Юрий Шахбазян - Амбарцумян

Естественно, заманчиво «пустить» мысленно расширение Вселенной в обратном направлении и проследить эволюцию Вселенной во времени в прошлое (экстраполяция назад). Несмотря на то, что при этом возникает масса сомнений, такой подход создаёт некую полезную методическую наглядность в представлении возможной картины происхождения и эволюции Вселенной.

Тогда мы можем по измеренному расширению Вселенной (разбеганию галактик) прийти к тому, что примерно 20 миллиардов лет назад Вселенная была сосредоточена в малом сверхплотном теле и в результате его катастрофического взрыва образовалась наша Вселенная. Это — так называемая теория Большого взрыва. Впервые об этом догадался блестящий физик XX века Георгий Гамов. Этой теории отдаётся сейчас большее предпочтение, чем альтернативным теориям. Она действительно даёт сравнительно удовлетворительную схему для объяснения многого из того, что наблюдают астрономы. Итак, будем считать, как общепринято в научной литературе, что Вселенная (точнее её наблюдаемая часть — Метагалактика) возникла 20 миллиардов лет назад. Вначале она была невероятно горячей и плотной. Температура и давление были столь высоки, что она взорвалась, и осколки взрыва всё ещё разлетаются. Астрономы рассчитали подробные варианты развития Большого взрыва и в целом согласны с этой картиной, но всё ещё серьёзно расходятся в массе вопросов.

Многие до сих пор считают, и не безосновательно, что Вселенная имеет бесконечную историю, а её расширение, возможно, является просто иллюзией. Однако открытие в 1960-х годах реликтового излучения в известной степени подтвердило расширение Вселенной. В настоящее время современная физика пытается доказать гипотезу Большого взрыва.

Для наглядности процесс Большого взрыва делится на отдельные этапы — эры.

В первую мельчайшую долю секунды происходили флюктуации времени, вызванные тем, что физики называют квантовой природой мелких частиц. Что это такое, объяснить очень сложно, но смысл состоит в том, что если вы хотите оценить состояние вещества в момент, когда время точно соответствовало нулю, то вы ничего об этом сказать не можете, так что вопрос повисает в воздухе. К счастью, эта неразбериха продолжалась лишь очень короткий период (10 -44секунд). Мы ничего не можем сказать о Вселенной в это краткое мгновение. Этот, такой короткий период времени в начале Вселенной является первой из пяти эр, на которые мы можем разделить историю Вселенной. Первая эра хаоса была самой короткой и самой загадочной. Но сразу же после её окончания началась новая эра, названная эрой элементарных частиц — адронов. Этот период продолжался значительно дольше и проходил в условиях, которые астрофизики смогли рассчитать, понять и описать. Плотность вещества Вселенной в начале эры адронов составляла 10 94граммов на кубический сантиметр — невероятная, невообразимо высокая плотность. Можно вычислить и температуру в начале эры адронов, и результаты этих вычислений приводят к значению в 10 33градусов.

Элементарные частицы нельзя разделить на ещё меньшие. Физики открыли, что в природе существует множество разнообразных элементарных частиц и что при необычайно высоких температурах и плотности должно встречаться бесконечное количество их видов. Это ещё новая и плохо разработанная часть фундаментальной физики. К адронам относятся те частицы, которые сильно взаимодействуют друг с другом. Именно адроны представляли собой частицы, которые доминировали в первичном огненном шаре во время эры адронов, как по количеству, так и по активности. В течение периода распада адронов кванты излучения (фотоны) в первичном огненном шаре были фантастически энергичными, а по мере расширения теряли свою энергию, и температура упала до 10 12градусов. Плотность в конце эры адронов составляла 10 14г/см 3. Весь период адронов был чрезвычайно мал: всё произошло за 1/10 000 секунды.

Следующий этап в истории Вселенной длился значительно больше — целых 10 секунд. Он называется эрой лептонов. Понятие лептонов объединяет электроны, как обычные отрицательные, так и положительные (позитроны) и другие менее тяжёлые частицы. В итоге во Вселенной осталось очень мало тяжёлых частиц, и существенной составляющей развивающейся Вселенной были по-прежнему высокоэнергичные фотоны. В конце десятой секунды температура упала в 100 раз до 10 миллиардов градусов. Плотность понизилась до 10 000 г/см 3, а количество электронов, игравших в эту эру основную роль, стало примерно равным количеству нейтронов и протонов. Так наступил конец эры лептонов.