Большой взрыв и этапы эволюции Вселенной.
Большой взрыв и этапы эволюции Вселенной. Большим взрывом наз-ся явление
возникн-я Вселенной. В рамках этой концепции полагается, что начальным
состоянием Вселенной была точка, называемая точкой сингулярности, в кот. были
сосредоточены все вещество и энергия. Она характ-сь бесконечно большой
плотностью материи. В таком состоянии д.б.произойти «большой взрыв».
Предполагают, что взрыв произошёл примерно 15-20 млрд лет назад и сопровождался
сначала быстрым, а потом более умеренным расширением и охлаждением Вселенной. По
степени расширения учёные судят о состоянии материи на разных стадиях её
эволюции. Т.о. выделяют 4 эры эволюции Вселенной: адронную, лептонную, фотонную
и звёздную. а)Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом
начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество
на самом раннем этапе состояло из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции
Вселенной называется адронной. К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной
десятитысячной секунды (10-4с.), температура ее понизилась. Энергии частиц и
фотонов не хватало уже для возникновения самых легких адронов - пионов. Пионы,
существовавшие ранее, распадались, а новые не могли возникнуть. б)Лептонная эра.
Она начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны и мюонное
нейтрино. Во время этого этапа начинается независимое существование электронного
и мюонного нейтрино, которые мы называем “реликтовыми”. Всё пространство
Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронных и мюонных
нейтрино. Возникает нейтринное море. в) Фотонная эра или эра излучения.
Температура Вселенной понизилась ещё сильней, происходит постепенное уничтожение
электронов и позитронов. К концу лептонной эры фотонов было в 2 млрд раз больше,
чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной эры
становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии. г) После
“большого взрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания
частиц. Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения
“большого взрыва” (приблизительно 300 000 лет) до наших дней. По сравнению с
периодом “большим взрыва” её развитие представляется как будто слишком
медленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры