Большой взрыв

Содержание.

I. Сценарий Большого взрыва.

II. Большие проблемы Большого взрыва.

¨ Проблематичная сингулярность.

¨ Попытки решения проблемы сингулярности.

¨ Откуда появилась Вселенная?

¨ Инфляционная Вселенная.

¨ Как быть с Галактиками?

¨ Квантовая физика и реальность.

¨ Недостающая масса.

¨ Иная картина реальности.

III. Список литературы.

I. Сценарий Большого взрыва

Как и любая схема, претендующая на объяснение данных о спектре микроволнового космического излучения, химического состава догалактического вещества и иерархии масштабов космических структур, стандартная модель эволюции Вселенной базируется на ряде исходных предположений (о свойствах материи, пространства и времени), играющих, роль своеобразных «начальных условий расширения мира. В качестве одной из рабочих гипотез этой модели выступает предположение об однородности и изотропии свойств Вселенной на протяжении всех этапов ее эволюции.

Кроме того, основываясь на данных о спектре микроволнового излучения, естественно предположить, что во Вселенной в прошлом существовало состояние термодинамического равновесия между плазмой и излучением, температура которого была высока. Наконец, экстраполируя в прошлое законы возрастания плотностей вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что уже при температуре плазмы, близкой к 1010 К, в ней, существовали протоны и нейтроны, которые были ответственны за формирование химического состава космического вещества.

Очевидно, что подобный комплекс начальных условий» нельзя формально экстраполировать на самые ранние этапы расширения Вселенной, когда температура плазмы превышает 1012 К поскольку в этих условиях произошли бы качественные изменения состава материи, связанные, в частности, с кварковой структуры нуклонов. Этот период, предшествующий этапу с температурой около 1012 К, естественно отнести к сверх ранним стадиям расширения Вселенной, о которых, к сожалению, в настоящее время известно еще очень мало.

Дело в том, что по мере углубления в прошлое Вселенной мы неизбежно сталкиваемся с необходимостью описывать процессы взаимопревращений элементарных частиц со все большей и большей энергией, в десятки и даже тысячи раз превышающей порог энергий, доступных исследованию на самых мощный современных ускорителях. В подобной ситуации, очевидно, возникает целый комплекс проблем, связанных, во-первых, с нашим незнанием новых типов частиц, рождающихся в условиях высоких плотностей плазмы, а во-вторых, с отсутствием «надежной» теории, позволившей бы предсказать основные характеристики космологического субстрата в этот период.

Однако даже не зная в деталях конкретных свойств сверхплотной плазмы при высоких температурах, можно предположить, что, начиная с температуры чуть меньше, 1012 К ее характеристики удовлетворяли условиям, Перечисленным в начале этого раздела. Иначе говоря, при температуре около 1012 К материя во Вселенной была представлена электрон-позитронными парами (е -, е+); мюонами и антимюонами (м -, м+); нейтрино и антинейтрино, как электронными (vе, vе), так и мюонными (vм, vм) и тау-нейтрино (vt, vt); нуклонами (протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.

Взаимодействие всех этих частиц обеспечивало в плазме состояние термодинамического равновесия, которое, однако, изменилось по мере расширения Вселенной для различных типов частиц. При температурах меньше 1012 К первыми это «почувствовали» мюон-антимюонные пары, энергия покоя которых составляет примерно 106 МэВ8. Затем уже при температуре порядка 5.109 К аннигиляция электрон-позитронных пар стала преобладать над процессами их рождения при взаимодействии фотонов, что в конечном итоге привело к качественному изменению состава плазмы.

Начиная с температур Т<109 К, основную роль в динамике расширения Вселенной стали играть электронные, мюонные и тау-нейтрино, а также электромагнитное излучение. Как же перераспределилась энергия, которая была «запасена» на лептонной стадии в массивных частицах?

Оказывается, она пошла на «нагрев» излучения, а вместе с тем и частиц, находящихся при температурах больше 5.109 К в равновесии с излучением. Действительно, небольшое увеличение плотности фотонов, вызванное аннигиляцией мюонов и антимюонов, автоматически приводит к увеличению концентрации электрон-позитронных пар, которые взаимодействуют с фотонами в реакции Y+Y е -+ е+. В свою очередь, электроны и позитроны могут рождать пары нейтрино и антинейтрино.

Таким образом, весь избыток энергии мюонов после их аннигиляции перераспределится между различными компонентами плазмы. Подобная «перекачка» энергии массивных частиц ко все более легким должна была осуществляться лишь до тех пор, пока не стали аннигилировать самые легкие заряженные лептоны - электроны и позитроны, которые в последний раз «подогрели» излучение при температуре около 5.109 К. После этот момента доминирующую роль в расширении Вселенной играло электромагнитное излучение, и лептонная эра «температурной» истории космической плазмы сменилась эрой преобладания радиации.

Фактически именно в этот период при температурах плазмы около 5.109 К произошло формирование равновесного спектра электромагнитного излучения, дошедшего до нас в форме микроволнового реликтового фона. Именно в ходе аннигиляции электрон-позитронных пар практически вся энергия, запасенная в этом компоненте, была передана электромагнитному излучению, плотность энергии которого увеличилась. Оставшиеся от эпохи аннигиляции электроны, сталкиваясь с квантами излучения, участвовали в обмене энергией между подсистемами плазмы. Кроме того, столкновения электронов с протонами сопровождались высвечиванием квантов, в результате чего спектр электромагнитного излучения должен был стать характерным для равновесного распределения.

Уже в конце эпохи доминирования радиации при температурах, близких к 104 К, взаимодействие свободных электронов с протонами сопровождалось образованием атомов водорода и уменьшением доли свободных носителей электрического заряда. При этом рассеяние квантов на электронах становилось все менее эффективным и, наконец, начиная с периода, характерного падением температуры ниже 3000 К, распространение фотонов осуществлялось практически свободно. Температура электромагнитного излучения после его отделения от плазмы уменьшалась лишь вследствие расширения Вселенной, которое смещало спектр квантов в миллиметровый и сантиметровый диапазоны.

Этот микроволновый фон является, таким образом, своеобразным отпечатком ранних высокотемпературных стадий эволюции Вселенной - реликтом, доказывающим, что в прошлом эта подсистема определяла основные характеристики космологической плазмы. Однако помимо фона микроволнового излучения, до нас должен был дойти еще один «отзвук» радиационно доминированной эры расширения Вселенной. Речь идет о ядрах и изотопах легких химических элементов, образование которых в рамках модели Большого взрыва должно было произойти примерно за миллион лет до эпохи отделения вещества от излучения.

История вопроса о происхождении химических элементов восходит к пионерским работам основоположника теории «горячей Вселенной» Г. А. Гамова. Задача, которую ставили перед собой Г. А. Гамов и его сотрудники в конце 40-х годов нашего столетия, с позиций сегодняшнего дня представляется неразрешимой. Авторы надеялись с помощью процессов слияния протонов и нейтронов в ядра химических элементов объяснить происхождение практически всех элементов таблицы Менделеева еще на ранних этапах расширения Вселенной. В те годы, когда ядерная физика делала буквально первые шаги, еще не было известно, что в природе не существует стабильных ядер с атомными весами А=5 и А=8, и цепочка последовательных присоединений протонов и нейтронов с образованием дейтерия, гелия-3, трития и гелия-4 имеет обрыв уже буквально на следующем шаге.