Эпоха электрослабого взаимодействия (electroweak era)

Электрослабая эпоха (или эпоха электрослабых взаимодействий) — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12 после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон, Z-бозон и бозон Хиггса.

Теория электрослабого взаимодействия

В 70-е гг. XX в. в естествознании произошло выдающееся событие: два фундаментальных взаимодействия из четырех физики объедини­ли в одно. Картина фундаментальных взаимодействий несколько уп­ростилась. Электромагнитное и слабое взаимодействия, казалось бы, весьма разные по своей природе, предстали как разновидности еди­ного электрослабого взаимодействия. Теория электрослабого взаи­модействия в окончательной форме была создана двумя независимо работавшими физиками — С. Вайнбергом и А. Саламом. Теория электрослабого взаимодействия решающим образом повлияла на дальнейшее развитие физики элементарных частиц в конце XX в. Главная идея в построении этой теории состояла в описании слабого взаимодействия на языке концепции калибровочного поля, в соответствии с которой ключом к пониманию природы взаимодействий служит симметрия. Одна из фундаментальных идей в физике второй половины XX в. — это убеждение, что все взаимодействия существуют лишь для того, чтобы поддерживать в природе некий набор абстрактных симметрий. Какое отношение имеет симметрия к фундаментальным взаимодействиям? Ведь, на первый взгляд, ут­верждение о существовании подобной взаимосвязи кажется весьма парадоксальным. Прежде всего о том, что понимается под симметрией. Принято считать, что предмет симметричен, если он остается неизменным после той или иной операции по его преобразованию. Так, сфера симметрична, потому что выглядит одинаково при повороте на любой угол относительно ее центра. Законы электричества симмет­ричны относительно замены положительных зарядов отрицательны­ми и наоборот. Таким образом, под симметрией понимается инвари­антность системы относительно некой операции. Существуют разные типы симметрии: геометрические, зеркаль­ные, негеометрические. Среди негеометрических есть так называе­мые калибровочные симметрии. Калибровочные симметрии носят абстрактный характер и органами чувств непосредственно не фикси­руются. Они связаны с изменением отсчета уровня, масштаба или зна­чения некоторой физической величины. Система обладает калибровоч­ной симметрией, если ее природа остается неизменной при такого рода преобразовании. Так, например, в физике работа зависит от разности высот, а не от абсолютной высоты; напряжение — от разности потен­циалов, а не от их абсолютных величин и др. Симметрии, на которых основан пересмотр понимания фундаментальных взаимодействий, именно такого рода. Калибровочные преобразования симметрии могут быть глобаль­ными и локальными. Глобальные преобразования изменяют систему в целом, во всем ее пространственно-временном объеме; в физике это выражается в том, что во всех точках пространства-времени значе­ния волновой функции подвергаются одному и тому же изменению. Локальными калибровочными преобразованиями называются пре­образования, которые изменяются от точки к точке; иначе говоря, волновая функция в каждой точке характеризуется своей особой фазой, которой соответствует определенная частица. Глобальное калибровочное преобразование теоретически можно превратить в локальное калибровочное преобразование. Для их связи и поддержания симметрии в каждой точке пространства необ­ходимы новые силовые поля — калибровочные. В природе существует ряд локальных калибровочных симметрий, и необходимо соответст­вующее число калибровочных полей для их компенсации. Так, сило­вые поля можно рассматривать как средство, с помощью которого в природе создаются присущие ей локальные калибровочные симметрии. Значение концепции калибровочной симметрии заключается в том, что благо­даря ей теоретически моделируются все четыре фундаментальных взаимодействия, встречающиеся в природе. Все их можно рассматри­вать как калибровочные поля. Простейшей калибровочной симметрией обладает электромагне­тизм. Иначе говоря, электромагнитное поле не просто определен­ный тип силового поля, существующего в природе, а проявление простейшей (совместимой с принципами специальной теории отно­сительности) калибровочной симметрии, в которой калибровочные преобразования соответствуют изменениям потенциала от точки к точке. Учение об электромагнетизме складывалось столетия на осно­ве кропотливых эмпирических исследований, но оказывается, что результаты этих исследований можно вывести чисто теоретически, основываясь на знании лишь двух симметрий — простейшей локаль­ной калибровочной симметрии и так называемой симметрии Лорен­ца — Пуанкаре специальной теории относительности. Основываясь только на существовании этих двух симметрий, не проведя ни едино­го эксперимента по электричеству и магнетизму, можно построить уравнения Максвелла, вывести все законы электромагнетизма, дока­зать существование радиоволн, возможность создания динамо-маши­ны и т.д. А применение идей локальной калибровочной инвариант­ности к преобразованиям Лоренца автоматически приводит к построению теории гравитации, сходной с ОТО. Для представления поля слабого взаимодействия как калибровочного прежде всего необходимо установить точную форму соответствующей калибровочной симметрии. Дело в том, что симметрия слабого взаимодействия гораздо сложнее, чем электромагнитного. Ведь и сам механизм слабого взаимодействия оказывается более сложным. Во-первых, при распаде нейтрона, например, в слабом взаимодействии участвуют частицы по крайней мере четырех различных типов (нейтрон, протон, электрон и нейтрино). Во-вторых, действие слабых сил приводит к изменению их природы (превращению одних частиц в другие за счет слабого взаимодействия). Напротив, электромагнитное взаимодействие не изменяет природы участвующих в нем частиц. Выяснилось, что для поддержания симметрии в описании слабого взаимодействия необходимы три новых силовых поля, в отличие от единственного электромагнитного поля. Было получено и квантовое описание этих трех полей: должны существовать три новых типа частиц — переносчиков взаимодействия, по одному для каждого поля. Все вместе они называются тяжелыми векторными бозонами со спи­ном 1 и являются переносчиками слабого взаимодействия. Частицы W+ и W- являются переносчиками двух из трех связанных со слабым взаимодействием полей. Третье поле соответствует электрически нейтральной частице-переносчику, получившей название Zº-части­цы. Существование Zº-частицы означает, что слабое взаимодействие может не сопровождаться переносом электрического заряда. В создании теории электрослабого взаимодействия ключевую роль сыграло понятие спонтанного нарушения симметрии: не всякое решение задачи обязано обладать всеми свойствами его исходного уровня. Так, частицы, совершенно разные при низких энергиях, при высоких энергиях могут оказаться на самом деле одной и той же частицей, но находящейся в разных состояниях. Таким образом, идеей спонтанного нарушения симметрии Вайнберг и Салам соеди­нили электромагнетизм и слабое взаимодействие в единой теории калибровочного поля. В теории Вайнберга — Салама представлено всего четыре поля: электромагнитное и три поля, соответствующие слабым взаимодей­ствиям. Кроме того, было введено постоянное на всем пространстве скалярное поле (так называемое поле Хиггcа), с которым частицы взаимодействуют по-разному, что и определяет различие их масс *. Первоначально W- и Z-кванты не имеют массы, но из-за нарушения симметрии некоторые частицы Хиггеа сливаются cW-и Z-частицами, наделяя их массой. В этой теории фотоны и тяжелые векторные бозоны (W± и Z°) имеют общее происхождение и тесно связаны друг с другом. Почему же электромагнитное и слабое взаимодействия обладают столь непохожими свойствами? Теория Вайнберга — Салама объясня­ет эти различия нарушением симметрии. Если бы симметрия не нару­шалась, то оба взаимодействия были бы сравнимы по величине. На­рушение симметрии влечет за собой резкое уменьшение слабого взаимодействия, поскольку оно непосредственно связано с массами W и Z-частиц. Можно сказать, что слабое взаимодействие столь мало потому, что W- и Z-частицы очень массивны. Лептоны редко сближа­ются на столь малые расстояния (r ~ 10-18 м), на которых становится возможным обмен тяжелыми векторными бозонами. Но при больших энергиях (более 100 ГэВ), когда частицы W и Z могут свободно рождаться, обмен W- и Z-бозонами осуществляется столь же легко, как и обмен фотонами (безмассовыми частицами), разница между фонтанами и бозонами стирается. В этих условиях должна существовать полная симметрия между электромагнитным и слабым взаимодействием — электрослабое взаимодействие. Наиболее убедительная экспериментальная проверка новой тео­рии заключалась в подтверждении существования гипотетических W и Z-частиц. Их открытие в 1983 г. стало возможным только с создани­ем очень мощных ускорителей новейшего типа и означало торжество теории Вайнберга — Салама. Было окончательно доказано, что электромагнитное и слабое взаимодействия в действительности были просто двумя компонентами единого электрослабого взаимо­действия. В 1979 г. Вайнбергу С., Саламу А., Глэшоу С. была присуж­дена Нобелевская премия за создание теории электрослабого взаимо­действия.

Эпоха инфляции

Примерно через 10–42 с после рождения пространства-времени во Вселенной наступила инфляционная стадия. Термин «инфляция» пришел в космологию из экономики. Как и в экономике, он обозначает быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна самой величине, то есть рост по экспоненциальному закону. Инфляционная стадия в космологии характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, при котором меняются сами законы обычной теории гравитации. Вещество становится источником не притяжения, а отталкивания. Во время этой стадии объем Вселенной за очень короткое время увеличивается на много порядков величины; в некоторых вариантах теории — даже на порядки порядков, скажем, в 10 в степени 10в степени 10 раз. В результате вся современная Вселенная оказывается в одной причинно-связанной области. Ее кинетическая энергия расширения уравнивается с ее потенциальной энергией. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которую в дальнейшем мы и наблюдаем в виде хаббловского расширения по инерции. Важная особенность эпохи инфляции состоит в том, что области Вселенной, разделенные расстоянием больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Как следствие, любой наблюдатель сможет видеть только те процессы, которые происходят внутри домена Вселенной с объемом, равным кубу размеров горизонта. Таким образом, в эпоху инфляции процессы, идущие внутри указанного домена, происходят независимо от процессов в соседних областях Вселенной. Расширение двух областей, разделенных расстоянием порядка горизонта, не приводит к проникновению одной области на «территорию» другой, к «пожиранию» одного домена другим. Расширение каждой области происходит строго внутри объема, допускаемого общей теорией относительности. Возникают неоднородности с масштабом больше размеров домена.

Исходя из свойств таких доменов, обладающих начальным радиусом, превышающим размер горизонта частиц, их можно рассматривать как отдельные вселенные. Подобно нашей Вселенной, они изотропны и однородны на больших масштабах. Совокупность всех мини-вселенных составляет так называемую «Мультиленную». Итак, нам следует различать три понятия — «Вселенная», «вселенная» и «Мультиленная». Вселенная (с заглавной буквы) — это область пространства-времени, принципиально доступная нашим наблюдениям сейчас или в будущем. Другими словами, все пространство-время, которое откроется наблюдателям с изменением размера горизонта частиц, — это и есть наша Вселенная. Точно так же определяются и другие вселенные, с той лишь разницей, что наблюдателями там являемся уже не мы. Мультиленная — это совокупность всех вселенных.

Идея инфляции оказалась на редкость плодотворной и породила множество модификаций теории. Теория инфляции была сформулирована многими способами — при сохранении условия экспоненциального расширения ранней Вселенной рассматривались различные виды потенциалов инфляционного поля.

Не все варианты этой теории удовлетворительно описывали эксперименты и наблюдения. Так, вариант теории инфляции, основанный на первой единой теории элементарных частиц (теории великого объединения), оказался неприемлемым. Однако астрономы и физики нередко предпочитают отказываться от пути, подсказанного развитием теории элементарных частиц, и предлагают свои модели, связанные только с космологией, не желая полностью отказываться от теории инфляции. Ведь эта теория, даже в простейшем своем варианте, позволила космологам объяснить неразрешимые в рамках стандартной фридмановской модели парадоксы, прежде всего — проблемы плоскостности и горизонта. Первая из них заключается в том, что геометрия Вселенной евклидова, на языке математиков — плоская. А ведь могла бы быть любая другая: сферическая, гиперболическая. В рамках теории гравитации геометрия пространства определяется плотностью материи и ее движением. Их сочетание могло бы быть любым. Почему же в нашей Вселенной оно именно такое, что мир плоский? Вторая проблема касается физических свойств материи вблизи космологического горизонта, например, температуры и плотности вещества и излучения в ранней Вселенной. Во всех направлениях на небе мы видим, что они практически одинаковы. Чтобы излучение от них добралось до нас, потребовалось почти все время жизни Вселенной, значит, между собой большинство из этих точек еще не успело обменяться информацией (например, точки, лежащие в диаметрально противоположных направлениях на небе). Как же тогда они достигли одинаковых физических условий? Обе эти проблемы (а есть и другие!) ставят в тупик стандартную космологию, но решаются в рамках инфляционной модели.

Теория инфляции активно развивается. Сейчас лучше всего соответствует наблюдательным данным теория хаотической или вечной инфляции, предложенная А. Линде. Согласно этой теории, Мультиленная считается заполненной особым видом материи — скалярным полем. Точнее говоря, это даже не «материя» в обычном понимании этого слова, а «энергия», так называемая темная энергия. Она обладает предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением (или, что то же самое, положительным натяжением). В различных частях Мультиленной происходят квантовые флуктуации этого скалярного поля, повышающие или понижающие его среднюю плотность.

Рассмотрим эволюцию одного такого домена Мультиленной с учетом растущих квантовых флуктуации скалярного поля. За время порядка параметра Хаббла ранней Мультиленной объем рассматриваемого домена вырастет в е3 ≈ 20 раз, и он окажется разделенным на 20 отдельных «субдоменов», в которых дальнейшая эволюция будет протекать уже независимо. Примерно в половине таких субдоменов знак флуктуации скалярного поля окажется равным знаку среднего изменения величины скалярного поля, и инфляция начнет уменьшаться. В оставшейся половине знак этих флуктуации окажется противоположным знаку среднего изменения, и в этих субдоменах инфляция продолжится. В следующий интервал времени порядка параметра Хаббла объем каждого субдомена, в котором инфляция продолжается, опять вырастет примерно в 20 раз. Скалярное поле примерно в 10 из них уменьшится по абсолютной величине, что в нашем рассмотрении означает прекращение инфляции, а в оставшихся 10 областях будет на прежнем уровне или даже увеличится. И так далее... В моделях с параметрами, максимально согласованными с имеющимся набором наблюдательных данных, объем Мультиленной, в котором постоянно идет инфляция, окажется больше, чем объем, в котором инфляция уже закончилась. Таким образом, этот процесс будет продолжаться вечно, порождая все больше и больше не связанных друг с другом вселенных. Наша Вселенная — одна из этой россыпи миров.

В доменах, где эпоха инфляция завершилась, возникает горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, и начинается эволюция вселенной по законам, открытым А. А. Фридманом. Горизонт частиц, или размер причинно-связанной области, быстро стремится к постоянной величине.

На стадии инфляции из квантовых флуктуации скалярного поля рождаются возмущения плотности. Квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свой размер и амплитуду и становятся космологически значимыми. Таким образом, можно сказать, что скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуации. При этом формируется спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона—Зельдовича, или масштабно-инвариантным спектром возмущений (термин «масштабно-инвариантный» означает, что соответствующая величина изменяется пропорционально росту линейных размеров расширяющейся Вселенной).

Сразу после стадии инфляции в Мультиленной могут образовываться так называемые топологические дефекты пространства — нуль-мерные монополи, одномерные струны, двумерные доменные стенки и трехмерные текстуры. Образование таких структур связано с фазовыми переходами в вакууме. Мы не будем подробно останавливаться на этой теме, отметим только, что современные теоретические модели, в частности теория суперструн, с большой уверенностью предсказывают существование космических струн как наиболее вероятных из всех топологических дефектов; образование других топологических дефектов маловероятно.

Скалярное поле обладает большой плотностью потенциальной энергии, по современным оценкам она составляет 1078 г/см3. Состояние вещества с отрицательным давлением неустойчиво, так как его уравнение содержит моды с бесконечно возрастающими амплитудами. Это состояние должно перейти в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Следовательно, инфляционная фаза развития вселенной довольно быстро кончается, после чего вся запасенная в скалярном поле потенциальная энергия выделяется при рождении частиц в виде их кинетической (тепловой) энергии. Как мы уже говорили, скалярное поле не является материей в строгом смысле слова. Это «темная энергия», характеристика самого пространства. Представим себе некоего наблюдателя, следящего за инфляцией и дальнейшей эволюцией Вселенной как бы «со стороны», в сильно замедленном масштабе времени. На самом деле такого наблюдателя быть не может — ему просто негде разместиться, ибо не существует понятия «вне Мультиленной», она сама является «всем», задает и ограничивает пространство и время. Но если бы мы все же нашли для него место, он мог бы рассказать нам много интересного. Он увидел бы, как материя вдруг появилась «из ничего», но не в сингулярной точке, а в объеме некоторого шара, до которого в процессе инфляции успела раздуться Мультиленная.

Эпоха Великого Объединения (ЭВО)

Эпоха Великого Объединения (далее по тексту — ЭВО, также эпоха суперсимметрии) — понятие, применяемое в космологии для определения второй фазы развития Вселенной. На основании космологической модели Вселенной, которая расширяется, принято считать что ЭВО началась в момент времени с ~10−43 секунд, когда плотность материи составляла 1092 г/см³, а температура — 1027 К.

Основные положения

В физической космологии, предполагая, что природу описывает ТВО, ЭВО была периодом в эволюции ранней вселенной, следующим за Планковской эпохой и предшествовавшим Инфляционной эпохе. С момента начала ЭВО квантовые эффекты слабеют и вступают в силу законы ОТО. Отделение гравитационного взаимодействия от остальных фундаментальных взаимодействий на границе эпох — Планковской и Великого объединения — привело к одному из фазовых переходов первичной материи, сопровождавшегося нарушением однородности её плотности. После отделения гравитации (первое отделение) от объединения фундаментальных взаимодействий в конце Планковской эпохи, три из четырёх взаимодействий — электромагнитное, сильное и слабое взаимодействия — все ещё оставались объединенными как электроядерное взаимодействие. В течение Эпохи Великого Объединения, такие физические характеристики как например масса, вес, аромат и цвет были бессмысленны.

Считается что во время ЭВО температура Вселенной была сопоставима с характерными температурными градиентами теории объединения. Если энергию великого объединения принять 1015 ГэВ, это будет соответствовать температурам выше 1027 K.


Принято считать что ЭВО закончилась приблизительно в 10−34 секунд с момента Большого Взрыва, когда плотность материи составляла 1074 г/см³, а температура 1027 K, что соответствует энергии 1014 ГэВ — в этот момент времени от первичного взаимодействия отделяется сильное ядерное взаимодействие, которое начинает играть принципиальную роль в создавшихся условиях. Это отделение привело к следующему фазовому переходу и, как следствие, масштабному расширению Вселенной — Инфляционное расширение Вселенной и значительные изменения плотности вещества и его распределения во Вселенной.

Tелескоп Xаббл

24 апреля 1990 года космический шаттл "Дискавери" вывел на орбиту телескоп "Хаббл"

Космический телескоп «Хаббл» — автоматическая обсерватория на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект НАСА и Европейского космического агентства; он входит в число Больших обсерваторий НАСА. Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном диапазоне. Благодаря отсутствию влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле. 

Космичecкий телeскoп Хаббл, возможно, самый значимый для современных астрономов и физикoв инструмент познaния Bселенной. Pасположенный на орбите чуть выше земной атмосферы, кoтoрая нe дает нам в полной мере наблюдать за космосом с повeрхнocти, Хаббл делaет потрясающие снимки тех частей Вcеленной, которые ранее были нам недоступны.

С егo пoмощью ученые смогли прoверить и пoдтвeрдить свои теории o темной материи, квазaрах, черныx дыраx и возpасте нaшей Вселенной. То, чтo астрономы дo этoгo, пытались разглядеть чepез толстый слой aтмoсферныx препятствий, сталo чeтким и ясным благодаря Хабблу.

Переоценить научную важность "Хаббла" очень трудно.
До запуска обсерватории астрономы не знали, сколько лет существует Вселенная: 10 или 20 млрд.
"Хаббл", исследовав звезды, которые пульсируют, сузил поле неопределенности, и сейчас мы знаем этот возраст довольно точно: 13,8 млрд лет.
Обсерватория сыграла роль в открытии ускоренного расширения космоса и получила надежные данные о существовании супермассивных черных дыр в центрах галактик. И это только несколько из огромного массива открытий.
Сейчас некоторые из наземных телескопов восьмиметрового класса могут сравниться, а то и превысить возможности "Хаббла" в некоторых исследовательских областях.

Они впервые начали использовать так называемую адаптивную оптику, которая позволяет компенсировать искажения света, созданные турбулентной атмосферой Земли. Перед "Хабблом" такая проблема никогда не стояла.

Но "Хаббл" нет равных в том, чтобы заглянуть вглубь, далеко сквозь пространство, а следовательно и сквозь время, и увидеть первые объекты, сформировавшиеся во Вселенной.
Несомненно, одними из самых больших достижений телескопа являются его наблюдения, известные как "Глубокое поле" (Deep Field). Во время этих наблюдений телескоп всматривается в конкретный кусочек казалось бы темного неба, чтобы впоследствии там проявилось изображение тысяч невероятно далеких и блеклых галактик.
Сейчас, когда идет очередной виток "Глубокого поля", больше всего времени телескоп проводит именно за этим занятием.
Проект, который называется "Пограничные поля" (Frontier Fields), заключается в том, что "Хаббл" всматривается в шесть огромных галактических кластеров.
Он использует их гравитацию как своего рода увеличительное стекло, чтобы увидеть, что лежит за ними, еще дальше.
Дженнифер Лотц, возглавляющая проект Frontier Fields в Институте космического телескопа, объясняет: "Они работают как природные телескопы, увеличивая и растягивая свет из отдаленных галактик, лежащих за кластерами. Таким образом, сочетая возможности "Хаббла" заглядывать слишком глубоко в космос с этими природными телескопами, мы действительно можем посмотреть гораздо глубже во Вселенную, чем нам бы это удавалось без этих кластеров, лежащих на пути".
Работая таким образом, в настоящее время "Хаббл" исследует объекты, яркость которых в 10-15 раз меньше того, что удавалось увидеть раньше.
Цель этого - заглянуть подальше назад в прошлое, чтобы увидеть формирование первых звезд и галактик, всего через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва.
А дальше эту эстафету осторожно подхватит его преемник - значительно больший космический телескоп "Джеймс Уэбб", который планируют запустить в 2018 году.

"Джеймс Уэбб" разработан специально для изучения этой ранней эпохи. И те задачи, на которые "Хаббл" тратит целые дни, новая обсерватория сможет выполнить за считанные часы.

Предлагаем сейчас вам увидеть лучшие снимки с этого уникального телескопа за последние несколько лет.

На фото: Галактика Андромеды – это самая близкая к нашему Млечному Пути из гигантских галактик. Скорее всего наша Галактика выглядит примерно так же, как галактика Андромеды. Эти две галактики доминируют в Местной группе галактик.

Сотни миллиардов звезд, составляющих галактику Андромеды, вместе дают видимое диффузное свечение. Отдельные звезды на изображении являются в действительности звездами нашей Галактики, расположенными гораздо ближе удаленного объекта. Галактику Андромеды часто называют M31, так как это 31-й объект в каталоге диффузных небесных объектов Шарля Мессье.

В центре области звездообразования “Золотой Рыбы” находится гигантское скопление самых больших, горячих и массивных среди всех известных нам звезд. Эти звезды образуют скопление R136, запечатленное на этом изображении.

NGC 253. Блестящая NGC 253 является одной из самых ярких спиральных галактик, которые мы видим, и в то же время одной из самых запыленных. Некоторые называют ее “галактика Серебрянный доллар”, потому что в небольшой телескоп она имеет соответствующую форму. Другие называют ее просто “галактика в Скульпторе”, потому что она находится в пределах южного созвездия Скульптор. Эта пылевая галактика находится на расстоянии 10 миллионов световых лет от нас.

Галактика M83 одна из самых близких к нам спиральных галактик. С расстояния, которое нас с ней разделяет, равного 15 миллионам световых лет, она выглядит совершенно обычной. Однако, если посмотреть поподробнее на центр M83 с помощью самых больших телескопов, эта область предстанет перед нами бурным и шумным местом.

Группа галактик – квинтет Стефана. Однако только четыре галактики из группы, расположенные в трехстах миллионах световых лет от нас, участвуют в космическом танце, то сближаясь, то удаляясь друг от друга. Четыре взаимодействующие галактики – NGC 7319, NGC 7318A, NGC 7318B и NGC 7317 – имеют желтоватую окраску и искривленные петли и хвосты, форма которых обусловлена влиянием разрушительных приливных гравитационных сил. Голубоватая галактика NGC 7320, расположенная на картинке вверху слева, находится гораздо ближе остальных, всего в 40 миллионах световых лет от нас.

Гигантское скопление звёзд искажает и расщепляет изображение галактики. Многие из них – это изображения одной-единственной необычной, похожей на бусы, голубой кольцеобразной галактики, которая волей случая оказалась расположена за гигантским скоплением галактик. Согласно последним исследованиям, всего на картинке можно обнаружить не менее 330 изображений отдельных далеких галактик. Эта великолепная фотография скопления галактик CL0024+1654 была получена в ноябре 2004 года.

Спиральная галактика NGC 3521 находится на расстоянии всего лишь 35 миллионов световых лет от нас в направлении на созвездие Льва. Она обладает такими особенностями, как рваные спиральные рукава неправильной формы, украшенные пылью, розоватые области звездообразования и скопления молодых голубоватых звёзд.

Спиральная галактика M33 – средняя по размерам галактика из Местной группы. M33 называется также галактикой в Треугольнике по имени созвездия, в котором она находится. M33 недалеко от Млечного Пути, ее угловые размеры более чем в два раза превышают размеры полной Луны, т.е. она прекрасно видна в хороший бинокль.

Туманность Лагуна. В яркой туманности Лагуна находится множество различных астрономических объектов. К особенно интересным объектам относятся яркое рассеянное звездное скопление и несколько активных областей звездообразования. При визуальном наблюдении свет от скопления теряется на фоне общего красного свечения, вызываемого излучением водорода, в то время как темные волокна возникают из-за поглощения света плотными слоями пыли.

Туманность Кошачий глаз (NGC 6543) – это одна из самых известных планетарных туманностей на небе.

Небольшое созвездие Хамелеона расположено вблизи южного полюса Мира. Картинка раскрывает удивительные черты скромного созвездия, в котором обнаруживаются множество пылевых туманностей и разноцветных звезд. По полю разбросаны голубые отражательные туманности.

Тёмная пылевая туманность Конская голова и светящаяся Туманность Ориона контрастируют на небе. Они находятся на расстоянии 1500 световых лет от нас в направлении самого узнаваемого небесного созвездия. Знакомая всем туманность Конская голова — это маленькое тёмное облачко в форме головы лошади, вырисовывающееся на фоне красного светящегося газа в левом нижнем углу картинки.

Крабовидная туманность. Эта путаница осталась после взрыва звезды. Крабовидная туманность является результатом взрыва сверхновой, который наблюдали в 1054 году нашей эры. В самом центре туманности находится пульсар — нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца, которая умещается в области размером с небольшой городок.

Это мираж от гравитационной линзы. Изображённая на этой фотографии яркая красная галактика (LRG) исказила своей гравитацией свет от более удалённой голубой галактики. Чаще всего подобное искажение света приводит к появлению двух изображений далёкой галактики, однако в случае очень точного наложения галактики и гравитационной линзы изображения сливаются в подкову — почти замкнутое кольцо. Этот эффект был предсказан Альбертом Эйнштейном ещё 70 лет назад.

Звезда V838 Mon. По неизвестным причинам в январе 2002 года внешняя оболочка звезды V838 Mon внезапно расширилась, сделав эту звезду самой яркой во всём Млечном Пути. Затем она вновь стала слабой, также внезапно. Астрономы ранее никогда не наблюдали подобных звёздных вспышек.

Туманность “Кольцо”. Она действительно похожа на кольцо на небе. Поэтому еще сотни лет назад астрономы назвали эту туманность согласно ее необычной форме. Туманность “Кольцо” также имеет обозначения M57 и NGC 6720.

Столб и джеты в туманности Киля. Этот космический газопылевой столб составляет в ширину два световых года. Структура находится в одной из самых крупных областей звездообразования нашей Галактики. Туманность Киля видна на южном небе и удалена от нас на 7500 световых лет.

Трехраздельная туманность. Прекрасная разноцветная Трехраздельная туманность позволяет исследовать космические контрасты. Известная также как M20, она находится на расстоянии около 5 тысяч световых лет в богатом туманностями созвездии Стрельца. Размер туманности – около 40 световых лет.

Известная как NGC 5194, эта большая галактика с хорошо развитой спиральной структурой, возможно, была первой обнаруженной спиральной туманностью. Хорошо видно, что ее спиральные рукава и пылевые полосы проходят перед галактикой-спутником – NGC 5195 (слева). Эта пара находится на расстоянии около 31 миллиона световых лет и официально принадлежит маленькому созвездию Гончих Псов.

Центавр А. Фантастическая куча молодых голубых звёздных скоплений, гигантские светящиеся газовые облака и тёмные пылевые прожилки окружают центральную область активной галактики Центавр А.

Туманность Бабочка. Ярким скоплениям и туманностям на ночном небе планеты Земля часто дают имена по названиям цветов или насекомых, и туманность NGC 6302 не является исключением. Центральная звезда этой планетарной туманности исключительно горячая: температура ее поверхности составляет около 250 тысяч градусов Цельсия.

Изображение сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1994 году на окраине спиральной галактики.

Галактика Сомбреро. Вид галактики M104 напоминает шляпу, поэтому ее и назвали галактикой Сомбреро. На картинке видны отчетливые темные полосы пыли и яркое гало из звезд и шаровых скоплений. Причины, по которым галактика Сомбреро похожа на шляпу – необычно большой центральный звездный балдж и плотные темные полосы пыли, находящиеся в диске галактики, который мы видим почти с ребра.

M17: вид крупным планом. Сформированные звездными ветрами и излучением, эти фантастические, похожие на волны образования находятся в туманности M17 (Туманность Омега). Туманность Омега находится в богатом туманностями созвездии Стрельца и удалена на расстояние 5500 световых лет. Клочковатые сгущения плотного и холодного газа и пыли освещены излучением звезд, находящихся на изображении вверху справа, в будущем они могут стать местами звездообразования.

Что освещает туманность IRAS 05437+2502? Точного ответа нет. Особенно загадочным представляется яркая дуга в форме перевернутой буквы V, которая очерчивает верхний край похожих на горы облаков межзвездной пыли, находящихся около центра картинки.

Планковская эпоха

Макс Планк

Планковская эпоха - начальный период эволюции Вселенной по теории Большого взрыва, который продолжался примерно до 10 -43 с (порядка времени Планка). 

Считается, что в этот период силы гравитации во Вселенной с высокой плотностью и температурой не уступали по величине другим типам фундаментальных взаимодействий. Следующий после планковской эпохи отрезок получил название эпохи великого объединения. 
Физики мало что могут сказать о состоянии материи в планковсковскую эпоху, поскольку теории, которая объединяла бы квантовую теорию поля и теорию гравитации, до сих пор не построена. Без учета квантовых эффектов Вселенная должна бы была развиваться из сингулярности - состояния с бесконечно большой плотностью материи.

Эволюция Вселенной и реликтовое излучение

Принятая на сегодня Стандартная Космологическая Модель строения и эволюции Вселенной основана на общей теории относительности А.Эйнштейна. В этой модели постулируется, что наша Вселенная родилась во время изначального, так называемого Большого Взрыва. Около 13 млрд лет тому назад Вселенная представляла собой сгусток энергии, сконцентрированный в одной исходной точке, теоретический размер которой равен нулю. Другие физические величины, такие как температура, давление, плотность энергии и т.д., в этой точке должны быть бесконечно большими. Такая ситуация называется сингулярностью, и, чтобы хоть немного отступить от нулевого «момента неопределенности», модельное описание взрывоподобного рождения Вселенной начинают с некоторого минимального момента времени после взрыва. Его называют временем Планка — именно М. Планк предложил для него «конструкцию» из скорости света с, постоянной Планка ћ, гравитационной постоянной G:

tpl = (Gћ/c5)1/2 ≈ 5,4 * 10-44 с.

В момент времени Планка tpl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон. Ее температура Т= 1032 К пока настолько высока, что весь мир еще абсолютно симметричен, все известные основные взаимодействия (гравитационное, сильное, слабое и электромагнитное) еще слиты в единую силу, и ни одна из частиц еще не имеет массы. Вселенная представляет собой идеальный газ безмассовых (т.е. виртуальных, еще не материализовавшихся) частиц со средней энергией Е = kT = 1028 эВ в состоянии термодинамического равновесия.

Чуть позже планковского времени произошло первое нарушение всеобщей симметрии, и первоначальная сила разделилась на гравитацию (за нее отвечает частица гравитино) и остальные три взаимодействия, которые пока связаны вместе.

Когда с момента Большого Взрыва прошли примерно 10-36 с и тепловая энергия снизилась до значения 1024 эВ при размерах Вселенной порядка 10 см, симметрия нарушилась и первые из частиц – Х- и Y-бозоны - приобрели массы. Но практически сразу они распадались на кварки (будущий «материал» для протонов и нейтронов) и лептоны (частицы, участвующие в слабом взаимодействии, - нейтрино, электроны, мюоны, тау, и их античастицы) и таким образом первыми «выпали» из термодинамического равновесия. Итак, на этом этапе сильные (ядерные) взаимодействия заработали отдельно от еще неразделенных электрослабых (электромагнитных и слабых) взаимодействий.

В период 10-36 - 10-10 с Вселенная состояла из смеси пока безмассовых кварков и лептонов, а также фотонов, возникших при взаимной аннигиляции электронов и позитронов, следующего (более легкого) поколения Z- и W-бозонов, ответственных за слабое взаимодействие, и других гипотетических (суперсимметричных) частиц, например нейтралино. В это время все частицы, включая нейтрино, находились в почти полном равновесии между собой, т.е. рождение частиц балансировалось их аннигиляцией. Вселенная тогда, как и в настоящее время, содержала намного больше фотонов, чем кварков.

Через 10-10 с Вселенная остыла до температуры 1015 К и достигла уже более внушительного размера - около миллиарда километров. В этот момент произошло спонтанное нарушение еще одной симметрии, объединявшей слабые и электромагнитные взаимодействия. Теперь все четыре основные взаимодействия стали самостоятельными, безмассовые ранее частицы приобрели свои массы покоя, а из состояния термодинамического равновесия вышли промежуточные бозоны.

После 10-6 с, когда средняя энергия упала до 109 эВ (Т = 1013 К, размер Вселенной порядка 1011 км), из кварков начали формироваться мезоны, затем стабильные протоны и относительно стабильные нейтроны. Протоны и нейтроны носят общее название – барионы, поэтому обычную (состоящую из атомов и молекул) материю называют барионной, чтобы отличать ее от небарионной (состоящей из других имеющих массу частиц) материи. При снижении средней энергии до 3 * 108 эВ должны были приобрести массы гипотетические частицы аксионы, которые могут составлять некоторую часть небарионной материи, а для образования новых барионов уже не хватало энергии, и они начали превращаться в фотоны за счет аннигиляции со своими античастицами. Наш будущий материальный мир спасло то, что число частиц несколько превышало число античастиц и аннигиляция не могла быть полной. Этот небольшой излишек «выживших» барионов и есть вся барионная материя сегодняшней Вселенной. Родившиеся в результате фотоны к настоящему времени остыли до температуры 2.7 К и присутствуют во Вселенной в виде космического микроволнового фона или, другими словами, - реликтового излучения, впервые зарегистрированного в 1964 г. Из сравнения их числа с количеством барионов в современной Вселенной следует, что после аннигиляции осталась только одна миллиардная часть от первоначальных барионов.

Примерно через 1 с после Большого Взрыва ( Т = 1010 К, размер Вселенной увеличился до 1014 км, или 10 световых лет) плотность частиц снизилась до такого значения (≈100000 г/см3), при котором взаимодействия с участием нейтрино становятся настолько редкими, что они не могут больше находиться в термодинамическом равновесии с другими частицами. Эти нейтрино начинают жить своей независимой жизнью, свободно двигаясь по Вселенной (нейтринное реликтовое излучение). Если нейтрино имеет нулевую массу покоя, то такое излучение должно иметь температуру всего 2 К, а при ненулевой массе нейтрино, скажем порядка 10 эВ (≈2*10-33 г), их температура будет выше абсолютного нуля всего на несколько тысячных градуса. По этой причине, а также из-за очень малой вероятности взаимодействия нейтрино с веществом, нейтринное реликтовое излучение до сих пор не зарегистрировано.

Еще через несколько секунд, при энергиях ниже миллиона эВ, перестали образовываться электроны и позитроны. Те же, что уже были, почти полностью уничтожились за счет аннигиляции, оставив в «живых» ровно столько электронов, сколько до этого сохранилось протонов, - чтобы сбалансировать их положительный электрический заряд и оставить Вселенную (как и в самом исходном состоянии) электрически нейтральной.

Через 100 с после Большого Взрыва ( Т = 109 К, и размеры Вселенной достигли сотен световых лет) протоны и нейтроны начали сливаться в легчайшие ядра водорода Н, дейтерия D, гелия 3Не, 4Не и лития 7Li (более тяжелые ядра не могли тогда образоваться из-за отсутствия стабильных ядер с массовыми числами 5 и 8). Кроме водорода, в основном появлялись ядра 4Не, который с тех пор составляет около 1/4 барионной массы Вселенной; оставшиеся невостребованными лишние нейтроны распались в течение нескольких последующих часов и исчезли со сцены. Этот процесс называется первичным нуклеосинтезом, а относительная распространенность в космосе легчайших ядер, которая с достаточно высокой точностью измеряется сегодня, служит хорошим тестом для проверки модели Большого Взрыва.

И только спустя 300 000 лет, когда температура упала до 10 000 К и диаметр Вселенной достиг размеров десятков миллионов световых лет (1020 км), ядра стали окружаться электронными оболочками и возникли первые легкие атомы водорода и гелия. Поскольку средняя энергия к тому времени снизилась до нескольких эВ, энергии фотонов уже не хватало для разрушения атомов, и излучение в виде фотонов отделилось от материи, продолжая остывать (именно отсюда отсчитывает свою историю реликтовое излучение). До этого «пробег» фотонов из-за интенсивного взаимодействия с другими частицами, а затем и атомами, был настолько мал, что фотоны были буквально «привязаны» к материи, и Вселенная, если бы на нее кто-то мог взглянуть со стороны, не светилась, т.е. была невидимой. Теперь же Вселенная стала прозрачной, или видимой.

Когда температура снизилась до 3000 К, гравитационное притяжение между молекулами начало превосходить их взаимное отталкивание за счет теплового движения. Гравитация, действуя на случайные флуктуации плотности в пространственном распределении молекул (в основном водорода и гелия), стала стягивать материю, формируя первоначальные крупномасштабные структуры и группирования - протогалактики, на основе которых позднее (через сотни миллионов лет после Взрыва при температуре в сотни К) стали образовываться звезды и звездные скопления - галактики. Изначальные флуктуации плотности сейчас можно детектировать в виде очень небольшой анизотропии (неоднородности) в наблюдаемом угловом распределении реликтового излучения.

Первые звезды состояли практически только из водорода и гелия в виде горячей плазмы с температурой в центральной части, достаточной для протекания термоядерных реакций, в результате которых образовывались более тяжелые элементы - вплоть до железа. Химические элементы тяжелее железа рождались в результате взрыва сверхновых звезд. Чем больше масса звезды, тем меньше она живет. По мере «выгорания» термоядерного топлива в достаточно массивной звезде (более десяти солнечных масс) силы гравитационного притяжения приводят к схлопыванию звезды - гравитационному коллапсу, когда внешняя часть звезды с огромной скоростью начинает сжиматься в направлении к центру. В результате такого взрыва образуются новые, более компактные объекты в виде нейтронных звезд или черных дыр и выделяется колоссальная энергия, большую часть которой уносят нейтрино. В космическое пространство, как дым после взрыва бомбы, с огромной скоростью разлетается газообразное облако остатков прежней звезды, привнося в космос новые химические элементы. Именно отсюда более поздние звездные образования, включая наше Солнце, как и планеты Солнечной системы, получают полный набор элементов таблицы Менделеева.

Космологическая сингулярность

Св.Августин утверждал, что время — это свойство вселенной, которое появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса не существует, Георгий Гамов предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва. Такое состояние часто называется нулевой точкой или космологической сингулярностью.

Космологи́ческая сингуля́рность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) Альберта Эйнштейна и некоторыми другими теориями гравитации.

Возникновение этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения ОТО, описывающего динамику расширения Вселенной, было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом. Также он писал:

«Результаты наших наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики».

Например, не могут быть одновременно бесконечными плотность и температура, т. к. при бесконечной плотности мера хаоса стремится к нулю, что не может совмещаться с бесконечной температурой. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьёзных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после Большого Взрыва, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.

Попытки решения проблемы существования этой сингулярности идут в нескольких направлениях: во-первых, считается, что квантовая гравитация даст описание динамики гравитационного поля, свободного от сингулярностей, во-вторых, есть мнение, что учёт квантовых эффектов в негравитационных полях может нарушить условие энергодоминантности, на котором базируется доказательство Хокинга, в-третьих, предлагаются такие модифицированные теории гравитации, в которых сингулярность не возникает, так как предельно сжатое вещество начинает расталкиваться гравитационными силами (так называемое гравитационное отталкивание), а не притягиваться друг к другу.