Хронология Вселенной

История и будущее Вселенной

Хронология Вселенной описывает историю и будущее Вселенной согласно космологии Большого взрыва .

По оценкам исследования, опубликованного в 2015 году, самые ранние этапы существования Вселенной произошли 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%. ^[1]

Контур

Хронология в пяти этапах

Схема эволюции (наблюдаемой части) Вселенной от Большого взрыва (слева), эталонного послесвечения реликтового излучения , до настоящего времени.

Для целей этого обзора удобно разделить хронологию Вселенной с момента ее возникновения на пять частей. Обычно считается бессмысленным или неясным, существовало ли время до этой хронологии:

Самая ранняя Вселенная

Первая пикосекунда  (10–12 ⁾ космического времени включает в себя эпоху Планка , в течение которой установленные в настоящее время законы физики, возможно, не применялись; возникновение поэтапно четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил — сначала гравитационного , а затем электромагнитного , слабого и сильного взаимодействий; и ускоренное расширение Вселенной из-за космической инфляции .

Считается, что крошечная рябь во Вселенной на этом этапе является основой крупномасштабных структур, сформировавшихся гораздо позже. Различные стадии очень ранней Вселенной изучены в разной степени. Более ранние части недоступны для практических экспериментов в физике элементарных частиц , но могут быть исследованы путем экстраполяции известных физических законов на экстремально высокие температуры.

Ранняя вселенная

Этот период длился около 370 000 лет. Первоначально различные виды субатомных частиц образуются поэтапно. Эти частицы включают в себя почти равное количество материи и антиматерии , поэтому большая их часть быстро аннигилирует, оставляя во Вселенной небольшой избыток материи.

Примерно за одну секунду нейтрино отделяются ; эти нейтрино образуют космический нейтринный фон (CνB). Если первичные черные дыры существуют, они также образуются примерно за одну секунду космического времени. Появляются составные субатомные частицы, включая протоны и нейтроны , и примерно через 2 минуты условия становятся подходящими для нуклеосинтеза : около 25% протонов и все нейтроны превращаются в более тяжелые элементы , первоначально дейтерий , который сам быстро превращается в преимущественно гелий-4 .

Через 20 минут Вселенная уже не достаточно горячая для ядерного синтеза , но становится слишком горячей для существования нейтральных атомов или для дальних путешествий фотонов . Следовательно, это непрозрачная плазма .

Эпоха рекомбинации начинается примерно через 18 000 лет, когда электроны соединяются с ядрами гелия с образованием He.⁺
. Примерно через 47 000 лет ^[2] по мере того, как Вселенная остывает, в ее поведении начинает доминировать материя, а не излучение. Примерно через 100 000 лет после образования нейтральных атомов гелия гидрид гелия становится первой молекулой . Намного позже водород и гидрид гелия вступают в реакцию с образованием молекулярного водорода (H ₂ ) – топлива, необходимого для первых звезд . Примерно через 370 000 лет ^{[3] [4] [5] [6]} нейтральные атомы водорода завершают формирование («рекомбинацию»), и в результате Вселенная также впервые стала прозрачной . Вновь образовавшиеся атомы — в основном водород и гелий со следами лития — быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния ( основного состояния ), высвобождая фотоны (« развязка фотонов »), и эти фотоны все еще могут быть обнаружены сегодня как космический микроволновый фон (CMB). . Это старейшее прямое наблюдение Вселенной, которое мы имеем в настоящее время.

Темные века и появление крупномасштабных структур

Возраст Вселенной по красному смещению z = от 5 до 20. Для ранних объектов это соотношение рассчитывается с использованием космологических параметров для массы Ω _m и темной энергии Ω _Λ , в дополнение к красному смещению и параметру Хаббла H ₀ . ^[7]

Этот период составляет от 370 000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разделения Вселенная стала прозрачной, но водородные облака коллапсировали очень медленно, образуя звезды и галактики , поэтому новых источников света не было. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во Вселенной были те, которые высвобождались во время развязки (сегодня видимой как космический микроволновый фон) и радиоизлучения длиной 21 см, иногда испускаемого атомами водорода. Отделенные фотоны сначала наполнили бы Вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, которое примерно через 3 миллиона лет постепенно сместилось бы в красную сторону до невидимых длин волн , оставив ее без видимого света . Этот период известен как космические Темные века .

В какой-то момент, примерно через 200–500 миллионов лет, формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще исследуются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пенообразным нитям темной материи , которые уже начали сближаться. по всей вселенной. Самые ранние поколения звезд еще не наблюдались астрономически. Они могли быть огромными (100–300 солнечных масс ) и неметаллическими , с очень коротким сроком жизни по сравнению с большинством звезд, которые мы видим сегодня , поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как высокоэнергетические сверхновые с парной нестабильностью всего лишь через миллионы годы. ^[8] Другие теории предполагают, что они могли включать в себя небольшие звезды, некоторые из которых, возможно, все еще горят сегодня. В любом случае, эти ранние поколения сверхновых создали большинство повседневных элементов , которые мы видим вокруг нас сегодня, и засеяли ими Вселенную.

Время ретроспективного анализа внегалактических наблюдений по их красному смещению до z=20. ^[7]

Скопления галактик и сверхскопления возникают с течением времени. В какой-то момент фотоны высокой энергии от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации , который постепенно начинается примерно через 250–500 миллионов лет и заканчивается примерно через 1 миллиард лет (точные сроки все еще исследуются). Темные века полностью закончились примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная постепенно превратилась во Вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, но более плотную, горячую, с более интенсивным звездообразованием и более богатую меньшими (особенно без перемычек) спиральными и неправильные галактики, в отличие от гигантских эллиптических галактик.

Хотя ранние звезды не наблюдались, галактики наблюдались начиная с 329 миллионов лет после Большого взрыва, с помощью JADES-GS-z13-0, который космический телескоп Джеймса Уэбба наблюдал с красным смещением z = 13,2, 13,4 миллиарда лет назад. ^{[9] [10]} JWST был разработан для наблюдения на расстоянии z≈20 (180 миллионов лет по космическому времени). ^{[ нужна цитата ]}

Чтобы получить возраст Вселенной по красному смещению, можно использовать численное интегрирование или его решение в замкнутой форме, включающее специальную гипергеометрическую функцию Гаусса ₂ F _{1 :} ^[7]

${\displaystyle {\text{ageAtRedshift}}(z)=\int _{z}^{\infty }{\frac {1}{(1+z')\cdot {\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{m}\cdot (1+z')^{3}}}}}\,dz'\cdot {\frac {977.8}{H_{0}}}}$

${\displaystyle ={}_{2}F_{1}\left({\frac {1}{2}},{\frac {1}{2}};{\frac {3}{2}};-{\frac {\Omega _{\Lambda }}{\Omega _{m}\cdot (1+z)^{3}}}\right)\cdot {\frac {2\cdot 977.8}{3\cdot {\sqrt {\Omega _{m}}}\cdot (1+z)^{3/2}\cdot H_{0}}}\,{\text{Gyr}}.}$

Время ретроспективного анализа — это возраст наблюдения, вычтенный из нынешнего возраста Вселенной:

${\displaystyle {\text{lookBackTime}}(z)={\text{ageAtRedshift}}(0)-{\text{ageAtRedshift}}(z)}$

Вселенная, какой она выглядит сегодня

Начиная с 1 миллиарда лет и примерно в течение 12,8 миллиардов лет Вселенная выглядела почти так же, как сегодня, и она будет выглядеть очень похожей в течение многих миллиардов лет в будущем. Тонкий диск нашей галактики начал формироваться примерно 5 миллиардов лет (8,8 Гя ), ^[11] а Солнечная система сформировалась примерно 9,2 миллиарда лет (4,6 Гя), причем самые ранние следы жизни на Земле появились примерно 10,3 миллиарда лет назад. лет (3,5 Гя).

Утончение материи с течением времени снижает способность гравитации замедлять расширение Вселенной; напротив, темная энергия (считающаяся постоянным скалярным полем во всей видимой Вселенной) является постоянным фактором, стремящимся ускорить расширение Вселенной. Расширение Вселенной прошло переломный момент около пяти или шести миллиардов лет назад, когда Вселенная вступила в современную «эру доминирования темной энергии», когда расширение Вселенной теперь ускоряется, а не замедляется. Современная Вселенная изучена довольно хорошо, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет в будущем) неопределенность в текущих знаниях означает, что мы менее уверены в том, какой путь выберет Вселенная. ^{[12] [13]}

Далекое будущее и конечная судьба

Когда-нибудь Звездная эра закончится, поскольку звезды больше не будут рождаться, а расширение Вселенной будет означать, что наблюдаемая Вселенная станет ограниченной местными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы Вселенной . Более точное знание современной Вселенной может позволить лучше понять их.

Космический телескоп Хаббла : галактики сверхглубокого поля зрения и Устаревшее поле уменьшают масштаб (видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Сводная таблица

Примечание. Радиационная температура в таблице ниже относится к космическому фоновому излучению и равна 2,725  К ·(1 +  z ), где z — красное смещение .

Большой взрыв

Стандартная модель космологии основана на модели пространства-времени , называемой метрикой Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера (FLRW) . Метрика обеспечивает меру расстояния между объектами, а метрика FLRW является точным решением уравнений поля Эйнштейна (EFE), если предполагается, что некоторые ключевые свойства пространства, такие как однородность и изотропия, верны . Показатель FLRW очень близко соответствует другим подавляющим доказательствам, показывающим, что Вселенная расширилась после Большого взрыва.

Если предположить, что метрические уравнения FLRW действительны на протяжении всего пути до начала Вселенной, их можно проследить назад во времени, до точки, где уравнения предполагают, что все расстояния между объектами во Вселенной были нулевыми или бесконечно малыми. (Это не обязательно означает, что Вселенная была физически маленькой во время Большого взрыва, хотя это одна из возможностей.) Это обеспечивает модель Вселенной, которая чрезвычайно точно соответствует всем современным физическим наблюдениям. Этот начальный период хронологии Вселенной называется « Большим взрывом ». Стандартная модель космологии пытается объяснить, как физически развивалась Вселенная после того, как наступил этот момент.

Сингулярность метрики FLRW интерпретируется как означающая , что современные теории неадекватны для описания того, что на самом деле произошло в начале самого Большого взрыва. Широко распространено мнение, что правильная теория квантовой гравитации может позволить более правильно описать это событие, но такая теория еще не разработана. После этого момента все расстояния во Вселенной начали увеличиваться с (возможно) нуля, потому что сама метрика FLRW со временем менялась, влияя на расстояния между всеми несвязанными объектами повсюду. По этой причине говорят, что Большой взрыв «произошёл повсюду».

Самая ранняя Вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что современные знания могут лишь предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. В качестве примера можно привести теории вечной инфляции , предполагающие, что инфляция длится вечно на большей части Вселенной, что делает понятие «N секунд после Большого взрыва» нечетким. Таким образом, самые ранние стадии представляют собой активную область исследований и основаны на идеях, которые все еще являются умозрительными и могут модифицироваться по мере совершенствования научных знаний.

Хотя конкретная «инфляционная эпоха» выделяется на отметке 10–32 ^{секунды} , наблюдения и теории предполагают, что расстояния между объектами в космосе постоянно увеличивались с момента Большого взрыва и продолжают увеличиваться (за исключением гравитационно-связанные объекты, такие как галактики и большинство скоплений , когда скорость расширения значительно замедлилась). Инфляционный период отмечает особый период, когда происходили очень быстрые изменения масштаба, но это не означает, что он оставался неизменным в другое время. Точнее, во время инфляции расширение ускорилось. После инфляции и в течение примерно 9,8 миллиардов лет расширение было намного медленнее и со временем стало еще медленнее (хотя оно так и не повернулось вспять). Около 4 миллиардов лет назад оно снова начало слегка ускоряться.

Планковская эпоха

Время короче 10–43 ^секунд ( планковское время )

Эпоха Планка — это эра в традиционной (неинфляционной) космологии Большого взрыва сразу после события, положившего начало известной Вселенной. В эту эпоху температура и средняя энергия во Вселенной были настолько высокими, что субатомные частицы не могли образовываться. Четыре фундаментальные силы, формирующие Вселенную — гравитация , электромагнетизм , слабое ядерное взаимодействие и сильное ядерное взаимодействие — составляют единую фундаментальную силу. В этой среде мало что понимают в физике. Традиционная космология Большого взрыва предсказывает гравитационную сингулярность , состояние, при котором пространство-время разрушается до этого времени, но теория опирается на теорию общей теории относительности , которая, как полагают, в эту эпоху разрушается из-за квантовых эффектов . ^[16]

В инфляционных моделях космологии время до окончания инфляции (примерно 10–32 ^{секунды} после Большого взрыва) не соответствует той же временной шкале, что и в традиционной космологии большого взрыва. Модели, которые стремятся описать Вселенную и физику в эпоху Планка, обычно носят умозрительный характер и подпадают под эгиду « Новой физики ». Примеры включают начальное состояние Хартла-Хокинга , ландшафт теории струн , космологию струнного газа и экпиротическую вселенную .

Эпоха Великого объединения

Между 10–43 ^{секундами} и 10–36 ^{секундами} после Большого взрыва ^[17]

По мере того как Вселенная расширялась и охлаждалась, она пересекала переходные температуры, при которых силы отделялись друг от друга. Эти космологические фазовые переходы можно представить себе как аналогичные фазовым переходам конденсации и замерзания обычной материи. При определенных температурах/энергиях молекулы воды меняют свое поведение и структуру и ведут себя совершенно по-другому. Подобно тому, как пар превращается в воду, поля , определяющие фундаментальные силы и частицы Вселенной, также полностью меняют свое поведение и структуру, когда температура/энергия падает ниже определенной точки. В повседневной жизни этого не наблюдается, потому что это происходит только при гораздо более высоких температурах, чем мы обычно наблюдаем в современной Вселенной.

Считается, что эти фазовые переходы в фундаментальных силах Вселенной вызваны явлением квантовых полей , называемым « нарушением симметрии ».

Говоря повседневным языком, по мере того как Вселенная остывает, квантовые поля, создающие силы и частицы вокруг нас, могут располагаться на более низких энергетических уровнях и с более высокими уровнями стабильности. При этом они полностью меняют способ взаимодействия. Из-за этих полей возникают силы и взаимодействия, поэтому Вселенная может вести себя совершенно по-разному выше и ниже фазового перехода. Например, в более позднюю эпоху побочным эффектом одного фазового перехода является то, что внезапно многие частицы, вообще не имевшие массы, приобретают массу (они начинают по-другому взаимодействовать с полем Хиггса ), и единая сила начинает проявляться как две отдельные силы.

Если предположить, что природа описывается так называемой Теорией Великого Объединения (ВТО), эпоха Великого объединения началась с фазового перехода такого рода, когда гравитация отделилась от универсальной объединенной калибровочной силы . Это привело к появлению двух сил: гравитации и электросильного взаимодействия . Пока нет убедительных доказательств существования такой объединенной силы, но многие физики полагают, что она существовала. Физику этого электросильного взаимодействия можно было бы описать Теорией Великого Объединения.

Эпоха великого объединения завершилась вторым фазовым переходом, когда электросильное взаимодействие, в свою очередь, разделилось и начало проявляться в виде двух отдельных взаимодействий, названных сильным и электрослабым взаимодействиями .

Электрослабая эпоха

Между 10–36 ^{секундами} (или окончанием инфляции) и 10–32 ^{секундами} после Большого взрыва ^[17]

В зависимости от того, как определяются эпохи и используемой модели, можно считать, что электрослабая эпоха начинается до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях он описывается как включающий инфляционную эпоху. В других моделях считается, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи, примерно через 10–32 ^{секунды} .

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, эпоха электрослабого взрыва началась через 10–36 ^секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (10 ²⁸ К), чтобы электроядерная сила начала проявляться в виде двух отдельных взаимодействий: сильного и сильного. электрослабые взаимодействия. (Электрослабое взаимодействие также разделится позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка нарушения электросильной симметрии не определена из-за умозрительных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение космоса

До ц. 10−32 ^{секунды} после Большого взрыва

Считается, что на этом этапе очень ранней Вселенной Вселенная расширилась по крайней мере в 10 ⁷⁸ раз. Это эквивалентно линейному увеличению по крайней мере в 10 ²⁶ раз в каждом пространственном измерении, что эквивалентно объекту длиной 1 нанометр (10 ^-9 м , примерно половина ширины молекулы ДНК ) , расширяющемуся до объекта размером примерно в 10,6 световых метров. лет (100 триллионов километров) длиной за крошечную долю секунды. Эта фаза истории космического расширения известна как инфляция .

Механизм, который вызвал инфляцию, остается неизвестным, хотя было предложено множество моделей. Считается, что в некоторых наиболее известных моделях это было вызвано разделением сильных и электрослабых взаимодействий, положившим конец эпохе великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое полем инфлатона . Когда это поле достигло самого низкого энергетического состояния во Вселенной, оно породило огромную силу отталкивания, которая привела к быстрому расширению Вселенной. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств нынешней Вселенной, которые иначе трудно объяснить, включая объяснение того, как сегодняшняя Вселенная оказалась настолько чрезвычайно однородной (пространственно однородной) в очень больших масштабах, даже несмотря на то, что на самых ранних стадиях она была сильно неупорядоченной.

Точно неизвестно, когда закончилась эпоха инфляции, но считается, что это произошло между 10–33 ^и 10–32 ^{секундами} после Большого взрыва. Быстрое расширение космоса означало, что элементарные частицы , оставшиеся от эпохи Великого объединения, теперь были очень тонко распределены по Вселенной. Однако огромная потенциальная энергия поля инфлатона была высвобождена в конце инфляционной эпохи, когда поле инфлатона распалось на другие частицы, что известно как «повторный нагрев». Этот нагревательный эффект привел к заселению Вселенной плотной горячей смесью кварков, антикварков и глюонов . В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабости, а некоторые теории, такие как теплая инфляция , полностью избегают фазы повторного нагрева.

В нетрадиционных версиях теории Большого взрыва (известных как «инфляционные» модели) инфляция закончилась при температуре, соответствующей примерно 10–32 ^{секундам} после Большого взрыва, но это не означает, что инфляционная эра длилась менее 10–32 секунд ^. секунды. Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, продолжительность в этих моделях должна быть больше 10–32 ^секунд . Следовательно, в инфляционной космологии самое раннее значимое время «после Большого взрыва» — это время окончания инфляции .

После окончания инфляции Вселенная продолжала расширяться, но замедляющимися темпами. Около 4 миллиардов лет назад расширение постепенно снова начало ускоряться. Считается, что это связано с тем, что темная энергия стала доминировать в крупномасштабном поведении Вселенной. Оно продолжает расширяться и сегодня.

17 марта 2014 года астрофизики коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в спектре мощности B-мод , что было интерпретировано как явное экспериментальное свидетельство теории инфляции. ^{[18] [19] [20] [21] [22]} Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции ^{[21] [23] [24]} и, наконец, 2 февраля 2015 года Совместный анализ данных BICEP2/Keck и микроволнового космического телескопа Planck Европейского космического агентства пришел к выводу, что статистическая «значимость [данных] слишком мала, чтобы ее можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и ее можно отнести главным образом поляризованной пыли в Млечном Пути. ^{[25] [26] [27]}

Нарушение суперсимметрии (предположительно)

Если суперсимметрия является свойством Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии не ниже 1 ТэВ , электрослабом масштабе. Массы частиц и их суперпартнеров тогда уже не были бы равны. Эта очень высокая энергия может объяснить, почему никогда не наблюдалось суперпартнеров известных частиц.

Ранняя вселенная

После окончания космической инфляции Вселенная наполняется горячей кварк-глюонной плазмой — остатками повторного нагрева. С этого момента физика ранней Вселенной стала гораздо лучше понята, а энергии, связанные с эпохой кварков, стали напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и в других детекторах.

Электрослабая эпоха и ранняя термализация

Начиная где-то между 10–22 ^и 10–15 ^{секундами} после Большого взрыва и до 10–12 ^секунд после Большого взрыва.

Через некоторое время после инфляции созданные частицы прошли термализацию , при которой взаимные взаимодействия приводят к тепловому равновесию . Самая ранняя стадия, в которой мы уверены, — это некоторое время до нарушения электрослабой симметрии , при температуре около 10–15 ^К , примерно через 10–15 ^секунд после Большого взрыва. Электромагнитное и слабое взаимодействие еще не разделились , а калибровочные бозоны и фермионы еще не приобрели массу за счет механизма Хиггса . Однако считается, что экзотические массивные частицы, подобные сфалеронам , существовали.

Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии , возможно, посредством фазового перехода . В некоторых расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц на этом этапе также происходил бариогенез , создавая дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). О деталях этих процессов известно немного.

Термализация

Согласно анализу, аналогичному закону Стефана-Больцмана , плотность числа частиц каждого вида определялась :

${\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}}$,

что примерно справедливо . Поскольку взаимодействие было сильным, сечение было приблизительно равно квадрату длины волны частицы, что составляет примерно Таким образом, скорость столкновений каждого вида частиц можно рассчитать по средней длине свободного пробега , что приблизительно дает: ${\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}}$ ${\displaystyle \sigma }$ ${\displaystyle n^{-2/3}}$

${\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}}$.

Для сравнения, поскольку космологическая постоянная на этом этапе была незначительной, параметр Хаббла составил:

${\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}}\approx {\sqrt {{\frac {8\pi G}{3c^{2}}}xnk_{B}T}}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}}$,

где x ~ 10 ² — количество доступных видов частиц. ^{[примечания 1]}

Таким образом, H на несколько порядков ниже частоты столкновений каждого вида частиц. Это означает, что на данном этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна корню третьей степени из плотности чисел и, следовательно , , где – параметр масштаба . Однако параметр Хаббла пропорционален . Возвращаясь назад во времени и к более высоким энергиям и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка показывает, что термализация впервые стала возможной, когда температура была: ^[28] ${\displaystyle a^{-1}}$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle a^{-2}}$

${\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}$,

примерно через 10–22 ^{секунды} после Большого взрыва.

Нарушение электрослабой симметрии

10−12 ^секунд после Большого взрыва

Поскольку температура Вселенной продолжала падать ниже 159,5±1,5  ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . ^[29] Насколько нам известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании Вселенной, последнее — нарушение киральной симметрии в кварковом секторе. Это имеет два связанных эффекта:

1. Благодаря механизму Хиггса все элементарные частицы, взаимодействующие с полем Хиггса, становятся массивными, будучи безмассовыми на более высоких энергетических уровнях.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие, а также соответствующие им бозоны ( бозоны W и Z и фотон) теперь начинают проявляться по-другому в нынешней Вселенной. До нарушения электрослабой симметрии все эти бозоны были безмассовыми частицами и взаимодействовали на больших расстояниях, но в этот момент W- и Z-бозоны внезапно становятся массивными частицами, взаимодействующими только на расстояниях, меньших размера атома, в то время как фотон остается безмассовым и остается долгим -дистанционное взаимодействие.

После нарушения электрослабой симметрии известные нам фундаментальные взаимодействия — гравитация, электромагнитные, слабые и сильные взаимодействия — приняли свои нынешние формы, а фундаментальные частицы получили ожидаемые массы, но температура Вселенной все еще слишком высока, чтобы обеспечить стабильное существование. образование многих частиц, которые мы сейчас наблюдаем во Вселенной, поэтому нет ни протонов, ни нейтронов, а, следовательно, нет атомов, атомных ядер или молекул. (Точнее, любые составные частицы, образовавшиеся случайно, почти сразу же снова распадаются из-за экстремальных энергий.)

Кварковая эпоха

Между 10–12 ^{секундами} и 10–5 ^{секундами} после Большого взрыва.

Кварковая эпоха началась примерно через 10–12 ^секунд после Большого взрыва. Это был период эволюции ранней Вселенной сразу после нарушения электрослабой симметрии, когда фундаментальные взаимодействия гравитации, электромагнетизма, сильного и слабого взаимодействия приняли свои нынешние формы, но температура Вселенной была еще слишком высока, чтобы позволяют кваркам связываться вместе, образуя адроны . ^{[30] [31] [ нужен лучший источник ]}

В эпоху кварков Вселенная была заполнена плотной горячей кварк-глюонной плазмой , содержащей кварки, лептоны и их античастицы . Столкновения между частицами были слишком энергичными, чтобы позволить кваркам объединиться в мезоны или барионы . ^[30]

Эпоха кварков закончилась, когда Вселенной было около 10–5 ^секунд , когда средняя энергия взаимодействий частиц упала ниже массы самого легкого адрона — пиона . ^[30]

Бариогенез

^{Возможно ,} на ^10–11 секунд ^.

Барионы — это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трёх кварков . Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы , образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, это не то, что произошло: насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. Фактически в природе антибарионы почти не наблюдаются. Непонятно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно допустить, что условия Сахарова, связанные с бариогенезом, будут выполнены через некоторое время после окончания космологической инфляции . Современная физика элементарных частиц предполагает существование асимметрий, при которых эти условия будут соблюдаться, но эти асимметрии кажутся слишком маленькими, чтобы объяснить наблюдаемую барион-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Между 10–5 ^{секундой} и 1 секундой после Большого взрыва.

Кварк-глюонная плазма, составляющая Вселенную, остывает до тех пор, пока не могут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны. Первоначально могли образовываться пары адронов и антиадронов, поэтому вещество и антивещество находились в тепловом равновесии . Однако, поскольку температура Вселенной продолжала падать, новые пары адронов/антиадронов больше не рождались, и большинство вновь образовавшихся адронов и антиадронов аннигилировали друг друга, порождая пары фотонов высокой энергии. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно на 1 секунде космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов оставался примерно 1 нейтрон, причем соотношение со временем падало до 1:7 из-за распада нейтрона. Считается, что это правильно, потому что на более позднем этапе нейтроны и некоторые протоны сливаются , образуя водород, изотоп водорода , называемый дейтерием, гелием и другими элементами, которые можно измерить. Соотношение адронов 1:7 действительно привело бы к наблюдаемым соотношениям элементов в ранней и современной Вселенной. ^[32]

Развязка нейтрино и фон космических нейтрино (CνB)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделяются и начинают свободно путешествовать в пространстве. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Нейтрино этого события имеют очень низкую энергию, примерно в 10–10 ^раз больше, чем нейтрино, наблюдаемые с помощью современного прямого обнаружения. ^[33] Даже нейтрино высоких энергий, как известно, трудно обнаружить , поэтому этот фон космических нейтрино (CνB) может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет наблюдаться. ^[33]

Однако космология Большого взрыва делает множество предсказаний относительно CνB, и существуют очень убедительные косвенные доказательства существования CνB, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва о содержании гелия, так и из анизотропии космического микроволнового фона (CMB). Одно из этих предсказаний состоит в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток в реликтовом излучении. Хорошо известно, что у ЦМВ есть нарушения. Некоторые из флуктуаций реликтового излучения располагались примерно равномерно из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически отделенные нейтрино должны были оказать очень незначительное влияние на фазу различных флуктуаций реликтового излучения. ^[33]

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино почти точно с температурой, предсказанной теорией Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, такому же количеству ароматов нейтрино, предсказанному Стандартной моделью. ^[33]

Возможное образование первичных черных дыр

Возможно, произошло примерно через 1 секунду после Большого взрыва.

Первичные черные дыры — это гипотетический тип черной дыры , предложенный в 1966 году ^[34] , который мог образоваться в так называемую эпоху доминирования радиации из-за высоких плотностей и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные колебания могут привести к тому, что некоторые регионы станут достаточно плотными, чтобы подвергнуться гравитационному коллапсу, образуя черные дыры. Современные представления и теории накладывают жесткие ограничения на количество и массу этих объектов.

Обычно для образования первичных черных дыр требуется контраст плотности (региональные вариации плотности Вселенной) примерно  (10%), где — средняя плотность Вселенной. ^[35] Несколько механизмов могли создавать плотные области, соответствующие этому критерию, в ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «гибридных моделях инфляции») аксионную инфляцию. Поскольку первичные черные дыры образовались не в результате гравитационного коллапса звезд , их массы могут быть намного ниже звездной массы (~ 2×10 ³³  г). Стивен Хокинг в 1971 году подсчитал, что первичные черные дыры могут иметь массу всего ^10–5  г. ^[36] Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могут быть большими и, возможно, способствовали образованию галактик . ${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$ ${\displaystyle \rho }$

Лептонная эпоха

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва.

Большинство адронов и антиадронов аннигилируют друг друга в конце адронной эпохи, оставляя лептоны (такие как электрон , мюоны и некоторые нейтрино) и антилептоны, доминирующие в массе Вселенной.

Лептонная эпоха следует по тому же пути, что и более ранняя адронная эпоха. Первоначально лептоны и антилептоны образуются парами. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной падает до точки, при которой новые пары лептон-антилептон больше не создаются, а большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг друга, порождая пары фотонов высокой энергии и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов. ^{[37] [38] [39]}

Фотонная эпоха

Между 10 секундами и 370 000 лет после Большого взрыва

После того, как большинство лептонов и антилептонов аннигилируют в конце лептонной эпохи, большая часть массы-энергии во Вселенной остается в виде фотонов. ^[39] (Большая часть остальной массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц. ^{[ нужна ссылка ]} ) Следовательно, энергия Вселенной и ее общее поведение определяются ее фотонами. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, т.е. электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают делать это в течение следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов

Между 2 и 20 минутами после Большого взрыва ^[40]

Примерно через 2–20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили произойти ядерному синтезу, в результате чего возникли ядра нескольких легких элементов , помимо водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов и все ^[32] нейтроны сливаются с образованием дейтерия, изотопа водорода, а большая часть дейтерия быстро плавится с образованием гелия-4.

Атомные ядра легко отделяются (разбиваются) при температуре выше определенной, что зависит от их энергии связи. Примерно с 2 минут падение температуры означает, что дейтерий больше не развязывается и является стабильным, а начиная примерно с 3 минут гелий и другие элементы, образующиеся при синтезе дейтерия, также больше не развязываются и стабильны. ^[41]

Короткая продолжительность и падение температуры означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы синтеза. Образуются лишь крошечные количества ядер помимо гелия, потому что нуклеосинтез более тяжелых элементов сложен и требует тысяч лет даже в звездах. ^[32] Образуются небольшие количества трития (еще одного изотопа водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и снова быстро теряются. ^[32] Небольшое количество дейтерия остается несплавленным из-за очень короткого времени жизни. ^[32]

Таким образом, единственными стабильными нуклидами, созданными к концу нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одиночное ядро ​​протон/водород), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . ^[42] По массе полученное вещество состоит примерно из 75% ядер водорода, 25% ядер гелия и, возможно, 10-10% ^лития -7 по массе. Следующими наиболее распространенными стабильными изотопами являются литий-6 , бериллий-9, бор-11 , углерод , азот и кислород («CNO»), но их содержание составляет от 5 до 30 частей на 10 ¹⁵ по массе, что делает их по существу необнаружимым и незначительным. ^{[43] [44]}

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это является убедительным доказательством Большого взрыва. ^[32] Например, Большой взрыв должен производить примерно 1 нейтрон на каждые 7 протонов, что позволит 25% всех нуклонов превратиться в гелий-4 (2 протона и 2 нейтрона из каждых 16 нуклонов), и это количество, которое мы находим сегодня, и гораздо больше, чем можно легко объяснить другими процессами. ^[32] Точно так же дейтерий чрезвычайно легко плавится; любое альтернативное объяснение должно также объяснять, как существовали условия для образования дейтерия, но при этом часть этого дейтерия оставалась непереплавленной и не сразу снова превращалась в гелий. ^[32] Любая альтернатива должна также объяснять пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что некоторые изотопы, такие как литий-7, присутствуют в количествах, отличающихся от теоретических, но со временем эти различия были устранены благодаря более точным наблюдениям. ^[32]

Господство материи

47 000 лет после Большого взрыва.

До сих пор крупномасштабная динамика и поведение Вселенной определялись главным образом излучением, то есть теми составляющими, которые движутся релятивистски (со скоростью света или близкой к ней), такими как фотоны и нейтрино. ^[45] По мере остывания Вселенной, примерно через 47 000 лет (красное смещение z  = 3600), ^[2] вместо этого в крупномасштабном поведении Вселенной начинает доминировать материя. Это происходит потому, что плотность энергии вещества начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума. ^[46] Примерно или вскоре после 47 000 лет плотности нерелятивистской материи (атомных ядер) и релятивистского излучения (фотонов) становятся равными, длина Джинса , которая определяет наименьшие структуры, которые могут образоваться (из-за конкуренции между гравитационным притяжением и эффекты давления), начинает падать, и возмущения, вместо того, чтобы уничтожаться свободным потоком излучения , могут начать расти по амплитуде.

Согласно модели Lambda-CDM , на этом этапе материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. Существует множество доказательств того, что темная материя существует и доминирует во Вселенной, но поскольку точная природа темной материи до сих пор не понята, теория Большого взрыва в настоящее время не охватывает никаких стадий ее формирования.

С этого момента и в течение нескольких миллиардов лет присутствие темной материи ускоряет формирование структуры во Вселенной. В ранней Вселенной темная материя постепенно собирается в огромные нити под действием гравитации, коллапсируя быстрее, чем обычная (барионная) материя, поскольку ее коллапс не замедляется радиационным давлением . Это усиливает крошечные неоднородности (неровности) в плотности Вселенной, оставленные космической инфляцией. Со временем немного более плотные области становятся более плотными, а слегка разреженные (более пустые) области становятся более разреженными. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за присутствия концентраций темной материи.

Свойства темной материи, позволяющие ей быстро схлопываться без радиационного давления, также означают, что она также не может терять энергию из-за излучения. Потеря энергии необходима частицам для коллапса в плотные структуры за пределами определенной точки. Поэтому темная материя коллапсирует в огромные, но рассеянные волокна и гало, а не в звезды или планеты. Обычная материя, которая может терять энергию из-за излучения, при коллапсе образует плотные объекты, а также газовые облака .

Рекомбинация, развязка фотонов и космический микроволновый фон (CMB)

Изображение космического микроволнового фонового излучения за 9 лет (2012 г.) в формате WMAP . ^{[47] [48]} Излучение изотропно примерно в одной стотысячной части. ^[49]

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошли два взаимосвязанных события: прекращение рекомбинации и разделение фотонов . Рекомбинация описывает объединение ионизированных частиц с образованием первых нейтральных атомов, а развязка относится к фотонам, высвобождаемым («развязанным»), когда вновь образовавшиеся атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной имела температуру, при которой она образовывала горячую ионизованную плазму. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействовали с электронами и протонами и не могли преодолевать значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная стала непрозрачной или «туманной». Хотя свет был, его невозможно было увидеть и наблюдать в телескопы.

Примерно через 18 000 лет Вселенная остыла до такой степени, что свободные электроны могут соединяться с ядрами гелия с образованием гелия.⁺
атомы. Затем примерно через 100 000 лет начинают формироваться нейтральные ядра гелия, а пик образования нейтрального водорода приходится примерно на 260 000 лет. ^[50] Этот процесс известен как рекомбинация. ^[51] Название немного неточное и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра объединились впервые.

Примерно через 100 000 лет Вселенная достаточно остыла для образования гидрида гелия , первой молекулы. ^[52] В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эта молекула наблюдалась в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности в этой галактике. ^[52] (Намного позже атомарный водород вступил в реакцию с гидридом гелия с образованием молекулярного водорода, топлива, необходимого для звездообразования . ^[52] )

Непосредственное объединение в состоянии с низкой энергией (основное состояние) менее эффективно, поэтому эти атомы водорода обычно образуются, когда электроны все еще находятся в состоянии с высокой энергией, и после объединения электроны быстро выделяют энергию в виде одного или нескольких фотонов, они переходят в низкоэнергетическое состояние. Это высвобождение фотонов известно как развязка фотонов. Некоторые из этих разделенных фотонов захватываются другими атомами водорода, остальные остаются свободными. К концу рекомбинации большинство протонов во Вселенной образовали нейтральные атомы. Это изменение от заряженных частиц к нейтральным означает, что средняя длина свободного пробега фотонов может перемещаться до того, как эффект захвата станет бесконечным, поэтому любые разделенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно путешествовать на большие расстояния (см. Томсоновское рассеяние ). Вселенная впервые в своей истории стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения .

Фотоны, испускаемые этими вновь образовавшимися атомами водорода, первоначально имели температуру/энергию около ~ 4000 К. Глазу это было бы видно как бледно-желтый/оранжевый оттенок или «мягкий» белый цвет. ^[53] За миллиарды лет после разделения, по мере расширения Вселенной, фотоны сместились в красную сторону от видимого света к радиоволнам (микроволновое излучение, соответствующее температуре около 2,7 К). Красное смещение описывает фотоны, приобретающие более длинные волны и более низкие частоты по мере расширения Вселенной в течение миллиардов лет, так что они постепенно перешли от видимого света к радиоволнам. Эти же самые фотоны и сегодня можно обнаружить как радиоволны. Они формируют космический микроволновый фон и предоставляют важные доказательства существования ранней Вселенной и ее развития.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления в электрон-барионной плазме — известные как барионные акустические колебания — стали внедряться в распределение материи по мере ее конденсации, что привело к очень небольшому преимуществу в распределении крупномасштабных объектов. Таким образом, космический микроволновый фон представляет собой картину Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникающие во время инфляции (см. изображение WMAP за 9 лет), а распространение таких объектов, как галактики, во Вселенной является показателем масштаб и размер Вселенной, как она развивалась с течением времени. ^[54]

Темные века и появление крупномасштабных структур

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва ^[55]

Темные века

После рекомбинации и разделения Вселенная стала прозрачной и достаточно остыла, чтобы позволить свету распространяться на большие расстояния, но в ней не было структур, производящих свет, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда под действием гравитации образуются плотные области газа, и это занимает много времени при почти однородной плотности газа и требуемом масштабе, поэтому, по оценкам, звезд не существовало, возможно, сотни миллионов лет после рекомбинации.

Этот период, известный как Темные века, начался примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Во время Темных веков температура Вселенной снизилась примерно с 4000 К до примерно 60 К (от 3727°C до примерно -213°C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации/развязки (в виде нейтрального водорода образовавшиеся атомы), который мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), а также фотоны, иногда испускаемые нейтральными атомами водорода, известные как спиновая линия нейтрального водорода длиной 21 см . Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и за 3 миллиона лет ^{фотоны реликтового излучения} сместились из видимого света в инфракрасный ; с этого времени и до появления первых звезд фотонов видимого света не было. Если не считать, возможно, некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была по-настоящему темной.

Первое поколение звезд, известное как звезды Населения III , образовалось через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. ^[56] Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры, возможно, начали появляться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики возникли примерно через 180–700 миллионов лет. ^{[ нужна цитата ]} По мере их появления Темные века постепенно заканчивались. Поскольку этот процесс был постепенным, Темные века полностью закончились только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная приняла свой нынешний вид. ^{[ нужна цитата ]}

Впечатление художника о первых звездах через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Древнейшие наблюдения звезд и галактик

В настоящее время самые старые наблюдения за звездами и галактиками происходят вскоре после начала реионизации , причем такие галактики, как GN-z11 ( Космический телескоп Хаббла , 2016 г.), происходят примерно на z≈11,1 (около 400 миллионов лет по космическому времени). ^{[57] [58] [59] [60]} Преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба , запущенный в декабре 2021 года, предназначен для обнаружения объектов, которые в 100 раз тусклее, чем Хаббл, и происходят гораздо раньше в истории Вселенной, назад к красное смещение z≈20 (около 180 миллионов лет по космическому времени ). ^{[61] [62]} Считается, что это произошло раньше, чем первые галактики, и примерно в эпоху первых звезд. ^[61]

Также предпринимаются наблюдательные усилия по обнаружению слабого излучения спиновых линий длиной 21 см, поскольку в принципе это еще более мощный инструмент, чем космический микроволновый фон, для изучения ранней Вселенной.

Появляются древнейшие структуры и звезды

Примерно через 150 миллионов–1 миллиард лет после Большого взрыва.

Сверхглубокие поля Хаббла часто демонстрируют галактики древней эпохи, которые рассказывают нам, какой была ранняя звездная эра.

На другом изображении Хаббла видно формирование молодой галактики неподалеку, а это означает, что это произошло совсем недавно в космологическом масштабе времени. Это показывает, что формирование новых галактик во Вселенной все еще происходит.

Материя во Вселенной на 84,5% состоит из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С самого начала эры доминирования материи темная материя постепенно собиралась в огромные раскидистые (диффузные) волокна под действием гравитации. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем в противном случае, из-за присутствия концентраций темной материи. Он также немного более плотный на регулярных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний (BAO), которые внедрялись в распределение материи при разделении фотонов. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию разными путями, а это означает, что при коллапсе она может потерять энергию, которая в противном случае удерживала бы ее на части, и коллапсировать быстрее и в более плотные формы. Обычная материя собирается там, где темная материя более плотная, и там она коллапсирует в облака, состоящие преимущественно из водорода. Из этих облаков формируются первые звезды и галактики. Там, где образовалось множество галактик, со временем возникнут скопления и сверхскопления галактик. Между ними возникнут большие пустоты с небольшим количеством звезд, обозначающие места, где темная материя стала менее распространенной.

Точные сроки появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания периода, известного как реионизация , все еще активно исследуются, и периодически публикуются новые результаты. По состоянию на 2019 год ^[update]: самые ранние подтвержденные галактики (например, GN-z11 ) датируются примерно 380–400 миллионами лет, что позволяет предположить удивительно быструю конденсацию газовых облаков и скорость рождения звезд; а наблюдения за лесом Лайман-Альфа и другими изменениями в свете древних объектов позволяют сузить время реионизации и ее возможного конца. Но все это еще области активных исследований.

Формирование структур в модели Большого взрыва происходит иерархически из-за гравитационного коллапса, при этом более мелкие структуры формируются раньше более крупных. Самыми ранними образовавшимися структурами являются первые звезды (известные как звезды Населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активными галактиками , содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную спиральным газовым аккреционным диском ). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понимать как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это относительно легко изучить с вычислительной точки зрения. На этом этапе начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная задача становится намного сложнее, включая, например, моделирование N тел с миллиардами частиц. Большой Космологический Моделирование представляет собой высокоточную симуляцию этой эпохи.

Эти звезды населения III также ответственны за превращение нескольких легких элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва (водород, гелий и небольшое количество лития), во множество более тяжелых элементов. Они могут быть как огромными, так и маленькими и неметаллическими (без элементов, кроме водорода и гелия). Жизнь более крупных звезд очень коротка по сравнению с большинством звезд Главной последовательности, которые мы видим сегодня, поэтому они обычно заканчивают сжигать свое водородное топливо и взрываются как сверхновые всего через миллионы лет, засеивая Вселенную более тяжелыми элементами в течение нескольких поколений. Они знаменуют начало звездной эры.

Звезды населения III пока не обнаружены, поэтому понимание их основано на компьютерных моделях их формирования и эволюции. К счастью, наблюдения космического микроволнового фонового излучения можно использовать для того, чтобы определить, когда всерьез началось звездообразование. Анализ таких наблюдений, сделанный микроволновым космическим телескопом «Планк» в 2016 году, пришел к выводу, что первое поколение звезд могло образоваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва. ^[63]

Открытие в октябре 2010 года UDFy-38135539 , первой наблюдаемой галактики, существовавшей в следующую эпоху реионизации , дает нам возможность заглянуть в эти времена. Впоследствии Ричард Дж. Боуэнс из Лейденского университета и Гарт Д. Иллингворт из Калифорнийских обсерваторий / Ликской обсерватории обнаружили, что галактика UDFj-39546284 еще старше: примерно через 480 миллионов лет после Большого взрыва или примерно в середине Темных веков 13,2 миллиарда. много лет назад. В декабре 2012 года были обнаружены первые галактики-кандидаты, датируемые до реионизации, когда было обнаружено, что галактики UDFy-38135539, EGSY8p7 и GN-z11 возникли примерно через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиарда световых лет (9,8 миллиарда парсеков). ^{[64] [65]}

Квазары предоставляют некоторые дополнительные доказательства раннего формирования структур. Их свет свидетельствует о наличии таких элементов, как углерод, магний , железо и кислород. Это свидетельствует о том, что к моменту образования квазаров уже произошла массовая фаза звездообразования, включая достаточное количество поколений звезд населения III, чтобы дать начало этим элементам.

Реионизация

Фазы реионизации

По мере того, как постепенно формируются первые звезды, карликовые галактики и квазары, интенсивное излучение, которое они излучают, реионизирует большую часть окружающей Вселенной; расщепление нейтральных атомов водорода обратно в плазму свободных электронов и протонов впервые после рекомбинации и разделения.

О реионизации свидетельствуют наблюдения квазаров. Квазары — это форма активной галактики и самые яркие объекты, наблюдаемые во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют особые закономерности поглощения ультрафиолетовых фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые серией Лаймана . Ионизированный водород не имеет таких энергетических уровней электронов. Следовательно, свет, проходящий через ионизированный и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Ионизированный водород в межгалактической среде (особенно электроны) может рассеивать свет за счет томсоновского рассеяния , как это было до рекомбинации, но расширение Вселенной и слипание газа в галактики привели к тому, что его концентрация стала слишком низкой, чтобы сделать Вселенную полностью непрозрачной к моменту рекомбинации. реионизация. Из-за огромного расстояния, которое свет преодолевает (миллиарды световых лет), чтобы достичь Земли от структур, существующих во время реионизации, любое поглощение нейтрального водорода смещается в красную сторону на различные величины, а не на одну конкретную величину, что указывает на то, когда поглощение тогдашнего ультрафиолетового света случилось. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в разное время в прошлом.

Реионизация началась с «пузырей» ионизированного водорода, которые со временем становились больше, пока вся межгалактическая среда не была ионизирована, когда линии поглощения нейтрального водорода стали редкими. ^[66] Поглощение произошло из-за общего состояния Вселенной (межгалактической среды), а не из-за прохождения через галактики или другие плотные области. ^[66] Реионизация могла начать происходить уже в z = 16 (250 миллионов лет космического времени) и была в основном завершена примерно к z = 9 или 10 (500 миллионов лет), при этом оставшийся нейтральный водород стал полностью ионизованным z = 5 или 6 (1 миллиард лет), когда исчезают впадины Ганна-Петерсона , показывающие наличие большого количества нейтрального водорода. Межгалактическая среда по сей день остается преимущественно ионизированной, за исключением некоторых оставшихся нейтральных водородных облаков, из-за которых в спектрах появляются леса Лайман-альфа .

Эти наблюдения позволили сузить период времени, в течение которого происходила реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, до сих пор не до конца определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ , что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, а это означает, что источники должны были производить значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет постоянно поступать энергия, чтобы разъединить их, что также накладывает ограничения на количество источников и их долговечность. ^[67] С учетом этих ограничений ожидается, что основными источниками энергии будут квазары, звезды и галактики первого поколения. ^[68] В настоящее время считается, что ведущими кандидатами от наиболее до наименее значимых являются звезды Населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), ^{[69] [70]} карликовые галактики (очень ранние маленькие галактики с высокой энергией) (возможно, 30%), ^[71] и вклад квазаров (класс активных галактических ядер ). ^{[67] [72] [73]}

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассредоточенной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо более тонкой и рассеянной, а фотоны рассеивались с гораздо меньшей вероятностью. Несмотря на реионизацию, Вселенная во время реионизации оставалась в значительной степени прозрачной из-за того, насколько разреженной была межгалактическая среда. Реионизация постепенно закончилась, поскольку межгалактическая среда стала практически полностью ионизированной, хотя некоторые области нейтрального водорода все же существуют, образуя леса Лайман-альфа.

В августе 2023 года были опубликованы и обсуждены изображения черных дыр и связанной с ними материи в очень ранней Вселенной, полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба . ^[74]

Галактики, скопления и сверхскопления

Компьютерное моделирование крупномасштабной структуры части Вселенной диаметром около 50 миллионов световых лет ^[75]

Материя продолжает сближаться под действием гравитации, образуя галактики. Звезды этого периода времени, известные как звезды Населения II , формируются на ранних стадиях этого процесса, а более поздние звезды Населения I сформировались позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления . Наблюдения Хаббла в сверхглубоком поле выявили ряд небольших галактик, слившихся в более крупные, 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). ^[76] (Сейчас считается, что эта оценка возраста несколько завышена). ^[77]

Используя 10-метровый телескоп Кек II на Мауна-Кеа, Ричард Эллис из Калифорнийского технологического института в Пасадене и его команда обнаружили шесть звездообразующих галактик на расстоянии около 13,2 миллиардов световых лет от нас и, следовательно, образовавшихся, когда Вселенной было всего 500 миллионов лет. ^[78] В настоящее время известно только около 10 из этих чрезвычайно ранних объектов. ^[79] Более поздние наблюдения показали, что этот возраст короче, чем указывалось ранее. Сообщается , что самая далекая галактика, наблюдаемая по состоянию на октябрь 2016 года ^[update], GN-z11, находится на расстоянии 32 миллиардов световых лет, ^{[64] [80]} огромное расстояние, ставшее возможным благодаря расширению пространства-времени ( z  = 11,1; ^[64] сопутствующее расстояние 32 миллиарда световых лет ^[80] ретроспективное время 13,4 миллиарда лет ^[80] ).

Вселенная, какой она выглядит сегодня

Вселенная выглядела почти такой же, как сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Он будет выглядеть подобным еще многие миллиарды лет в будущем.

Согласно новой науке нуклеокосмохронологии , тонкий галактический диск Млечного Пути, по оценкам, сформировался 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад. ^[11]

Эпоха доминирования темной энергии

Примерно через 9,8 миллиардов лет после Большого взрыва.

Считается , что за 9,8 миллиардов лет космического времени ^[12] крупномасштабное поведение Вселенной постепенно изменилось в третий раз за ее историю. Первоначально в его поведении доминировало излучение (релятивистские составляющие, такие как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а примерно с 370 000 лет космического времени в его поведении доминировала материя. В эпоху доминирования материи расширение Вселенной начало замедляться, поскольку гравитация сдерживала первоначальное расширение наружу. Но наблюдения, произошедшие примерно за 9,8 миллиардов лет космического времени, показывают, что расширение Вселенной постепенно перестает замедляться, а вместо этого постепенно снова начинает ускоряться.

Хотя точная причина неизвестна, сообщество космологов считает это наблюдение правильным. На сегодняшний день наиболее общепринятым считается, что это происходит из-за неизвестной формы энергии, получившей название «темная энергия». ^{[81] [82]} «Темный» в этом контексте означает, что он не наблюдается напрямую, но о его существовании можно сделать вывод, исследуя гравитационное воздействие, которое он оказывает на Вселенную. Исследования, направленные на понимание этой темной энергии, продолжаются. В настоящее время считается, что темная энергия является крупнейшим компонентом Вселенной, поскольку она составляет около 68,3% всей массы-энергии физической Вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая константа — скалярное поле, существующее во всем космосе. В отличие от гравитации, эффекты такого поля не уменьшаются (или уменьшаются медленно) по мере роста Вселенной. Хотя материя и гравитация изначально оказывают большее влияние, их влияние быстро уменьшается по мере того, как Вселенная продолжает расширяться. Объекты во Вселенной, которые первоначально рассматривались как раздвигающиеся по мере расширения Вселенной, продолжают раздвигаться, но их движение наружу постепенно замедляется. Этот эффект замедления становится меньше по мере того, как Вселенная становится более растянутой. В конце концов, внешний и отталкивающий эффект темной энергии начинает доминировать над внутренним притяжением гравитации. Вместо того, чтобы замедлиться и, возможно, начать двигаться внутрь под действием гравитации, примерно через 9,8 миллиардов лет космического времени расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно возрастающей скоростью.

Далекое будущее и конечная судьба

Предсказанное время жизни красного карлика на главной последовательности в зависимости от его массы относительно Солнца ^[83]

Существует несколько конкурирующих сценариев долгосрочной эволюции Вселенной. Какой из них произойдет, если вообще произойдет, зависит от точных значений физических констант , таких как космологическая постоянная, возможность распада протона , энергия вакуума (имеется в виду энергия самого «пустого» пространства ) и естественная законы, выходящие за рамки Стандартной модели .

Если расширение Вселенной продолжится и она останется в своей нынешней форме, в конечном итоге все галактики, кроме ближайших, будут унесены от нас расширением пространства с такой скоростью, что наблюдаемая Вселенная будет ограничена нашей собственной гравитационно связанной локальной галактикой. кластер . В очень отдаленной перспективе (через многие триллионы — тысячи миллиардов — лет космического времени) Звездная эра закончится, поскольку звезды перестанут рождаться и даже самые долгоживущие звезды постепенно умирают. Помимо этого, все объекты во Вселенной будут охлаждаться и ( возможно, за исключением протонов ) постепенно разлагаться обратно на составляющие их частицы, а затем на субатомные частицы, фотоны очень низкого уровня и другие фундаментальные частицы посредством множества возможных процессов.

В конечном счете, в крайнем будущем были предложены следующие сценарии окончательной судьбы Вселенной:

В такого рода экстремальных временных масштабах могут также произойти чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть в масштабе времени меньше триллионов лет. Это также может привести к непредсказуемым изменениям состояния Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем масштабе времени. Например, в масштабе миллионов триллионов лет может показаться, что черные дыры испаряются почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования могут оказаться обычными, а квантовые (или другие) явления настолько маловероятны, что могут произойти только один раз из триллиона. года могут повторяться много раз. ^{[ нужна цитата ]}

Смотрите также

• Возраст Вселенной  – время, прошедшее с момента Большого взрыва.
• Космический календарь  – метод визуализации хронологии Вселенной ( возраст Вселенной масштабируется до одного года).
• Циклическая модель  - космологические модели, включающие неопределенные самоподдерживающиеся циклы.
• Эпоха доминирования темной энергии  - Расширение параметра Вселенной
• Вечный интеллект Дайсона  - Гипотетическая концепция в астрофизике
• Энтропия (стрела времени)  – использование второго закона термодинамики, чтобы отличить прошлое от будущего.Pages displaying short descriptions of redirect targets
• Графическая временная шкала от Большого взрыва до тепловой смерти  - визуальное представление прошлого, настоящего и будущего Вселенной.
• Графическая временная шкала Большого взрыва  - логарифмическая хронология события, положившего начало Вселенной.
• Графическая шкала звездной эры
• Проект Illustris  – Вселенные, смоделированные компьютером.
• Эра доминирования материи  - Расширение параметра Вселенной
• Эра доминирования радиации  - параметр расширения Вселенной
• Хронология ранней Вселенной  - Хронология событий во Вселенной после Большого взрыва 13,8 миллиардов лет назад.
• Хронология далекого будущего  - Научные прогнозы относительно далекого будущего.
• Окончательная судьба Вселенной  – Теории о конце Вселенной

Примечания

1. 12 калибровочных бозонов, 2 скаляра сектора Хиггса, 3 левых кварка x 2 состояния SU(2) x 3 состояния SU(3) и 3 левых лептона x 2 состояния SU(2), 6 правых кварков x 3 состояния SU(3) и 6 правых лептонов, все, кроме скаляра, имеют 2 спиновых состояния.

Рекомендации

1. Сотрудничество Планка (октябрь 2016 г.). « Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 : Статья А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P. дои : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.Коллаборация Планка в 2015 году опубликовала оценку 13,799 ± 0,021 миллиарда лет назад (доверительный интервал 68%). См. PDF-файл: стр. 32, Таблица 4, Возраст/год, последний столбец.
2. Райден 2006, ур. 6.41
3. Танабаши, М. 2018, с. 358, гл. 21.4.1: «Космология большого взрыва» (пересмотренная в сентябре 2017 г.), Кейт А. Олив и Джон А. Пикок .
4. Примечания: Космологический калькулятор Эдварда Л. Райта на языке Javascript (последнее изменение — 23 июля 2018 г.). По умолчанию  =  ${\displaystyle H_{0}}$69.6 (на основе параметров WMAP9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+H0/Riess), рассчитанный возраст Вселенной с красным смещением z  = 1100 согласуется с Оливой и Пикоком (около 370 000 лет).
5. Хиншоу и др. 2009. См. PDF: с. 242, Таблица 7, Возраст на момент прекращения связи, последний столбец. По параметрам WMAP +BAO+SN произошел возраст развязки376 971+3162
   −3167лет после Большого взрыва.
6. Райден 2006, стр. 194–195. «Не вдаваясь в подробности неравновесной физики, ограничимся тем, что в круглых числах скажем, что z _dec ≈ 1100, что соответствует температуре T _dec ≈ 3000 К, когда возраст Вселенной составлял t _dec ≈ 350 000 лет. в эталонной модели (...) Соответствующие времена различных событий во время рекомбинации показаны в таблице 9.1 (...) Обратите внимание, что все эти времена являются приблизительными и зависят от выбранной вами космологической модели. (Для расчета этих цифр я выбрал эталонную модель.)»
7. С. В. Пилипенко (2013–2021) «Космологический калькулятор с бумагой и карандашом» arxiv: 1303.5961, включая код Фортрана-90, на котором основаны диаграммы и формулы цитирования.
8. Чен, Ке-Юнг; Хегер, Александр; Вусли, Стэн ; и другие. (1 сентября 2014 г.). «Парная нестабильность сверхновых звезд очень массивного населения III». Астрофизический журнал . 792 (1): Статья 44. arXiv : 1402.5960 . Бибкод : 2014ApJ...792...44C. дои : 10.1088/0004-637X/792/1/44. S2CID  119296923.
9. Чезари, Фаддей (9 декабря 2022 г.). «Уэбб из НАСА достиг новой вехи в поисках далеких галактик» . Проверено 14 ноября 2023 г.
10. Кертис-Лейк, Эмма; и другие. (декабрь 2022 г.). «Спектроскопия четырех галактик с низким содержанием металлов с красным смещением больше десяти» (PDF) . Природа . arXiv : 2212.04568 .
11. дель Пелосо, Эдуардо Ф.; да Силва, Лисио; Порто де Мелло, Густаво Ф.; и другие. (5 сентября 2005 г.). «Возраст тонкого диска Галактики по нуклеокосмохронологии Th/Eu – III. Расширенная выборка» (PDF) . Звездная атмосфера. Астрономия и астрофизика . 440 (3): 1153–1159. arXiv : astro-ph/0506458 . Бибкод : 2005A&A...440.1153D. дои : 10.1051/0004-6361:20053307. S2CID  16484977. Архивировано (PDF) из оригинала 2 мая 2019 года.
12. Райден 2006, ур. 6.33
13. Брюс, Дормини (1 февраля 2021 г.). «От начала до конца Вселенной: тайна темной энергии». Астрономия.com . Проверено 27 марта 2021 г.
14. Гиббонс, Хокинг и Сиклос 1983, стр. 171–204, «Фазовые переходы в очень ранней Вселенной» Алана Х. Гута ..
15. Адамс, Фред К .; Лафлин, Грегори (1 апреля 1997 г.). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Бибкод : 1997РвМП...69..337А. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
16. «Эпоха Планка». Вселенское приключение . Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 7 августа 2007 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2019 г. . Проверено 6 января 2020 г.
17. Райден 2003, с. 196
18. «Результаты и данные BICEP2 за март 2014 г.» . Эксперименты BICEP и Keck Array CMB . Кембридж, Массачусетс: FAS Research Computing , Гарвардский университет . 16 декабря 2014 г. [первоначально результаты были опубликованы 17 марта 2014 г.]. Архивировано из оригинала 18 марта 2014 года . Проверено 6 января 2020 г.
19. Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». Лаборатория реактивного движения . Вашингтон, округ Колумбия: НАСА . Архивировано из оригинала 10 октября 2019 года . Проверено 6 января 2020 г.
20. Прощай, Деннис (17 марта 2014 г.). «Космическая рябь раскрывает дымящийся пистолет Большого взрыва» . Космос и космос. Нью-Йорк Таймс . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 17 марта 2014 года . Проверено 6 января 2020 г.«Версия этой статьи появится в печати 18 марта 2014 года, раздел А, страница 1 нью-йоркского издания, с заголовком: «Космическая рябь раскрывает дымящийся пистолет Большого взрыва». Интернет-версия этой статьи первоначально называлась «Обнаружение волн в космических контрфорсах, знаменующих теорию Большого взрыва».
21. Аде, Питер А.Р.; и другие. (Сотрудничество BICEP2) (20 июня 2014 г.). «Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2». Письма о физических обзорах . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Бибкод : 2014PhRvL.112x1101B. doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.
22. Войт, Питер (13 мая 2014 г.). «Новости БИЦЭП2». Даже не неправильно (блог). Нью-Йорк: Департамент математики Колумбийского университета . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 года . Проверено 6 января 2020 г.
23. Прощай, Деннис (19 июня 2014 г.). «Астрономы защищаются от заявления об обнаружении Большого взрыва» . Космос и космос. Нью-Йорк Таймс . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 14 июля 2019 года . Проверено 20 июня 2014 г.«Версия этой статьи появится в печати 20 июня 2014 года, раздел А, страница 16 нью-йоркского издания, с заголовком: Астрономы верят в свое открытие Большого взрыва, но оставляют место для дискуссий».
24. Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снижена». Наука и окружающая среда. Новости BBC . Архивировано из оригинала 20 июня 2014 года . Проверено 20 июня 2014 г.
25. Аде, Питер А.Р.; и другие. (BICEP2/Keck, Planck Collaborations) (13 марта 2015 г.). «Совместный анализ данных BICEP2/ Keck Array и Planck ». Письма о физических отзывах . 114 (10): 101301. arXiv : 1502.00612 . Бибкод : 2015PhRvL.114j1301B. doi : 10.1103/PhysRevLett.114.101301. PMID  25815919. S2CID  218078264.
26. Клавин, Уитни (30 января 2015 г.). «Гравитационные волны из ранней Вселенной остаются неуловимыми». Лаборатория реактивного движения . Вашингтон, округ Колумбия: НАСА . Архивировано из оригинала 3 мая 2019 года . Проверено 6 января 2020 г.
27. Прощай, Деннис (30 января 2015 г.). «Путинка межзвездной пыли скрывает проблеск Большого взрыва» . Наука. Нью-Йорк Таймс . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 16 июля 2019 года . Проверено 31 января 2015 г.«Версия этой статьи появится в печати 31 января 2015 года, раздел А, страница 11 нью-йоркского издания, с заголовком: Пятнышко межзвездной пыли скрывает проблеск Большого взрыва».
28. Энквист, К., и Сиркка, Дж. (1993). Химическое равновесие в газе КХД в ранней Вселенной. Письма по физике B, 314 (3–4), 298–302.
29. Д'Онофрио, Микела; Руммукайнен, Кари (15 января 2016 г.). «Стандартная модель кроссовера на решетке». Физический обзор D . 93 (2): 025003. arXiv : 1508.07161 . Бибкод : 2016PhRvD..93b5003D. doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003. S2CID  119261776.
30. Петтер 2013, с. 68
31. Морисон 2015, с. 298
32. Карки, Рави (май 2010 г.). «На переднем плане нуклеосинтеза Большого взрыва» (PDF) . Гималайская физика . 1 (1): 79–82. дои : 10.3126/hj.v1i0.5186 . Архивировано из оригинала 21 сентября 2018 года . Проверено 21 сентября 2018 г.
33. Сигел, Итан (9 сентября 2016 г.). «Обнаружены космические нейтрино, подтверждающие последнее великое предсказание Большого взрыва» (блог) . Наука. Форбс . Джерси-Сити, Нью-Джерси . ISSN  0015-6914. Архивировано из оригинала 10 сентября 2016 года . Проверено 7 января 2020 г.
    • Охват оригинальной статьи: Фоллин, Брент; Нокс, Ллойд; Миллеа, Мариус; и другие. (26 августа 2015 г.). «Первое обнаружение фазового сдвига акустических колебаний, ожидаемого на фоне космического нейтрино». Письма о физических обзорах . 115 (9): 091301. arXiv : 1503.07863 . Бибкод : 2015PhRvL.115i1301F. doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301. PMID  26371637. S2CID  24763212.
34. Зельдович, Яков Б .; Новиков Игорь Дмитриевич (январь – февраль 1967 г.). «Гипотеза запаздывающих при расширении ядер и горячая космологическая модель». Советская астрономия . 10 (4): 602–603. Бибкод : 1967СвА....10..602З.
    • Перевод с: Зельдович Яков Б. ; Новиков, Игорь Дмитриевич (июль – август 1966 г.). «Гипотеза запаздывающих при расширении ядер и горячая космологическая модель». Астрономический журнал . 43 (4): 758–760. Бибкод :1966АЖ....43..758З.
35. Харада, Томохиро; Ю, Чул-Мун; Хори, Казунори (15 октября 2013 г.). «Порог образования первичных черных дыр». Физический обзор D . 88 (8): 084051. arXiv : 1309.4201 . Бибкод : 2013PhRvD..88h4051H. doi : 10.1103/PhysRevD.88.084051. S2CID  119305036.
36. Хокинг, Стивен (апрель 1971 г.). «Гравитационно-коллапсированные объекты очень малой массы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 152 (1): 75–78. Бибкод : 1971MNRAS.152...75H. дои : 10.1093/mnras/152.1.75 .
37. Кауфманн, Гвиневра . «Тепловая история Вселенной и ранний рост флуктуаций плотности» (PDF) (Лекция). Гархинг: Институт астрофизики Макса Планка . Архивировано (PDF) из оригинала 11 августа 2019 года . Проверено 7 января 2020 г.
38. Чессон, Эрик Дж. (2013). «Первые несколько минут». Космическая Эволюция . Кембридж, Массачусетс: Гарвардско-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 2 июля 2019 года . Проверено 7 января 2020 г.
39. «Хронология Большого взрыва». Физика Вселенной . Архивировано из оригинала 22 июля 2019 года . Проверено 7 января 2020 г.
40. Райт, Эдвард Л. (26 сентября 2012 г.). «Нуклеосинтез Большого Взрыва». Учебник по космологии Неда Райта . Лос-Анджелес: Отдел астрономии и астрофизики Калифорнийского университета, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 5 сентября 2019 года . Проверено 21 сентября 2018 г.
41. Райден, Барбара Сью (12 марта 2003 г.). «Астрономия 162 - Лекция 44: Первые три минуты». Домашняя страница Барбары С. Райден . Колумбус, Огайо: Факультет астрономии Университета штата Огайо . Архивировано из оригинала 16 мая 2019 года . Проверено 21 сентября 2018 г.
42. Кусакабэ, Мотохико; Ким, Канзас; Чоун, Мён Ки; и другие. (сентябрь 2014 г.). «Пересмотренный нуклеосинтез Большого взрыва с долгоживущими отрицательно заряженными массивными частицами: обновленные скорости рекомбинации, первичный нуклеосинтез ⁹ Be и влияние новых пределов ⁶ Li». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 214 (1): Статья 5. arXiv : 1403.4156 . Бибкод : 2014ApJS..214....5K. дои : 10.1088/0067-0049/214/1/5. S2CID  118214861.
43. Кок, Ален (2017). «Первичный нуклеосинтез». Физический журнал: серия конференций . 665 (1): Статья 012001. arXiv : 1609.06048 . Бибкод : 2016JPhCS.665a2001C. дои : 10.1088/1742-6596/665/1/012001. S2CID  250691040.Конференция: «Ядерная физика в астрофизике VI (NPA6) 19–24 мая 2013 г., Лиссабон, Португалия».
44. Кок, Ален; Узан, Жан-Филипп; Ванджиони, Элизабет (октябрь 2014 г.). «Стандартный нуклеосинтез Большого взрыва и изначальное изобилие CNO после Планка». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2014 (10): Статья 050. arXiv : 1403.6694 . Бибкод : 2014JCAP...10..050C. дои : 10.1088/1475-7516/2014/10/050. S2CID  118781638.
45. Райден 2006 г.
46. Зейлик и Грегори 1998, с. 497.
47. Гэннон, Меган (21 декабря 2012 г.). «Открыта новая «детская картинка» Вселенной». Space.com . Нью-Йорк: Future plc . Архивировано из оригинала 29 октября 2019 года . Проверено 10 января 2020 г. .
48. Беннетт, Чарльз Л .; Ларсон, Дэвин; Вейланд, Джанет Л.; и другие. (Октябрь 2013). «Девятилетние наблюдения микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP) : окончательные карты и результаты». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 208 (2): Статья 20. arXiv : 1212.5225 . Бибкод : 2013ApJS..208...20B. дои : 10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID  119271232.
49. Райт 2004, с. 291
50. Сюняев, РА; Члуба, Дж. (август 2009 г.). «Сигналы эпохи космологической рекомбинации». Астрономические заметки . 330 (7): 657–674. arXiv : 0908.0435 . дои : 10.1002/asna.200911237 .
51. Муханов 2005, с. 120.
52. Мэтьюсон, Саманта (18 апреля 2019 г.). «Астрономы наконец обнаружили первую молекулу Вселенной в далекой туманности». Space.com . Нью-Йорк: Future plc . Архивировано из оригинала 17 ноября 2019 года . Проверено 10 января 2020 г. .
53. «Диаграмма цветовой температуры». МедиаКолледж.com . Те Авамуту: Средства массовой информации с длиной волны . Проверено 21 сентября 2018 г.
54. Амос, Джонатан (13 ноября 2012 г.). «Квазары иллюстрируют катание на американских горках темной энергии». Наука и окружающая среда. Новости BBC . Лондон: Би-би-си . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 года . Проверено 11 января 2020 г.
55. Леб, Авраам (ноябрь 2006 г.). «Темные века Вселенной» (PDF) . Научный американец . Том. 295, нет. 5. С. 46–53. doi : 10.1038/scientificamerican1106-46. Архивировано (PDF) из оригинала 26 марта 2019 г. Проверено 11 января 2020 г.
56. Эллис, Ричард . «В поисках первого света в ранней Вселенной». Домашняя страница Ричарда Эллиса . Пасадена, Калифорния: Департамент астрономии Калифорнийского технологического института . Архивировано из оригинала 12 декабря 2001 года . Проверено 21 января 2007 г.
57. Шелтон, Джим (3 марта 2016 г.). «Снова побит рекорд космического расстояния». Йельский университет . Проверено 4 марта 2016 г.
58. «Хаббл бьет рекорд космического расстояния» . SpaceTelescope.org . 3 марта 2016 г. heic1604 . Проверено 3 марта 2016 г.
59. Ош, Пенсильвания; Браммер, Г.; ван Доккум, П.; и другие. (март 2016 г.). «Удивительно яркая галактика с z = 11,1, измеренная с помощью гризм-спектроскопии космического телескопа Хаббл». Астрофизический журнал . 819 (2). 129. arXiv : 1603.00461 . Бибкод : 2016ApJ...819..129O. дои : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID  119262750.
60. Аткинсон, Нэнси. «Хаббл заглянул в прошлое настолько далеко, насколько это было возможно, но до сих пор не может найти первые звезды». Вселенная сегодня – через ScienceAlert.
61. «Более глубокое небо | Брайан Коберлейн». briankoberlein.com .
62. «Часто задаваемые вопросы для ученых Телескоп Уэбб / НАСА» . jwst.nasa.gov .
63. «Первые звезды образовались даже позже, чем мы думали». ЕКА Наука и технологии . Париж: Европейское космическое агентство . 31 августа 2016 г. Архивировано из оригинала 29 января 2020 г. . Проверено 12 января 2020 г.{{cite web}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (link)
64. «Команда Хаббла побила рекорд космического расстояния (03.03.2016) - краткие факты» (пресс-релиз). Балтимор, Мэриленд: Научный институт космического телескопа . Управление по связям с общественностью. 3 марта 2016. СНТЦИ-2016-07. Архивировано из оригинала 8 марта 2016 года . Проверено 13 января 2020 г. .
65. Уолл, Майк (12 декабря 2012 г.). «Древняя галактика может быть самой далекой из когда-либо виденных». Space.com . Нью-Йорк: Future plc . Архивировано из оригинала 15 октября 2019 года . Проверено 13 января 2020 г. .
66. Дейкстра, Марк (22 октября 2014 г.). «Излучающие галактики Lyα как зонд реионизации». Публикации Астрономического общества Австралии . 31 : е040. arXiv : 1406.7292 . Бибкод : 2014PASA...31...40D. дои : 10.1017/pasa.2014.33. S2CID  119237814.
67. Мадау, Пьеро; Хаардт, Франческо; Рис, Мартин Дж. (1 апреля 1999 г.). «Перенос излучения в комковой Вселенной. III. Природа космологического ионизирующего источника». Астрофизический журнал . 514 (2): 648–659. arXiv : astro-ph/9809058 . Бибкод : 1999ApJ...514..648M. дои : 10.1086/306975. S2CID  17932350.
68. Баркана, Реннан; Леб, Авраам (июль 2001 г.). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной». Отчеты по физике . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Бибкод : 2001PhR...349..125B. дои : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID  119094218.
69. Гнедин, Николай Ю.; Острайкер, Иеремия П. (10 сентября 1997 г.). «Реионизация Вселенной и раннее производство металлов». Астрофизический журнал . 486 (2): 581–598. arXiv : astro-ph/9612127 . Бибкод : 1997ApJ...486..581G. дои : 10.1086/304548. S2CID  5758398.
70. Лу, Лимин; Сарджент, Уоллес LW ; Барлоу, Томас А.; и другие. (13 февраля 1998 г.). «Содержание металлов в облаках Лайман-альфа с очень низкой плотностью: значение для происхождения тяжелых элементов в межгалактической среде». arXiv : astro-ph/9802189 .
71. Боуэнс, Ричард Дж .; Иллингворт, Гарт Д.; Оеш, Паскаль А.; и другие. (10 июня 2012 г.). «Галактики с меньшей светимостью могут реионизировать Вселенную: очень крутые слабые наклоны функций УФ- светимости при z ≥ 5–8 по данным наблюдений HUDF09 WFC3/IR». Письма астрофизического журнала . 752 (1): Статья L5. arXiv : 1105.2038 . Бибкод : 2012ApJ...752L...5B. дои : 10.1088/2041-8205/752/1/L5. S2CID  118856513.
72. Шапиро, Пол Р .; Жиру, Марк Л. (15 октября 1987 г.). «Космологические области H II и фотоионизация межгалактической среды». Астрофизический журнал . 321 : L107–L112. Бибкод : 1987ApJ...321L.107S. дои : 10.1086/185015 .
73. Сяоху, Фань ; Нараянан, Виджай К.; Луптон, Роберт Х.; и другие. (декабрь 2001 г.). «Обзор квазаров z > 5,8 в Слоанском цифровом обзоре неба. I. Открытие трех новых квазаров и пространственная плотность светящихся квазаров на z ~ 6». Астрофизический журнал . 122 (6): 2833–2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Бибкод : 2001AJ....122.2833F. дои : 10.1086/324111. S2CID  119339804.
74. Вуд, Чарли (14 августа 2023 г.). «JWST обнаружил гигантские черные дыры по всей ранней Вселенной. Гигантские черные дыры должны были играть роль в ранней космической истории. Но недавние наблюдения космического телескопа Джеймса Уэбба обнаружили неожиданное изобилие этих зверей». Журнал Кванта . Архивировано из оригинала 15 августа 2023 года . Проверено 5 ноября 2023 г.
75. «Освещающее освещение: что освещает вселенную?» (Пресс-релиз). Лондон: Университетский колледж Лондона . UCL по связям со СМИ. 27 августа 2014 года. Архивировано из оригинала 5 октября 2016 года . Проверено 14 января 2020 г.
76. Немирофф, Роберт Дж .; Боннелл, Джерри, ред. (9 марта 2004 г.). «Сверхглубокое поле зрения Хаббла». Астрономическая картина дня . Вашингтон, округ Колумбия; Хоутон, Мичиган: НАСА ; Мичиганский технологический университет . Архивировано из оригинала 7 октября 2019 года . Проверено 22 сентября 2018 г.
77. Ландау, Элизабет (25 октября 2013 г.) [Первоначально опубликовано 23 октября 2013 г.]. «Ученые подтверждают, что это самая далекая галактика в истории». CNN . Нью-Йорк: Warner Media, LLC . Архивировано из оригинала 24 октября 2013 года . Проверено 21 сентября 2018 г.
78. Перри, Джилл (10 июля 2007 г.). «Астрономы утверждают, что нашли самые далекие из известных галактик» (пресс-релиз). Пасадена, Калифорния: Калифорнийский технологический институт . Калифорнийский технологический институт по связям со СМИ. Архивировано из оригинала 9 марта 2019 года . Проверено 29 января 2020 г.
    • Старк, Дэниел П.; Эллис, Ричард С .; Ричард, Йохан; и другие. (1 июля 2007 г.). «Обзор Кека для гравитационно-линзированных излучателей Lyα в диапазоне красных смещений 8,5 < z <10,4: новые ограничения на вклад источников низкой светимости в космическую реионизацию». Астрофизический журнал . 663 (1): 10–28. arXiv : astro-ph/0701279 . Бибкод : 2007ApJ...663...10S. дои : 10.1086/518098. S2CID  204925632.
79. «Телескоп Хобби-Эберли помогает астрономам узнать секреты одного из самых далеких объектов Вселенной» . Макдональдская обсерватория . Остин, Техас: Техасский университет в Остине . 8 июля 2007 г. Архивировано из оригинала 22 сентября 2018 г. Проверено 22 сентября 2018 г.
80. Дрейк, Надя (3 марта 2016 г.). «Астрономы обнаружили самую далекую галактику – по крайней мере, на данный момент». Нет места лучше дома. Феномены – Научный салон (блог). Вашингтон, округ Колумбия: Национальное географическое общество . OCLC  850948164. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года . Проверено 15 января 2020 г.
81. Прощай, Деннис (20 февраля 2017 г.). «Споры о космосе: Вселенная расширяется, но как быстро?» . Там. Нью-Йорк Таймс . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 12 ноября 2019 года . Проверено 21 февраля 2017 г.«Версия этой статьи появится в печати 21 февраля 2017 года, раздел D, страница 1 нью-йоркского издания, с заголовком: «Вселенная-беглец».
82. Пиблс, PJE ; Ратра, Бхарат (22 апреля 2003 г.). «Космологическая постоянная и темная энергия». Обзоры современной физики . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Бибкод : 2003РвМП...75..559П. doi : 10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID  118961123.
83. Адамс, Лафлин и Грейвс, 2004 г.
84. Сигел, Итан. «Нет, черные дыры никогда не поглотят Вселенную». Форбс .
85. Томсон, Уильям (июль 1852 г.). «О динамической теории тепла с численными результатами, полученными на основе эквивалента тепловой единицы г-на Джоуля, и наблюдений г-на Рено над паром». Лондонский, Эдинбургский и Дублинский философский журнал и научный журнал . IV (Четвертая серия). §§ 1–14 . Проверено 16 января 2020 г. .
    • Томсон, Уильям (1857 г.) [прочитано 1 мая 1854 г.]. «К динамической теории тепла. Часть V. Термоэлектрические токи». Труды Королевского общества Эдинбурга . XXI . §§ 99–100 . Проверено 16 января 2020 г. .
86. Тернер, Майкл С .; Вильчек, Франк (12 августа 1982 г.). «Является ли наш вакуум метастабильным?» (PDF) . Природа . 298 (5875): 633–634. Бибкод : 1982Natur.298..633T. дои : 10.1038/298633a0. S2CID  4274444. Архивировано (PDF) из оригинала 13 декабря 2019 года . Проверено 31 октября 2015 г.
87. Коулман, Сидни ; Де Лучсия, Франк (15 июня 1980 г.). «Гравитационное воздействие на распад вакуума и его распад» (PDF) . Физический обзор D . 21 (12): 3305–3315. Бибкод : 1980PhRvD..21.3305C. doi :10.1103/PhysRevD.21.3305. OSTI  1445512. S2CID  1340683. Архивировано (PDF) из оригинала 13 декабря 2019 года . Проверено 16 января 2020 г. .
88. Стоун, Майкл (15 декабря 1976 г.). «Время жизни и распад состояний« возбужденного вакуума »теории поля, связанных с неабсолютными минимумами ее эффективного потенциала». Физический обзор D . 14 (12): 3568–3573. Бибкод : 1976PhRvD..14.3568S. doi :10.1103/PhysRevD.14.3568.
89. Фрэмптон, Пол Х. (22 ноября 1976 г.). «Нестабильность вакуума и скалярная масса Хиггса». Письма о физических отзывах . 37 (21): 1378–1380. Бибкод : 1976PhRvL..37.1378F. doi :10.1103/PhysRevLett.37.1378.
90. Фрэмптон, Пол Х. (15 мая 1977 г.). «Последствия нестабильности вакуума в квантовой теории поля». Физический обзор D . 15 (10): 2922–2928. Бибкод : 1977PhRvD..15.2922F. doi : 10.1103/PhysRevD.15.2922.

Библиография

• Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори ; Грейвс, Женевьева Дж. М. (декабрь 2004 г.). «Красные карлики и конец главной последовательности» (PDF) . В Гарсия-Сегура, Г.; Тенорио-Тагле, Г.; Франко Дж.; и другие. (ред.). Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам . Первое астрофизическое совещание Национальной астрономической обсерватории состоялось в Энсенаде, Нижняя Калифорния, Мексика, 8–12 декабря 2003 г. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . Том. 22. Мехико: Институт астрономии, Национальный автономный университет Мексики . стр. 46–49. ISBN 978-9-703-21160-9. ISSN  1405-2059. OCLC  58527824. Архивировано (PDF) из оригинала 11 июля 2019 года . Проверено 15 января 2020 г.
• Хиншоу, Г.; Вейланд, Дж.Л.; Хилл, РС; Одегард, Н.; Ларсон, Д.; Беннетт, CL; Данкли, Дж.; Голд, Б.; Грисон, MR; Ярошик, Н.; Комацу, Э.; Нолта, MR; Пейдж, Л.; Спергель, Д.Н.; Воллак, Э.; Халперн, М.; Когут, А.; Лимон, М.; Мейер, СС; Такер, Г.С.; Райт, Эл. (1 февраля 2009 г.). «Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона: обработка данных, карты неба и основные результаты». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Бибкод : 2009ApJS..180..225H. дои : 10.1088/0067-0049/180/2/225. hdl : 2152/43109. S2CID  3629998.
• Гиббонс, Гэри В .; Хокинг, Стивен В .; Сиклос, Стивен Т.К., ред. (1983). Очень ранняя Вселенная: материалы семинара Наффилда, Кембридж, 21 июня — 9 июля 1982 г. Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-25349-9. LCCN  83007330. OCLC  9488764.
• Морисон, Ян (2015). Путешествие по Вселенной: Лекции Грешема по астрономии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-1-107-07346-3. LCCN  2014016830. OCLC  910903969.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-511-79055-3. LCCN  2006295735. OCLC  859642394.
• Петтер, Патрик (2013). Базовые знания астрофизики: новый путь . Берлин: epubli GmbH. ISBN 978-3-8442-7203-1. ОСЛК  863893991.
• Райден, Барбара Сью (2003). Введение в космологию . Сан-Франциско: Аддисон-Уэсли . ISBN 978-0-8053-8912-8. LCCN  2002013176. OCLC  1087978842.
• Райден, Барбара Сью (13 января 2006 г.). Введение в космологию .
• Райден, Барбара Сью (2017). Введение в космологию (2-е изд.). Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-1-107-15483-4. LCCN  2016040124. OCLC  1123190939.
• Танабаши, М.; и другие. ( Группа данных о частицах ) (2018). «Обзор физики элементарных частиц». Физический обзор D . 98 (3): 1–708. Бибкод : 2018PhRvD..98c0001T. doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . hdl : 10044/1/68623 . ПМИД  10020536.
• Райт, Эдвард Л. (2004). «Теоретический обзор анизотропии космического микроволнового фона». В Фридмане, Венди Л. (ред.). Измерение и моделирование Вселенной . Серия по астрофизике Обсерваторий Карнеги. Том. 2. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . п. 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Бибкод : 2004mmu..symp..291W. ISBN 978-0-521-75576-4. LCCN  2005277053. OCLC  937330165.
• Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика . Серия Saunders Golden Sunburst (4-е изд.). Фресно, Калифорния: Thomson Learning . ISBN 978-0-03-006228-5. LCCN  97069268. OCLC  813279385.

Внешние ссылки

• Кэрролл, Шон М. (14 января 2011 г.). Космология и стрела времени: Шон Кэрролл из TEDxCaltech (Видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: TED Conferences LLC . Архивировано из оригинала 20 декабря 2019 года . Проверено 20 января 2020 г. .
• Чессон, Эрик Дж. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва к человечеству». Кембридж, Массачусетс: Гарвардско-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 27 августа 2019 года . Проверено 19 января 2020 г.
• «Хронология истории Вселенной». Тайны глубокого космоса . Арлингтон, Вирджиния: PBS Online . 2000. Архивировано из оригинала 1 июля 2019 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• «ХабблСайт». Балтимор, Мэриленд: Управление по связям с общественностью Научного института космического телескопа . Архивировано из оригинала 18 января 2020 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• Краусс, Лоуренс М. (спикер); Корнуэлл, Р. Элизабет (продюсер) (21 октября 2009 г.). «Вселенная из ничего», Лоуренс Краусс, AAI, 2009 г. (видео). Вашингтон, округ Колумбия: Фонд разума и науки Ричарда Докинза . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 года . Проверено 3 февраля 2020 г. .
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Группер, Джонатан (режиссер, сценарист) (18 мая 2007 г.). Исследуя время (телевизионный документальный мини-сериал). Силвер-Спринг, Мэриленд: Общественное телевидение городов-побратимов , Red Hill Studios и NHK для канала Science . Проверено 19 января 2020 г.
• «Однажды во Вселенной». Суиндон, Великобритания: Совет по науке и технологиям . 26 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2019 г. . Проверено 20 января 2020 г.
• Прощай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы обнаружили самые ранние признаки жестокой детской Вселенной» . Нью-Йорк Таймс . Нью-Йорк. ISSN  0362-4331 . Проверено 19 января 2020 г.
• Плейт, Фил (14 января 2016 г.). Deep Time: ускоренный курс астрономии № 45 (видео). Цифровые студии PBS . Архивировано из оригинала 15 января 2016 года . Проверено 2 октября 2016 г.
• «Пресс-Пасс - Фотогалерея - Графика и иллюстрации». Фермилаб . Батавия, Иллинойс. 1 января 2004 г. Архивировано из оригинала 27 декабря 2005 г. Проверено 19 января 2020 г.(См.: «Энергетическая временная шкала от Большого взрыва до наших дней» (1984) и «Плакат по истории Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше». Архивировано из оригинала 24 ноября 2005 года . Проверено 24 марта 2005 г.
• «Вселенское приключение». Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 2007. Архивировано из оригинала 22 июня 2019 года . Проверено 21 января 2020 г.
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы по космологии». Лос-Анджелес: Отдел астрономии и астрофизики Калифорнийского университета, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 10 декабря 2019 года . Проверено 19 января 2020 г.