Космологические модели

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8

Космологические модели — модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.
Содержание

[убрать (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#)]


1 Современное представление о жизни Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A1.D0.BE.D0.B2.D1. 80.D0.B5.D0.BC.D0.B5.D0.BD.D0.BD.D0.BE.D0.B5_.D0.B F.D1.80.D0.B5.D0.B4.D1.81.D1.82.D0.B0.D0.B2.D0.BB. D0.B5.D0.BD.D0.B8.D0.B5_.D0.BE_.D0.B6.D0.B8.D0.B7. D0.BD.D0.B8_.D0.92.D1.81.D0.B5.D0.BB.D0.B5.D0.BD.D 0.BD.D0.BE.D0.B9)

1.1 Ранняя Вселенная (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A0.D0.B0.D0.BD.D0. BD.D1.8F.D1.8F_.D0.92.D1.81.D0.B5.D0.BB.D0.B5.D0.B D.D0.BD.D0.B0.D1.8F)

1.1.1 Космологическая сингулярность (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.9A.D0.BE.D1.81.D0. BC.D0.BE.D0.BB.D0.BE.D0.B3.D0.B8.D1.87.D0.B5.D1.81 .D0.BA.D0.B0.D1.8F_.D1.81.D0.B8.D0.BD.D0.B3.D1.83. D0.BB.D1.8F.D1.80.D0.BD.D0.BE.D1.81.D1.82.D1.8C)
1.1.2 Планковская эпоха (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.9F.D0.BB.D0.B0.D0. BD.D0.BA.D0.BE.D0.B2.D1.81.D0.BA.D0.B0.D1.8F_.D1.8 D.D0.BF.D0.BE.D1.85.D0.B0)
1.1.3 Эпоха великого объединения (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.B2.D0.B5.D0.BB.D0.B8.D0.BA.D0.BE.D0.B 3.D0.BE_.D0.BE.D0.B1.D1.8A.D0.B5.D0.B4.D0.B8.D0.BD .D0.B5.D0.BD.D0.B8.D1.8F)
1.1.4 Эпоха раздувания (инфляции) (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D1.80.D0.B0.D0.B7.D0.B4.D1.83.D0.B2.D0.B 0.D0.BD.D0.B8.D1.8F_.28.D0.B8.D0.BD.D1.84.D0.BB.D1 .8F.D1.86.D0.B8.D0.B8.29)
1.1.5 Эпоха электрослабых взаимодействий (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D1.8D.D0.BB.D0.B5.D0.BA.D1.82.D1.80.D0.B E.D1.81.D0.BB.D0.B0.D0.B1.D1.8B.D1.85_.D0.B2.D0.B7 .D0.B0.D0.B8.D0.BC.D0.BE.D0.B4.D0.B5.D0.B9.D1.81.D 1.82.D0.B2.D0.B8.D0.B9)
1.1.6 Эпоха кварков (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.BA.D0.B2.D0.B0.D1.80.D0.BA.D0.BE.D0.B 2)
1.1.7 Эпоха адронов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.B0.D0.B4.D1.80.D0.BE.D0.BD.D0.BE.D0.B 2)
1.1.8 Эпоха лептонов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.BB.D0.B5.D0.BF.D1.82.D0.BE.D0.BD.D0.B E.D0.B2)
1.1.9 Эпоха нуклеосинтеза (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.BD.D1.83.D0.BA.D0.BB.D0.B5.D0.BE.D1.8 1.D0.B8.D0.BD.D1.82.D0.B5.D0.B7.D0.B0)
1.1.10 Эпоха первичной рекомбинации (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.AD.D0.BF.D0.BE.D1. 85.D0.B0_.D0.BF.D0.B5.D1.80.D0.B2.D0.B8.D1.87.D0.B D.D0.BE.D0.B9_.D1.80.D0.B5.D0.BA.D0.BE.D0.BC.D0.B1 .D0.B8.D0.BD.D0.B0.D1.86.D0.B8.D0.B8)


1.2 Образование первых структур (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.9E.D0.B1.D1.80.D0. B0.D0.B7.D0.BE.D0.B2.D0.B0.D0.BD.D0.B8.D0.B5_.D0.B F.D0.B5.D1.80.D0.B2.D1.8B.D1.85_.D1.81.D1.82.D1.80 .D1.83.D0.BA.D1.82.D1.83.D1.80)
1.3 Образование солнечной системы (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.9E.D0.B1.D1.80.D0. B0.D0.B7.D0.BE.D0.B2.D0.B0.D0.BD.D0.B8.D0.B5_.D1.8 1.D0.BE.D0.BB.D0.BD.D0.B5.D1.87.D0.BD.D0.BE.D0.B9_ .D1.81.D0.B8.D1.81.D1.82.D0.B5.D0.BC.D1.8B)
1.4 Сегодняшний день (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A1.D0.B5.D0.B3.D0. BE.D0.B4.D0.BD.D1.8F.D1.88.D0.BD.D0.B8.D0.B9_.D0.B 4.D0.B5.D0.BD.D1.8C)


2 Возможное будущее Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.92.D0.BE.D0.B7.D0. BC.D0.BE.D0.B6.D0.BD.D0.BE.D0.B5_.D0.B1.D1.83.D0.B 4.D1.83.D1.89.D0.B5.D0.B5_.D0.92.D1.81.D0.B5.D0.BB .D0.B5.D0.BD.D0.BD.D0.BE.D0.B9)
3 Фридмановские модели (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A4.D1.80.D0.B8.D0. B4.D0.BC.D0.B0.D0.BD.D0.BE.D0.B2.D1.81.D0.BA.D0.B8 .D0.B5_.D0.BC.D0.BE.D0.B4.D0.B5.D0.BB.D0.B8)
4 См. также (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A1.D0.BC._.D1.82.D 0.B0.D0.BA.D0.B6.D0.B5)
5 Примечания (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.9F.D1.80.D0.B8.D0. BC.D0.B5.D1.87.D0.B0.D0.BD.D0.B8.D1.8F)
6 Ссылки (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#.D0.A1.D1.81.D1.8B.D0. BB.D0.BA.D0.B8)

[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=1)] Современное представление о жизни Вселенной

[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=2)] Ранняя Вселенная

[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=3)] Космологическая сингулярность (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B0%D1%8F_%D1%81%D0 %B8%D0%BD%D0%B3%D1%83%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%BD%D0%B E%D1%81%D1%82%D1%8C)

Св. Августин (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D0%B2%D0%B3%D1%83%D1%81%D1%82%D0%B8%D0%BD_% D0%91%D0%BB%D0%B0%D0%B6%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8B%D0 %B9) утверждал, что время (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%80%D0%B5%D0%BC%D1%8F) — это свойство вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D 1%8F), которое появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%B0%D1%80%D0%B0%D0%B4%D0%BE%D0%BA%D1%81) не существует, Георгий Гамов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%BC%D0%BE%D0%B2,_%D0%93%D0%B5%D0%BE %D1%80%D0%B3%D0%B8%D0%B9_%D0%90%D0%BD%D1%82%D0%BE% D0%BD%D0%BE%D0%B2%D0%B8%D1%87) предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%92% D0%B7%D1%80%D1%8B%D0%B2). Такое состояние часто называется нулевой точкой или космологической сингулярностью (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B0%D1%8F_%D1%81%D0 %B8%D0%BD%D0%B3%D1%83%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%BD%D0%B E%D1%81%D1%82%D1%8C).
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=4)] Планковская эпоха (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%BA%D0%BE%D0%B2%D1%81%D 0%BA%D0%B0%D1%8F_%D1%8D%D0%BF%D0%BE%D1%85%D0%B0)

Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%BA%D0%BE%D0%B2%D1%81%D 0%BA%D0%BE%D0%B5_%D0%B2%D1%80%D0%B5%D0%BC%D1%8F) (10−43 секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D 0%B8%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%B2%D0%B7%D0 %B0%D0%B8%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%B9%D1%81%D1%8 2%D0%B2%D0%B8%D0%B5) отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D1%83%D0%BD%D0%B4%D0%B0%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D 1%82%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D1%8B%D0%B5_%D0%B2%D0 %B7%D0%B0%D0%B8%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%B9%D1%8 1%D1%82%D0%B2%D0%B8%D1%8F).
Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D0%B4%D0%BD%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%B4%D0%BD%D 0%BE%D1%81%D1%82%D1%8C) и изотропна (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%98%D0%B7%D0%BE%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BF%D0%B8%D 1%8F), и является геометрически плоской (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B8%D0%B2%D0%B8%D0%B7%D0%BD%D0%B0). Это явление объясняется между 10−35 и 10−32 с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D 0%BA%D0%B0%D1%8F_%D0%B8%D0%BD%D1%84%D0%BB%D1%8F%D1 %86%D0%B8%D1%8F) (около 10−37 секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=5)] Эпоха великого объединения (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%8F_%D0%B2%D0%B5% D0%BB%D0%B8%D0%BA%D0%BE%D0%B3%D0%BE_%D0%BE%D0%B1%D 1%8A%D0%B5%D0%B4%D0%B8%D0%BD%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D1% 8F)

Длилась между 10−43 и 10−35 с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и охлаждается после Планковской эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=6)] Эпоха раздувания (инфляции)

Между 10−35 и 10−32 с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная все ещё преимущественно заполнена излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны (которые забирают энергию от фотонов) быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=7)] Эпоха электрослабых взаимодействий (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BB%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%BE%D1%81%D 0%BB%D0%B0%D0%B1%D1%8B%D0%B5_%D0%B2%D0%B7%D0%B0%D0 %B8%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%B9%D1%81%D1%82%D0%B 2%D0%B8%D1%8F)

Между 10−32 и 10−12 с после Большого Взрыва. Температура (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BC%D0%BF%D0%B5%D1%80%D0%B0%D1%82%D 1%83%D1%80%D0%B0) Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электро-слабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон (http://ru.wikipedia.org/wiki/W-%D0%B1%D0%BE%D0%B7%D0%BE%D0%BD), Z-бозон (http://ru.wikipedia.org/wiki/Z-%D0%B1%D0%BE%D0%B7%D0%BE%D0%BD) и бозон Хиггса (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%B7%D0%BE%D0%BD_%D0%A5%D0%B8%D0%B3% D0%B3%D1%81%D0%B0). Бозон Хиггса (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%B7%D0%BE%D0%BD_%D0%A5%D0%B8%D0%B3% D0%B3%D1%81%D0%B0) надеются детектировать на большом адронном коллайдере (http://ru.wikipedia.org/wiki/LHC) в ЦЕРНе (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A6%D0%95%D0%A0%D0%9D) (Швейцария (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A8%D0%B2%D0%B5%D0%B9%D1%86%D0%B0%D1%80%D0%B8%D 1%8F), Франция (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D1%80%D0%B0%D0%BD%D1%86%D0%B8%D1%8F)). Однако, будущее этого эксперимента (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BA%D1%81%D0%BF%D0%B5%D1%80%D0%B8%D0%BC%D 0%B5%D0%BD%D1%82) всё ещё очень неясно.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=8)] Эпоха кварков (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%B2%D0%B0%D1%80%D0%BA)

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

Между 10−12 и 10−6 с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются в их современном состоянии. Температуры и энергии все ещё слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=9)] Эпоха адронов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D0%B4%D1%80%D0%BE%D0%BD%D1%8B)

Между 10−6 и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%B2%D0%B0%D1%80%D0%BA-%D0%B3%D0%BB%D1%8E%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_% D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%B7%D0%BC%D0%B0) охлаждается, и кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после Большого Взрыва нейтрино (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%B5%D0%B9%D1%82%D1%80%D0%B8%D0%BD%D0%BE) высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=10)] Эпоха лептонов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9B%D0%B5%D0%BF%D1%82%D0%BE%D0%BD%D1%8B)

Между 1 с и 3 мин после Большого Взрыва. В ходе адронной эпохи большая часть адронов и антиадронов аннигилируют (взаимоуничножаются) друг с другом и оставляют пары лептонов и антилептонов преобладающей массой во Вселенной. Приблизительно через 3 с после Большого Взрыва температура опускается до значения, при котором лептоны (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9B%D0%B5%D0%BF%D1%82%D0%BE%D0%BD) более не образуются. Лептоны и антилептоны (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%90%D0%BD%D1%82%D0%B8%D0%BB%D0% B5%D0%BF%D1%82%D0%BE%D0%BD&action=edit&redlink=1), в свою очередь аннигилируют друг с другом и во Вселенной остается лишь небольшой остаток лептонов.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=11)] Эпоха нуклеосинтеза (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D 0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7)

Приблизительно с 1 секунды после Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%BE%D0%BD) и начался процесс первичного нуклеосинтеза (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D 0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7). Он длился до возраста Вселенной 3 минуты, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4 (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D0%B9-4), 1 % дейтерия (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B5%D0%B9%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%B8%D0%B9), следы более тяжёлых элементов до бора (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D1%80_%28%D1%8D%D0%BB%D0%B5%D0%BC%D0% B5%D0%BD%D1%82%29), остальное — водород (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B4%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%B4).
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=12)] Эпоха первичной рекомбинации

Вселенная постепенно охлаждалась и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для образования атомов (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%82%D0%BE%D0%BC) (3000 К (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%B5%D0%BB%D1%8C%D0%B2%D0%B8%D0%BD)). Таким образом, из состояния плазмы (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%B7%D0%BC%D0%B0), непрозрачного для большей части электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%B7) состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D0%BA%D1%82%D0%BE%D0%B2%D 0%BE%D0%B5_%D0%B8%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0 %BD%D0%B8%D0%B5).
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=13)] Образование первых структур



За счёт гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям («кластерам (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BB%D0%B0%D1%81%D1%82%D0%B5%D1%80)»). По всей видимости, первыми плотными объектами в тёмной Вселенной были квазары (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%B2%D0%B0%D0%B7%D0%B0%D1%80). Затем, начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звёзды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия. В астрофизике любые элементы тяжелее гелия называют «металлами». 11 июля 2007 года Ричард Эллис (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%A0%D0%B8%D1%87%D0%B0%D1%80%D0% B4_%D0%AD%D0%BB%D0%BB%D0%B8%D1%81&action=edit&redlink=1) (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли когда Вселенной было только 500 миллионов лет.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=14)] Образование солнечной системы

Через 8-9 миллиардов лет после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D1%86%D0%B5) — звезда, возникшая относительно поздно. Предполагается, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звёзд.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=15)] Сегодняшний день

По самым точным современным оценкам, мы живём через 13,65-13,7 миллиардов лет после Большого Взрыва.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=16)] Возможное будущее Вселенной

В настоящее время обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D 1%8F) расширяется с ускорением. Этот факт не отменяет закона Хаббла, так как последний выражает зависимость от содвижущегося расстояния, а не от времени.
Поскольку свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо (смотри статьи Тёмная материя (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BC%D0%B0% D1%82%D0%B5%D1%80%D0%B8%D1%8F), Тёмная энергия (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%8D%D0%BD% D0%B5%D1%80%D0%B3%D0%B8%D1%8F)), а сама постоянная Хаббла (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D1%8F%D0%BD%D0%BD%D 0%B0%D1%8F_%D0%A5%D0%B0%D0%B1%D0%B1%D0%BB%D0%B0) и многие другие космологические величины определяются с большой погрешностью (модельно независимым путём), до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как: всё быстрее и быстрее, либо наоборот — с замедлением.
В связи с этим есть самые различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем. Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в точку в ходе так называемого «большого коллапса (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B5_%D1%81% D0%B6%D0%B0%D1%82%D0%B8%D0%B5)», процесса, обратного Большому Взрыву (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%92% D0%B7%D1%80%D1%8B%D0%B2). Теоретическая физика (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%B5%D1%82%D0%B8%D1%87%D 0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B0%D1%8F_%D1%84%D0%B8%D0%B7%D0 %B8%D0%BA%D0%B0) достаточно серьёзно рассматривает и такую гипотезу, что нынешнее состояние и тонкое строение вакуума являются так называемым «ложным» или «мнимым» вакуумом (false vacuum (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9B%D0%BE%D0%B6%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%B2%D0%B0% D0%BA%D1%83%D1%83%D0%BC)). Это состояние неустойчиво и может перейти в «истинный вакуум» с меньшей энергией. Тогда наша Вселенная пропадёт за одно мгновение и необратимо.
Однако преобладающей сейчас является теория, аналогичной старой «тепловой смерти Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BF%D0%BB%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_% D1%81%D0%BC%D0%B5%D1%80%D1%82%D1%8C_%D0%92%D1%81%D 0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B9)». Она следует из «эталонной» космологической ΛCDM-модели. В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура, удаляющиеся друг от друга звёзды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, всё большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже чёрные дыры (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A7%D1%91%D1%80%D0%BD%D1%8B%D0%B5_%D0%B4%D1%8B% D1%80%D1%8B) будут медленно «испаряться» за счёт квантовых туннельных эффектов («Излучение Хокинга (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%98%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D 0%B5_%D0%A5%D0%BE%D0%BA%D0%B8%D0%BD%D0%B3%D0%B0)») . Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.
[править (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8 %D0%B5_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8&action=edit&section=17)] Фридмановские модели

Отношение средней плотности вселенной к критической (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B8%D1%82%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D 0%BA%D0%B0%D1%8F_%D0%BF%D0%BB%D0%BE%D1%82%D0%BD%D0 %BE%D1%81%D1%82%D1%8C_%28%D0%BA%D0%BE%D1%81%D0%BC% D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%8F%29) обозначается http://upload.wikimedia.org/math/0/5/e/05e828d86b3e3be8927d96992307910a.png.
Существуют три космологические модели, зависящие от http://upload.wikimedia.org/math/0/5/e/05e828d86b3e3be8927d96992307910a.png, по имени их создателя названные фридмановскими. В этих моделях не учитывается энергия вакуума (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%B0%D0%BA%D1%83%D1%83%D0%BC) (космологическая постоянная (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B0%D1%8F_%D0%BF%D0 %BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D1%8F%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8 F)).
I Фридмановская модель, http://upload.wikimedia.org/math/c/7/5/c753f93293017f23301b765a2b7e4a8e.png. Расширение вселенной будет вечным, причём скорости галактик никогда не будут стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, имеет отрицательную кривизну, описывается геометрией Лобачевского (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B5%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80%D0%B8%D 1%8F_%D0%9B%D0%BE%D0%B1%D0%B0%D1%87%D0%B5%D0%B2%D1 %81%D0%BA%D0%BE%D0%B3%D0%BE). Через каждую точку такого пространства можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной, сумма углов треугольника меньше 180°, отношение длины окружности к радиусу больше 2π.
II Фридмановская модель, http://upload.wikimedia.org/math/e/8/d/e8d4e51036446e6a0ae16021aa218226.png. Расширение вселенной будет вечным, но в бесконечности его скорость будет стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, плоское, описывается геометрией Евклида (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%95%D0%B2%D0%BA%D0%BB%D0%B8%D0%B4%D0%BE%D0%B2%D 0%B0_%D0%B3%D0%B5%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80%D0 %B8%D1%8F).
III Фридмановская модель, http://upload.wikimedia.org/math/0/0/6/006d4b7fb33f7eea360238c50aee1081.png. Расширение вселенной сменится сжатием, коллапсом и закончится тем, что вселенная сожмётся в сингулярную точку (Большое сжатие (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B5_%D1%81% D0%B6%D0%B0%D1%82%D0%B8%D0%B5)). Пространство в такой модели — конечное, имеет положительную кривизну, по форме представляет собой трёхмерную гиперсферу, описывается сферической геометрией (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D1%84%D0%B5%D1%80%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D 0%BA%D0%B0%D1%8F_%D0%B3%D0%B5%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1 %82%D1%80%D0%B8%D1%8F) Римана. В таком пространстве нет параллельных прямых, сумма углов треугольника больше 180°, отношение длины окружности к радиусу меньше 2π.
По современным данным[1] (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5_%D0%BC%D0 %BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D0%B8#cite_note-Seven-Year_Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe_.28WMAP. 29_Observations:_Sky_Maps.2C_Systematic_Errors.2C_ and_Basic_Results-0) http://upload.wikimedia.org/math/a/5/5/a55189abee97a8b43d81945fb31b2bc7.png.

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

Космология (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%8F) http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cc/WMAP_2003.png/105px-WMAP_2003.png (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:WMAP_2003.png) Изучаемые объекты и процессы

Вселенная (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D 1%8F)

Наблюдаемая Вселенная (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%B0%D0%B1%D0%BB%D1%8E%D0%B4%D0%B0%D0%B5%D 0%BC%D0%B0%D1%8F_%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0 %BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F)
Возраст Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B7%D1%80%D0%B0%D1%81%D1%82_%D0%92% D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B9)


Крупномасштабная структура Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D1%83%D0%BF%D0%BD%D0%BE%D0%BC%D0%B0%D 1%81%D1%88%D1%82%D0%B0%D0%B1%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1 %81%D1%82%D1%80%D1%83%D0%BA%D1%82%D1%83%D1%80%D0%B 0_%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%BE %D0%B9)

Формирование структуры (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%A4%D0%BE%D1%80%D0%BC%D0%B8%D1% 80%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D1%81%D1%8 2%D1%80%D1%83%D0%BA%D1%82%D1%83%D1%80%D1%8B&action=edit&redlink=1)


Реликтовое излучение (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D0%BA%D1%82%D0%BE%D0%B2%D 0%BE%D0%B5_%D0%B8%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0 %BD%D0%B8%D0%B5)
Тёмная энергия (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%8D%D0%BD% D0%B5%D1%80%D0%B3%D0%B8%D1%8F)
Скрытая масса (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BA%D1%80%D1%8B%D1%82%D0%B0%D1%8F_%D0%BC% D0%B0%D1%81%D1%81%D0%B0)

Наблюдаемые процессы

Космологическое красное смещение (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%B5_%D0%BA%D1 %80%D0%B0%D1%81%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D1%81%D0%BC%D0% B5%D1%89%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5)
Расширение Вселенной (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D1%81%D1%88%D0%B8%D1%80%D0%B5%D0%BD%D 0%B8%D0%B5_%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0 %BD%D0%BE%D0%B9)
Формирование галактик (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B7%D0%BD%D0%B8%D0%BA%D0%BD%D0%BE%D 0%B2%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D0%B8_%D1%8D%D0%B2%D 0%BE%D0%BB%D1%8E%D1%86%D0%B8%D1%8F_%D0%B3%D0%B0%D0 %BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA)
Закон Хаббла (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D0%BA%D0%BE%D0%BD_%D0%A5%D0%B0%D0%B1% D0%B1%D0%BB%D0%B0)
Нуклеосинтез (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D 0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7)

Теоретические изыскания

Космологические модели

Космическая инфляция (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%98%D0%BD%D1%84%D0%BB%D1%8F%D1%86%D0%B8%D0%BE%D 0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0 %BB%D1%8C_%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0% BD%D0%BE%D0%B9)
Большой взрыв (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%B2% D0%B7%D1%80%D1%8B%D0%B2)

Хронология Большого взрыва (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A5%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%8F_%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0 %B3%D0%BE_%D0%B2%D0%B7%D1%80%D1%8B%D0%B2%D0%B0)


Вселенная Фридмана (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D 1%8F_%D0%A4%D1%80%D0%B8%D0%B4%D0%BC%D0%B0%D0%BD%D0 %B0)

Сопутствующее расстояние (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%A1%D0%BE%D0%BF%D1%83%D1%82%D1% 81%D1%82%D0%B2%D1%83%D1%8E%D1%89%D0%B5%D0%B5_%D1%8 0%D0%B0%D1%81%D1%81%D1%82%D0%BE%D1%8F%D0%BD%D0%B8% D0%B5&action=edit&redlink=1)


Модель Лямбда-CDM‎ (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%BE%D0%B4%D0%B5%D0%BB%D1%8C_%D0%9B%D1%8F% D0%BC%D0%B1%D0%B4%D0%B0-CDM)


Космологический принцип (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D 0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9_%D0%BF%D1 %80%D0%B8%D0%BD%D1%86%D0%B8%D0%BF)
Космологическое уравнение состояния (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A3%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%BD%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D 0%B5_%D1%81%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D1%8F%D0%BD%D0 %B8%D1%8F_%28%D0%BA%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB% D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%8F%29)
Критическая плотность (http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B8%D1%82%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D 0%BA%D0%B0%D1%8F_%D0%BF%D0%BB%D0%BE%D1%82%D0%BD%D0 %BE%D1%81%D1%82%D1%8C_%28%D0%BA%D0%BE%D1%81%D0%BC% D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%8F%29)
Хронология космологии (http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%A5%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%BE%D0% BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%8F_%D0%BA%D0%BE%D1%81%D0%B C%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D0%B8&action=edit&redlink=1)

[Rombus]

Краткая история времен
По современным представлениям, рождение Вселенной должно описываться в терминах еще не созданной квантовой теории гравитации. Понятие «возраст Вселенной» имеет смысл для моментов времени не раньше 10-43 секунд. На меньших масштабах уже нельзя говорить о привычном нам линейном течении времени. Топологические свойства пространства тоже становятся нестабильными. По-видимому, в малых масштабах пространство-время заполнено микроскопическими «кротовыми норами» — своего рода тоннелями, соединяющими разнесенные области Вселенной. Впрочем, о расстояниях или порядке следования событий говорить тоже невозможно. В научной литературе такое состояние пространства-времени с флуктуирующей топологией называют квантовой пеной. По неизвестным пока причинам, возможно, из-за квантовой флуктуации, в пространстве Вселенной возникает физическое поле, которое в возрасте около 10-35 секунд заставляет Вселенную расширяться с колоссальным ускорением. Этот процесс называют инфляцией, а вызывающее его поле — инфлатоном. В отличие от экономики, где инфляция является неизбежным злом, с которым нужно бороться, в космологии инфляция, то есть экспоненциально быстрое увеличение Вселенной, — это благо. Именно ей мы обязаны тем, что Вселенная обрела большой размер и плоскую геометрию. В конце этой короткой эпохи ускоренного расширения запасенная в инфлатоне энергия порождает известную нам материю: разогретую до огромной температуры смесь излучения и массивных частиц, а также едва заметную на их фоне темную энергию. Можно сказать, что это и есть Большой взрыв. Космологи говорят об этом моменте, как о начале радиационно-доминированной эпохи в эволюции Вселенной, поскольку большая часть энергии в это время приходится на излучение. Однако расширение Вселенной продолжается (хотя теперь уже и без ускорения) и оно по-разному отражается на основных типах материи. Ничтожная плотность темной энергии со временем не меняется, плотность вещества падает обратно пропорционально объему Вселенной, а плотность излучения снижается еще быстрее. В итоге спустя 300 тысяч лет доминирующей формой материи во Вселенной становится вещество, большую часть которого составляет темная материя. С этого момента рост возмущений плотности вещества, едва тлевший на стадии доминирования излучения, становится достаточно быстрым, чтобы привести к образованию галактик, звезд и столь необходимых человечеству планет. Движущей силой этого процесса является гравитационная неустойчивость, приводящая к скучиванию вещества. Едва заметные неоднородности оставались еще с момента распада инфлатона, но пока во Вселенной доминировало излучение, оно мешало развитию неустойчивости.
Теперь основную роль начинает играть темная материя. Под действием собственной гравитации области повышенной плотности останавливаются в своем расширении и начинают сжиматься, в результате чего из темной материи образуются гравитационносвязанные системы, называемые гало. В гравитационном поле Вселенной образуются «ямы», в которые устремляется обычное вещество. Накапливаясь внутри гало, оно формирует галактики и их скопления. Этот процесс образования структур начался более 10 миллиардов лет назад и шел по нарастающей, пока не наступил последний перелом в эволюции Вселенной. Через 7 миллиардов лет (это примерно половина нынешнего возраста Вселенной) плотность вещества, которая продолжала снижаться из-за космологического расширения, стала меньше плотности темной энергии. Тем самым завершилась эпоха доминирования вещества, и теперь темная энергия контролирует эволюцию Вселенной. Какова бы ни была ее физическая природа, проявляется она в том, что космологическое расширение вновь, как в эпоху инфляции, начинает ускоряться, только на этот раз очень медленно. Но даже этого достаточно, чтобы затормозить формирование структур, а в будущем оно должно вовсе прекратиться: любые недостаточно плотные образования будут рассеиваться ускоряющимся расширением Вселенной. Временное «окно», в котором работает гравитационная неустойчивость и возникают галактики, захлопнется уже через десяток миллиардов лет. Дальнейшая эволюция Вселенной зависит от природы темной энергии. Если это космологическая постоянная, то ускоренное расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если же темная энергия — это сверхслабое скалярное поле, то после того как оно достигнет состояния равновесия, расширение Вселенной станет замедляться, а возможно сменится сжатием. Пока физическая природа темной энергии неизвестна, все это не более чем умозрительные гипотезы. Таким образом, с определенностью сказать можно только одно: ускоренное расширение Вселенной будет продолжаться еще несколько десятков миллиардов лет. За это время наш космический дом — галактика Млечный Путь — сольется со своей соседкой — Туманностью Андромеды (и большинством галактик-спутников меньшей массы, входящих в состав Местной Группы). Все прочие галактики улетят на большие расстояния, так что многие из них нельзя будет увидеть даже в самый мощный телескоп. Что касается реликтового излучения, которое приносит нам так много важнейшей информации о структуре Вселенной, то его температура упадет почти до нуля, и этот источник информации будет потерян. Человечество останется Робинзоном на острове с эфемерной перспективой обзавестись хотя бы Пятницей.
http://www.vokrugsveta.ru/img/cmn/2008/09/08/011.jpg

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

По современным научным представлениям сейчас 74% всей массы Вселенной составляет "темная энергия", 22% - "темная материя", и 4% - привычная нам атомарная(барионная) материя.

1.Атомарная материя. Состоит из атомов, состоящих из протонов и нейтронов, и электронов.

2. Темная материя состоит не из протонов и нейтронов, а из других частиц - Из нейтрино, движущихся с околосветовыми скоростями - и тогда получается горячая темная материя.
Из еще не открытых более медленных бозонов - холодная темная материя.

Вещество темной материи невосприимчиво к потоку электромагнитных волн, не излучает света и не поглощает света. Поэтому темная материя совершенно невидима для наблюдения со стороны.

Самый простой пример темной материи - Черная дыра - звезда из темной материи, невидимая со стороны, но притягивающая к себе пролетающие мимо кометы и планеты.

3. Темная энергия - неструктурированная материя, не обладающая даже гравитационными взаимодействиями. Поэтому темная энергия не участвует в процессах гравитационного "скучивания" с образованием звездного вещества, а равномерно размазана по всему пространству Вселенной. Вероятно, она есть и прямо вокруг нас?

Согласно этой теории, темная материя - это космологическая константа, неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной. Иными словами, здесь постулируется ненулевая энергия вакуума.

И есть теория, что тёмная энергия есть некая квинтэссенция — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

Существующая сейчас теория ускорения расширения Вселенной связано в основном с темной энергией.

Темная энергия обладает эффектов антигравитации.

Согласно общей теории относительности, гравитация зависит не только от массы (плотности), но и от давления, причем давление имеет бо́льший коэффициент, чем плотность. Отрицательное давление должно порождать отталкивание, антигравитацию.
Более подробно об этом здесь
http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node7.html

Чем больше Вселенная расширяется, тем более доминируещей становится антигравитационная сила расширения темной энергии по сравнению с неизменной гравитационной силой сжатия обычной и темной материи.

[hunter]

Атомарная (барионная) материя 4% всей материи Вселенной
обладает всеми 4 силами взаимодействия:
1. гравитационная
2. электромагнитная
3. сильные
4. слабые

Темная материя - 22% всей материи Вселенной
обладает гравитационной силой, но без электромагнитной, не поглощает и не испускает фотоны светы.
Это Сила Инь, благодаря которой возник проявленный для нас реальный мир путем гравитационного скучивания звездного вещества.

Темная энергия - 74% всей материи Вселенной
не поглощает и не испускает фотоны света,
не совсем понятна природа силы - электромагнитная или антигравитационная, но это сила отталкивания.
Это Сила Янь, которая сейчас с ускорением расширяет нашу Вселенную, что в итоге может привести к тепловой смерти мира?

[Rombus]

Это Сила Янь, которая сейчас с ускорением расширяет нашу Вселенную, что в итоге может привести к тепловой смерти мира?

Хитрая очень сила - чем дальше друг от друга объекты тем она сильнее действует...

Впрочем это ещё не объяснено.

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

http://video.mail.ru/mail/gullwayder/926/p-7088.jpg (http://video.mail.ru/mail/gullwayder/926/7088.html)
44:08 Вселенная Странные вещи

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

Квантовые эффекты в масштабе Вселенной Физики Алексей Старобинский и Вячеслав Муханов, разработавшие теорию, которая объясняет происхождение крупномасштабной структуры Вселенной с помощью квантовых флуктуаций, удостоены премии Грубера в области космологии 2013 года.

Подробнее... (http://www.nkj.ru/news/22818/)

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

http://www.youtube.com/watch?v=9py1O6qukrg
вселеннаая. параллельные миры.