Это произошло, когда Вселенной было 380 000 лет, но происходило это постепенно в течение 117 000 лет; 380 000 — средний возраст Вселенной, когда она стала нейтральной.
До этого появились легчайшие атомные ядра: нуклеосинтез Большого взрыва.
Это тоже заняло некоторое время, но самое «важное» произошло, когда Вселенной было 3–4 минуты.
Наилучшая оценка времени завершения нуклеосинтеза, которую я могу дать, составляет три минуты 45 секунд. 
Аннигиляция материи и антиматерии происходила постепенно; Аннигиляция электронов и позитронов произошла, когда Вселенной было от 1 до 3 секунд, но эти частицы были самыми легкими.
Более тяжелые аннигилировали раньше, поэтому частицы, прекратившие взаимодействие с другой Вселенной на ранних стадиях ее развития (например, нейтрино), имеют более низкую температуру, чем фотоны.
Нарушение электрослабой симметрии происходит на масштабах, сравнимых с массами тяжелых бозонов, которые служат связующим звеном в слабых взаимодействиях.
Нам просто нужно определить, при какой температуре это происходит, и мы сможем узнать возраст Вселенной в этот момент: порядка 0,1 наносекунды.
Ранее мы определили пробелы и пределы таких процессов, как бариогенез (создание асимметрии материи и антиматерии), великое объединение (которое могло произойти, а могло и не произойти) и инфляция.
Мы знаем, что инфляция закончилась (и начался Большой взрыв) где-то между 10 -35 и 10 -20 секунд, если считать от t=0 (наивная экстраполяция Большого взрыва до точки с бесконечной плотностью и температурой).
Как видите, погрешность в этих цифрах довольно велика.
Сложив все это вместе – опустив ошибки и определив средние, наиболее вероятные значения – мы получаем историю жизни Вселенной.
Лично мне нравится отображать это в масштабе одного года, чтобы дать представление о перспективе.
Вот откуда мы знаем с такой точностью историю Вселенной! Спасибо за отличный вопрос, и я надеюсь, что объяснение было понятно вам и другим.
Отправьте меня Ваши вопросы и предложения для будущих статей Теги: #астрономия #Популярная наука #физика #вселенная #спроси Итана #большой взрыв
-
Fast Vp В Хранилище Unity: Как Это Работает
19 Oct, 24 -
Интеграция Crowdsec В Kubernetes
19 Oct, 24 -
Исправил Ошибку С Макетами
19 Oct, 24
