Космологические модели

[Феникс Джонатанович ДонХуанЦзы]

http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%...B5%D0%BB%D0%B8

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

[убрать]

• 1 Современное представление о жизни Вселенной
  • 1.1 Ранняя Вселенная
    • 1.1.1 Космологическая сингулярность
    • 1.1.2 Планковская эпоха
    • 1.1.3 Эпоха великого объединения
    • 1.1.4 Эпоха раздувания (инфляции)
    • 1.1.5 Эпоха электрослабых взаимодействий
    • 1.1.6 Эпоха кварков
    • 1.1.7 Эпоха адронов
    • 1.1.8 Эпоха лептонов
    • 1.1.9 Эпоха нуклеосинтеза
    • 1.1.10 Эпоха первичной рекомбинации
  • 1.2 Образование первых структур
  • 1.3 Образование солнечной системы
  • 1.4 Сегодняшний день
• 2 Возможное будущее Вселенной
• 3 Фридмановские модели
• 4 См. также
• 5 Примечания
• 6 Ссылки

[править] Современное представление о жизни Вселенной

[править] Ранняя Вселенная

[править] 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.
[править] Планковская эпоха

Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10−43 секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.
Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10−35 и 10−32 с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10−37 секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.
[править] Эпоха великого объединения

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] 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] Эпоха электрослабых взаимодействий

Между 10−32 и 10−12 с после Большого Взрыва. Температура 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, Z-бозон и бозон Хиггса. Бозон Хиггса надеются детектировать на большом адронном коллайдере в ЦЕРНе (Швейцария, Франция). Однако, будущее этого эксперимента всё ещё очень неясно.
[править] Эпоха кварков