Эволюция Вселенной Теории происхождения Вселенной Современное представление

Эволюция Вселенной

Теории происхождения Вселенной Современное представление об основных этапах развития Вселенной с момента её образования и до наших дней базируется на следующих теориях: • теории расширения Фридмана; • теории Большого взрыва (теории горячей Вселенной); • теории инфляции; • иерархической теории формирования крупномасштабной структуры.

Теория расширения Фридмана Вселе нная Фри дмана (метрика Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера) — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности (ОТО), первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную в общем случае нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала первым основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915 -1917 гг.

Теория Большого взрыва Большо й взрыв (англ. Big Bang) — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Одна из самых больших проблем, стоящих перед сторонниками теории большого взрыва, как раз состоит в том, что ни один из предлагаемых ими сценариев возникновения Вселенной невозможно описать математически или физически. Согласно базовым теориям большого взрыва, первоначальным состоянием Вселенной была точка бесконечно малых размеров с бесконечно большой плотностью и бесконечно высокой температурой. Однако такое состояние выходит за пределы математической логики и не поддается формальному описанию. Так что в действительности о первоначальном состоянии Вселенной ничего определенного сказать нельзя, и расчеты тут подводят. Поэтому это состояние получило в среде ученых название "феномена".

Теория инфляции Инфляцио нная моде ль Вселе нной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские и экс-советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде, Вячеслав Муханов и ряд других ученых.

Крупномасштабная структура Вселенной в космологии — структура распределения вещества Вселенной на самых больших наблюдаемых масштабах. Искривление пространства-времени на данном масштабе хорошо описывается общей теорией относительности. Из самой общей космологической теории следует иерархическая концепция формирования галактик. Это означает, что сначала формируются самые маленькие галактики, потом они постепенно сливаются во все большие системы, а самые крупные галактики и самые крупные системы галактик образуются последними. На сегодняшний день самой крупной гравитационно связанной системой считается скопление галактик с массой 10¹⁵ масс Солнца. Эти системы созрели к формированию за те 14 миллиардов лет, что существует Вселенная. Доктор физико-математических наук Ольга Сильченко

Возраст Вселенной Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задается следующим образом: , где H 0 — постоянная Хаббла на данный момент, a — масштабный фактор.

Основные этапы развития Вселенной Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация: • Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это планковское время (10ˉ⁴³ с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10ˉ¹¹ с после Большого взрыва; • Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10ˉ² с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода; • Современная эпоха стандартной космологии началась через 0, 01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система.

Этапы развития Вселенной

Спасибо за внимание