Как выглядит современная стандартная модель Большого взрыва? Описать основные стадии процесса развития Вселенной и охарактеризовать имеющиеся альтернативны.

Как выглядит современная стандартная модель Большого взрыва? Описать основные стадии процесса развития Вселенной и охарактеризовать имеющиеся альтернативные модели

Особого внимания и осмысления требует наиболее распространенная в настоящее время модель "горячей" Вселенной, сопряженная с концепцией "Большого взрыва". Не надо думать, что представление о расширяющейся Вселенной - открытие ХХ века. Мысли о расширяющемся Космосе высказывались еще в Ригведе и в орфико-пифагорейских космологических учениях. В конце концов электромагнитные волны, включая свет, от любого ненаправленного и несфокусированного источника не могут быть ничем иным, кроме как расширяющейся сферой электромагнитного фронта.
Космологи-релятивисты просто абсолютизировали взрывной характер данного вполне естественного процесса. К тому же релятивистские космологические модели получены исключительно умозрительным путем и усилием мысли же произвольно перенесены затем на весь Космос. Согласно концепции "Большого взрыва", Вселенная возникла из одной точки, радиусом равной нулю, но с плотностью равной бесконечности.
По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,2 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с гигантскими температурой и плотностью и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой однородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.
Приблизительно после 10−35 секунд после наступления Планковской Эпохи фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени, температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом, одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.
Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов.
После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).
После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до ас в виде реликтового излучения.

Дальнейшая эволюция Вселенной
Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.
Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.
В теории космологии принято эволюцию вселенной разделять на 4 эры:
а) адронная эра (начальная фаза, характеризующаяся высокой температурой и плотностью вещества, состоящего из элементарных частиц «адронов»);
б) лептонная эра (следующая фаза, характеризующаяся снижением энергии частиц и температуры вещества, состоящего из элементарных частиц «лептонов». Адроны распадаются в мюоны и мюонное нейтрино образуется «нейтринное море»;
в) фотонная эра или эра излучения (характеризуется снижением температуры до 10 К, аннигиляцией электронов и позитронов, давление излучения полностью отделяет вещество от антивещества);
г) звездная эра (продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц, продолжается со времени завершения Большого взрыва (примерно 300 000 лет назад) до наших дней.
Разработка концепции "Большого взрыва" происходила в ускоренном режиме. Не связанные какими бы то ни было граничениями, теоретики дали полную волю своему воображению. Особенно их привлекали краевые значения: что было в самом начале и что ждет их детище в самом конце. Проблема "начала" породила необозримый поток публикаций, включая быстро завоевавшие популярность монографии, такие, к примеру, как переведенная на многие языки книга американского физика, лауреата Нобелевской премии Стивена Вайнберга "Первые три минуты: Современный взгляд на происхождение Вселенной".
Здесь, так сказать, посекундно расписано, как вела себя материя, возникшая из ничего, в первые три минуты своего существования. Но посекундного расписания оказалось мало. Стали разрабатывать модели (повторим, - сугубо абстрактно-математические), позволяющие представить, что было (точнее - "было бы, если бы было") со Вселенной в первые десятые и даже сотые доли секунды. Особую известность получила так называемая "инфляционная модель" Вселенной, разработанная российским космологом А.Д. Линде.
Ее популярность и быстрое признание были обусловлены тем, что с помощью новых математических допущений удалось преодолеть возникшие противоречия между двумя теоретическими "китами" - космологией и физической теорией элементарных частиц.
Специалисты по теории элементарных частиц давно обращали внимание на неясные моменты космологии и задавали вопросы, которые казались почти метафизическими. Что было до начала расширения Вселенной? Почему Вселенная однородна и изотропна? Почему разные ее части, далеко удаленные друг от друга, так похожи, хотя формировались независимо? Поначалу казалось, что ответы на эти вопросы выходят за рамки целей и возможностей науки.
Именно поэтому такой большой интерес вызвала предложенная Линде теория инфляционной, раздувающейся, Вселенной, в которой удалось ответить на большую часть приведенных вопросов. Общая черта различных вариантов инфляционной теории - существование стадии очень быстрого (экспоненциального) расширения Вселенной в вакуумоподобном состоянии с огромной плотностью энергии. Эта стадия и называется стадией инфляции.
После нее вакуумоподобное состояние распадается, образующиеся при этом частицы взаимодействуют друг с другом, устанавливается термодинамическое равновесие, и лишь вслед за этим Всеенная начинает эволюционировать согласно стандартной модели "горячей Вселенной".

нет

1. Вайнберг С. Первые три минуты. - М.: Энергоиздат, 1981.
2. Войткевич Г.В. Рождение Земли. - Ростов н/Д, 1996.
3. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. - М., 1980.
4. Зельдович Я.Б. Рождение Вселенной из "ничего". - М., 1988.
5. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. - М., 1979.
6. Новиков И.Д. Как взорвалась Вселенная. - М., Наука. 1988.
7. Климишин И.А. Астрономия наших дней. - М., Наука, 1976.
8. Силк Дж. Большой взрыв. Рождение и эволюция Вселенной. - М., 1982.
9. Суорц К.Э. Необыкновенная физика обыкновенных явлений. М.,1986.
10. Хокинг Ст. От Большого взрыва до черных дыр. Краткая история времени. - М., 1990.
11. Бабушкин А.Н. Современные концепции естествознания. - СПб., 2000.
12. Воронов В.К., Гречнева М.К., Сагдеев Р.З. Основы современного естество знания. - М., 1999.
13. Горелов А.А. Концепции современного естествознания. - М.: «Центр», 1997; - М.: «Центр», 1999.
14. Грушевицкая Т.Г., Садохин А.П. Концепции современного естествознания. -
15. Каменев А.С. Концепции современного естествознания. Словарь понятий и терминов. М.: «Жизнь и мысль», 2002.
16. Каменев А.С. Современное естествознание. Понятия, термины, персоналии. М.: «Вузовская книга», 2006.