Как появилась Вселенная, которую мы знаем?

Здравствуйте, друзья дорогие!

Сегодня я бы хотел поговорить о том, как появилась Вселенная, которую мы знаем, видим на сколько можем и ощущаем.

Из всех вопросов, которые мы можем придумать о Вселенной, пожалуй, самый грандиозный из всех — спросить, откуда все это взялось в первую очередь?

Это не простой вопрос, потому что для того, чтобы понять, откуда что-то взялось, мы должны сначала точно знать, что это такое.

Точно так же мы должны достаточно хорошо понимать законы физики, чтобы быть в состоянии рассчитать результат физической системы, которая начинается с определенного набора начальных условий.

Только исходя из этих отправных точек, мы можем определить возможные пути того, как вещи стали такими, какие они есть сегодня, и выяснить, какие из них делают предсказания, согласующиеся со Вселенной, в которой мы живем.

Однако при рассмотрении этого примечательно следующее: независимо от того, когда в прошлом или будущем мы задали бы этот вопрос, научный подход к нему всегда приводил бы к одной и той же космической истории.

Сегодня мы невероятно далеко отодвинули границы, определив происхождение планет, звезд, элементов, атомов и многого другого.

Мы обнаружили неопровержимые доказательства горячего Большого взрыва и даже информацию, которая подводит нас к этому грандиозному моменту творения.

Несмотря на все, что мы знаем, есть некоторые эпические неизвестные, которые в настоящее время не имеют решения.

Вот где мы находимся сегодня.

Сегодня, когда мы смотрим на Вселенную за пределы нашей Земли, возникает великолепная и довольно полная картина.

Мы знаем, что наша планета, как и любая другая планета во Вселенной, состоит из атомов.

Газообразная атмосфера окутывает твердый центр, состоящий из самых плотных, самых тяжелых атомов.

Более легкие слои плавают поверх более плотных, что приводит к луковицеобразной композиционной структуре для каждой планеты, карликовой планеты и луны, достаточно изученных на данный момент.

Планеты свободно перемещаются по галактике, а также вращаются вокруг звезд, которые в своих ядрах превращают более легкие элементы в более тяжелые.

Когда у звезды заканчивается топливо, ее ядро сжимается и нагревается.

Если оно станет достаточно горячим и плотным, следующий набор элементов в цепочке продолжит сплавляться — в противном случае звезда превращается в звездный остаток: осторожно в одних случаях и катастрофически в других.

В более крупных масштабах звезды группируются в более крупные скопления, известные как галактики, причем галактики объединяются в группы, скопления и даже более крупные сверхструктуры.

Все вместе они образуют структуру, известную как космическая паутина, где галактики расположены вдоль нитей, сгруппированных вместе на стыках этих нитей, и где эта структура разделена огромными, пустыми космическими пустотами.

Вот что такое Вселенная.

Однако, если мы хотим знать, как это произошло, мы должны применить законы физики ко Вселенной и проследить эволюцию физических систем, которые, как мы знаем, существуют.

Например:

• Мы знаем, как работает гравитация — у нас есть законы общей теории относительности, которые управляют ею, поэтому везде, где у вас есть масса или энергия, у вас есть явление гравитации;
• Мы знаем, как работает электромагнетизм — где бы у вас ни был электрически заряженный объект, движущийся или покоящийся, или электромагнитная волна (например, фотон), в игру вступает электромагнитная сила;
• Мы знаем, как работают ядерные взаимодействия, в том числе как кварки и глюоны связываются вместе, образуя протоны и нейтроны, как протоны и нейтроны связываются вместе, образуя атомные ядра, и как нестабильные ядра (а также другие комбинации кварков и / или антикварков, помимо протонов и нейтронов) радиоактивно распадаются;
• И мы знаем, как эволюционировать во времени любую физическую систему, с которой мы начинаем.

Проще говоря, если вы даете физику набор начальных условий, описывающих вашу систему, он может записать уравнения, которые управляют эволюцией этой системы, и может сказать вам — в пределах неопределенности и индетерминизма, присущих природе — что результат (или вероятностный набор результатов) этой системы будет в любой момент в будущем.

Тогда откуда все это взялось?

Имеет смысл начать с Земли: изобилующей сложной, дифференцированной и даже разумной жизнью, с атмосферой, океанами и слоистой внутренней структурой с корой, мантией, внешним и внутренним ядром.

На простом уровне Земля состоит из атомов.

Однако на более сложном уровне Земля состоит из полного набора атомов, составляющих периодическую таблицу Менделеева, и в первую очередь из железа, кислорода, кремния, магния, серы, никеля, кальция и алюминия.

Это интересно, потому что это чрезвычайно тяжелые элементы, в отличие от самых легких: водорода и гелия.

Но водород и гелий, когда мы исследуем космос, находятся повсюду.

На самом деле их так много, что они составляют более 99% атомов во Вселенной — менее 1% атомов там по количеству имеют что-то более тяжелое.

Итак, чтобы создать планету, подобную Земле, состоящую из камней, металлов, льда и сложных молекул, вам нужен какой—то способ создать эти более тяжелые элементы, а затем собрать их вместе в одном месте в достаточном количестве, чтобы образовать планеты.

К счастью, когда мы вглядываемся во Вселенную, мы видим те самые процессы, которые необходимы для того, чтобы это происходило в действии.

Внутри звезд происходит ядерный синтез, в результате которого из более легких элементов образуются более тяжелые.

Ближе к концу своей жизни эти звезды, в зависимости от их масс:

• становятся красными гигантами, приводя к новым ядерным процессам, которые не происходят в течение большей части их жизни,
• развивают сильные ветры, которые могут сдуть значительную часть массы звезды,
• могут погибнуть в планетарной туманности, при этом оставшееся ядро сжимается до белого карлика,
• могут погибнуть в результате коллапса ядра сверхновой, при котором взрывающийся остаток становится либо нейтронной звездой, либо черной дырой,
• и эти остатки, либо белые карлики, либо нейтронные звезды, позже могут столкнуться, запуская безудержные реакции, которые создают еще большее количество более тяжелых элементов.

Это объясняет, почему — в соответствии с наблюдениями — мы можем обнаружить популяции звезд, где ранее сформировалось меньше поколений, как, например, во внешнем гало Млечного Пути, и в них меньше содержание тяжелых элементов.

Аналогичным образом, существуют популяции звезд, где сформировалось большее число поколений звезд, например, в плоскости галактики, ближе к центру галактики, и в них больше тяжелых элементов.

Кроме того, недавно мы получили прямое изображение дисков, которые формируются вокруг новых звезд: протопланетных дисков.

Внутри мы находим промежутки, скопления и другие свидетельства существования молодых, недавно формирующихся планет.

После поколений звезд, которые жили-и-умерли, новое поколение звезд, богатое переработанными материалами от ранее умерших поколений, дало начало планетам, в том числе каменистым, с ингредиентами для жизни.

На самом деле, когда мы заглядываем дальше в далекую Вселенную, мы можем видеть, что эволюционирует не только изобилие тяжелых элементов, но и сами галактики.

Поблизости мы находим крупные спиральные и эллиптические галактики, сильно сгруппированные вместе, с низкими скоростями звездообразования, большими массами, относительно небольшим количеством газа и в целом большей долей красных звезд, чем голубых.

Но по мере того, как мы смотрим все дальше и дальше, мы замечаем два основных различия в галактиках, которые мы видим.

1. Чем дальше находится галактика, тем менее она развита. Менее массивная, менее сгруппированная, со звездообразованием, которое достигло своего пика около ~11 миллиардов лет назад и с тех пор сокращается, богатая газом, с меньшим содержанием тяжелых элементов и с большим относительным соотношением синих звезд к красным по сравнению с современными галактиками;
2. Кроме того, чем дальше находится галактика, тем сильнее ее свет систематически смещается в сторону более длинных волн: космологическое красное смещение.

Второе свойство, если учесть общую теорию относительности, приводит нас к выводу, что Вселенная расширяется.

Расширение приводит к тому, что весь свет проявляет космологическое красное смещение при прохождении через межгалактическое пространство, поэтому объекты, которые находятся все дальше и дальше, будут обладать большим красным смещением, будет казаться, что они удаляются от нас быстрее, и — возможно, самое главное — мы будем видеть их такими, какими они были долгое время назад, поскольку свет может двигаться только с конечной скоростью: со скоростью света.

Но тот факт, что галактики растут и эволюционируют с течением времени, указывает на нечто весьма глубокое: если мы сможем оглянуться назад достаточно рано, мы могли бы обнаружить популяцию «первых» звезд и галактик, а за ее пределами вообще не было бы звезд или галактик.

Если Вселенная такова:

• расширяется,
• охлаждается
• и становится гравитационно «более плотной» с течением времени,

тогда это говорит нам о том, что на ранней стадии Вселенная была меньше, плотнее, горячее и более однородной, чем сегодня.

Мы можем экстраполировать события назад, используя эту логику и применяя соответствующую физику, насколько нам заблагорассудится.

Когда мы это делаем, то получаем экстраординарный набор предсказаний.

1. Вселенная будет развивать такие структуры, как галактики, скопления галактик и космическая паутина, только в соответствии с правилами гравитационного роста в расширяющейся Вселенной;
2. Наступит эпоха, когда сформируются первые звезды и галактики — до этого будет только первозданный газ;
3. Еще до этого наступит время, когда излучение во Вселенной будет настолько горячим, что образование нейтральных атомов было бы невозможно, и поэтому должен быть признак того, что мы впервые сформировали стабильные нейтральные атомы;
4. И, наконец, в еще более ранние времена было бы слишком жарко для образования стабильных атомных ядер, и поэтому, когда мы остываем ниже этого порога, мы должны получить определенный набор количеств элементов, которые образуются в результате реакций синтеза в ранней Вселенной.

Все эти прогнозы были подтверждены, наряду с впечатляющим числом других.

Мы обнаружили остаточный фон микроволнового излучения всего на 2,725К выше абсолютного нуля: это соответствует ожидаемому послесвечению горячего Большого взрыва.

Мы обнаружили свидетельства существования первых первозданных газовых облаков и обнаружили, что они состоят исключительно из водорода, гелия и небольшого количества лития.

Мы даже косвенно обнаружили предсказанный остаточный фон нейтрино и антинейтрино по их отпечатку как в крупномасштабной структуре Вселенной, так и в температурных дефектах космического микроволнового фона.

И мы знаем, основываясь на наблюдаемых фактах Вселенной, что она, должно быть, родилась с зачатками того, что станет ее крупномасштабной структурой: начальный спектр областей повышенной и пониженной плотности.

Что могло создать эти первоначальные перепады плотности и недоплотности?

В этом и заключается великолепие теории космической инфляции.

Это не только стало бы механизмом для генерации этих начальных флуктуаций, и инфляция не только объяснила бы уже наблюдаемые свойства Вселенной (везде одинаковая температура, пространственная плоскостность, крупномасштабная однородность и т. д.), но и позволила бы сделать новые предсказания относительно того, как должны выглядеть эти флуктуации.

Космическая инфляция утверждает, что до горячего Большого взрыва, когда материя и излучение заполняли горячую, плотную, в значительной степени однородную и быстро расширяющуюся Вселенную, Вселенная была полностью пустой.

Только вместо того, чтобы не иметь в себе энергии (или очень малого количества, как в случае с сегодняшней темной энергией), она обладала огромным количеством энергии, присущей структуре пространства.

По мере расширения Вселенной создается больше пространства, и поэтому плотность энергии остается постоянной.

В результате Вселенная повсюду приобретает одни и те же свойства, она растягивается так, что ее кривизна становится плоской, и квантовые флуктуации, которые обычно пронизывают все пространство в крошечных масштабах, вместо этого растягиваются за счет инфляции до огромных космических масштабов.

Согласно теории инфляции, эти колебания должны были заложить основы структуры, которую мы имеем сегодня, и они обладали бы свойствами бытия:

• почти одинаковой величины во всех масштабах,
• генерируется в масштабах, превышающих космический горизонт (т. е. в масштабах, больших, чем мог бы пройти свет с момента начала горячего Большого взрыва),
• 100% адиабатический (с постоянной энтропией) и 0% изокруглый (с постоянной пространственной кривизной),

и это также предсказывает, что свойства остаточного свечения Большого взрыва должны указывать на максимальную температуру горячего Большого взрыва, которая существенно ниже максимально возможной температуры: температуры Планка.

К сожалению, это все, на что мы способны с тем пониманием Вселенной, которое у нас есть сегодня.

Из-за природы инфляции она по необходимости стирает любую информацию, существовавшую во Вселенной до того, как это произошло.

На самом деле, мы можем только надеяться получить доступ к тому, что произошло в течение последних ~10³² секунд или около того инфляции — все, что произошло ранее, будет недоступно нам отсюда, из нашей Вселенной.

Хотя мы можем с уверенностью утверждать, откуда взялась наша наблюдаемая Вселенная, и объяснять происхождение огромного множества явлений в ней, вопросы о том, откуда вообще взялись такие вещи, как пространство, время, энергия или законы физики, и возникли ли они вообще, остаются без ответа.

Несмотря на все, что мы знаем, мы можем быть уверены, что все, что мы когда-либо узнаем, ограничено.

Существует конечное число частиц, кодирующих конечное количество информации, которые существовали в течение конечного промежутка времени в пределах нашей видимой Вселенной.

Хотя на такие вопросы, как почему наша Вселенная заполнена материей, а не антивеществом, почему у нас есть темная материя и темная энергия и почему константы природы имеют те значения, которые они имеют, когда-нибудь могут быть даны ответы, нет никакой гарантии, что то, что остается во Вселенной сегодня, дает нам достаточно информации, чтобы найти ответы.

Ответим ли мы когда-нибудь на эти вопросы, остается неизвестным, но в тот момент, когда мы решим, что не можем, и прекратим поиски, мы будем правы.

А что по этому поводу думаете вы?

Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.

До скорых встреч! Заходите!

Похожие записи

Космическая хронология: что произошло после Большого взрыва

Что такое космологическая сингулярность?

Что такое теория относительности Эйнштейна?

Что такое космологическая постоянная Эйнштейна?