Историята на живота на Вселената

Единствената причина за съществуването на времето е да не се случва всичко едновременно
- Алберт Айнщайн

Учените твърдят, че имат точна представа за историята на Вселената. Те говорят за началото на Вселената, образуването на елементите и създаването на галактиките като посочват точни интервали от време. Но от къде получават тези числа? Емпирично това е невъзможно, тогава от къде са толкова сигурни?

Ето какво отговаря астрофизикът Итън Сийгъл.

За да построят историята на Вселената, учените използват три фактора:

1. разбирането как се разширява Вселената и следователно, как се променят във времето размерите и мащабът й.
2. разбирането как зависят температурата (и енергията) на частиците на Вселената от историята на разширяването.
3. разбирането на физическите процеси, които определят тези стъпки и тяхната еволюция.

^{Източник: wiseGEEK, © 2003–2014 Conjecture Corporation}

Как се разширява Вселената?

Това е най-простият от въпросите и физиката на този процес е известна от 20-30-те години, когато независимо един от друг е описан от Александър Фридман, Жорж Льометър, Хауърд Робъртсън и Артър Уокър. Според Общата теория на относителността, ако всички области на Вселената в голям мащаб са пълни с приблизително едно и също количество материя и енергия, то нейната еволюция се определя от две неща:

• първоначалната скорост на разширение и
• свойствата на това, което я изпълва.

^{Източник: Перспективите на Вселената / Jeffrey O. Bennett, Megan O. Donahue, Nicholas Schneider and Mark Voit.}

А Вселената е пълна с неща, като:

• обикновена материя (протони, неутрони, електрони)
• тъмна материя,
• фотони,
• неутрино,
• енергия, присъща на самото пространство (тъмната енергия/космологична константа)
• един куп неща, които са възможни, но все още не се наблюдават от нас: космически струни, магнитни монополи, стени на домейни, космически текстури и изкривяване на пространството.

Измерено е не само текущото съдържание на Вселената, но и каква смес от горните неща са я запълвали във всеки един момент от миналото.

^{Източник: E. Siegel.}

Това е първата част от това как Вселената се разширява с течение на времето. Но втората част е не по-малко важна.

^{Източник: E. Siegel}.

Каква е била температурата/енергията на частиците в далечното минало?

Когато си представяте разширяването или свиването на Вселената, вие вероятно си представяте ограничено количество вещество в изменящ се обем. При увеличаване на обема плътността намалява, а при намаляване на обема - се увеличава.

Но на тази система влияят и лъченията: дължина на вълната на фотоните също се увеличава (при разширяване) и намалява (при свиване) в съответствие с промените във Вселената. Тъй като дължината на вълната определя енергията на фотона, в свиваща се Вселена фотоните са по-високоенергийни, а в разширяваща се Вселена тяхната енергия ще пада. Ето защо, когато Вселената е била по-малка в миналото, температурата й е била по-висока. В случая на частиците, тяхната кинетична енергия се държи по същия начин, както температурата на фотоните.

^{Източник: E. Siegel.}

Това е пряко свързано с мащабите на Вселена. Във всеки момент, когато Вселената е била еди колко си пъти по-малка, енергията и температурата на фотоните са били толкова пъти повече. Във Вселена с наполовина по-малък размер температурата е била два пъти по-висока. Във Вселена с десет пъти по-малък размер - температурата е десет пъти по-висока. Във Вселена един милион пъти по-малка, температурата е милион пъти по-висока.

^{Източник: NASA / GSFC}

Така че, във всеки един момент в миналото на Вселената са ни известни температурата и енергията, защото ни е известно съдържанието на Вселената и схемата й на разширение.

Кои са физическите процеси, които определят всяка от тези стъпки?

Да проследим важните стъпки една по една, довели до Вселената, такава, каквато я познаваме, вървейки назад във времето:

Галактики

^{Източник:  NASA, ESA, Garth Illingworth (University of California, Santa Cruz) and Rychard Bouwens (University of California, Santa Cruz and Leiden University) and the HUDF09 Team.}

Галактиките започват да се формират, според нашите наблюдения, не по-късно от 380 милиона години след началото на Вселената, тъй като именно на тази възраст е най-отдалечената от нас галактика (на снимката горе). Симулациите и изчисленията на формирането на огромни структури, заедно със знанието на естеството на първичните флуктуациии на Вселената водят до оценки, според които първата протогалактика се формира, когато Вселената е на между 130 и 210 милиона години. Разбира се, тези процеси продължават и след това.

Звезди

Първите звезди се образуват още по-рано и ние се надяваме, че телескопът James Webb ще може да намери някои от най-ранните и най-ярките звезди! Според симулациите първите звезди се появяват, когато Вселената е на между 40 и 100 милиона години, а след това звездообразуването се ускорява рязко.

Неутрални атоми

^{Източник: Amanda Yoho}

Преди това става формирането на неутрални атоми, което много лесно може да се изчисли въз основа на известните ни пропорции на фотони/протони/неутронни/електрони във Вселената и физическите принципи на формирането на атома. Това се случва, когато Вселената е на  380 000 години, но е ставало постепенно, в продължение на 117 000 години, 380 000 е средната възраст на Вселената, когато става неутрална.

Нуклеосинтез

^{Източник: Ned Wright’s cosmology tutorial}

Преди това се появяват най-леките атомните ядра - или т.нар. нуклеосинтез на Големия взрив. Това продължава известно време, но най-важното се случва, когато Вселената е на около 3 до 4 минути. Най-точната оценка, която може да се даде за времето за завършване на нуклеосинтеза е три минути и 45 секунди.

Анихилация

^{Източник: CSIRO; Australia’s version of the NSF}

Анихилацията на материя и антиматерия преминава постепенно - анихилацията на електрони и позитрони се случва, когато Вселената е на от 1 до 3 секунди, но тези частици са на-леките. По-тежките анихилират далеч по-рано, което е и причината частиците, които са престанали да взаимодействат с останалата част от Вселената в ранните й мигове (като неутриното) да имат днес по-ниска температура от фотоните.

Нарушаване на електрослабата симетрия

^{Източник: Flip Tanedo of Quantum Diaries (L); R. Nave of Georgia State Hyperphysics (R)}

Нарушаването на електрослабата симетрия става в мащаби, приблизително равни на масите на тежките бозони, служещи като носители на слабите взаимодействия. Трябва само да се определи при каква температура се случва това, и може да се разбере възрастта на Вселената в този момент. Това е от порядъка на 0,1 наносекунди.

Началото

^{Източник: Cosmic Inflation by Don Dixon.}

Преди това, ние сме идентифицирали пропуските и ограниченията на такива процеси, като бариогенеза (създаване на асиметрия на материя и антиматерия), голямото обединение (които може да е било, а може да не е), а инфлацията. Ние знаем, че инфлацията приключва (което води до Големия взрив) някъде между 10^-35 и 10^-20 секунди, ако броим от t=0 (наивна екстраполация на Големия взрив до точката с безкрайна плътност и температура). Неувереността в тези цифри е доста голяма, както може да видите.

Сега да поставим всичко това заедно - пропускайки несигурността и просто да дадем средни, най-вероятни стойности - и ще получим графика за историята на Вселената. В този случай е избран за мащаб една календарна година.

^{Източник: E. Siegel.}

Още по темата

05/06/2016

Космос

Защо Вселената не се е превърнала в черна дупка?

04/05/2016

Физика

Колко нива има Мултивселената?

02/08/2015

Животът

Итън Сийгъл отговаря: Защо съществува животът?