Хронология вселенной

История и будущее вселенной

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

Исследование, опубликованное в 2015 году, оценивает самые ранние этапы существования Вселенной как имевшие место 13,8 миллиарда лет назад с неопределенностью около 21 миллиона лет при уровне достоверности 68%. ^[1]

Обзор

Хронология в пять этапов

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

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

Очень ранняя вселенная

Первая пикосекунда  (10−12 ^секунд ) космического времени включает в себя эпоху Планка ^[2], в течение которой установленные в настоящее время законы физики могли не применяться ; возникновение поэтапно четырех известных фундаментальных взаимодействий или сил — сначала гравитации , а затем электромагнитных , слабых и сильных взаимодействий; и ускоренное расширение Вселенной из-за космической инфляции .

Считается, что крошечные ряби во Вселенной на этой стадии являются основой крупномасштабных структур, которые сформировались гораздо позже. Различные стадии очень ранней Вселенной изучены в разной степени. Более ранние части находятся за пределами понимания практических экспериментов в физике элементарных частиц , но могут быть исследованы посредством 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 ее часть быстро аннигилирует, оставляя небольшой избыток материи во вселенной.

Примерно через одну секунду нейтрино расщепляются ; эти нейтрино образуют космический нейтринный фон (CνB). Если существуют первичные черные дыры , они также образуются примерно через одну секунду космического времени. Возникают составные субатомные частицы, включая протоны и нейтроны , и примерно через 2 минуты условия подходят для нуклеосинтеза : около 25% протонов и все нейтроны сливаются в более тяжелые элементы , изначально дейтерий , который сам быстро сливается в основном в гелий-4 .

Через 20 минут Вселенная уже недостаточно горяча для ядерного синтеза , но слишком горяча для существования нейтральных атомов или для дальних путешествий фотонов . Поэтому она представляет собой непрозрачную плазму .

Эпоха рекомбинации начинается примерно через 18 000 лет, когда электроны объединяются с ядрами гелия , образуя He⁺
. Примерно через 47 000 лет, ^[3] когда Вселенная остывает, ее поведение начинает определяться материей, а не излучением. Примерно через 100 000 лет, после образования нейтральных атомов гелия, гидрид гелия становится первой молекулой . Гораздо позже водород и гидрид гелия реагируют, образуя молекулярный водород (H ₂ ) — топливо, необходимое для первых звезд . Примерно через 370 000 лет, ^{[4] [5] [6] [7]} нейтральные атомы водорода заканчивают формироваться («рекомбинация»), и в результате Вселенная также впервые становится прозрачной . Вновь образованные атомы — в основном водород и гелий со следами лития — быстро достигают своего самого низкого энергетического состояния ( основного состояния ), испуская фотоны (« фотонное разделение »), и эти фотоны все еще можно обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB). Это самое старое прямое наблюдение Вселенной, которое у нас есть в настоящее время.

Темные века и возникновение крупномасштабных структур

Возраст Вселенной по красному смещению z=5-20. Для ранних объектов эта связь рассчитывается с использованием космологических параметров для массы Ω _m и темной энергии Ω _Λ , в дополнение к красному смещению и параметру Хаббла H ₀ . ^[8]

Этот период длится от 370 000 лет до примерно 1 миллиарда лет. После рекомбинации и разделения вселенная была прозрачной, но облака водорода очень медленно коллапсировали, образуя звезды и галактики , поэтому не было никаких новых источников света. Единственными фотонами (электромагнитным излучением или «светом») во вселенной были те, которые высвобождались во время разделения (видимые сегодня как космический микроволновый фон) и 21-сантиметровое радиоизлучение, иногда испускаемое атомами водорода. Разделенные фотоны сначала заполнили бы вселенную ярким бледно-оранжевым свечением, постепенно смещаясь в красную область до невидимых длин волн примерно через 3 миллиона лет, оставив ее без видимого света . Этот период известен как космические Темные века .

В какой-то момент около 200–500 миллионов лет формируются самые ранние поколения звезд и галактик (точные сроки все еще изучаются), и постепенно появляются ранние крупные структуры, притянутые к пенистым волокнам темной материи , которые уже начали собираться воедино 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 парно-нестабильные сверхновые всего через миллионы лет. ^[9] 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 себя сегодня, и засеяли ими Вселенную.

Время обзора внегалактических наблюдений по их красному смещению до z=20. ^[8]

Скопления галактик и сверхскопления возникают с течением времени. В какой-то момент высокоэнергетические фотоны от самых ранних звезд, карликовых галактик и, возможно, квазаров приводят к периоду реионизации , который начинается постепенно между 250–500 миллионами лет и заканчивается примерно через 1 миллиард лет (точные сроки все еще изучаются). Темные века полностью закончились только примерно через 1 миллиард лет, когда Вселенная постепенно перешла во Вселенную, которую мы видим вокруг нас сегодня, но более плотную, горячую, более интенсивную в звездообразовании и более богатую меньшими (особенно без перемычек) спиральными и неправильными галактиками, в отличие от гигантских эллиптических галактик.

Хотя ранние звезды не наблюдались, галактики наблюдались с 329 миллионов лет после Большого взрыва, с JADES-GS-z13-0, которую космический телескоп Джеймса Уэбба наблюдал с красным смещением z=13,2, 13,4 миллиарда лет назад. ^{[10] [11]} JWST был разработан для наблюдений вплоть до z≈20 (180 миллионов лет космического времени). ^{[ необходима ссылка ]}

Чтобы вывести возраст Вселенной из красного смещения, можно использовать численное интегрирование или его решение в замкнутой форме, включающее специальную гауссову гипергеометрическую функцию ₂ F _{1 :} ^[8]

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

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

Время оглядывания назад — это возраст наблюдения, вычитаемый из настоящего возраста Вселенной: ^{[ необходима ссылка ]}

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

Вселенная, как она выглядит сегодня

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

Истончение материи с течением времени снижает способность гравитации замедлять расширение Вселенной; напротив, темная энергия (считается постоянным скалярным полем во всей видимой Вселенной) является постоянным фактором, стремящимся ускорить расширение Вселенной. Расширение Вселенной прошло точку перегиба около пяти или шести миллиардов лет назад, когда Вселенная вступила в современную «эру доминирования темной энергии», где расширение Вселенной теперь ускоряется, а не замедляется. Современная Вселенная изучена достаточно хорошо, но за пределами примерно 100 миллиардов лет космического времени (около 86 миллиардов лет в будущем) мы менее уверены, какой путь выберет Вселенная. ^{[13] [14]}

Далекое будущее и окончательная судьба

В какой-то момент эра звезд закончится, поскольку звезды больше не будут рождаться, а расширение вселенной приведет к тому, что наблюдаемая вселенная ограничится местными галактиками. Существуют различные сценарии далекого будущего и окончательной судьбы вселенной . Более точное знание современной вселенной может позволить лучше понять их.

Космический телескоп Хаббл — галактики сверхглубокого поля в отдалении от Legacy Field (видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Табличное резюме

Примечание: Температура излучения в таблице ниже относится к космическому микроволновому фоновому излучению и определяется как 2,725  К ·(1 +  z ), где z — красное смещение .

Большой Взрыв

Стандартная модель космологии основана на модели пространства-времени, называемой метрикой Фридмана–Лемэтра – Робертсона–Уокера (FLRW) . Метрика обеспечивает меру расстояния между объектами, а метрика FLRW является точным решением уравнений поля Эйнштейна (EFE), если некоторые ключевые свойства пространства, такие как однородность и изотропия, предполагаются истинными. Метрика FLRW очень близко соответствует подавляющему большинству других доказательств, показывая, что Вселенная расширилась с момента Большого взрыва.

Если предположить, что метрические уравнения FLRW справедливы вплоть 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 дает модель Вселенной, которая чрезвычайно близко соответствует всем текущим физическим наблюдениям. Этот начальный период хронологии Вселенной называется «Большим взрывом » . Стандартная модель космологии пытается объяснить, как Вселенная физически развивалась после того, как этот момент произошел.

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

Очень ранняя вселенная

В самые ранние моменты космического времени энергии и условия были настолько экстремальными, что современные знания могут только предполагать возможности, которые могут оказаться неверными. Приведем один пример: теории вечной инфляции предполагают, что инфляция длится вечно на протяжении большей части Вселенной, делая понятие «N секунд с момента Большого взрыва» нечетко определенным. Поэтому самые ранние стадии являются активной областью исследований и основаны на идеях, которые все еще спекулятивны и могут быть изменены по мере совершенствования научных знаний.

Хотя конкретная «инфляционная эпоха» выделяется примерно в 10 ⁻³² секунды, наблюдения и теории предполагают, что расстояния между объектами в космосе увеличивались во все времена с момента Большого взрыва и продолжают увеличиваться (за исключением гравитационно связанных объектов, таких как галактики и большинство скоплений , когда скорость расширения значительно замедлилась). Инфляционный период отмечает определенный период, когда произошло очень быстрое изменение масштаба, но это не означает, что он оставался прежним в другие времена. Точнее, во время инфляции расширение ускорилось. После инфляции и в течение примерно 9,8 миллиарда лет расширение было намного медленнее и со временем становилось все медленнее (хотя оно никогда не обращалось вспять). Около 4 миллиардов лет назад оно снова начало немного ускоряться.

Планковская эпоха

Время короче 10 ⁻⁴³ секунд ( планковское время )

Эпоха Планка — это эпоха в традиционной (неинфляционной) космологии Большого взрыва, наступившая сразу после события, с которого началась известная нам вселенная. В течение этой эпохи температура и средняя энергия во вселенной были настолько высоки, что субатомные частицы не могли образоваться. Четыре фундаментальные силы, которые формируют вселенную — гравитация , электромагнетизм , слабое ядерное взаимодействие и сильное ядерное взаимодействие — составляли единую фундаментальную силу. Мало что известно о физике в этой среде. 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 считается, разрушается для этой эпохи из-за квантовых эффектов . ^[17]

В инфляционных моделях космологии время до конца инфляции (примерно 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва) не следует той же временной шкале, что и в традиционной космологии Большого взрыва. Модели, которые стремятся описать вселенную и физику в эпоху Планка, как правило, являются спекулятивными и попадают под зонтик « Новой физики ». Примерами являются начальное состояние Хартла-Хокинга , ландшафт теории струн , космология струнного газа и экпиротическая вселенная .

Эпоха великого объединения

Между 10 ⁻⁴³ секундами и 10 ⁻³⁶ секундами после Большого взрыва ^[18]

По мере того, как вселенная расширялась и охлаждалась, она пересекала переходные температуры, при которых силы разделялись друг от друга. Эти космологические фазовые переходы можно визуализировать как аналогичные фазовым переходам конденсации и замерзания обычной материи. При определенных температурах/энергиях молекулы воды меняют свое поведение и структуру, и они будут вести себя совершенно по-другому. Подобно тому, как пар превращается в воду, поля , которые определяют фундаментальные силы и частицы вселенной, также полностью меняют свое поведение и структуру, когда температура/энергия падает ниже определенной точки. Это не очевидно в повседневной жизни, потому что это происходит только при гораздо более высоких температурах, чем обычно наблюдается в современной вселенной.

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

В обыденном понимании, по мере того, как Вселенная остывает, квантовые поля, которые создают силы и частицы вокруг нас, могут обосноваться на более низких энергетических уровнях и с более высокими уровнями стабильности. При этом они полностью меняют то, как они взаимодействуют. Силы и взаимодействия возникают из-за этих полей, 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, которые вообще не имели массы, приобретают массу (они начинают по-разному взаимодействовать с полем Хиггса ), и одна сила начинает проявляться как две отдельные силы.

Если предположить, что природа описывается так называемой Теорией Великого Объединения (GUT), то 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 веских доказательств того, что такая объединенная сила существовала, но многие физики считают, что она существовала. Физика этого электросильного взаимодействия будет описана 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, называемых сильным и электрослабым .

Электрослабая эпоха

Между 10−36 ^{секундами} (или окончанием инфляции) и 10−32 ^{секундами} после Большого взрыва ^[18]

В зависимости от того, как определяются эпохи, и от используемой модели, электрослабая эпоха может считаться начавшейся до или после инфляционной эпохи. В некоторых моделях она описывается как включающая инфляционную эпоху. В других моделях говорят, что электрослабая эпоха начинается после окончания инфляционной эпохи, примерно через 10−32 ^{секунды} .

Согласно традиционной космологии Большого взрыва, электрослабая эпоха началась через 10−36 ^секунд после Большого взрыва, когда температура Вселенной была достаточно низкой (1028 ^К ) для того, чтобы электроядерные силы начали проявляться в виде двух отдельных взаимодействий: сильного и электрослабого. (Электрослабое взаимодействие также разделится позже, разделившись на электромагнитное и слабое взаимодействия.) Точная точка, в которой электросильная симметрия была нарушена, не определена из-за спекулятивных и пока еще неполных теоретических знаний.

Инфляционная эпоха и быстрое расширение пространства

До 10 ⁻³² секунд после Большого взрыва

В этой точке очень ранней Вселенной, как полагают, Вселенная расширилась по меньшей мере в 10 ⁷⁸ раз в объеме. Это эквивалентно линейному увеличению по меньшей мере в 10 ²⁶ раз в каждом пространственном измерении — эквивалентно объекту длиной 1 нанометр (10 ⁻⁹ м , примерно половина ширины молекулы ДНК ) и расширению до объекта длиной приблизительно 10,6 световых лет (100 триллионов километров) за крошечную долю секунды. Эта фаза истории космического расширения известна как инфляция .

Механизм, который управлял инфляцией, остается неизвестным, хотя было выдвинуто много моделей. В нескольких наиболее известных моделях считается, что он был вызван разделением сильных и электрослабых взаимодействий, которое завершило эпоху великого объединения. Одним из теоретических продуктов этого фазового перехода было скалярное поле, называемое полем инфлатона . Когда это поле установилось в своем самом низком энергетическом состоянии по всей Вселенной, оно создало огромную отталкивающую силу, которая привела к быстрому расширению Вселенной. Инфляция объясняет несколько наблюдаемых свойств современной Вселенной, которые иначе трудно объяснить, включая объяснение того, как сегодняшняя Вселенная оказалась настолько чрезвычайно однородной (пространственно однородной) в очень больших масштабах, хотя 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 пространства 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 эпохи инфляции, поскольку поле инфлатона распалось на другие частицы, что известно как «повторный нагрев». Этот эффект нагрева привел к тому, что Вселенная была повторно заселена плотной, горячей смесью кварков , антикварков и глюонов . В других моделях повторный нагрев часто считается началом эпохи электрослабых взаимодействий, и 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 . Чтобы объяснить наблюдаемую однородность Вселенной, длительность в этих моделях должна быть больше 10−32 секунд ^. Поэтому в инфляционной космологии самое раннее значимое время «после Большого взрыва» — это время окончания инфляции .

После окончания инфляции Вселенная продолжила расширяться, но с замедлением. Около 4 миллиардов лет назад расширение постепенно снова начало ускоряться. Считается, что это произошло из-за того, что темная энергия стала доминировать в крупномасштабном поведении Вселенной. Она все еще расширяется сегодня.

17 марта 2014 года астрофизики из коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в спектре мощности B-мод , что было интерпретировано как явное экспериментальное доказательство теории инфляции. ^{[19] [20] [21] [22] [ 23]} Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции ^{[22] [24]} [ ^25] 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 их можно было интерпретировать как обнаружение первичных B-мод», и может быть отнесена в основном к поляризованной пыли в Млечном Пути. ^{[26] [27] [28]}

Нарушение суперсимметрии (спекулятивно)

Если суперсимметрия является свойством Вселенной, то она должна быть нарушена при энергии не ниже 1 ТэВ , электрослабой шкале. Массы частиц и их суперпартнеров тогда больше не будут равны. Эта очень высокая энергия могла бы объяснить, почему суперпартнеры известных частиц никогда не наблюдались.

Ранняя вселенная

После окончания космической инфляции Вселенная заполняется горячей кварк-глюонной плазмой , остатками повторного нагрева. С этого момента физика ранней Вселенной становится гораздо более понятной, а энергии, задействованные в эпоху кварков, напрямую доступны в экспериментах по физике элементарных частиц и других детекторах.

Электрослабая эпоха и ранняя термализация

Начиная с 10 ⁻²² до 10 ⁻¹⁵ секунд после Большого взрыва и до 10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва.

Через некоторое время после инфляции созданные частицы прошли термализацию , где 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 набрали массу через механизм Хиггса . Однако считается, что экзотические массивные частицы-подобные сущности, сфалероны , существовали.

Эта эпоха закончилась нарушением электрослабой симметрии , возможно, через фазовый переход . В некоторых расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц бариогенез также произошел на этой стадии, создав дисбаланс между материей и антиматерией (хотя в расширениях этой модели это могло произойти раньше). Мало что известно о деталях этих процессов.

Термализация

Плотность числа частиц каждого вида была определена с помощью анализа, аналогичного закону Стефана-Больцмана :

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

что примерно равно . Поскольку взаимодействие было сильным, поперечное сечение было приблизительно равно квадрату длины волны частицы, что примерно равно . Таким образом, скорость столкновений для каждого вида частиц может быть рассчитана из средней длины 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 пренебрежимо мала, 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 — число доступных видов частиц. ^{[примечания 1]}

Таким образом, H на порядки ниже, чем скорость столкновений на вид частиц. Это означает, что на этом этапе было достаточно времени для термализации.

В эту эпоху частота столкновений пропорциональна третьему корню из плотности числа, и, таким образом , , где - параметр масштаба . Параметр Хаббла, однако, пропорционален . Возвращаясь назад во времени и выше по энергии, и предполагая отсутствие новой физики при этих энергиях, тщательная оценка дает, что термализация впервые стала возможной, когда температура была: ^[29] ${\displaystyle a^{-1}}$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle a^{-2}}$

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

примерно через 10 ⁻²² секунды после Большого взрыва.

Нарушение электрослабой симметрии

10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва

По мере того, как температура Вселенной продолжала падать ниже 159,5±1,5  ГэВ , произошло нарушение электрослабой симметрии . ^[30] Насколько нам известно, это было предпоследнее событие нарушения симметрии в формировании Вселенной, последним из которых было нарушение хиральной 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 уровнях энергии.
2. В качестве побочного эффекта слабое ядерное взаимодействие и электромагнитное взаимодействие, а также их соответствующие бозоны ( W- и Z-бозоны и фотон) теперь начинают проявляться по-разному в современной 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 взаимодействием на больших расстояниях.

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

Эпоха кварка

Между 10 ⁻¹² секундами и 10 ⁻⁵ секундами после Большого взрыва

Эпоха кварков началась примерно через 10 ⁻¹² секунд после Большого взрыва. Это был период в эволюции ранней Вселенной сразу после нарушения электрослабой симметрии, когда фундаментальные взаимодействия гравитации, электромагнетизма, сильного взаимодействия и слабого взаимодействия приняли свои нынешние формы, но температура Вселенной была все еще слишком высока, чтобы позволить кваркам связываться вместе, образуя адроны . ^{[31] [32] [ 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 . ^[31]

Эпоха кварков закончилась, когда возраст Вселенной составил около 10−5 ^секунд , когда средняя энергия взаимодействия частиц стала ниже массы самого легкого адрона, пиона . ^[31]

Бариогенезис

Возможно, на 10 ⁻¹¹ секунд ^{[ необходима цитата ]}

Барионы — это субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые состоят из трех кварков . Можно было бы ожидать, что и барионы, и частицы, известные как антибарионы, образовались бы в равных количествах. Однако, похоже, этого не произошло — насколько нам известно, во Вселенной осталось гораздо больше барионов, чем антибарионов. Фактически, в природе почти не наблюдается антибарионов. Неясно, как это произошло. Любое объяснение этого явления должно допускать, чтобы условия Сахарова , связанные с бариогенезисом, были выполнены в какое-то время после окончания космологической инфляции . Современная физика элементарных частиц предполагает асимметрии, при которых эти условия будут выполнены, но эти асимметрии, по-видимому, слишком малы, чтобы объяснить наблюдаемую барион-антибарионную асимметрию Вселенной.

Адронная эпоха

Между 10 ⁻⁵ секундой и 1 секундой после Большого взрыва

Кварк-глюонная плазма, из которой состоит вселенная, остывает до тех пор, пока не смогут образоваться адроны, включая барионы, такие как протоны и нейтроны. Первоначально могли образовываться пары адрон/антиадронов, поэтому материя и антиматерия находились в тепловом равновесии . Однако по мере того, как температура вселенной продолжала падать, новые пары адрон/антиадронов больше не образовывались, и большинство вновь образованных адронов и антиадронов аннигилировали друг с другом, давая начало парам высокоэнергетических фотонов. Сравнительно небольшой остаток адронов оставался примерно через 1 секунду космического времени, когда эта эпоха закончилась.

Теория предсказывает, что на каждые 6 протонов остается около 1 нейтрона, причем со временем соотношение падает до 1:7 из-за распада нейтрона. Это считается правильным, поскольку на более поздней стадии нейтроны и некоторые протоны сливаются , оставляя водород, изотоп водорода, называемый дейтерием, гелий и другие элементы, которые можно измерить. Соотношение адронов 1:7 действительно дало бы наблюдаемые соотношения элементов в ранней и нынешней Вселенной. ^[33]

Разделение нейтрино и космический нейтринный фон (CνB)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино разделяются и начинают свободно путешествовать в пространстве. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино существуют и сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 370 000 лет после Большого взрыва. Нейтрино от этого события имеют очень низкую энергию, примерно в 10 ⁻¹⁰ раз больше, чем те, которые можно наблюдать с помощью современного прямого обнаружения. ^[34] Даже нейтрино высокой энергии, как известно, трудно обнаружить , поэтому этот космический нейтринный фон (CνB) может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет наблюдаться. ^[34]

Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний о CνB, и есть очень веские косвенные доказательства того, что CνB существует, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва обилия гелия, так и из анизотропии в космическом микроволновом фоне (CMB). Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на CMB. Хорошо известно, что CMB имеет нерегулярности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно регулярно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически, разделенные нейтрино должны были иметь очень небольшое влияние на фазу различных флуктуаций CMB. ^[34]

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в РКФ. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино почти точно той температуры, которую предсказывает теория Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, тому же числу ароматов нейтрино, которое предсказывает Стандартная модель. ^[34]

Возможное образование первичных черных дыр

Возможно, произошло в течение примерно 1 секунды после Большого взрыва.

Первичные черные дыры — гипотетический тип черных дыр , предложенный в 1966 году ^[35] , который мог образоваться в так называемую эпоху доминирования излучения из -за высоких плотностей и неоднородных условий в течение первой секунды космического времени. Случайные флуктуации 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 распространенность и массу этих объектов.

Обычно для образования первичной черной дыры требуются контрасты плотности (региональные вариации плотности Вселенной) около  (10%), где — средняя плотность Вселенной. ^[36] Несколько механизмов могли создавать плотные области, отвечающие этому критерию во время ранней Вселенной, включая повторный нагрев, космологические фазовые переходы и (в так называемых «гибридных моделях инфляции») инфляцию аксионов. Поскольку первичные черные дыры не образовались в результате гравитационного коллапса звезд , их массы могут быть намного ниже звездной массы (~2×1033 ^г  ). Стивен Хокинг подсчитал в 1971 году, что первичные черные дыры могут иметь массу всего лишь 10−5 ^г.  [ ^37] Но они могут иметь любой размер, поэтому они также могут быть большими и, возможно, внесли свой вклад в образование галактик . ${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$ ${\displaystyle \rho }$

Эпоха лептонов

Между 1 и 10 секундами после Большого взрыва

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

Эпоха лептонов следует по тому же пути, что и более ранняя адронная эпоха. Первоначально лептоны и антилептоны рождаются парами. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной падает до точки, в которой новые пары лептон-антилептон больше не создаются, и большинство оставшихся лептонов и антилептонов быстро аннигилируют друг друга, порождая пары высокоэнергетических фотонов и оставляя небольшой остаток неаннигилированных лептонов. ^{[38] [39] [40]}

Эпоха фотонов

От 10 секунд до 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 форме фотонов. ^[40] (Большая часть оставшейся массы-энергии находится в форме нейтрино и других релятивистских частиц. ^{[ требуется цитирование ]} ) Поэтому энергия вселенной и ее общее поведение доминируют ее фотоны. Эти фотоны продолжают часто взаимодействовать с заряженными частицами, т. е. электронами, протонами и (в конечном итоге) ядрами. Они продолжают делать это в течение примерно следующих 370 000 лет.

Нуклеосинтез легких элементов

Между 2 минутами и 20 минутами после Большого взрыва ^[41]

Примерно через 2–20 минут после Большого взрыва температура и давление Вселенной позволили произойти ядерному синтезу, в результате чего появились ядра нескольких легких элементов за пределами водорода («нуклеосинтез Большого взрыва»). Около 25% протонов и все ^[33] нейтроны сливаются, образуя дейтерий, изотоп водорода, а большая часть дейтерия быстро сливается, образуя гелий-4.

Атомные ядра легко расцепляются (разваливаются) выше определенной температуры, связанной с их энергией связи. Примерно через 2 минуты падение температуры означает, что дейтерий больше не расцепляется и становится стабильным, а начиная примерно с 3 минут гелий и другие элементы, образованные путем слияния дейтерия, также больше не расцепляются и становятся стабильными. ^[42]

Короткая продолжительность и падающая температура означают, что могут происходить только самые простые и быстрые процессы синтеза. Образуются только крошечные количества ядер за пределами гелия, поскольку нуклеосинтез более тяжелых элементов сложен и требует тысяч лет даже в звездах. ^[33] Образуются небольшие количества трития (другой изотоп водорода) и бериллия -7 и -8, но они нестабильны и быстро снова теряются. ^[33] Небольшое количество дейтерия остается не синтезированным из-за очень короткой продолжительности. ^[33]

Таким образом, единственными стабильными нуклидами, созданными к концу нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий (одно протонное/водородное ядро), дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7 . ^[43] По массе полученное вещество состоит примерно на 75% из ядер водорода, на 25% из ядер гелия и, возможно, на 10−10 ^по массе из лития-7. Следующими наиболее распространенными полученными стабильными изотопами являются литий-6 , бериллий-9, бор-11 , углерод , азот и кислород («CNO»), но их предсказывают в количестве от 5 до 30 частей на 1015 ^по массе, что делает их по существу необнаружимыми и незначительными. ^{[44] [45]}

Количество каждого легкого элемента в ранней Вселенной можно оценить по старым галактикам, и это является убедительным доказательством Большого взрыва. ^[33] Например, Большой взрыв должен был произвести около 1 нейтрона на каждые 7 протонов, что позволило бы 25% всех нуклонов слиться 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. ^[33] Аналогично, дейтерий сливается чрезвычайно легко; любое альтернативное объяснение должно также объяснить, как существовали условия для образования дейтерия, но также оставить часть этого дейтерия не слитой и не сразу снова слитой в гелий. ^[33] Любая альтернатива должна также объяснить пропорции различных легких элементов и их изотопов. Было обнаружено, что несколько изотопов, таких как литий-7, присутствуют в количествах, которые отличаются от теоретических, но со временем эти различия были разрешены более точными наблюдениями. ^[33]

Господство материи

47 000 лет после Большого взрыва

До сих пор крупномасштабная динамика и поведение Вселенной определялись в основном излучением, то есть теми составляющими, которые движутся релятивистски (со скоростью света или близкой к ней), такими как фотоны и нейтрино. ^[46] По мере того, как Вселенная остывает, примерно с 47 000 лет (красное смещение z  = 3600), ^[3] крупномасштабное поведение Вселенной начинает определяться материей. Это происходит потому, что плотность энергии материи начинает превышать как плотность энергии излучения, так и плотность энергии вакуума. ^[47] Около 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 эффектами давления), начинает падать, и возмущения, вместо того, чтобы быть уничтоженными свободным потоком излучения , могут начать расти по амплитуде.

Согласно модели Лямбда-CDM , на этом этапе материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. Существуют неопровержимые доказательства 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 ни одной стадии 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 давлением излучения . Это усиливает крошечные неоднородности (нерегулярности) в плотности Вселенной, которые остались после космической инфляции. Со временем немного более плотные области становятся плотнее, а немного разреженные (более пустые) области становятся еще более разреженными. Обычная материя в конечном итоге собирается быстрее, чем это было бы в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи.

Свойства темной материи, которые позволяют ей быстро коллапсировать без давления излучения, также означают, что она не может терять энергию посредством излучения. Потеря энергии необходима для того, чтобы частицы коллапсировали в плотные структуры после определенной точки. Поэтому темная материя коллапсирует в огромные, но диффузные нити и гало, а не в звезды или планеты. Обычная материя, которая может терять энергию посредством излучения, образует плотные объекты, а также газовые облака , когда она коллапсирует.

Рекомбинация, разделение фотонов и космический микроволновый фон (CMB)

9-летнее изображение космического микроволнового фонового излучения, полученное с помощью WMAP (2012 г.). ^{[48] [49]} Излучение изотропно примерно до одной части на 100 000. ^[50]

Примерно через 370 000 лет после Большого взрыва произошло два связанных события: окончание рекомбинации и расцепление фотонов . Рекомбинация описывает объединение ионизированных частиц для формирования первых нейтральных атомов, а расцепление относится к высвобождаемым («расцепляющимся») фотонам, когда вновь образованные атомы переходят в более стабильные энергетические состояния.

Непосредственно перед рекомбинацией барионная материя во Вселенной находилась при температуре, при которой она образовывала горячую ионизированную плазму. Большинство фотонов во Вселенной взаимодействовали с электронами и протонами и не могли перемещаться на значительные расстояния без взаимодействия с ионизированными частицами. В результате Вселенная была непрозрачной или «туманной». Хотя там был свет, его было невозможно увидеть, и мы не можем наблюдать этот свет через телескопы.

Начиная примерно с 18 000 лет, Вселенная остыла до точки, в которой свободные электроны могут соединяться с ядрами гелия , образуя He⁺
атомы. Затем, примерно через 100 000 лет, начинают формироваться нейтральные ядра гелия, а пик образования нейтрального водорода приходится примерно на 260 000 лет. ^[51] Этот процесс известен как рекомбинация. ^[52] Название немного неточное и дано по историческим причинам: на самом деле электроны и атомные ядра впервые объединились.

Примерно через 100 000 лет Вселенная достаточно остыла для образования гидрида гелия , первой молекулы. ^[53] В апреле 2019 года было впервые объявлено, что эта молекула была обнаружена в межзвездном пространстве, в NGC 7027 , планетарной туманности внутри этой галактики. ^[53] (Гораздо позже атомарный водород прореагировал с гидридом гелия, создав молекулярный водород, топливо, необходимое для звездообразования . ^[53] )

Прямое объединение в состоянии с низкой энергией (основное состояние) менее эффективно, поэтому эти атомы водорода обычно образуются с электронами, все еще находящимися в состоянии с высокой энергией, и после объединения электроны быстро высвобождают энергию в виде одного или нескольких фотонов при переходе в состояние с низкой энергией. Это высвобождение фотонов известно как разъединение фотонов. Некоторые из этих разъединенных фотонов захватываются другими атомами водорода, остальные остаются свободными. К концу рекомбинации большинство протонов во Вселенной образовали нейтральные атомы. Это изменение от заряженных к нейтральным частицам означает, что средняя длина свободного пробега фотонов, которые могут пройти до захвата, фактически становится бесконечной, поэтому любые разъединенные фотоны, которые не были захвачены, могут свободно перемещаться на большие расстояния (см. Рассеяние Томсона ). Вселенная стала прозрачной для видимого света , радиоволн и другого электромагнитного излучения впервые в своей истории.

Фотоны, испускаемые этими вновь образованными атомами водорода, изначально имели температуру/энергию около ~ 4000 К. Это было бы видно глазу как бледно-желтый/оранжевый оттенок или «мягкий» белый цвет. ^[54] За миллиарды лет с момента разделения, по мере расширения Вселенной, фотоны сместились в красную область спектра 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 фотоны все еще можно обнаружить как радиоволны сегодня. Они образуют космический микроволновый фон и предоставляют важные доказательства ранней Вселенной и того, как она развивалась.

Примерно в то же время, что и рекомбинация, существующие волны давления внутри электронно-барионной плазмы — известные как барионные акустические колебания — стали встроенными в распределение материи по мере ее конденсации, что привело к очень небольшому преимуществу в распределении крупномасштабных объектов. Таким образом, космический микроволновый фон — это картина Вселенной в конце этой эпохи, включая крошечные флуктуации, возникшие во время инфляции (см. 9-летнее изображение WMAP), а распространение объектов, таких как галактики, во Вселенной является показателем масштаба и размера Вселенной по мере ее развития с течением времени. ^[55]

Темные века и возникновение крупномасштабных структур

От 370 тысяч до примерно 1 миллиарда лет после Большого взрыва ^[56]

Темные века

После рекомбинации и разделения вселенная была прозрачной и достаточно остыла, чтобы свет мог проходить большие расстояния, но не было никаких светоизлучающих структур, таких как звезды и галактики. Звезды и галактики образуются, когда плотные области газа формируются из-за действия гравитации, и это занимает много времени в пределах почти однородной плотности газа и в требуемых масштабах, поэтому предполагается, что звезды не существовали в течение, возможно, сотен 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 охладилась с примерно 4000 К до примерно 60 К (с 3727 °C до примерно −213 °C), и существовало только два источника фотонов: фотоны, высвобождаемые во время рекомбинации/разделения (при образовании нейтральных атомов водорода), которые мы все еще можем обнаружить сегодня как космический микроволновый фон (CMB), и фотоны, время от времени высвобождаемые нейтральными атомами водорода, известные как 21-сантиметровая спиновая линия нейтрального водорода . Спиновая линия водорода находится в микроволновом диапазоне частот, и в течение 3 миллионов лет ^{[ необходима ссылка ]} фотоны CMB сместились в красную область из видимого света в инфракрасную ; с того времени и до первых звезд не было никаких видимых световых фотонов. За исключением, возможно, некоторых редких статистических аномалий, Вселенная была по-настоящему темной.

Первое поколение звезд, известное как звезды населения III , образовалось в течение нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва. ^[57] Эти звезды были первым источником видимого света во Вселенной после рекомбинации. Структуры могли начать появляться примерно через 150 миллионов лет, а ранние галактики появились примерно через 180–700 миллионов лет. ^{[ требуется 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 приобрела свой нынешний вид. ^{[ требуется цитата ]}

Первые звезды, появившиеся в представлении художника через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Древнейшие наблюдения звезд и галактик

В настоящее время самые старые наблюдения звезд и галактик относятся к периоду вскоре после начала реионизации , с такими галактиками, как GN-z11 ( космический телескоп Хаббл , 2016) примерно на z≈11,1 (около 400 миллионов лет космического времени). ^{[58] [59] [60] [61]} Преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба , запущенный в декабре 2021 года, предназначен для обнаружения объектов, которые в 100 раз слабее, чем Хаббл, и намного более ранних в истории Вселенной, вплоть до красного смещения z≈20 (около 180 миллионов лет космического времени ). ^{[62] [63]} Считается, что это произошло раньше, чем первые галактики, и примерно в эпоху первых звезд. ^[62]

Также ведутся наблюдения с целью обнаружения слабого спинового излучения длиной 21 см, поскольку в принципе это даже более мощный инструмент для изучения ранней Вселенной, чем космический микроволновый фон.

Появляются самые ранние структуры и звезды

Примерно через 150 миллионов — 1 миллиард лет после Большого взрыва

Сверхглубокие поля Хаббла часто демонстрируют галактики древней эпохи, которые рассказывают нам о том, как выглядела ранняя звездная эра.

На другом снимке Хаббла показана молодая галактика, формирующаяся неподалеку, что означает, что это произошло совсем недавно в космологической шкале времени. Это показывает, что формирование новых галактик во Вселенной все еще происходит.

Материя во Вселенной состоит примерно на 84,5% из холодной темной материи и на 15,5% из «обычной» материи. С начала эпохи доминирования материи темная материя постепенно собиралась в огромные разбросанные (диффузные) нити под действием гравитации. Обычная материя в конечном итоге собирается вместе быстрее, чем это было бы в противном случае, из-за наличия этих концентраций темной материи. Она также немного плотнее на регулярных расстояниях из-за ранних барионных акустических колебаний (BAO), которые стали встроенными в распределение материи, когда фотоны разделялись. В отличие от темной материи, обычная материя может терять энергию многими путями, что означает, что по мере коллапса она может терять 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 плотнее, и в этих местах она коллапсирует в облака, в основном состоящие из водорода. Из этих облаков образуются первые звезды и галактики. Там, где образовалось множество галактик, в конечном итоге возникнут скопления галактик и сверхскопления. Между ними будут образовываться большие пустоты с небольшим количеством звезд, отмечая места, где темная материя станет менее распространенной.

Точное время появления первых звезд, галактик, сверхмассивных черных дыр и квазаров, а также время начала и окончания и прогрессирование периода, известного как реионизация , все еще активно исследуются, и новые результаты периодически публикуются. По состоянию на 2019 год ^[update]: самые ранние подтвержденные галактики (например, GN-z11 ) датируются примерно 380–400 миллионами лет, что предполагает 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 окончательного окончания. Но все это все еще области активных исследований.

Формирование структур в модели Большого взрыва происходит иерархически из-за гравитационного коллапса, при этом меньшие структуры формируются раньше, чем более крупные. Самые ранние структуры, которые формируются, — это первые звезды (известные как звезды населения III), карликовые галактики и квазары (которые считаются яркими, ранними активными галактиками, содержащими сверхмассивную черную дыру, окруженную закручивающимся вовнутрь аккреционным диском газа). До этой эпохи эволюцию Вселенной можно было понять с помощью линейной космологической теории возмущений : то есть все структуры можно было понять как небольшие отклонения от идеальной однородной Вселенной. Это вычислительно относительно легко изучать. В этот момент начинают формироваться нелинейные структуры, и вычислительная задача становится намного сложнее, включая, например, моделирование N тел с миллиардами частиц. Космологическое моделирование Большого является высокоточным моделированием этой эпохи.

Эти звезды населения III также ответственны за превращение нескольких легких элементов, которые образовались в Большом взрыве (водород, гелий и небольшое количество лития), во множество более тяжелых элементов. Они могут быть как огромными, так и, возможно, маленькими — и неметаллическими (никаких элементов, кроме водорода и гелия). Более крупные звезды имеют очень короткую продолжительность жизни 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, засевая вселенную более тяжелыми элементами в течение повторяющихся поколений. Они знаменуют начало эры звездорождений.

Пока еще не найдено ни одной звезды Популяции III, поэтому их понимание основано на вычислительных моделях их формирования и эволюции. К счастью, наблюдения за космическим микроволновым фоновым излучением можно использовать для датировки того времени, когда началось серьезное звездообразование. Анализ таких наблюдений, проведенных микроволновым космическим телескопом Planck в 2016 году, пришел к выводу, что первое поколение звезд могло сформироваться примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва. ^[64]

Открытие в октябре 2010 года UDFy-38135539 , первой наблюдаемой галактики, существовавшей в последующую эпоху реионизации , дает нам окно в эти времена. Впоследствии Райчард Дж. Боуэнс из Лейденского университета и Гарт Д. Иллингворт из UC Observatories/Lick Observatory обнаружили, что галактика UDFj-39546284 была еще старше, примерно через 480 миллионов лет после Большого взрыва или примерно в середине Темных веков 13,2 миллиарда лет назад. В декабре 2012 года были обнаружены первые галактики-кандидаты, датируемые периодом до реионизации, когда было обнаружено, что галактики UDFy-38135539, EGSY8p7 и GN-z11 находятся примерно через 380–550 миллионов лет после Большого взрыва, 13,4 миллиарда лет назад и на расстоянии около 32 миллиардов световых лет (9,8 миллиардов парсеков). ^{[65] [66]}

Квазары предоставляют некоторые дополнительные свидетельства раннего формирования структуры. Их свет показывает наличие таких элементов, как углерод, магний , железо и кислород. Это свидетельствует о том, что к моменту образования квазаров уже прошла масштабная 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, испускаемое ими интенсивное излучение реионизирует большую часть окружающей Вселенной, расщепляя нейтральные атомы водорода обратно в плазму свободных электронов и протонов впервые после рекомбинации и разделения.

Реионизация подтверждается наблюдениями за квазарами. Квазары являются формой активной галактики и наиболее яркими объектами, наблюдаемыми во Вселенной. Электроны в нейтральном водороде имеют определенные закономерности поглощения ультрафиолетовых фотонов, связанные с уровнями энергии электронов и называемые серией Лаймана . Ионизированный водород не имеет уровней энергии электронов такого рода. Поэтому свет, проходящий через ионизированный водород и нейтральный водород, показывает разные линии поглощения. Ионизированный водород в межгалактической среде (особенно электроны) может рассеивать свет посредством томсоновского рассеяния , как это было до рекомбинации, но расширение Вселенной и сгущение газа в галактики привели к слишком низкой концентрации, чтобы сделать Вселенную полностью непрозрачной к моменту реионизации. Из-за огромного расстояния, пройденного светом (миллиарды световых лет), чтобы достичь Земли от структур, существующих во время реионизации, любое поглощение нейтральным водородом смещается в красную область на различные величины, а не на одну определенную величину, указывая, когда произошло поглощение тогдашнего ультрафиолетового света. Эти особенности позволяют изучать состояние ионизации в различные моменты времени в прошлом.

Реионизация началась как «пузырьки» ионизированного водорода, которые со временем становились больше, пока вся межгалактическая среда не была ионизирована, когда линии поглощения нейтральным водородом стали редкими. ^[67] Поглощение было связано с общим состоянием Вселенной (межгалактической среды), а не с прохождением через галактики или другие плотные области. ^[67] Реионизация могла начаться уже при 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 ионизированным при z = 5 или 6 (1 миллиард лет), когда исчезают провалы Ганна-Петерсона , показывающие наличие большого количества нейтрального водорода. Межгалактическая среда остается преимущественно ионизированной и по сей день, за исключением некоторых оставшихся облаков нейтрального водорода, которые вызывают появление лесов Лаймана-альфа в спектрах.

Эти наблюдения сузили период времени, в течение которого происходила реионизация, но источник фотонов, вызвавших реионизацию, все еще не полностью определен. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия больше 13,6 эВ , что соответствует ультрафиолетовым фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче, что подразумевает, что источники должны были произвести значительное количество ультрафиолета и более высокой энергии. Протоны и электроны будут рекомбинировать, если энергия не будет постоянно подаваться, чтобы удерживать их отдельно, что также накладывает ограничения на то, насколько многочисленными были источники и их долговечность. ^[68] С этими ограничениями ожидается, что квазары и звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии. ^[69] В настоящее время ведущими кандидатами, от наиболее к наименее значимым, считаются звезды населения III (самые ранние звезды) (возможно, 70%), ^{[70] [71]} карликовые галактики (очень ранние небольшие высокоэнергетические галактики) (возможно, 30%), ^[72] и вклад квазаров (класс активных галактических ядер ). ^{[68] [73] [74]}

Однако к этому времени материя стала гораздо более рассеянной из-за продолжающегося расширения Вселенной. Хотя нейтральные атомы водорода снова были ионизированы, плазма была гораздо более тонкой и диффузной, и фотоны были гораздо менее склонны рассеиваться. Несмотря на то, что она была реионизирована, Вселенная оставалась в значительной степени прозрачной во время реионизации из-за того, насколько разреженной была межгалактическая среда. Реионизация постепенно прекратилась, поскольку межгалактическая среда стала практически полностью ионизированной, хотя некоторые области нейтрального водорода все же существуют, создавая леса Лайман-альфа.

В августе 2023 года были представлены и обсуждены изображения черных дыр и связанной с ними материи в очень ранней Вселенной, полученные космическим телескопом Джеймса Уэбба . ^[75]

Галактики, скопления и сверхскопления

Компьютерное моделирование крупномасштабной структуры части Вселенной размером около 50 миллионов световых лет в поперечнике ^[76]

Материя продолжает стягиваться под действием гравитации, образуя галактики. Звезды этого периода времени, известные как звезды населения II , формируются на ранних этапах этого процесса, а более поздние звезды населения I формируются позже. Гравитационное притяжение также постепенно притягивает галактики друг к другу, образуя группы, скопления и сверхскопления . Наблюдения Hubble Ultra Deep Field выявили ряд небольших галактик, сливающихся в более крупные, 800 миллионов лет космического времени (13 миллиардов лет назад). ^[77] (В настоящее время считается, что эта оценка возраста немного завышена). ^[78]

Используя 10-метровый телескоп Keck II на Мауна-Кеа, Ричард Эллис из Калифорнийского технологического института в Пасадене и его команда обнаружили шесть галактик, формирующих звезды, на расстоянии около 13,2 миллиардов световых лет от нас, и, следовательно, созданных, когда Вселенной было всего 500 миллионов лет. ^[79] В настоящее время известно только около 10 из этих чрезвычайно ранних объектов. ^[80] Более поздние наблюдения показали, что эти возрасты 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 от нас, ^{[65] [81]} огромное расстояние, которое стало возможным благодаря расширению пространства-времени ( z  = 11,1; ^[65] сопутствующее расстояние 32 миллиарда световых лет; ^[81] время оглядывания назад 13,4 миллиарда лет ^[81] ).

Настоящее и будущее

Вселенная выглядела почти так же, как и сейчас, на протяжении многих миллиардов лет. Она будет выглядеть так же еще много миллиардов лет в будущем. Галактический диск Млечного Пути, как полагают, образовался 8,8 ± 1,7 миллиарда лет назад, но только возраст Солнца, 4,567 миллиарда лет, известен точно. ^[82]

Эпоха доминирования темной энергии

Примерно через 9,8 миллиардов лет после Большого взрыва

Начиная примерно с 9,8 миллиардов лет космического времени ^[13] крупномасштабное поведение Вселенной, как полагают, постепенно изменилось в третий раз в ее истории. Первоначально ее поведение определялось излучением (релятивистскими составляющими, такими как фотоны и нейтрино) в течение первых 47 000 лет, а начиная примерно с 370 000 лет космического времени ее поведение определялось материей. В эпоху доминирования материи расширение Вселенной начало замедляться, поскольку гравитация сдерживала первоначальное внешнее расширение. Но начиная примерно с 9,8 миллиардов лет космического времени наблюдения показывают, что расширение Вселенной медленно прекращает замедляться и вместо этого постепенно снова начинает ускоряться.

Хотя точная причина неизвестна, наблюдение признано верным сообществом космологов. На сегодняшний день наиболее общепринятым пониманием является то, что это связано с неизвестной формой энергии, которая получила название «темная энергия». ^{[83] [84]} «Темная» в этом контексте означает, что она не наблюдается напрямую, но ее существование может быть выведено путем изучения гравитационного воздействия, которое она оказывает на вселенную. Продолжаются исследования, чтобы понять эту темную энергию. В настоящее время считается, что темная энергия является единственным крупнейшим компонентом вселенной, поскольку она составляет около 68,3% всей массы-энергии физической вселенной.

Считается, что темная энергия действует как космологическая константа — скалярное поле, которое существует во всем пространстве. 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 изначально кажутся разлетающимися по мере расширения Вселенной, продолжают разлетаться, но их внешнее движение постепенно замедляется. Этот замедляющий эффект становится меньше по мере того, как Вселенная становится более разбросанной. В конце концов, внешнее и отталкивающее воздействие темной энергии начинает доминировать над внутренним притяжением гравитации. Вместо того чтобы замедлиться и, возможно, начать двигаться внутрь под влиянием гравитации, примерно с 9,8 миллиарда лет космического времени расширение пространства начинает медленно ускоряться наружу с постепенно увеличивающейся скоростью.

Далекое будущее и окончательная судьба

Прогнозируемая продолжительность жизни красного карлика на главной последовательности , построенная в зависимости от его массы относительно Солнца ^[85]

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 (то есть энергия самого «пустого» пространства ) и законы природы за пределами Стандартной модели .

Если расширение вселенной продолжится и она останется в своем нынешнем виде, в конечном итоге все, кроме ближайших галактик, будут унесены от нас расширением пространства с такой скоростью, что наблюдаемая вселенная будет ограничена нашим собственным гравитационно связанным локальным скоплением галактик . В очень долгосрочной перспективе (спустя много триллионов — тысяч миллиардов — лет космического времени) Звездная Эра закончится, поскольку звезды перестанут рождаться, и даже самые долгоживущие звезды постепенно умрут. После этого все объекты во вселенной остынут и (за возможным исключением протонов ) постепенно распадутся обратно на свои составные частицы, а затем на субатомные частицы и очень низкоуровневые фотоны и другие фундаментальные частицы посредством множества возможных процессов.

В конечном итоге, в далеком будущем были предложены следующие сценарии окончательной судьбы Вселенной:

В этом виде экстремальной временной шкалы могут также происходить чрезвычайно редкие квантовые явления , которые крайне маловероятно увидеть в масштабе времени менее триллионов лет. Они также могут привести к непредсказуемым изменениям в состоянии Вселенной, которые вряд ли будут значительными в любом меньшем масштабе времени. Например, в масштабе времени в миллионы триллионов лет черные дыры могут казаться испаряющимися почти мгновенно, необычные явления квантового туннелирования могут казаться обычными, а квантовые (или другие) явления, настолько маловероятные, что они могут происходить всего один раз в триллион лет, могут происходить много раз. ^{[ необходима цитата ]}

Смотрите также

• Возраст Вселенной  – Время, прошедшее с момента Большого взрыва.
• Космический календарь  – метод визуализации хронологии Вселенной ( возраст Вселенной, масштабированный до одного года)
• Циклическая модель  – космологические модели, включающие неопределенные, самоподдерживающиеся циклы.
• Эпоха доминирования темной энергии  – параметр расширения вселенной
• Вечный разум Дайсона  – Гипотетическая концепция в астрофизике
• Энтропия (стрела времени)  – использование второго закона термодинамики для различения прошлого и будущего.Pages displaying short descriptions of redirect targets
• Графическая шкала времени от Большого взрыва до тепловой смерти  – визуальное представление прошлого, настоящего и будущего Вселенной.
• Графическая шкала времени Большого взрыва  – логарифмическая хронология события, положившего начало Вселенной.
• Графическая хронология эры звездопада
• Проект Illustris  – Вселенные, смоделированные компьютером.
• Эпоха доминирования материи  – параметр расширения вселенной
• Эра доминирования радиации  – параметр расширения вселенной
• Хронология ранней Вселенной
• 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 левосторонних кварка x 2 состояния SU(2) x 3 состояния SU(3) и 3 левосторонних лептона x 2 состояния SU(2), 6 правосторонних кварков x 3 состояния SU(3) и 6 правосторонних лептонов, все, кроме скаляра, имеют 2 спиновых состояния

Ссылки

1. Planck Collaboration (октябрь 2016 г.). " Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры". Астрономия и астрофизика . 594 : Статья A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P. doi : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.В 2015 году Planck Collaboration опубликовала оценку 13,799 ± 0,021 млрд лет назад (доверительный интервал 68%). См. PDF: страница 32, таблица 4, возраст/Gyr, последний столбец.
2. Шомберт, Джеймс. «Рождение Вселенной». HC 441: Космология . Университет Орегона . Архивировано из оригинала 28 ноября 2018 г. Получено 20 марта 2022 г.
3. Ryden 2006, уравнение 6.41
4. Танабаши, М. 2018, стр. 358, гл. 21.4.1: «Космология Большого взрыва» (пересмотрено в сентябре 2017 г.) Кейта А. Олива и Джона А. Пикока .
5. Примечания: Javascript Cosmology Calculator Эдварда Л. Райта (последнее изменение 23 июля 2018 г.). Со значением по умолчанию  =  ${\displaystyle H_{0}}$69,6 (на основе параметров WMAP9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+H0/Riess), расчетный возраст Вселенной с красным смещением z  = 1100 согласуется с данными Олива и Пикока (около 370 000 лет).
6. Hinshaw et al. 2009. См. PDF: стр. 242, Таблица 7, Возраст при расцеплении, последний столбец. На основе параметров WMAP +BAO+SN возраст расцепления произошел376 971+3162
   −3167лет после Большого взрыва.
7. Райден 2006, стр. 194–195. «Не вдаваясь в подробности неравновесной физики, давайте ограничимся тем, что скажем, округленно, z _dec ≈ 1100, что соответствует температуре T _dec ≈ 3000 К, когда возраст Вселенной составлял t _dec ≈ 350 000 лет в эталонной модели. (...) Соответствующее время различных событий вокруг времени рекомбинации показано в таблице 9.1. (...) Обратите внимание, что все эти времена приблизительны и зависят от выбранной вами космологической модели. (Я выбрал эталонную модель при расчете этих чисел.)»
8. С. В. Пилипенко (2013–2021) «Бумажно-карандашный космологический калькулятор» arxiv:1303.5961, включая код Fortran-90, на котором основаны приведенные графики и формулы.
9. Чен, Ке-Юнг; Хегер, Александр; Вусли, Стэн ; и др. (1 сентября 2014 г.). "Парная нестабильность сверхновых очень массивных звезд населения III". The Astrophysical Journal . 792 (1): Статья 44. arXiv : 1402.5960 . Bibcode : 2014ApJ...792...44C. doi : 10.1088/0004-637X/792/1/44. S2CID  119296923.
10. Cesari, Thaddeus (9 декабря 2022 г.). «NASA's Webb Reaches New Milestone in Quest for Distant Galaxies» . Получено 14 ноября 2023 г. .
11. Кертис-Лейк, Эмма и др. (декабрь 2022 г.). «Спектроскопия четырех бедных металлами галактик за пределами красного смещения десять» (PDF) . Nature . arXiv : 2212.04568 .
12. del Peloso, Eduardo F.; da Silva, Licio; Porto de Mello, Gustavo F.; et al. (5 сентября 2005 г.). «Возраст тонкого диска Галактики по данным нуклеокосмохронологии Th/Eu – III. Расширенная выборка» (PDF) . Звездные атмосферы. Астрономия и астрофизика . 440 (3): 1153–1159. arXiv : astro-ph/0506458 . Bibcode : 2005A&A...440.1153D. doi : 10.1051/0004-6361:20053307. S2CID  16484977. Архивировано (PDF) из оригинала 2 мая 2019 г.
13. Ryden 2006, уравнение 6.33
14. Брюс, Дормини (1 февраля 2021 г.). «От начала до конца Вселенной: тайна темной энергии». Astronomy.com . Получено 27 марта 2021 г. .
15. Гиббонс, Хокинг и Сиклос 1983, стр. 171–204, «Фазовые переходы в очень ранней Вселенной» Алана Х. Гута .
16. Адамс, Фред К .; Лафлин, Грегори (1 апреля 1997 г.). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
17. "The Planck Epoch". The Universe Adventure . Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса в Беркли . 7 августа 2007 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2019 г. Получено 6 января 2020 г.
18. Ryden 2003, стр. 196
19. "Результаты и продукты данных BICEP2 за март 2014 г.". Эксперименты BICEP и Keck Array CMB . Кембридж, Массачусетс: FAS Research Computing , Гарвардский университет . 16 декабря 2014 г. [Результаты первоначально опубликованы 17 марта 2014 г.]. Архивировано из оригинала 18 марта 2014 г. Получено 6 января 2020 г.
20. Clavin, Whitney (17 марта 2014 г.). «NASA Technology Views Birth of the Universe». Jet Propulsion Laboratory . Washington, DC: NASA . Архивировано из оригинала 10 октября 2019 г. Получено 6 января 2020 г.
21. Overbye, Dennis (17 марта 2014 г.). «Космические ряби раскрывают неопровержимые улики Большого взрыва» . Космос и космос. The New York Times . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 17 марта 2014 г. Получено 6 января 2020 г.«Версия этой статьи появилась в печати 18 марта 2014 года, раздел A, страница 1 нью-йоркского издания под заголовком: Космическая рябь раскрывает неопровержимые доказательства Большого взрыва». Онлайн-версия этой статьи изначально называлась «Обнаружение волн в космосе подтверждает знаменательную теорию Большого взрыва».
22. Ade, Peter AR; et al. (BICEP2 Collaboration) (20 июня 2014 г.). "Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.
23. Woit, Peter (13 мая 2014 г.). "BICEP2 News". Not Even Wrong (блог). Нью-Йорк: Кафедра математики, Колумбийский университет . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 г. Получено 6 января 2020 г.
24. Overbye, Dennis (19 июня 2014 г.). «Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim» . Space & Cosmos. The New York Times . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 14 июля 2019 г. . Получено 20 июня 2014 г. .«Версия этой статьи опубликована в печати 20 июня 2014 года в разделе A на странице 16 нью-йоркского издания под заголовком: Астрономы отстаивают свою теорию Большого взрыва, но оставляют место для дискуссий».
25. Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снизилась». Наука и окружающая среда. BBC News . Архивировано из оригинала 20 июня 2014 г. Получено 20 июня 2014 г.
26. Ade, Peter AR; et al. (BICEP2/Keck, Planck Collaborations) (13 марта 2015 г.). "Совместный анализ массива BICEP2/Keck и данных Planck ". Physical Review Letters . 114 (10): 101301. arXiv : 1502.00612 . Bibcode : 2015PhRvL.114j1301B. doi : 10.1103/PhysRevLett.114.101301. PMID  25815919. S2CID  218078264.
27. Clavin, Whitney (30 января 2015 г.). «Гравитационные волны из ранней Вселенной остаются неуловимыми». Jet Propulsion Laboratory . Washington, DC: NASA . Архивировано из оригинала 3 мая 2019 г. Получено 6 января 2020 г.
28. Overbye, Dennis (30 января 2015 г.). «Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang» . Science. The New York Times . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 16 июля 2019 г. . Получено 31 января 2015 г. .«Версия этой статьи появилась в печати 31 января 2015 года в разделе A на странице 11 нью-йоркского издания под заголовком: Частица межзвездной пыли скрывает проблеск Большого взрыва».
29. Энквист, К. и Сиркка, Дж. (1993). Химическое равновесие в КХД-газе в ранней Вселенной. Physics Letters B, 314(3–4), 298–302.
30. D'Onofrio, Michela; Rummukainen, Kari (15 января 2016 г.). "Standard model cross-over on the grill". Physical Review D. 93 ( 2): 025003. arXiv : 1508.07161 . Bibcode : 2016PhRvD..93b5003D. doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003. S2CID  119261776.
31. Petter 2013, стр. 68
32. Морисон 2015, стр. 298
33. Karki, Ravi (май 2010 г.). "The Foreground of Big Bang Nucleosynthesis" (PDF) . The Himalayan Physics . 1 (1): 79–82. doi : 10.3126/hj.v1i0.5186 . Архивировано из оригинала 21 сентября 2018 г. . Получено 21 сентября 2018 г. .
34. Siegel, Ethan (9 сентября 2016 г.). «Обнаружены космические нейтрино, подтверждающие последнее великое предсказание Большого взрыва» (блог) . Science. Forbes . Jersey City, NJ . ISSN  0015-6914. Архивировано из оригинала 10 сентября 2016 г. Получено 7 января 2020 г.
    • Освещение оригинальной статьи: Follin, Brent; Knox, Lloyd; Millea, Marius; et al. (26 августа 2015 г.). "First Detection of the Acoustic Oscillation Phase Shift Expected from the Cosmic Neutrino Background". Physical Review Letters . 115 (9): 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode :2015PhRvL.115i1301F. doi :10.1103/PhysRevLett.115.091301. PMID  26371637. S2CID  24763212.
35. Зельдович, Яков Б .; Новиков, Игорь Д. (январь–февраль 1967). «Гипотеза ядер, запаздывающих при расширении, и горячая космологическая модель». Советская астрономия . 10 (4): 602–603. Bibcode : 1967SvA....10..602Z.
    • Перевод с: Зельдович, Яков Б. ; Новиков, Игорь Д. (июль–август 1966 г.). «Гипотеза ядер, запаздывающих при расширении, и горячая космологическая модель». Астрономический журнал . 43 (4): 758–760. Bibcode :1966АЖ....43..758З.
36. Харада, Томохиро; Ю, Чул-Мун; Хори, Казунори (15 октября 2013 г.). «Порог образования первичной черной дыры». Physical Review D. 88 ( 8): 084051. arXiv : 1309.4201 . Bibcode : 2013PhRvD..88h4051H. doi : 10.1103/PhysRevD.88.084051. S2CID  119305036.
37. Хокинг, Стивен (апрель 1971 г.). «Гравитационно коллапсированные объекты очень малой массы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 152 (1): 75–78. Bibcode : 1971MNRAS.152...75H. doi : 10.1093/mnras/152.1.75 .
38. Кауфман, Гвиневра . "Тепловая история Вселенной и ранний рост флуктуаций плотности" (PDF) (Лекция). Гархинг: Институт астрофизики Макса Планка . Архивировано (PDF) из оригинала 11 августа 2019 года . Получено 7 января 2020 года .
39. Chaisson, Eric J. (2013). «First Few Minutes». Cosmic Evolution . Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics . Архивировано из оригинала 2 июля 2019 года . Получено 7 января 2020 года .
40. "Хронология Большого взрыва". Физика Вселенной . Архивировано из оригинала 22 июля 2019 года . Получено 7 января 2020 года .
41. Райт, Эдвард Л. (26 сентября 2012 г.). «Нуклеосинтез Большого взрыва». Учебник космологии Неда Райта . Лос-Анджелес: Отделение астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 5 сентября 2019 г. Получено 21 сентября 2018 г.
42. Райден, Барбара Сью (12 марта 2003 г.). «Астрономия 162 – Лекция 44: Первые три минуты». Домашняя страница Барбары С. Райден . Колумбус, Огайо: Кафедра астрономии, Университет штата Огайо . Архивировано из оригинала 16 мая 2019 г. . Получено 21 сентября 2018 г.
43. Кусакабэ, Мотохико; Ким, К. С.; Чоун, Мён-Ки; и др. (сентябрь 2014 г.). «Пересмотренный нуклеосинтез Большого взрыва с долгоживущими отрицательно заряженными массивными частицами: обновленные показатели рекомбинации, первичный нуклеосинтез ⁹ Be и влияние новых пределов ⁶ Li». Серия приложений к астрофизическому журналу . 214 (1): Статья 5. arXiv : 1403.4156 . Bibcode : 2014ApJS..214....5K. doi : 10.1088/0067-0049/214/1/5. S2CID  118214861.
44. Кок, Ален (2017). «Первичный нуклеосинтез». Журнал физики: Серия конференций . 665 (1): Статья 012001. arXiv : 1609.06048 . Bibcode : 2016JPhCS.665a2001C. doi : 10.1088/1742-6596/665/1/012001. S2CID  250691040.Конференция: «Ядерная физика в астрофизике VI (NPA6) 19–24 мая 2013 г., Лиссабон, Португалия».
45. Кок, Ален; Узан, Жан-Филипп; Вангиони, Элизабет (октябрь 2014 г.). "Standard big bang nucleosynthesis and primordial CNO Abundances after Planck". Журнал космологии и астрочастичной физики . 2014 (10): Статья 050. arXiv : 1403.6694 . Bibcode : 2014JCAP...10..050C. doi : 10.1088/1475-7516/2014/10/050. S2CID  118781638.
46. Райден 2006
47. Зейлик и Грегори 1998, стр. 497.
48. Гэннон, Меган (21 декабря 2012 г.). «Новая „детская фотография“ Вселенной раскрыта». Space.com . Нью-Йорк: Future plc . Архивировано из оригинала 29 октября 2019 г. Получено 10 января 2020 г.
49. Беннетт, Чарльз Л .; Ларсон, Дэвин; Вайланд, Джанет Л.; и др. (октябрь 2013 г.). «Девятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона (WMAP) : окончательные карты и результаты». Серия приложений к астрофизическому журналу . 208 (2): Статья 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B. doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID  119271232.
50. Райт 2004, стр. 291
51. Сюняев, РА; Хлуба, Дж. (август 2009 г.). «Сигналы эпохи космологической рекомбинации». Astronomical Notes . 330 (7): 657–674. arXiv : 0908.0435 . doi : 10.1002/asna.200911237 .
52. Муханов 2005, стр. 120.
53. Mathewson, Samantha (18 апреля 2019 г.). «Астрономы наконец-то обнаружили первую молекулу Вселенной в далекой туманности». Space.com . New York: Future plc . Архивировано из оригинала 17 ноября 2019 г. . Получено 10 января 2020 г. .
54. "Color Temperature Chart". MediaCollege.com . Te Awamutu: Wavelength Media . Получено 21 сентября 2018 г. .
55. Амос, Джонатан (13 ноября 2012 г.). «Квазары иллюстрируют американские горки темной энергии». Наука и окружающая среда. BBC News . Лондон: BBC . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 г. Получено 11 января 2020 г.
56. Лёб, Абрахам (ноябрь 2006 г.). «Тёмные века Вселенной» (PDF) . Scientific American . Vol. 295, no. 5. pp. 46–53. doi :10.1038/scientificamerican1106-46. Архивировано (PDF) из оригинала 26 марта 2019 г. . Получено 11 января 2020 г. .
57. Эллис, Ричард . «Поиск первого света в ранней Вселенной». Домашняя страница Ричарда Эллиса . Пасадена, Калифорния: Астрономический факультет Калифорнийского технологического института . Архивировано из оригинала 12 декабря 2001 г. Получено 21 января 2007 г.
58. Шелтон, Джим (3 марта 2016 г.). «Опять побит рекорд космического расстояния». Йельский университет . Получено 4 марта 2016 г.
59. "Hubble побил рекорд космического расстояния". SpaceTelescope.org . 3 марта 2016 г. heic1604 . Получено 3 марта 2016 г.
60. Oesch, PA; Brammer, G.; van Dokkum, P.; et al. (март 2016 г.). "Замечательно яркая галактика на z=11,1, измеренная с помощью гризм-спектроскопии космического телескопа Hubble". The Astrophysical Journal . 819 (2). 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode :2016ApJ...819..129O. doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID  119262750.
61. Аткинсон, Нэнси. «Хаббл заглянул назад во времени так далеко, как только мог, и все еще не может найти первые звезды». Вселенная сегодня – через ScienceAlert.
62. "A Deeper Sky | Брайан Коберлейн". briankoberlein.com .
63. "Часто задаваемые вопросы для ученых по телескопу Уэбба/НАСА". jwst.nasa.gov .
64. «Первые звезды образовались даже позже, чем мы думали». ESA Science & Technology . Париж: Европейское космическое агентство . 31 августа 2016 г. Архивировано из оригинала 29 января 2020 г. Получено 12 января 2020 г.{{cite web}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (link)
65. "Hubble Team Breaks Cosmic Distance Record (03/03/2016) – Краткие факты" (пресс-релиз). Балтимор, Мэриленд: Научный институт космического телескопа . Офис по связям с общественностью. 3 марта 2016 г. STScI-2016-07. Архивировано из оригинала 8 марта 2016 г. Получено 13 января 2020 г.
66. 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 г. Получено 13 января 2020 г.
67. Dijkstra, Mark (22 октября 2014 г.). "Lyα Emitting Galaxies as a Probe of Reionization". Публикации Астрономического общества Австралии . 31 : e040. arXiv : 1406.7292 . Bibcode : 2014PASA...31...40D. doi : 10.1017/pasa.2014.33. S2CID  119237814.
68. Мадау, Пьеро; Хаардт, Франческо; Рис, Мартин Дж. (1 апреля 1999 г.). «Перенос излучения в комковатой Вселенной. III. Природа космологического источника ионизации». The Astrophysical Journal . 514 (2): 648–659. arXiv : astro-ph/9809058 . Bibcode : 1999ApJ...514..648M. doi : 10.1086/306975. S2CID  17932350.
69. Barkana, Rennan; Loeb, Abraham (июль 2001 г.). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной». Physics Reports . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B. doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID  119094218.
70. Гнедин, Николай Ю.; Острикер, Джеремайя П. (10 сентября 1997 г.). «Реионизация Вселенной и раннее производство металлов». The Astrophysical Journal . 486 (2): 581–598. arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G. doi : 10.1086/304548. S2CID  5758398.
71. Лу, Лимин; Сарджент, Уоллес Л.В .; Барлоу, Томас А.; и др. (13 февраля 1998 г.). «Содержание металлов в облаках Лайман-альфа с очень низкой столбчатой ​​плотностью: значение для происхождения тяжелых элементов в межгалактической среде». arXiv : astro-ph/9802189 .
72. Bouwens, Rychard J. ; Illingworth, Garth D.; Oesch, Pascal A.; et al. (10 июня 2012 г.). "Галактики с низкой светимостью могли бы повторно ионизировать Вселенную: очень крутые наклоны слабых концов функций ультрафиолетовой светимости при z ≥ 5–8 по данным наблюдений HUDF09 WFC3/IR". The Astrophysical Journal Letters . 752 (1): Статья L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode :2012ApJ...752L...5B. doi :10.1088/2041-8205/752/1/L5. S2CID  118856513.
73. Шапиро, Пол Р.; Жиру, Марк Л. (15 октября 1987 г.). «Космологические области H II и фотоионизация межгалактической среды». The Astrophysical Journal . 321 : L107–L112. Bibcode : 1987ApJ...321L.107S. doi : 10.1086/185015 .
74. Xiaohu, Fan ; Narayanan, Vijay K.; Lupton, Robert H.; et al. (декабрь 2001 г.). «Обзор квазаров z > 5,8 в обзоре неба Sloan Digital. I. Открытие трех новых квазаров и пространственная плотность светящихся квазаров на z ~ 6». The Astrophysical Journal . 122 (6): 2833–2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode :2001AJ....122.2833F. doi :10.1086/324111. S2CID  119339804.
75. Вуд, Чарли (14 августа 2023 г.). «JWST обнаруживает гигантские черные дыры по всей ранней Вселенной — Гигантские черные дыры должны были играть второстепенную роль в ранней космической истории. Но недавние наблюдения с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба обнаруживают неожиданное изобилие этих тварей». Журнал Quanta . Архивировано из оригинала 15 августа 2023 г. Получено 5 ноября 2023 г.
76. «Освещающее освещение: что освещает вселенную?» (Пресс-релиз). Лондон: Университетский колледж Лондона . UCL Media Relations. 27 августа 2014 г. Архивировано из оригинала 5 октября 2016 г. Получено 14 января 2020 г.
77. Nemiroff, Robert J. ; Bonnell, Jerry, eds. (9 марта 2004 г.). "The Hubble Ultra Deep Field". Астрономическая картинка дня . Вашингтон, округ Колумбия; Хоутон, Мичиган: NASA ; Мичиганский технологический университет . Архивировано из оригинала 7 октября 2019 г. . Получено 22 сентября 2018 г. .
78. Ландау, Элизабет (25 октября 2013 г.) [Первоначально опубликовано 23 октября 2013 г.]. «Ученые подтверждают самую далекую галактику из когда-либо существовавших». CNN . Нью-Йорк: Warner Media, LLC . Архивировано из оригинала 24 октября 2013 г. . Получено 21 сентября 2018 г. .
79. Перри, Джилл (10 июля 2007 г.). «Астрономы утверждают, что нашли самые далекие известные галактики» (пресс-релиз). Пасадена, Калифорния: Калифорнийский технологический институт . Caltech Media Relations. Архивировано из оригинала 9 марта 2019 г. . Получено 29 января 2020 г. .
    • Stark, Daniel P.; Ellis, Richard S .; Richard, Johan; et al. (1 июля 2007 г.). «Обзор Кека для гравитационно-линзированных Lyα-излучателей в диапазоне красного смещения 8,5 < z < 10,4: новые ограничения на вклад источников с низкой светимостью в космическую реионизацию». The Astrophysical Journal . 663 (1): 10–28. arXiv : astro-ph/0701279 . Bibcode :2007ApJ...663...10S. doi :10.1086/518098. S2CID  204925632.
80. «Телескоп Hobby-Eberly помогает астрономам узнать секреты одного из самых далеких объектов Вселенной». Обсерватория Макдональда . Остин, Техас: Техасский университет в Остине . 8 июля 2007 г. Архивировано из оригинала 22 сентября 2018 г. Получено 22 сентября 2018 г.
81. Drake, Nadia (3 марта 2016 г.). «Астрономы обнаружили самую далекую галактику – по крайней мере, сейчас». Нет места лучше дома. Явления – Научный салон (блог). Вашингтон, округ Колумбия: Национальное географическое общество . OCLC  850948164. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 г. Получено 15 января 2020 г.
82. Содерблом, Дэвид Р. (01.08.2010). «Возраст звезд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 (1): 581–629. arXiv : 1003.6074 . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806. ISSN  0066-4146.
83. Overbye, Dennis (20 февраля 2017 г.). «Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?» . Out There. The New York Times . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 12 ноября 2019 г. Получено 21 февраля 2017 г.«Версия этой статьи появится в печати 21 февраля 2017 года в разделе D, на странице 1 нью-йоркского издания под заголовком: «Сбежавшая Вселенная».
84. Peebles, PJE ; Ratra, Bharat (22 апреля 2003 г.). «Космологическая постоянная и темная энергия». Reviews of Modern Physics . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode :2003RvMP...75..559P. doi :10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID  118961123.
85. Адамс, Лафлин и Грейвс 2004
86. Сигел, Итан. «Нет, черные дыры никогда не поглотят Вселенную». Forbes .
87. Томсон, Уильям (июль 1852 г.). «О динамической теории тепла с численными результатами, выведенными из эквивалента тепловой единицы г-на Джоуля и наблюдений М. Реньо над паром». Лондонский, Эдинбургский и Дублинский философский журнал и научный журнал . IV (четвертая серия). §§ 1–14 . Получено 16 января 2020 г.
    • Томсон, Уильям (1857) [Прочитано 1 мая 1854 г.]. «О динамической теории тепла. Часть V. Термоэлектрические токи». Труды Королевского общества Эдинбурга . XXI . §§ 99–100 . Получено 16 января 2020 г.
88. Тернер, Майкл С. ; Вильчек, Фрэнк (12 августа 1982 г.). «Является ли наш вакуум метастабильным?» (PDF) . Nature . 298 (5875): 633–634. Bibcode :1982Natur.298..633T. doi :10.1038/298633a0. S2CID  4274444. Архивировано (PDF) из оригинала 13 декабря 2019 г. . Получено 31 октября 2015 г. .
89. Coleman, Sidney ; De Luccia, Frank (15 июня 1980 г.). "Gravitational effects on and of vacuum decay" (PDF) . Physical Review D . 21 (12): 3305–3315. Bibcode :1980PhRvD..21.3305C. doi :10.1103/PhysRevD.21.3305. OSTI  1445512. S2CID  1340683. Архивировано (PDF) из оригинала 13 декабря 2019 г. . Получено 16 января 2020 г. .
90. Стоун, Майкл (15 декабря 1976 г.). «Время жизни и распад состояний «возбужденного вакуума» теории поля, связанных с неабсолютными минимумами ее эффективного потенциала». Physical Review D. 14 ( 12): 3568–3573. Bibcode : 1976PhRvD..14.3568S. doi : 10.1103/PhysRevD.14.3568.
91. Фрэмптон, Пол Х. (22 ноября 1976 г.). «Нестабильность вакуума и скалярная масса Хиггса». Physical Review Letters . 37 (21): 1378–1380. Bibcode : 1976PhRvL..37.1378F. doi : 10.1103/PhysRevLett.37.1378.
92. Фрэмптон, Пол Х. (15 мая 1977 г.). «Последствия нестабильности вакуума в квантовой теории поля». Physical Review D. 15 ( 10): 2922–2928. Bibcode : 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 др. (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 г. . Получено 15 января 2020 г. .
• Hinshaw, G.; Weiland, JL; Hill, RS; Odegard, N.; Larson, D.; Bennett, CL; Dunkley, J.; Gold, B.; Greason, MR; Jarosik, N.; Komatsu, E.; Nolta, MR; Page, L.; Spergel, DN; Wollack, E.; Halpern, M.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Tucker, GS; Wright, EL (1 февраля 2009 г.). "Пятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона: обработка данных, карты неба и основные результаты". Серия приложений к астрофизическому журналу . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode : 2009ApJS..180..225H. doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225. hdl : 2152/43109. S2CID  3629998.
• Гиббонс, Гэри В .; Хокинг, Стивен В.; Сиклос, Стивен TC, ред. (1983). Очень ранняя Вселенная: Труды семинара Наффилда, Кембридж, 21 июня — 9 июля 1982 г. Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-25349-9. LCCN  83007330. OCLC  9488764.
• Морисон, Ян (2015). Путешествие по Вселенной: Лекции Грешема по астрономии . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . ISBN 978-1-107-07346-3. LCCN  2014016830. OCLC  910903969.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . 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. OCLC  863893991.
• Райден, Барбара Сью (2003). Введение в космологию . Сан-Франциско: Addison-Wesley . 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: Cambridge University Press . ISBN 978-1-107-15483-4. LCCN  2016040124. OCLC  1123190939.
• Tanabashi, M.; et al. ( Particle Data Group ) (2018). «Обзор физики элементарных частиц». Physical Review D. 98 ( 3): 1–708. Bibcode : 2018PhRvD..98c0001T. doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . hdl : 10044/1/68623 . PMID  10020536.
• Райт, Эдвард Л. (2004). "Теоретический обзор анизотропии космического микроволнового фона". В Freedman, Венди Л. (ред.). Измерение и моделирование Вселенной . Серия астрофизики обсерваторий Карнеги. Том 2. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . стр. 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Bibcode : 2004mmu..symp..291W. ISBN 978-0-521-75576-4. LCCN  2005277053. OCLC  937330165.
• Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Введение в астрономию и астрофизику . Saunders Golden Sunburst Series (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 на TEDxCaltech (видео). Нью-Йорк; Ванкувер, Британская Колумбия: TED Conferences LLC . Архивировано из оригинала 20 декабря 2019 г. Получено 20 января 2020 г.
• Chaisson, Eric J. (2013). «Космическая эволюция: от Большого взрыва до человечества». Кембридж, Массачусетс: Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 27 августа 2019 года . Получено 19 января 2020 года .
• «Хронология истории Вселенной». Тайны глубокого космоса . Арлингтон, Вирджиния: PBS Online . 2000. Архивировано из оригинала 1 июля 2019 года . Получено 24 марта 2005 года .
• "HubbleSite". Балтимор, Мэриленд: Офис по связям с общественностью Института космических телескопов . Архивировано из оригинала 18 января 2020 года . Получено 24 марта 2005 года .
• Krauss, Lawrence M. (спикер); Cornwell, R. Elisabeth (продюсер) (21 октября 2009 г.). «Вселенная из ничего» Лоуренса Краусса, AAI 2009 (видео). Вашингтон, округ Колумбия: Фонд Ричарда Докинза по разуму и науке . Архивировано из оригинала 21 декабря 2019 г. . Получено 3 февраля 2020 г. .
• Лукас, Том (режиссер, сценарист); Группер, Джонатан (режиссер, сценарист) (18 мая 2007 г.). Exploring Time (телевизионный документальный мини-сериал). Silver Spring, MD: Twin Cities Public Television , Red Hill Studios и NHK для The Science Channel . Получено 19 января 2020 г.
• «Однажды во Вселенной». Суиндон, Великобритания: Совет по научным и технологическим учреждениям . 26 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2019 г. Получено 20 января 2020 г.
• Овербай, Деннис (17 марта 2006 г.). «Астрономы обнаружили самые ранние признаки жестокой младенческой Вселенной» . The New York Times . Нью-Йорк. ISSN  0362-4331 . Получено 19 января 2020 г.
• Plait, Phil (14 января 2016 г.). Deep Time: Crash Course Astronomy #45 (видео). PBS Digital Studios . Архивировано из оригинала 15 января 2016 г. Получено 2 октября 2016 г.
• "Press Pass - Фотогалерея - Графика и иллюстрации". Fermilab . Батавия, Иллинойс. 1 января 2004 г. Архивировано из оригинала 27 декабря 2005 г. Получено 19 января 2020 г.(См.: «Энергетическая временная линия от Большого взрыва до наших дней» (1984) и «Плакат «История Вселенной» (1989).)
• Шульман, Эрик (1997). «История Вселенной в 200 словах или меньше». Архивировано из оригинала 24 ноября 2005 г. Получено 24 марта 2005 г.
• «Приключение во Вселенной». Беркли, Калифорния: Национальная лаборатория Лоуренса в Беркли . 2007. Архивировано из оригинала 22 июня 2019 года . Получено 21 января 2020 года .
• Райт, Эдвард Л. (24 мая 2013 г.). «Часто задаваемые вопросы по космологии». Лос-Анджелес: Отделение астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 10 декабря 2019 г. Получено 19 января 2020 г.