Cómo se formó el universo. Una breve historia del concepto de universo

Parecía poco probable que el eco de los hechos ocurridos en los primeros milisegundos del nacimiento del universo pudiera llegar hasta nosotros. Sin embargo, esto resultó ser posible.

Cosmología, la estructura del Universo, el pasado, presente y futuro de nuestro mundo: estas preguntas siempre han ocupado las mejores mentes de la humanidad. Para el desarrollo de la cosmología y la ciencia en su conjunto, es extremadamente importante comprender el Universo como un todo. Se juega un papel especial mediante la verificación experimental de construcciones abstractas, su confirmación mediante datos de observación, la comprensión y comparación de los resultados de la investigación, la evaluación adecuada de ciertas teorías. Ahora estamos en el medio del camino que lleva desde resolver las ecuaciones de Einstein hasta conocer el misterio del nacimiento y la vida del Universo.

El siguiente paso en este camino lo dio el creador de la teoría de la inflación caótica, un graduado de la Universidad Estatal de Moscú, ahora profesor en la Universidad de Stanford, Andrei Dmitrievich Linde, quien hizo una contribución significativa para comprender la etapa más temprana del desarrollo de el universo. Durante muchos años trabajó en uno de los principales institutos académicos rusos: el Instituto de Física que lleva el nombre de La Academia de Ciencias Lebedev (FIAN), estudió las consecuencias de las teorías modernas de las partículas elementales, en colaboración con el profesor David Abramovich Kirzhnits.

En 1972, Kirzhnits y Linde llegaron a la conclusión de que las transiciones de fase peculiares tuvieron lugar en el Universo temprano, cuando las diferencias entre los diferentes tipos de interacciones desaparecieron repentinamente: las interacciones fuertes y electrodébiles se fusionaron en una sola fuerza. (Una teoría unificada de interacciones débiles y electromagnéticas llevada a cabo por quarks y leptones a través del intercambio de fotones sin masa (interacción electromagnética) y bosones de vectores intermedios pesados ​​(interacción débil) fue desarrollada a finales de la década de 1960 por Steven Weinberg, Sheldon Glashow y Abdus Salam. .) Linde se centró en el estudio de procesos en etapas incluso más tempranas del desarrollo del Universo, en los primeros 10-30 s después de su nacimiento. Antes parecía poco probable que el eco de los acontecimientos que tuvieron lugar en los primeros milisegundos del nacimiento del Universo pudiera llegar hasta nosotros. Sin embargo, en los últimos años, los métodos modernos de observaciones astronómicas han hecho posible mirar hacia el pasado distante.

Problemas de cosmología

Al considerar la teoría del Big Bang, los investigadores se enfrentaron a problemas que antes se percibían como metafísicos. Sin embargo, invariablemente surgían preguntas que exigían respuestas.

¿Qué pasó cuando no había nada? Si el Universo nació de una singularidad, entonces una vez no existió. En "Theoretical Physics" de Landau y Lifshitz se dice que la solución de las ecuaciones de Einstein no puede continuar en la región del tiempo negativo, y por lo tanto, en el marco de la teoría general de la relatividad, la pregunta "¿Qué era antes del nacimiento de ¿el universo?" no tiene sentido. Sin embargo, esta cuestión nos sigue preocupando a todos.

¿Se cruzan las líneas paralelas? En la escuela nos dijeron que no. Sin embargo, cuando se trata de cosmología, la respuesta no es tan sencilla. Por ejemplo, en un universo cerrado como la superficie de una esfera, las líneas que eran paralelas en el ecuador se cruzan en los polos norte y sur. Entonces, ¿Euclides tiene razón? ¿Por qué el universo parece plano? ¿Fue así desde el principio? Para responder a estas preguntas, es necesario establecer cómo era el universo en la etapa más temprana de desarrollo.

¿Por qué el universo es homogéneo? Actualmente, esto no es verdad. Hay galaxias, estrellas y otras irregularidades. Si miras esa parte del Universo, que está a la vista de los telescopios modernos, y analizas la densidad de distribución promedio de la materia en una escala cósmica, resulta que es la misma en todas las direcciones con una precisión de 10 -5. ¿Por qué el universo es homogéneo? ¿Por qué operan las mismas leyes de la física en diferentes partes del Universo? ¿Por qué el universo es tan grande? ¿De dónde vino la energía necesaria para su aparición?

Siempre han surgido dudas, y cuanto más los científicos aprenden sobre la estructura y la historia de la existencia de nuestro mundo, más preguntas quedan sin respuesta. Sin embargo, la gente trató de no pensar en ellos, percibiendo un gran Universo homogéneo y líneas paralelas que no se cruzan como algo dado, no sujeto a discusión. El colmo que obligó a los físicos a reconsiderar su actitud hacia la teoría del Universo primitivo fue el problema de los monopolos reliquia.

La existencia de monopolos magnéticos fue propuesta en 1931 por el físico teórico inglés Paul Dirac. Si tales partículas existen realmente, entonces su carga magnética debe ser un múltiplo de algún valor dado, que, a su vez, está determinado por el valor fundamental de la carga eléctrica. Durante casi medio siglo, este tema estuvo prácticamente olvidado, pero en 1975 se hizo una declaración sensacional de que se descubrió un monopolo magnético en los rayos cósmicos. La información no fue confirmada, pero el mensaje reavivó el interés por el problema y contribuyó al desarrollo de un nuevo concepto.

Según una nueva clase de teorías de partículas elementales que surgieron en los años 70, los monopolos podrían haber aparecido en el Universo temprano como resultado de las transiciones de fase predichas por Kirzhnits y Linde. Cada monopolo tiene un millón de billones de veces la masa de un protón. En 1978-1979. Zeldovich, Khlopov y Preskill descubrieron que habían nacido muchos de esos monopolos, por lo que ahora habría un monopolo para cada protón, lo que significa que el Universo sería muy pesado y tendría que colapsar rápidamente por su propio peso. El hecho de que todavía existamos refuta esa posibilidad.

Revisión de la teoría del universo temprano

La respuesta a la mayoría de las preguntas anteriores se obtuvo solo después del surgimiento de la teoría inflacionaria.

La teoría inflacionaria tiene una larga historia. La primera teoría de este tipo fue propuesta en 1979 por el miembro correspondiente de RAS Alexei Alexandrovich Starobinsky. Su teoría era bastante compleja. A diferencia de trabajos posteriores, ella no trató de explicar por qué el Universo es grande, plano, homogéneo, isótropo. Sin embargo, tenía muchas características importantes de cosmología inflacionaria.

En 1980, un empleado del Instituto de Tecnología de Massachusetts Alan Goose ( Alan Guth) en el artículo "El Universo en expansión: una posible solución al problema del horizonte y la planitud", describió un escenario interesante del Universo en expansión. Su principal diferencia con la teoría tradicional del Big Bang fue la descripción del nacimiento del universo en el período de 10 -35 a 10 -32 s. Gus sugirió que en ese momento el universo se encontraba en un estado del llamado vacío "falso", en el que su densidad de energía era extremadamente alta. Por lo tanto, la expansión avanzó más rápido que según la teoría del Big Bang. Esta etapa de expansión exponencialmente rápida se llamó inflación (inflación) del Universo. Luego, el falso vacío se desintegró y su energía pasó a la energía de la materia ordinaria.

La teoría de Gus se basó en la teoría de las transiciones de fase en el Universo temprano desarrollada por Kirzhnits y Linde. A diferencia de Starobinsky, Gus se propuso el objetivo de utilizar un principio simple para explicar por qué el Universo es grande, plano, homogéneo, isótropo y también por qué no hay monopolos. La etapa de inflación podría solucionar estos problemas.

Desafortunadamente, después del colapso del falso vacío en el modelo de Goos, el universo resultó ser muy heterogéneo o vacío. El hecho es que la descomposición del falso vacío, como la ebullición del agua en un hervidor, se produjo debido a la formación de burbujas de una nueva fase. Para que la energía liberada en este caso pase a la energía térmica del Universo, fue necesario colisionar las paredes de enormes burbujas, y esto debería conducir a una violación de la homogeneidad e isotropía del Universo después de la inflación, lo que contradice la tarea establecida.

Aunque el modelo de Goos no funcionó, estimuló el desarrollo de nuevos escenarios para un universo en expansión.

Nueva teoría inflacionaria

A mediados de 1981, Linde propuso la primera versión de un nuevo escenario de un universo inflado, basado en un análisis más detallado de las transiciones de fase en el modelo de Gran Unificación. Llegó a la conclusión de que en algunas teorías la expansión exponencial no termina inmediatamente después de la formación de burbujas, por lo que la inflación puede ir no solo antes de la transición de fase con la formación de burbujas, sino también después, ya dentro de ellas. En este escenario, se considera que la parte observable del Universo está contenida dentro de una sola burbuja.

En el nuevo escenario, Linde mostró que el calentamiento después de la inflación ocurre debido a la creación de partículas durante las oscilaciones del campo escalar (ver más abajo). Así, las colisiones de las paredes de las burbujas, generando inhomogeneidades, se volvieron innecesarias, y así se resolvió el problema de la homogeneidad e isotropía del Universo a gran escala.

El nuevo escenario contenía dos puntos clave: primero, las propiedades del estado físico dentro de las burbujas deben cambiar lentamente para asegurar la inflación dentro de la burbuja; en segundo lugar, en etapas posteriores, debe haber procesos que aseguren el calentamiento del Universo después de la transición de fase. Un año después, el investigador revisó su enfoque, propuesto en la nueva teoría inflacionaria, y llegó a la conclusión de que las transiciones de fase no son necesarias en absoluto, así como la hipotermia y el falso vacío con el que partió Alan Goose. Fue un shock emocional, ya que fue necesario abandonar las ideas que se consideraban verdaderas sobre el Universo caliente, las transiciones de fase y la hipotermia. Era necesario encontrar una nueva forma de solucionar el problema. Luego se propuso la teoría de la inflación caótica.

Inflación caótica

La idea detrás de la teoría de la inflación caótica de Linde es muy simple, pero para explicarla es necesario introducir el concepto de campo escalar. Hay campos dirigidos - electromagnéticos, eléctricos, magnéticos, gravitacionales, pero puede haber al menos uno más - escalar, que no se dirige a ninguna parte, sino que es simplemente una función de coordenadas.

El análogo más cercano (aunque no exacto) de un campo escalar es el potencial electrostático. El voltaje en las redes eléctricas de EE. UU. Es de 110 V, y en Rusia, de 220 V. Si una persona se aferrara al cable estadounidense con una mano y al ruso con la otra, la diferencia de potencial lo mataría. Si el voltaje fuera el mismo en todas partes, no habría diferencia de potencial y la corriente no fluiría. Entonces, en un campo escalar constante no hay diferencia de potencial. Por tanto, no podemos ver un campo escalar constante: parece un vacío, que en algunos casos puede tener una alta densidad de energía.

Se cree que sin campos de este tipo es muy difícil crear una teoría realista de partículas elementales. En los últimos años, se han descubierto casi todas las partículas predichas por la teoría de las interacciones electrodébiles, excepto la escalar. La búsqueda de tales partículas es uno de los principales objetivos del enorme acelerador que se está construyendo actualmente en el CERN, Suiza.

El campo escalar estuvo presente en casi todos los escenarios inflacionarios. Gus sugirió explotar el potencial con varios mínimos profundos. La nueva teoría inflacionaria de Linde necesitaba un potencial con una parte superior casi plana, pero más tarde, en un escenario de inflación caótica, resultó que era suficiente para tomar una parábola ordinaria y todo funcionó.

Considere el campo escalar más simple, cuya densidad de energía potencial es proporcional al cuadrado de su magnitud, así como la energía de un péndulo es proporcional al cuadrado de su desviación de la posición de equilibrio:

Un pequeño campo no sabrá nada sobre el Universo y oscilará cerca de su mínimo. Sin embargo, si el campo es lo suficientemente grande, entonces rodará hacia abajo muy lentamente, acelerando el Universo a expensas de su energía. A su vez, la velocidad del Universo (y no las partículas) ralentizará la caída del campo escalar.

Por lo tanto, un gran campo escalar conduce a una alta tasa de expansión del Universo. La alta tasa de expansión del Universo evita que el campo disminuya y, por lo tanto, evita que disminuya la densidad de energía potencial. Y la alta densidad de energía continúa acelerando el Universo a una velocidad cada vez mayor. Es este régimen autosuficiente el que conduce a la inflación, una inflación exponencialmente rápida del Universo.

Para explicar este asombroso efecto, es necesario resolver conjuntamente la ecuación de Einstein para el factor de escala del Universo:

y la ecuación de movimiento para un campo escalar:

Aquí H es la llamada constante de Hubble, proporcional a la densidad de energía del campo escalar de masa m (esta constante en realidad depende del tiempo); G es la constante gravitacional.

Los investigadores ya han considerado cómo se comportará el campo escalar en las proximidades de un agujero negro y durante el colapso del universo. Pero de alguna manera no se encontró el modo de expansión exponencial. Y solo fue necesario escribir la ecuación completa para el campo escalar, que en la versión estándar (es decir, sin tener en cuenta la expansión del Universo) parecía la ecuación de un péndulo:

Pero intervino algún término adicional: la fuerza de fricción, que estaba asociada con la geometría; nadie lo tuvo en cuenta al principio. Es el producto de la constante de Hubble y la velocidad del campo:

Cuando la constante de Hubble era grande, la fricción también era grande y el campo escalar disminuía muy lentamente. Por lo tanto, la constante de Hubble, que es una función del campo escalar, permaneció casi sin cambios durante mucho tiempo. La solución a la ecuación de Einstein con una constante de Hubble que varía lentamente describe un universo en rápida expansión exponencial.

Esta etapa de la expansión exponencialmente rápida del Universo se llama inflación.

¿En qué se diferencia este régimen de la expansión habitual del Universo lleno de materia ordinaria? Supongamos que el Universo lleno de polvo se ha expandido 2 veces. Luego, su volumen aumentó 8 veces. Esto significa que en 1 cm 3 hay 8 veces menos polvo. Si resolvemos la ecuación de Einstein para tal Universo, resulta que después del Big Bang, la densidad de la materia disminuyó rápidamente y la tasa de expansión del Universo disminuyó rápidamente.

Lo mismo sucedería con un campo escalar. Pero aunque el campo seguía siendo muy grande, se sostenía a sí mismo, como el barón Munchausen saliendo del pantano por la coleta. Esto fue posible debido a la fuerza de fricción, que fue significativa a valores de campo altos. De acuerdo con las teorías del nuevo tipo, el universo se expandía rápidamente y el campo permanecía casi sin cambios; en consecuencia, la densidad de energía tampoco cambió. Por tanto, la expansión procedió de forma exponencial.

Gradualmente, el campo disminuyó, la constante de Hubble también disminuyó, la fricción se hizo pequeña y el campo comenzó a oscilar, generando partículas elementales. Estas partículas chocaron, intercambiaron energía y gradualmente llegaron a un estado de equilibrio termodinámico. Como resultado, el universo se calentó.

Se solía pensar que el universo estaba caliente desde el principio. A esta conclusión se llegó mediante el estudio de la radiación de microondas, que se interpretó como consecuencia del Big Bang y su posterior enfriamiento. Luego empezaron a pensar que al principio el Universo estaba caliente, luego se produjo la inflación y, después, el Universo volvió a calentarse. Sin embargo, en la teoría de la inflación caótica, la primera etapa caliente resultó innecesaria. Pero, ¿por qué necesitamos la etapa de inflación, si al final de esta etapa el universo todavía se calentó, como en la vieja teoría del Big Bang?

Expansión exponencial

Hay tres modelos más simples del universo: plano, abierto y cerrado. Un universo plano es como la superficie de una mesa plana; las líneas paralelas en tal universo siempre permanecen paralelas. El universo abierto es como la superficie de un hiperboloide y el universo cerrado es como la superficie de una bola. Las líneas paralelas en tal universo se cruzan en sus polos norte y sur.

Supongamos que vivimos en un universo cerrado, que al principio era tan pequeño como una pelota. Según la teoría del Big Bang, creció a un tamaño decente, pero aún permaneció relativamente pequeño. Y de acuerdo con la teoría inflacionaria, una pequeña bola se ha vuelto enorme como resultado de una explosión exponencial en muy poco tiempo. Mientras estaba en él, el observador vería una superficie plana.

Imagínese el Himalaya, donde hay muchas repisas, grietas, abismos, huecos, rocas, es decir, inhomogeneidades. Pero de repente alguien o algo de una manera completamente increíble aumentó las montañas a proporciones gigantescas, o nos encogimos, como Alicia en el país de las maravillas. Luego, al estar en la cima del Everest, veremos que es completamente plano, era como estirado, y las heterogeneidades dejaron de tener sentido. Las montañas permanecen, pero para subir al menos un metro, debes ir increíblemente lejos. Por tanto, se puede resolver el problema de la homogeneidad. Esto también explica por qué el universo es plano, por qué las líneas paralelas no se cruzan y por qué no existen los monopolos. Las líneas paralelas pueden cruzarse y los monopolos pueden existir, pero solo tan lejos de nosotros que no podemos verlo.

El surgimiento de galaxias.

El pequeño universo se volvió colosal y todo se volvió homogéneo. Pero, ¿qué pasa con las galaxias? Resultó que en el curso de la expansión exponencial del Universo, pequeñas fluctuaciones cuánticas, que siempre existen, incluso en el espacio vacío, debido al principio mecánico cuántico de incertidumbre, se extendieron a tamaños colosales y se convirtieron en galaxias. Según la teoría inflacionaria, las galaxias son el resultado de fluctuaciones cuánticas amplificadas, es decir, ruido cuántico amplificado y congelado.

Por primera vez, esta sorprendente posibilidad fue señalada por los empleados de FIAN, Vyacheslav Fedorovich Mukhanov y Gennady Vasilievich Chibisov, en un trabajo basado en el modelo propuesto en 1979 por Starobinsky. Poco tiempo después, se descubrió un mecanismo similar en el nuevo escenario inflacionario y en la teoría de la inflación caótica.

Cielo manchado

Las fluctuaciones cuánticas llevaron no solo al nacimiento de galaxias, sino también a la anisotropía de la radiación relicta con una temperatura de aproximadamente 2,7 K, que nos llega desde las regiones distantes del Universo.

Los satélites artificiales modernos de la Tierra ayudan a los científicos a estudiar la radiación reliquia. Los datos más valiosos se obtuvieron utilizando la sonda espacial WMAP ( Sonda de anisotropía para microondas Wilkinson), llamado así por el astrofísico David Wilkinson ( David Wilkinson). Su resolución de hardware es 30 veces mayor que la de su predecesora, la nave espacial COBE.

Anteriormente se creía que la temperatura del cielo en todas partes era igual a 2,7 K, pero WMAP pudo medirla con una precisión de 10 -5 K con alta resolución angular. Según los datos obtenidos en los primeros 3 años de observaciones, el cielo resultó ser heterogéneo: en algún lugar caliente y en algún lugar más frío. Los modelos más simples de la teoría inflacionaria predijeron ondas en el cielo. Pero hasta que los telescopios registraron su localización, solo se observó radiación de tres grados, lo que sirvió como una poderosa confirmación de la teoría de un universo caliente. Ahora resultó que la teoría de un universo caliente no es suficiente.

Logramos obtener fotografías de fluctuaciones cuánticas infladas que aparecieron 10-30 s después del nacimiento del universo y han sobrevivido hasta el día de hoy. Los investigadores no solo encontraron la irregularidad del cielo, sino que también estudiaron el espectro de las manchas, es decir, la intensidad de la señal en diferentes direcciones angulares.

Los resultados de las mediciones de alta precisión de la polarización de la radiación realizadas con la ayuda de WMAP confirmaron la teoría de la expansión del Universo y permitieron establecer cuándo tuvo lugar la ionización del gas intergaláctico, provocada por las primeras estrellas. La información recibida del satélite confirmó la posición de la teoría inflacionaria de que vivimos en un gran Universo plano.

En la figura, la línea roja muestra la predicción de la teoría inflacionaria y los puntos negros corresponden a los datos experimentales de WMAP. Si el universo no fuera plano, el pico del gráfico estaría a la derecha oa la izquierda.

Eterno y sin fin

Veamos nuevamente la figura que muestra el potencial más simple de un campo escalar (ver arriba). En la región donde el campo escalar es pequeño, oscila y el Universo no se expande exponencialmente. En la región donde el campo es lo suficientemente grande, disminuye lentamente y aparecen pequeñas fluctuaciones en él. En este momento, hay una expansión e inflación exponencial. Si el campo escalar fuera aún mayor (marcado en azul en el gráfico), entonces, debido a la tremenda fricción, difícilmente disminuiría, las fluctuaciones cuánticas serían enormes y el Universo podría volverse fractal.

Imagínese que el Universo se expande rápidamente, y en algún lugar el campo escalar, en lugar de rodar a un mínimo de energía, salta debido a las fluctuaciones cuánticas (ver arriba). En el punto donde el campo saltó, el universo se expande exponencialmente más rápido. Es poco probable que un campo bajo rebote, pero cuanto más alto es, más probable es el desarrollo de eventos y, por lo tanto, el volumen exponencialmente mayor de la nueva área. En cada una de estas áreas uniformes, el campo también puede saltar hacia arriba, lo que conduce a la creación de nuevas partes del Universo que crecen exponencialmente. Como resultado, en lugar de parecer una gran bola en crecimiento, nuestro mundo se convierte en un árbol en constante crecimiento, formado por muchas de esas bolas.

La teoría inflacionaria nos proporciona la única explicación conocida actualmente para la homogeneidad de la parte observable del Universo. Paradójicamente, la misma teoría predice que a una escala extremadamente grande, nuestro Universo es absolutamente heterogéneo y parece un enorme fractal.

La figura muestra esquemáticamente cómo una región en expansión del Universo genera cada vez más partes nuevas. En este sentido, se vuelve eterno y autocurativo.

Las propiedades del espacio-tiempo y las leyes de interacción de las partículas elementales entre sí en diferentes regiones del Universo pueden ser diferentes, así como las dimensiones del espacio y los tipos de vacío.

Este hecho merece una explicación más detallada. Según la teoría más simple con un mínimo de energía potencial, el campo escalar se reduce a este mínimo. Sin embargo, las versiones más realistas permiten muchos mínimos con diferente física, que se asemeja al agua, que puede estar en diferentes estados: líquido, gaseoso y sólido. Las diferentes partes del Universo también pueden estar en diferentes estados de fase; esto es posible en la teoría inflacionaria incluso sin tener en cuenta las fluctuaciones cuánticas.

El siguiente paso, basado en el estudio de las fluctuaciones cuánticas, es la teoría de un universo autocurativo. Esta teoría tiene en cuenta el proceso de reconstrucción constante de regiones hinchadas y saltos cuánticos de un estado de vacío a otro, enumerando diferentes posibilidades y dimensiones.

Entonces el Universo se vuelve eterno, infinito y diverso. El universo entero nunca colapsará. Sin embargo, esto no significa que no haya singularidades. Por el contrario, una parte significativa del volumen físico del Universo siempre se encuentra en un estado cercano a uno singular. Pero dado que diferentes volúmenes lo pasan en diferentes momentos, no hay un final único del espacio-tiempo, después del cual todas las regiones desaparecen. Y luego la cuestión de la multiplicidad de mundos en el tiempo y el espacio adquiere un sonido completamente diferente: el Universo puede reproducirse indefinidamente en todos sus estados posibles.

Esta afirmación, que se basó en el trabajo de Linde en 1986, adquirió una nueva dimensión hace unos años cuando los teóricos de cuerdas (uno de los principales candidatos para la teoría de todas las interacciones fundamentales) concluyeron que de 10 100 a 10 1000 estados de vacío distintos. Estos estados difieren debido a la extraordinaria diversidad de la posible estructura del mundo a distancias ultracortas.

Tomado junto con la teoría de un universo inflacionario autocurativo, esto significa que durante la inflación, el universo se divide en infinitas partes con un número increíblemente grande de propiedades diferentes. Los cosmólogos llaman a este escenario la teoría del eterno multiverso inflacionario ( multiverso), y los teóricos de cuerdas lo llaman paisaje de cuerdas.

La cosmología inflacionaria hace 25 años parecía algo intermedio entre la teoría física y la ciencia ficción. Desde entonces, se han probado muchas de las predicciones de esta teoría y ha ido adquiriendo gradualmente las características del paradigma cosmológico estándar. Pero es demasiado pronto para calmarse. Esta teoría continúa desarrollándose y cambiando rápidamente incluso ahora. El principal problema es el desarrollo de modelos de cosmología inflacionaria basados ​​en versiones realistas de la teoría de partículas elementales y la teoría de cuerdas. Esta pregunta puede ser el tema de otro informe.

Hoy quiero contaros la historia de nuestro universo. Acerca de cómo el universo ha pasado de ser un pequeño punto a lo que ahora estamos observando a nuestro alrededor.

Aquí vamos.

El universo ha existido durante casi 14 mil millones de años. Durante este larguísimo período de tiempo, ha superado varias épocas de su historia. Ahora está la decimotercera etapa del desarrollo del Universo, que se llama la "era de la materia".

¿Cuáles son los nombres de todas las fases de la evolución del Universo, cuánto duraron, qué sucedió durante ellas? ¿Cómo se desarrolló el mundo que nos rodea?

Este artículo te responderá estas preguntas.

Describiré todas las etapas de la historia del universo en orden desde las más antiguas hasta el presente. Por tanto, comencemos por la "época agustiniana".

Era de Agustín.

Esta era incluye el estado del universo "antes" y en el momento del Big Bang. Realmente no se sabe nada sobre esta etapa del desarrollo del mundo - solo hay hipótesis - ya que las teorías físicas modernas no pueden describir eventos antes de la "era de Planck". Los científicos solo saben que al final de esta era ocurrió el Big Bang; de repente, comenzó la expansión del espacio. Al comienzo de este evento verdaderamente grandioso, el Universo estaba aprisionado en un punto muy pequeño, que poseía una densidad y temperatura infinitas, es decir, estaba en un estado de "singularidad cosmológica".

Era de Planck.

Esta es la etapa más temprana en el desarrollo del Universo, sobre la cual existen suposiciones y descripciones teóricas. Esta fase comenzó inmediatamente después del Big Bang y duró hasta el llamado. "Tiempo de Planck" de 0 a 10 -43 segundos después del nacimiento del universo.

En ese momento (Dios sabe lo que estaba pasando) el tamaño del universo era muy pequeño. Tanto es así que los efectos cuánticos, fenómenos que les ocurren a las partículas, prevalecieron sobre las interacciones físicas.

El universo en esta época también tenía una temperatura de Planck (10 32 Kelvin), energía (10 19 mil millones de electronvoltios), radio (10-35 metros, que es igual a la longitud de Planck) y densidad (10 97 kg / m 3). .

Los cuatro tipos de interacción de partículas y cuerpos que constan de ellas (también se les llama "fundamentales") - nuclear fuerte y nuclear débil, electromagnética, gravitacional - eran entonces indistinguibles entre sí y estaban unidos. Pero esto no duró mucho. Todo fue interferido por la altísima temperatura y densidad de la materia.

La era de la gran unificación.

Esta fase del desarrollo del Universo comenzó entre 10 y 43 segundos y terminó entre 10 y 35 segundos después del Big Bang. Al principio, tuvo lugar una transición de fase de la materia (similar a la condensación de un líquido de un gas, pero en relación con las partículas elementales). Esto sucedió debido a la separación de la gravedad de la "interacción fundamental".

La era de la Gran Unificación terminó con otra división. El universo se ha enfriado a 10 28 Kelvin y la fuerte interacción se ha vuelto independiente. Ahora solo las fuerzas electromagnéticas y nucleares débiles representaban un todo único.

Tal evento supuso una nueva fase de transición. Gracias a él, en la siguiente era en la historia del Universo, aparecieron nuevas partículas y el espacio-tiempo comenzó una expansión aguda y a gran escala. Hay serios cambios en la densidad de distribución de la materia.

Etapa inflacionaria.

La fase de inflación se ubica en una línea de tiempo entre 10 -35 y 10 -32 segundos después del Big Bang. Durante esa era, el Universo aumentó su tamaño muchas veces. Anteriormente, el radio de todo el mundo era igual a la "longitud de Planck", pero ahora el espacio se ha expandido al tamaño de una naranja entera. Y luego siguió creciendo con aceleración.

Se formaron varios tipos de partículas. Estos eran quarks (partículas fundamentales que forman los hadrones, por ejemplo, protones y neutrones), electrones, hiperones y neutrinos (partículas fundamentales neutrales de la clase de leptones).

Después de un tiempo, la temperatura del Universo descendió, por lo que se produjo otra transición de fase. Debido a esto, el llamado. Comenzaron la "violación de la invariancia CP" y los primeros procesos de un fenómeno como la "bariogénesis".

Bariogénesis- esta es la unión de quarks y gluones en nuevas partículas compuestas - hadrones.

Además, surgió una misteriosa "asimetría bariónica del Universo": el predominio de la materia sobre la antimateria. Los científicos aún no han podido explicar las razones de su aparición.

Además de lo anterior, los físicos y cosmólogos suponen que en esta era el Universo ha pasado por varios ciclos de calentamiento y enfriamiento repetidos.

Al final de la era inflacionaria, el material de construcción del universo era un plasma de quarks, anti-quarks y gluones (portadores de fuertes interacciones).

Una nueva disminución de la temperatura del Universo condujo a la siguiente fase de transición. Consiste en la formación de fuerzas físicas, interacciones fundamentales y partículas elementales en su forma moderna.

Esta transición de fase se ajustaba a tres épocas y terminaba con "nucleosíntesis primaria".

Era electrodébil.

Entre 10 -32 y 10-12 segundos después del nacimiento del universo. Hasta ahora, las interacciones electromagnéticas y débiles han representado una única electrodébil, ya que la temperatura del universo sigue siendo muy alta. luego aparecieron los bosones de Higgs (los mismos que se encontraron hace 3 años en el Gran Colisionador de Hadrones), los basones W y Z.

Además de nuevas partículas exóticas y plasma de quarks-gluones, el espacio se llenó de fotones (partículas fundamentales, o cuantos, de radiación electromagnética) y leptones.

La era de los quarks.

Esta fase se ubica en el período de 10-12 a 10 -6 segundos después del Big Bang. Luego hubo una violación de la "simetría electrodébil". Ahora todas las interacciones fundamentales existen por separado unas de otras.

En la era de los quarks, la temperatura y la energía aún son demasiado altas para que los quarks se fusionen finalmente en hadrones.

Una transformación significativa tendrá lugar solo en la próxima etapa del desarrollo del mundo.

Edad de los Hadrones.

Entre 10 -6 y 100 segundos después del nacimiento del universo. Finalmente, el plasma de quarks-gluones se ha enfriado hasta tal punto que se completó la bariogénesis y nacieron hadrones y anti-hadrones. Sin embargo, la mayoría de estas partículas se han aniquilado (aniquilado mutuamente). Solo ha sobrevivido un pequeño remanente de ellos.

Pronto, el Universo se enfrió y se expandió tanto que su temperatura solo fue suficiente para crear leptones y antileptones. Estas partículas se están convirtiendo rápidamente en la masa dominante del universo.

La era de los leptones.

En el período de 100 segundos a 3 minutos después del Big Bang, se ubica la época de los leptones. Luego, el Universo se volvió transparente a los neutrinos.

El espacio sigue enfriándose. Al final de la época, la temperatura descendió a un punto en el que la formación de nuevos leptones se hizo imposible. Y el par "leptón-antileptón" supera el destino de los hadrones. La mayoría de ellos se anulan entre sí. Una cantidad muy pequeña de leptones permaneció en el universo, por lo que comenzó el dominio de los fotones.

La era de la nucleosíntesis.

Simultáneamente con la época de los leptones, se desarrollaba esta etapa de la historia del Universo. Debido al enfriamiento suficiente de la materia, los hadrones supervivientes se combinaron en núcleos atómicos más pesados ​​que el hidrógeno. Este proceso se llama "nucleosíntesis primaria".

Durante esta fase, surgió la composición primaria de la materia estelar: 75% de hidrógeno, casi 25% de helio, algo de litio, deuterio y boro.

Era de los protones.

Comenzó 3 minutos después del Big Bang y terminó 380.000 años después. La sustancia comenzó a dominar la radiación.

Al final de la época, tuvo lugar la recombinación de hidrógeno (un proceso opuesto a la ionización). Debido a la mayor disminución de la temperatura y la expansión del universo, la gravedad se ha convertido en la fuerza dominante.

379.000 años después del Big Bang, a una temperatura del Universo de 3000 Kelvin, tuvo lugar un evento significativo: los núcleos de átomos y electrones se combinaron en los primeros átomos. Comenzó la "recombinación primaria". Fue un punto de inflexión: la materia pasó de un plasma opaco a la radiación electromagnética a un estado gaseoso. El universo finalmente se ha vuelto transparente.

En los últimos 379.000 años, los fotones han sufrido lo mejor que han podido. Varias partículas elementales cargadas, que solían ser un carruaje y un carro pequeño, obstruían la luz. Los cuantos de luz interactuaban con ellos, por lo que experimentaban constantes "patadas" y "sacudidas" del costado de sus "hermanos". Los fotones siempre fueron desviados o absorbidos por partículas cargadas. Como resultado, la luz estaba muy dispersa. Si el observador entrara en esta era, vería frente a él solo una espesa niebla.

Como saben, los fotones interactúan solo con partículas cargadas positiva y negativamente. Y al final de la "era de los protones" de un cuanto de luz, la suerte finalmente cambió. Los electrones negativos y los protones positivos se agrupan junto con los neutrones en átomos con carga neutra. Gracias a las nuevas partículas compuestas, los fotones pudieron moverse libremente en el espacio y apenas interactuaron con la materia.

La radiación reliquia son los mismos fotones emitidos por el plasma hacia la ubicación futura de la Tierra y, debido a la recombinación, evitó la dispersión. Todavía nos alcanzan, superando el espacio en expansión.

Edad Oscura.

Vino inmediatamente después de la "era de los protones" y duró 550 millones de años. El universo estaba tan frío que después de la era de los protones, cuando brilló con tonos rojos, el espacio se sumergió en la oscuridad.

Fue una época aburrida de completa oscuridad. No había fuentes de luz (estrellas o galaxias). Planetas y asteroides aún más. El espacio estaba lleno predominantemente de hidrógeno, helio y radiación de fondo de microondas.

Reionización.

Parte de la historia del universo que comenzó inmediatamente después de la Edad Media y duró 250 millones de años. En comparación con el pasado, esta era fue más divertida y colorida.

Comenzaron a formarse cúmulos: acumulaciones aisladas de polvo de gas interestelar, que aparecieron debido a las fuerzas de la gravedad. Los primeros objetos densos fueron los cuásares. Luego, las primeras estrellas estallaron y aparecieron nebulosas de gas y polvo.

Bajo la fuerza de la gravedad, se unieron en cúmulos de estrellas, esos en galaxias. Estos últimos han formado sus propios grupos y supercúmulos.

Luego, en las profundidades de las estrellas, se formaron elementos pesados ​​en grandes cantidades. Las explosiones de supernovas los llevaron a través del Universo, a partir del cual se formaron planetas fríos, asteroides, cuerpos meteóricos y, en última instancia, organismos vivos.

La era de la sustancia.

A partir de 800 millones de años después del Big Bang. Esta Época todavía continúa.

Varios miles de millones de años después de la "reionización", comenzó la formación de planetas y sistemas planetarios, incluido el Sistema Solar. Un poco más de 8.400 millones de años después del Big Bang, se formó la Tierra y, otros 500 millones de años después, apareció vida en ella.

Los cosmólogos continúan avanzando hacia la comprensión última de los procesos que crearon y dieron forma al Universo.

El universo es tan grande en el espacio y el tiempo que durante casi toda la historia de la humanidad permaneció inaccesible tanto para nuestros instrumentos como para nuestras mentes. Pero todo cambió en el siglo XX, cuando aparecieron nuevas ideas, desde la teoría de la relatividad general de Einstein hasta las teorías modernas de las partículas elementales. El éxito también se logró gracias a poderosos instrumentos, desde los reflectores de 100 y 200 pulgadas creados por George Ellery Hale y que descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea para nosotros, hasta el Telescopio Espacial Hubble, que nos llevó a la era del nacimiento de galaxias. El progreso se ha acelerado en los últimos 20 años. Quedó claro que la materia oscura no está formada por átomos ordinarios, que hay energía oscura. Nacieron ideas audaces sobre la inflación cósmica y la pluralidad de universos.

Hace cien años, el Universo era más simple: eterno e inmutable, y consistía en una galaxia que contenía varios millones de estrellas visibles. El cuadro moderno es mucho más complejo y mucho más rico. El espacio se originó hace 13,7 mil millones de años como resultado del Big Bang. Una fracción de segundo después del comienzo, el universo era una mezcla caliente y amorfa de partículas elementales: quarks y leptones. A medida que se expandía y enfriaba, surgían estructuras paso a paso: neutrones y protones, núcleos atómicos, átomos, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias y, finalmente, supercúmulos. La parte observable del Universo contiene ahora 100 mil millones de galaxias, cada una de ellas contiene alrededor de 100 mil millones de estrellas y, probablemente, la misma cantidad de planetas. Las propias galaxias no se expanden debido a la gravedad de la misteriosa materia oscura. Y el Universo continúa expandiéndose e incluso lo hace con aceleración bajo la influencia de la energía oscura, una forma de energía aún más misteriosa, cuya fuerza gravitacional no atrae, sino que repele.

El tema principal de nuestra historia sobre el universo es la evolución de una "sopa" de quarks primitiva a la creciente complejidad de las galaxias, las estrellas, los planetas y la vida que se observa en la actualidad. Estas estructuras han aparecido una tras otra durante miles de millones de años, obedeciendo las leyes básicas de la física. Viajando al pasado, a la era del inicio, los cosmólogos primero se mueven a través de la historia detallada del Universo hacia atrás, al primer microsegundo, luego a $ 10 ^ (- 34) $ desde el principio (hay ideas claras sobre este tiempo, pero aún no hay una confirmación clara de ellos) y finalmente, en el momento mismo del nacimiento (sobre el cual solo hay conjeturas hasta ahora). Aunque todavía no somos capaces de comprender completamente cómo nació el universo, ya tenemos hipótesis asombrosas, como el concepto de un universo múltiple, que incluye un número infinito de subuniversos inconexos.

DISPOSICIONES BÁSICAS

• Nuestro universo comenzó con un Big Bang caliente hace 13,7 mil millones de años y se ha estado expandiendo y enfriando desde entonces. Ha evolucionado de una mezcla informe de partículas elementales a un espacio moderno altamente estructurado.
• El primer microsegundo fue el período definitorio cuando la materia comenzó a dominar la antimateria, nació la estructura de las futuras galaxias y sus cúmulos, y surgió la materia oscura, una sustancia desconocida que contiene esta estructura.
• El futuro del universo está determinado por la energía oscura, una forma desconocida de energía que es responsable de la aceleración de la expansión cosmológica que comenzó hace varios miles de millones de años.

Universo en expansión

En 1924, utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas del Observatorio Mount Wilson, Edwin Hubble descubrió que las nebulosas borrosas, que permanecieron misteriosas durante varios siglos, son las mismas galaxias que las nuestras. Por lo tanto, ¡Hubble aumentó nuestra comprensión del Universo en un factor de 100 mil millones! Unos años más tarde, demostró que las galaxias se alejan unas de otras, obedeciendo a un patrón matemático, ahora conocido como ley de Hubble: cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se mueve. Es de esta ley que el Big Bang fue hace 13,7 mil millones de años.

EXPANSIÓN DE ESPACIO
La evolución del Universo ocurre como resultado de la expansión del espacio. A medida que el espacio se expande como la envoltura de un globo, las galaxias se alejan unas de otras y las ondas de luz se alargan (enrojecen).

Dentro del marco de la relatividad general, la ley de Hubble se interpreta de la siguiente manera: el espacio mismo se expande y las galaxias se mueven con él (Fig. Arriba). La luz también se estira, experimentando un corrimiento al rojo, lo que significa que pierde energía, por lo que el Universo se enfría a medida que se expande. La expansión cósmica ayuda a comprender cómo se formó el universo moderno. Si te apresuras mentalmente hacia el pasado, entonces el Universo se volverá más denso, más caliente, más inusual y más simple. Al acercarnos al principio, entramos en contacto con los mecanismos más profundos de la naturaleza, utilizando un acelerador más poderoso que cualquier construido en la Tierra: el Big Bang en sí.

Mirando a través de un telescopio hacia el espacio, los astrónomos literalmente caen en el pasado, y cuanto más grande es el telescopio, más profundamente penetra su mirada. La luz que proviene de galaxias distantes nos muestra épocas antiguas, y su corrimiento al rojo muestra cuánto se ha expandido el Universo durante el tiempo pasado. El corrimiento al rojo récord observado actualmente de aproximadamente ocho, lo que significa que esta luz se emitió cuando el tamaño del universo era nueve veces más pequeño de lo que es hoy, y la edad es de solo unos pocos cientos de millones de años. Instrumentos como el telescopio espacial Hubble y los telescopios Keck de diez metros en Mauna Kea nos transportan fácilmente a la formación de galaxias como la nuestra, varios miles de millones de años después del Big Bang. La luz de épocas anteriores está tan fuertemente desplazada al rojo que los astrónomos se ven obligados a recibirla en las bandas de infrarrojos y radio. Telescopios en construcción, como el Telescopio Espacial Infrarrojo James Webb de 6,5 metros y el Atacama Large Millimeter Array (ALMA), una red de 64 radiotelescopios en el norte de Chile, nos trasladarán en el tiempo hasta el nacimiento de las primeras estrellas y galaxias. .

Las simulaciones por computadora muestran que estas estrellas y galaxias aparecieron cuando el universo tenía unos 100 millones de años. Antes de eso, el universo pasó por un período llamado era oscura, cuando estaba completamente oscuro. El espacio se llenó con una masa informe de cinco partes de materia oscura y una parte de hidrógeno con helio, que se enrareció a medida que el Universo se expandía. La materia era ligeramente heterogénea en densidad, y la gravedad actuó como un amplificador de estas inhomogeneidades: las regiones más densas se expandieron más lentamente que las menos densas. En el momento de los 100 Ma, las regiones más densas no solo desaceleraron su expansión, sino que incluso comenzaron a contraerse. Cada una de estas zonas contenía alrededor de 1 millón de masas solares de materia; se convirtieron en los primeros objetos ligados gravitacionalmente en el espacio.

La mayor parte de su masa estaba formada por materia oscura, que, según su nombre, no es capaz de emitir o absorber luz. Por tanto, formó nubes muy extendidas. Por otro lado, el hidrógeno y el helio, al emitir luz, perdieron energía y colapsaron hacia el centro de cada nube. Al final, se encogieron tanto que se convirtieron en estrellas. Estos primeros objetos eran mucho más masivos que los modernos: cientos de masas solares. Habiendo vivido una vida muy corta, explotaron, arrojando los primeros elementos pesados ​​al espacio. Unos pocos miles de millones de años después, estas nubes con masas de millones de masas solares se agruparon en las primeras galaxias bajo la influencia de la gravedad.

La radiación de las primeras nubes de hidrógeno, que experimentaron un fuerte corrimiento al rojo debido a la expansión, se pudo detectar utilizando enormes complejos de antenas de radio con un área de recepción total de aproximadamente un kilómetro cuadrado. Cuando se creen estos radiotelescopios, se sabrá cómo la primera generación de estrellas y galaxias ionizó hidrógeno y, por lo tanto, puso fin a la era oscura. (ver: A. Loeb Dark Ages of the Universe // VMN, No. 3, 2007).

Un tenue resplandor de un comienzo caliente

Detrás de la era oscura, se nota el resplandor del Big Bang caliente con un corrimiento al rojo de 1100. Esta radiación inicialmente visible (rojo-naranja), debido al corrimiento al rojo, no se convirtió ni siquiera en infrarrojos, sino en microondas. Mirando hacia atrás en esa época, solo vemos una pared de radiación de microondas que llena todo el cielo: la radiación de fondo de microondas cósmica descubierta en 1964 por Arno Penzias y Robert Wilson. Este es un débil reflejo del Universo, que estaba en su infancia 380 mil años, en la era de la formación de los átomos. Antes de eso, era una mezcla casi homogénea de núcleos atómicos, electrones y fotones. Cuando el Universo se enfrió a una temperatura de aproximadamente 3000 K, los núcleos y los electrones comenzaron a combinarse en átomos. Los fotones dejaron de dispersarse sobre los electrones y comenzaron a moverse libremente por el espacio, demostrando cómo era el Universo mucho antes del nacimiento de estrellas y galaxias.

En 1992, el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) de la NASA descubrió que la intensidad de esta radiación cambiaba ligeramente, en aproximadamente un 0,001%, lo que indica una ligera falta de homogeneidad en la distribución de la materia. El grado de falta de homogeneidad primaria resultó ser suficiente para que la pequeña compactación se convirtiera en una "semilla" para futuras galaxias y sus cúmulos, que luego crecieron bajo la influencia de la gravedad. La distribución de las inhomogeneidades de la radiación de fondo en el cielo indica propiedades importantes del Universo: su densidad y composición promedio, y las primeras etapas de su evolución. Un estudio cuidadoso de estas inhomogeneidades nos ha dicho mucho sobre el universo.

LA RADIACIÓN DE FONDO DE MICROONDAS CÓSMICAS es una imagen del Universo en su infancia de 380 mil años. Las variaciones débiles en la intensidad de esta radiación (marcadas en color) sirven como la piedra cósmica de Rosetta, que proporciona una pista sobre los misterios del universo: su edad, densidad, composición y geometría..

EL CAMPO HUBBLE SUPER-PROFUNDO, la imagen espacial más sensible jamás capturada, capturando más de 1,000 galaxias en sus primeras etapas de formación.

Moviéndonos desde este punto hasta el comienzo de la evolución del Universo, veremos cómo el plasma primario se vuelve más caliente y más denso. Hasta la edad de unos 100 mil años, la densidad de energía de la radiación era más alta que la de la materia, lo que evitaba que la materia se fragmentara. Y en ese momento, comenzó el agrupamiento gravitacional de todas las estructuras observadas en el Universo. Incluso más cerca del comienzo, cuando la edad del Universo era de menos de un segundo, no había núcleos atómicos, sino solo sus componentes: protones y neutrones. Los núcleos surgieron cuando el universo tenía unos pocos segundos, y la temperatura y la densidad se volvieron adecuadas para las reacciones nucleares. En esta nucleosíntesis del Big Bang, solo nacieron elementos químicos ligeros: mucho helio (alrededor del 25% en masa de todos los átomos del Universo) y un poco de litio, deuterio y helio-3. El resto del plasma (alrededor del 75%) permaneció en forma de protones, que eventualmente se convirtieron en átomos de hidrógeno. Todos los demás elementos de la tabla periódica nacieron miles de millones de años después en las entrañas de las estrellas y durante sus explosiones.

EL UNIVERSO CONSISTE principalmente de energía oscura y materia oscura; se desconoce la naturaleza de ambos. La materia común a partir de la cual se forman las estrellas, los planetas y el gas interestelar es solo una pequeña fracción.

La teoría de la nucleosíntesis predice con precisión la abundancia de elementos e isótopos medidos en los objetos más antiguos del universo, en las estrellas más antiguas y en las nubes de gas con un gran corrimiento al rojo. El contenido de deuterio, que es muy sensible a la densidad promedio de átomos en el Universo, juega un papel especial: su valor medido muestra que la materia ordinaria es (4.5 ± 0.1)% de la densidad de energía total. El resto es materia oscura y energía oscura. Esto concuerda exactamente con los datos de composición obtenidos del análisis de la radiación de fondo. Esta alineación es un logro tremendo. Después de todo, estas son dos dimensiones completamente diferentes: la primera se basa en la física nuclear y se refiere al Universo a la edad de 1 s, y la segunda, en la física atómica y las propiedades del Universo a la edad de 380 mil años. Su consistencia es una prueba importante no solo para nuestros modelos de la evolución del espacio, sino también para toda la física moderna.

Respuestas en una sopa de quark

Hasta la edad de un microsegundo, ni siquiera había protones y neutrones; El universo era como una sopa de los elementos básicos de la naturaleza: quarks, leptones y portadores de fuerza (fotones, bosones W y Z y gluones). Estamos seguros de que realmente existió esta "sopa de quarks", ya que las condiciones físicas de esa época ahora se reproducen en experimentos en aceleradores de partículas (ver: Ryordan M., Zeitz U. Los primeros microsegundos // VMN, No. 8, 2006).

Los cosmólogos esperan estudiar esa época no con la ayuda de telescopios grandes y de visión aguda, sino confiando en las ideas profundas de la física de partículas elementales. La creación del Modelo Estándar de física de partículas hace 30 años condujo a hipótesis audaces, incluida la teoría de cuerdas, que intenta unificar partículas y fuerzas aparentemente no relacionadas. A su vez, estas nuevas ideas encontraron aplicaciones en cosmología, volviéndose tan importantes como la idea original del caliente Big Bang. Señalaron una conexión profunda e inesperada entre el microcosmos y el gran universo. Quizás pronto recibamos respuestas a tres preguntas clave: cuál es la naturaleza de la materia oscura, cuál es la razón de la asimetría entre materia y antimateria, y cómo surgió la sopa de quark grumosa.

Aparentemente, la materia oscura nació en la era de la sopa de quark primordial. La naturaleza de la materia oscura aún no está clara, pero su existencia no está en duda. Nuestra Galaxia y todas las demás galaxias, así como sus cúmulos, se mantienen unidas por la gravedad de la materia oscura invisible. Sea lo que sea, debe interactuar débilmente con la materia ordinaria, de lo contrario se manifestaría de alguna manera aparte de la gravedad. Los intentos de describir con una teoría unificada todas las fuerzas y partículas observadas en la naturaleza conducen a la predicción de partículas estables o de larga duración que podrían formar la materia oscura. Estas partículas pueden ser una reliquia de la era de la sopa de quarks e interactuar muy débilmente con los átomos. Un candidato es Neutralino, la partícula más ligera de una clase de copias masivas de partículas conocidas predichas recientemente. Neutralino debe tener una masa de 100 a 1000 masas de protones, es decir debería nacer en experimentos en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN cerca de Ginebra. Además, al tratar de atrapar estas partículas desde el espacio (o los productos de su interacción), los físicos han creado detectores supersensibles bajo tierra y también los lanzan en globos y satélites.

El segundo candidato es el axión, una partícula ultraligera con una masa aproximadamente un billón de veces menor que la de un electrón. Su existencia está indicada por sutiles diferencias predichas por el Modelo Estándar en el comportamiento de los quarks. Los intentos de registrar un axión se basan en el hecho de que en un campo magnético muy fuerte puede convertirse en un fotón. Tanto el neutralino como el axión tienen una propiedad importante: los físicos llaman a estas partículas "frías". A pesar de que nacen a temperaturas muy altas, se mueven lentamente y, por lo tanto, se agrupan fácilmente en galaxias.

Probablemente otro secreto radica en la era de la sopa de quarks primordial: por qué ahora el universo contiene solo materia y casi nada de antimateria. Los físicos creen que al principio el Universo tenía el mismo número de ellos, pero en algún momento surgió un pequeño exceso de materia, aproximadamente un quark extra por cada mil millones de antiquarks. Gracias a este desequilibrio en la aniquilación de quarks con antiquarks durante la expansión y enfriamiento del Universo, se han conservado suficientes quarks. Hace más de 40 años, los experimentos con aceleradores demostraron que las leyes de la física están ligeramente ordenadas a favor de la materia; es esta pequeña preferencia en el proceso de interacción de partículas en una etapa muy temprana lo que llevó a la creación de un exceso de quarks.

La sopa de quark en sí probablemente se originó muy temprano, alrededor de $ 10 ^ (- 34) $ s después del Big Bang, en un estallido de expansión cósmica conocido como inflación. La razón de este aumento fue la energía de un nuevo campo, que recuerda a un campo electromagnético y llamado inflatón. Es la inflación la que debería explicar propiedades tan fundamentales del cosmos como su homogeneidad general y las pequeñas fluctuaciones de densidad que dieron lugar a las galaxias y otras estructuras del Universo. Cuando el inflatón se desintegró, transfirió su energía a los quarks y otras partículas, creando así el calor del Big Bang y la propia sopa de quarks.

La teoría de la inflación demuestra una conexión profunda entre los quarks y el cosmos: las fluctuaciones cuánticas del inflatón, que existían a nivel subatómico, han crecido a proporciones astrofísicas debido a la rápida expansión y se han convertido en la semilla de todas las estructuras que se observan en la actualidad. En otras palabras, la imagen de la radiación de fondo de microondas en el cielo es una imagen gigantesca del mundo subatómico. Las propiedades observadas de esta radiación son consistentes con las predicciones teóricas, lo que demuestra que la inflación, o algo similar, ocurrió en la historia muy temprana del universo.

El nacimiento del universo

Cuando los cosmólogos intentan ir aún más lejos y comprender el comienzo mismo del universo, sus juicios se vuelven menos seguros. Durante un siglo, la teoría general de la relatividad de Einstein fue la base para estudiar la evolución del universo. Pero no concuerda con otro pilar de la física moderna: la teoría cuántica, por lo que la tarea más importante es reconciliarlos entre sí. Solo con una teoría tan unificada podremos pasar a los primeros momentos de la evolución del Universo, a la llamada era de Planck con una edad de $ 10 ^ (- 43) $ s, cuando el espacio-tiempo mismo era formado.

Las versiones de prueba de una teoría unificada nos ofrecen imágenes asombrosas de los primeros momentos. Por ejemplo, la teoría de cuerdas predice la existencia de dimensiones extra de espacio y, posiblemente, la presencia de otros universos en este superespacio. Lo que llamamos Big Bang podría ser una colisión de nuestro universo con otro (ver: G. Veneziano El mito del comienzo de los tiempos // VMN, No. 8, 2004)... La combinación de la teoría de cuerdas con la teoría de la inflación conduce a quizás la idea más ambiciosa: la idea de un multiverso, que consta de un número infinito de partes no conectadas, cada una de las cuales tiene sus propias leyes físicas. (ver: R. Busso, J. Polchinski. Paisaje de la teoría de cuerdas // VMN, No. 12, 2004).

La idea de un universo múltiple todavía está en desarrollo y apunta a dos grandes problemas teóricos. Primero, de las ecuaciones que describen la inflación, se deduce que si sucedió una vez, entonces el proceso ocurrirá una y otra vez, generando un número infinito de regiones "hinchadas". Son tan grandes que no pueden comunicarse entre sí y, por lo tanto, no se afectan entre sí. En segundo lugar, la teoría de cuerdas indica que estas regiones tienen diferentes parámetros físicos, como el número de dimensiones espaciales y familias de partículas estables.

El concepto de universo múltiple nos permite echar un vistazo a dos de los problemas científicos más complejos: ¿qué sucedió antes del Big Bang y por qué las leyes de la física son exactamente así? (La pregunta de Einstein, "¿Tenía Dios una opción?" Relacionada precisamente con tales leyes.) El universo plural hace que la pregunta de lo que sucedió antes del Big Bang carezca de sentido, ya que hubo un número infinito de big bangs, y cada uno generó su propia oleada. en la inflación. La pregunta de Einstein también pierde su significado: en un número infinito de universos, se realizan todas las versiones posibles de las leyes de la física, por lo que las leyes que gobiernan nuestro universo no son algo especial.

Los cosmólogos son ambivalentes sobre la idea de un universo múltiple. Si realmente no hay conexión entre los subuniversos separados, entonces no podemos estar seguros de su existencia; de hecho, están más allá del conocimiento científico. Una parte de mí quiere gritar: "¡Por favor, no más de un universo!" Pero, por otro lado, la idea de un universo múltiple resuelve una serie de problemas fundamentales. Si es correcto, entonces la expansión Hubble del Universo es solo 100 mil millones de veces y la expulsión copernicana de la Tierra del centro del Universo en el siglo XVI. parecerá solo una pequeña adición a nuestra conciencia de nuestro lugar en el espacio.

EN LA OSCURIDAD

El elemento más importante de la comprensión moderna del universo y su mayor misterio es la energía oscura, una forma de energía profundamente misteriosa y recientemente descubierta que provoca la aceleración de la expansión cósmica. La energía oscura reemplazó a la materia hace varios miles de millones de años. Antes de esto, la expansión se ralentizó por la atracción gravitacional de la materia, y la gravedad pudo crear estructuras que iban desde galaxias hasta supercúmulos. Ahora, debido a la influencia de la energía oscura, no se pueden formar estructuras más grandes que los supercúmulos. Y si la energía oscura hubiera ganado incluso antes, digamos, cuando el universo tenía solo 100 millones de años, entonces la formación de estructuras se habría detenido antes de que surgieran las galaxias, y no estaríamos aquí.

Los cosmólogos todavía tienen una idea muy vaga de lo que es esta energía oscura. Para que la expansión se acelere, se necesita una fuerza repulsiva. La teoría general de la relatividad de Einstein indica que la gravedad de una forma de energía extremadamente elástica puede causar repulsión. La energía cuántica que llena el espacio vacío hace precisamente eso. Pero el problema es que las estimaciones teóricas de la densidad de energía cuántica no son consistentes con los requisitos de observación; de hecho, los superan en número en muchos órdenes de magnitud. Otra posibilidad: la aceleración cósmica puede ser controlada no por una nueva forma de energía, sino por algo que imite esta energía, digamos, la falacia de la teoría general de la relatividad o la influencia de dimensiones espaciales invisibles. (ver: L. Cross, M. Turner The Cosmic Riddle // VMN, No. 12, 2004).

Si el universo continúa acelerándose a su ritmo actual, en 30 mil millones de años todos los signos del Big Bang desaparecerán. (ver: L. Cross, R. Scherrer ¿Llegará el fin de la cosmología? // VMN, No. 6, 2008)... Todas las galaxias, con la excepción de unas pocas cercanas, experimentarán un corrimiento al rojo tan grande que se volverán invisibles. La temperatura de la radiación cósmica de fondo caerá por debajo de la sensibilidad de los instrumentos. Al hacerlo, el universo se parecerá a lo que los astrónomos imaginaron hace 100 años, antes de que sus instrumentos fueran lo suficientemente poderosos como para ver el universo que conocemos hoy.

La cosmología moderna esencialmente nos humilla. Estamos formados por protones, neutrones y electrones, que juntos constituyen sólo el 4,5% del universo; existimos sólo gracias a las conexiones más sutiles entre lo más pequeño y lo más grande. Las leyes de la microfísica aseguraron el predominio de la materia sobre la antimateria, la aparición de fluctuaciones que se convirtieron en semillas de galaxias, el llenado del espacio con partículas de materia oscura, lo que proporcionó la infraestructura gravitacional que permitió que las galaxias se formaran antes de que prevaleciera la energía oscura y comenzara la expansión. acelerar (recuadro arriba). Al mismo tiempo, la cosmología es intrínsecamente arrogante. La idea de que podamos entender algo en un océano tan vasto de espacio y tiempo, como nuestro Universo, a primera vista parece absurda. Esta extraña mezcla de modestia y confianza en nosotros mismos nos ha permitido durante el siglo pasado avanzar mucho en la comprensión de la estructura del universo moderno y su evolución. Espero con optimismo seguir avanzando en los próximos años y estoy bastante seguro de que estamos viviendo en una era dorada de la cosmología.

Si hubiera aún más energía oscura en el universo, permanecería casi sin forma (izquierda), sin las grandes estructuras que vemos (derecha).

Traducción: V.G. Surdin

LITERATURA ADICIONAL

• El universo temprano. Edward W. Kolb y Michael S. Turner. Westview Press, 1994.
• El universo inflacionario. Alan Guth. Básico, 1998.
• Quarks y el Cosmos. Michael S. Turner en Science, vol. 315, páginas 59-61; 5 de enero de 2007.
• Dark Tnergy y el Universo en Aceleración. Joshua Frieman, Michael S. Turner y Dragan Huterer en Revisiones anuales de astronomía y astrofísica, vol. 46, páginas 385-432; 2008. Disponible en línea: arxiv.org.
• Cherepashchuk A.M., Chernin A.D. Horizontes del Universo. Novosibirsk: Editorial de SB RAS, 2005.

Michael S. Turner fue pionero en la unificación de la física de partículas, la astrofísica y la cosmología y dirigió el trabajo de la Academia Nacional en esta nueva área de investigación a principios de esta década. Es profesor en el Instituto de Física Cosmológica de la Fundación Kavli de la Universidad de Chicago. De 2003 a 2006, dirigió la División de Física y Matemáticas de la National Science Foundation. Entre sus premios se encuentran el Premio Warner de la Sociedad Astronómica Estadounidense, el Premio Lilienfeld de la Sociedad Estadounidense de Física y el Premio Klopsteg de la Asociación Estadounidense de Profesores de Física.

Las partículas microscópicas, que la visión humana solo puede ver con un microscopio, así como los planetas enormes y los cúmulos de estrellas, asombran a la gente. Desde la antigüedad, nuestros antepasados ​​han intentado comprender los principios de la formación del cosmos, pero incluso en el mundo moderno todavía no existe una respuesta exacta a la pregunta "cómo se formó el universo". ¿Quizás la mente humana no es capaz de encontrar una solución a un problema tan global?

Científicos de diferentes épocas de toda la Tierra intentaron comprender este secreto. Todas las explicaciones teóricas se basan en supuestos y cálculos. Numerosas hipótesis presentadas por científicos están diseñadas para crear una idea del Universo y explicar el surgimiento de su estructura a gran escala, elementos químicos y describir la cronología de origen.

Teoria de las cuerdas

Hasta cierto punto refuta el Big Bang como el momento inicial de la aparición de los elementos del espacio exterior. Según el universo siempre ha existido. La hipótesis describe la interacción y estructura de la materia, donde existe un determinado conjunto de partículas, que se dividen en quarks, bosones y leptones. En términos simples, estos elementos son la base del universo, ya que su tamaño es tan pequeño que la división en otros componentes se ha vuelto imposible.

Un rasgo distintivo de la teoría de cómo se formó el universo es la afirmación de las partículas antes mencionadas, que son cuerdas ultramicroscópicas que vibran constantemente. Individualmente, no tienen forma material, siendo la energía que en conjunto crea todos los elementos físicos del cosmos. Un ejemplo en esta situación es el fuego: al mirarlo parece materia, pero es intangible.

El Big Bang: la primera hipótesis científica

El autor de esta suposición fue el astrónomo Edwin Hubble, quien en 1929 notó que las galaxias se alejaban gradualmente unas de otras. La teoría establece que el gran universo actual se originó a partir de una partícula de tamaño microscópico. Los elementos futuros del universo se encontraban en un estado singular, en el que era imposible obtener datos sobre presión, temperatura o densidad. Las leyes de la física en tales condiciones no afectan a la energía ni a la materia.

La causa del Big Bang es la inestabilidad que ha surgido dentro de la partícula. Una especie de escombros, esparcidos por el espacio, formaron una nebulosa. Con el tiempo, estos pequeños elementos formaron átomos, de los cuales surgieron galaxias, estrellas y planetas del Universo tal como los conocemos hoy.

Inflación cósmica

Esta teoría del nacimiento del Universo establece que el mundo moderno se colocó originalmente en un punto infinitesimal en un estado de singularidad, que comenzó a expandirse a un ritmo increíble. Después de un período de tiempo muy corto, su aumento ya superó la velocidad de la luz. Este proceso se denominó "inflación".

La tarea principal de la hipótesis es explicar no cómo se formó el universo, sino las razones de su expansión y el concepto de singularidad cósmica. Como resultado del trabajo en esta teoría, quedó claro que solo los cálculos y resultados basados ​​en métodos teóricos son aplicables para resolver este problema.

Creacionismo

Esta teoría dominó durante mucho tiempo hasta finales del siglo XIX. Según el creacionismo, el mundo orgánico, la humanidad, la Tierra y el universo en su conjunto fueron creados por Dios. La hipótesis se originó entre científicos que no refutaron el cristianismo como explicación de la historia del universo.

El creacionismo es el principal enemigo de la evolución. Toda la naturaleza, creada por Dios en seis días, que vemos todos los días, fue originalmente así y permanece sin cambios hasta el día de hoy. Es decir, el autodesarrollo como tal no existía.

A principios del siglo XX comienza la aceleración de la acumulación de conocimientos en los campos de la física, la astronomía, las matemáticas y la biología. Con la ayuda de nueva información, los científicos hacen repetidos intentos de explicar cómo se formó el universo, relegando así el creacionismo a un segundo plano. En el mundo moderno, esta teoría ha tomado la forma de un movimiento filosófico, que consiste en la religión como base, así como en mitos, hechos e incluso conocimiento científico.

Principio antrópico de Stephen Hawking

Su hipótesis en su conjunto se puede describir en pocas palabras: no hay eventos aleatorios. Nuestra Tierra tiene hoy más de 40 características, sin las cuales no existiría la vida en el planeta.

El astrofísico estadounidense H. Ross estimó la probabilidad de eventos aleatorios. Como resultado, el científico recibió la cifra 10 con el grado -53 (si la última cifra es menor a 40, la probabilidad se considera imposible).

El universo observable contiene un billón de galaxias y cada una de ellas contiene aproximadamente 100 mil millones de estrellas. Basado en esto, el número de planetas en el Universo es 10 elevado a la vigésima potencia, que es 33 órdenes de magnitud menos que en el cálculo anterior. En consecuencia, en todo el espacio no existen lugares tan singulares con condiciones como en la Tierra, que permitirían el surgimiento espontáneo de la vida.

La grandeza y diversidad del mundo circundante puede asombrar a cualquier imaginación. Todos los objetos y objetos que rodean a una persona, otras personas, varios tipos de plantas y animales, partículas que solo se pueden ver con un microscopio, así como cúmulos estelares incomprensibles: todos están unidos por el concepto del "Universo".

Las teorías sobre el origen del Universo han sido desarrolladas por el hombre durante mucho tiempo. A pesar de la ausencia incluso de un concepto inicial de religión o ciencia, en las mentes inquisitivas de los pueblos antiguos surgieron preguntas sobre los principios del orden mundial y sobre la posición de una persona en el espacio que lo rodea. Cuántas teorías sobre el origen del Universo existen hoy en día, es difícil de contar, algunas de ellas están siendo estudiadas por los principales científicos de fama mundial, otras son francamente fantásticas.

Cosmología y su tema

La cosmología moderna, la ciencia de la estructura y el desarrollo del Universo, considera la cuestión de su origen como uno de los misterios más interesantes y aún insuficientemente estudiados. La naturaleza de los procesos que contribuyeron al surgimiento de estrellas, galaxias, sistemas solares y planetas, su desarrollo, la fuente de aparición del Universo, así como su tamaño y límites: todo esto es solo una breve lista de temas estudiados. por científicos modernos.

La búsqueda de respuestas al acertijo fundamental sobre la formación del mundo ha llevado al hecho de que hoy existen varias teorías sobre el origen, existencia, desarrollo del Universo. La emoción de los especialistas que buscan respuestas, construyen y prueban hipótesis está justificada, porque una teoría confiable del nacimiento del Universo revelará para toda la humanidad la probabilidad de la existencia de vida en otros sistemas y planetas.

Las teorías del origen del Universo tienen el carácter de conceptos científicos, hipótesis individuales, enseñanzas religiosas, ideas filosóficas y mitos. Todos están divididos condicionalmente en dos categorías principales:

1. Teorías según las cuales el universo fue creado por un creador. En otras palabras, su esencia es que el proceso de creación del Universo fue una acción consciente y espiritualizada, una manifestación de voluntad.
2. Teorías del origen del Universo, construidas sobre la base de factores científicos. Sus postulados rechazan categóricamente tanto la existencia de un creador como la posibilidad de creación consciente del mundo. Estas hipótesis se basan a menudo en lo que se llama el principio de mediocridad. Asumen la probabilidad de que exista vida no solo en nuestro planeta, sino también en otros.

Creacionismo: la teoría de la creación del mundo por el Creador

Como sugiere el nombre, el creacionismo (creación) es una teoría religiosa del origen del universo. Esta cosmovisión se basa en el concepto de la creación del universo, el planeta y el hombre por Dios o el Creador.

La idea fue dominante durante mucho tiempo, hasta finales del siglo XIX, cuando se aceleró el proceso de acumulación de conocimientos en diversos campos de la ciencia (biología, astronomía, física) y se generalizó la teoría evolutiva. El creacionismo se ha convertido en una especie de reacción de los cristianos que se adhieren a puntos de vista conservadores sobre los descubrimientos que se están realizando. La idea dominante en ese momento solo intensificó las contradicciones existentes entre las teorías religiosas y otras.

En qué se diferencian las teorías científicas y religiosas

Las principales diferencias entre las teorías de varias categorías radican principalmente en los términos utilizados por sus adherentes. Entonces, en hipótesis científicas, en lugar del creador - naturaleza, y en lugar de creación - origen. Junto a esto, hay preguntas que son cubiertas de manera similar por diferentes teorías o incluso completamente duplicadas.

Las teorías sobre el origen del universo, pertenecientes a categorías opuestas, fechan su apariencia de manera diferente. Por ejemplo, según la hipótesis más común (la teoría del Big Bang), el universo se formó hace unos 13 mil millones de años.

En contraste, la teoría religiosa del origen del universo da números completamente diferentes:

• Según fuentes cristianas, la edad del universo creado por Dios en el momento del nacimiento de Jesucristo era de 3483-6984 años.
• El hinduismo sugiere que nuestro mundo tiene aproximadamente 155 billones de años.

Kant y su modelo cosmológico

Hasta el siglo XX, la mayoría de los científicos opinaban que el universo es infinito. Por esta cualidad caracterizaron el tiempo y el espacio. Además, en su opinión, el Universo era estático y homogéneo.

Isaac Newton propuso la idea del infinito del Universo en el espacio. Se comprometió el desarrollo de esta suposición, quien también desarrolló una teoría sobre la ausencia de límites de tiempo. Yendo más allá, en supuestos teóricos, Kant extendió el infinito del universo al número de posibles productos biológicos. Este postulado significó que en las condiciones de un mundo antiguo y vasto sin fin ni principio, podrían existir innumerables opciones posibles, como resultado de lo cual el surgimiento de cualquier especie biológica es real.

Sobre la base de la posible aparición de formas de vida, se desarrolló más tarde la teoría de Darwin. Las observaciones del cielo estrellado y los resultados de los cálculos de los astrónomos confirmaron el modelo cosmológico de Kant.

Reflexiones de Einstein

A principios del siglo XX, Albert Einstein publicó su propio modelo del universo. Según su teoría de la relatividad, dos procesos opuestos ocurren simultáneamente en el Universo: expansión y contracción. Sin embargo, estuvo de acuerdo con la opinión de la mayoría de los científicos sobre la estacionariedad del Universo, por lo que introdujo el concepto de fuerza repulsiva cósmica. Su efecto está diseñado para equilibrar la atracción de las estrellas y detener el proceso de movimiento de todos los cuerpos celestes para preservar la naturaleza estática del Universo.

El modelo del universo, según Einstein, tiene un cierto tamaño, pero no hay fronteras. Esta combinación es factible solo cuando el espacio se curva de la misma manera que ocurre en una esfera.

Las características del espacio de dicho modelo son:

• Tridimensionalidad.
• Cerrándose uno mismo.
• Uniformidad (falta de centro y borde) en la que las galaxias están ubicadas uniformemente.

A. A. Fridman: El universo se está expandiendo

El creador del revolucionario modelo en expansión del Universo, A. A. Fridman (URSS) construyó su teoría sobre la base de ecuaciones que caracterizan la teoría general de la relatividad. Es cierto que la opinión generalmente aceptada en el mundo científico de esa época era la naturaleza estática de nuestro mundo, por lo tanto, no se prestó la debida atención a su trabajo.

Unos años más tarde, el astrónomo Edwin Hubble hizo un descubrimiento que confirmó las ideas de Friedman. Se descubrió la distancia de las galaxias a la cercana Vía Láctea. Al mismo tiempo, el hecho de que la velocidad de su movimiento sea proporcional a la distancia entre ellos y nuestra galaxia se ha vuelto irrefutable.

Este descubrimiento explica la constante "dispersión" de estrellas y galaxias entre sí, lo que lleva a la conclusión sobre la expansión del universo.

Finalmente, las conclusiones de Friedman fueron reconocidas por Einstein; luego mencionó los méritos del científico soviético como fundador de la hipótesis de la expansión del Universo.

No se puede decir que existan contradicciones entre esta teoría y la teoría general de la relatividad, sin embargo, durante la expansión del Universo, debe haber habido un impulso inicial que provocó la dispersión de las estrellas. Por analogía con la explosión, la idea se llama "Big Bang".

Stephen Hawking y el principio antrópico

La teoría antropocéntrica del origen del universo fue el resultado de cálculos y descubrimientos de Stephen Hawking. Su creador afirma que la existencia de un planeta tan bien preparado para la vida humana no puede ser accidental.

La teoría de Stephen Hawking sobre el origen del Universo también prevé la evaporación gradual de los agujeros negros, su pérdida de energía y la emisión de radiación de Hawking.

Como resultado de la búsqueda de evidencia, se identificaron y verificaron más de 40 características, cuya observancia es necesaria para el desarrollo de la civilización. El astrofísico estadounidense Hugh Ross estimó la probabilidad de tal coincidencia involuntaria. El resultado fue 10 -53.

Nuestro universo incluye un billón de galaxias, cada una con 100 mil millones de estrellas. Según cálculos realizados por científicos, el número total de planetas debería ser 10 20. Esta cifra es 33 órdenes de magnitud menor que la calculada previamente. En consecuencia, ninguno de los planetas de todas las galaxias puede combinar las condiciones que serían adecuadas para el surgimiento espontáneo de la vida.

La teoría del Big Bang: el surgimiento del universo a partir de una pequeña partícula

Los científicos que apoyan la teoría del Big Bang comparten la hipótesis de que el universo es consecuencia de una gran explosión. El principal postulado de la teoría es la afirmación de que antes de este evento, todos los elementos del Universo actual estaban encerrados en una partícula de dimensiones microscópicas. En su interior, los elementos se caracterizaban por un estado singular, en el que no se podían medir indicadores como temperatura, densidad y presión. Son infinitas. La materia y la energía en este estado no se ven afectadas por las leyes de la física.

Lo que sucedió hace 15 mil millones de años se llama la inestabilidad que surgió dentro de la partícula. Los elementos más pequeños dispersos sentaron las bases del mundo que conocemos hoy.

Al principio, el universo era una nebulosa formada por las partículas más pequeñas (más pequeñas que un átomo). Luego, cuando se combinaron, formaron átomos, que sirvieron como base de las galaxias estelares. La respuesta a las preguntas sobre qué sucedió antes de la explosión, así como qué la provocó, son las tareas más importantes de esta teoría del origen del Universo.

La tabla muestra esquemáticamente las etapas de la formación del universo después del Big Bang.

Como se desprende de los datos anteriores, el Universo continúa expandiéndose y enfriándose.

El aumento constante de la distancia entre galaxias es el principal postulado: lo que hace diferente a la teoría del Big Bang. El surgimiento del universo de esta manera puede ser confirmado por la evidencia encontrada. También hay motivos para refutarlo.

Problemas de teoría

Dado que la teoría del Big Bang no está probada en la práctica, no sorprende que haya varias preguntas que no puede responder:

1. Singularidad. Esta palabra denota el estado del Universo, comprimido en un punto. El problema de la teoría del Big Bang es la imposibilidad de describir los procesos que ocurren en la materia y el espacio en tal estado. La ley general de la relatividad no es aplicable aquí, por lo que es imposible componer una descripción matemática y ecuaciones para modelar.
   La imposibilidad fundamental de obtener una respuesta a la pregunta sobre el estado original del Universo desacredita la teoría desde el principio. Sus exposiciones de divulgación científica prefieren ignorar o mencionar sólo de pasada esta complejidad. Sin embargo, para los científicos que trabajan para proporcionar una base matemática para la teoría del Big Bang, esta dificultad se reconoce como un obstáculo importante.
2. Astronomía. En esta área, la teoría del Big Bang se enfrenta al hecho de que no puede describir el proceso del origen de las galaxias. Con base en las versiones modernas de las teorías, es posible predecir cómo aparece una nube de gas homogénea. Además, su densidad en la actualidad debería ser de aproximadamente un átomo por metro cúbico. Para obtener algo más, no se puede hacer sin ajustar el estado inicial del Universo. La falta de información y de experiencia práctica en esta área se convierte en un serio obstáculo para seguir modelando.

También existe una discrepancia en los indicadores de la masa calculada de nuestra galaxia y aquellos datos que se obtuvieron al estudiar la velocidad de su atracción a Al parecer, el peso de nuestra galaxia es diez veces mayor de lo que se suponía anteriormente.

Cosmología y Física Cuántica

Hoy en día no existen teorías cosmológicas que no se basen en la mecánica cuántica. Después de todo, se ocupa de la descripción del comportamiento de la física cuántica y la clásica (planteada por Newton) es que la segunda observa y describe objetos materiales, y la primera asume una descripción exclusivamente matemática de la observación y la medición. sí mismo. Para la física cuántica, los valores materiales no son objeto de investigación, aquí el propio observador actúa como parte de la situación estudiada.

Con base en estas características, la mecánica cuántica tiene dificultades para describir el Universo, porque el observador es parte del Universo. Sin embargo, hablando de la aparición del universo, es imposible imaginar a los observadores externos. Los intentos de desarrollar un modelo sin la participación de un observador externo fueron coronados con la teoría cuántica del origen del Universo de J. Wheeler.

Su esencia es que en cada momento del tiempo el universo se divide y se forman un número infinito de copias. Como resultado, se puede observar cada uno de los universos paralelos y los observadores pueden ver todas las alternativas cuánticas. Además, el mundo original y el nuevo son reales.

Modelo inflacionario

La tarea principal que la teoría de la inflación está diseñada para resolver es encontrar una respuesta a las preguntas que quedaron sin cubrir por la teoría del big bang y la teoría de la expansión. A saber:

1. ¿Por qué se expande el universo?
2. ¿Qué es el Big Bang?

Con este fin, la teoría inflacionaria del origen del Universo prevé la extrapolación de la expansión al punto cero en el tiempo, el confinamiento de toda la masa del Universo en un punto y la formación de una singularidad cosmológica, que a menudo es llamado Big Bang.

Se hace evidente la irrelevancia de la teoría general de la relatividad, que no se puede aplicar en este momento. Como resultado, solo se pueden aplicar métodos teóricos, cálculos y conclusiones para desarrollar una teoría más general (o "nueva física") y resolver el problema de la singularidad cosmológica.

Nuevas teorías alternativas

A pesar del éxito del modelo de inflación cósmica, hay científicos que se oponen a él, llamándolo insostenible. Su principal argumento es la crítica a las soluciones propuestas por la teoría. Los opositores argumentan que las soluciones obtenidas dejan algunos detalles faltantes, es decir, en lugar de resolver el problema de los valores iniciales, la teoría solo los cubre hábilmente.

Varias teorías exóticas se están convirtiendo en una alternativa, cuya idea se basa en la formación de valores iniciales antes del big bang. Las nuevas teorías sobre el origen del universo se pueden describir brevemente de la siguiente manera:

• Teoria de las cuerdas. Sus adeptos proponen, además de las habituales cuatro dimensiones de espacio y tiempo, introducir dimensiones adicionales. Podrían desempeñar un papel en las primeras etapas del Universo y, en este momento, estar en un estado compacto. Respondiendo a la pregunta sobre el motivo de su compactación, los científicos proponen una respuesta que afirma que la propiedad de las supercuerdas es la dualidad T. Por lo tanto, las cuerdas se "enrollan" en dimensiones adicionales y su tamaño es limitado.
• Teoría de Bran. También se le llama teoría M. De acuerdo con sus postulados, al comienzo de la formación del Universo, existe un frío espacio-tiempo estático de cinco dimensiones. Cuatro de ellos (espaciales) tienen limitaciones, o las paredes son tri-branas. Nuestro espacio es una de las paredes y la segunda está oculta. La tercera tri-brana se coloca en un espacio de cuatro dimensiones, está limitada por dos branas limítrofes. La teoría considera la colisión de la tercera brana con la nuestra y la liberación de una gran cantidad de energía. Son estas condiciones las que se vuelven favorables para la aparición del Big Bang.

1. Las teorías cíclicas niegan la singularidad del Big Bang, argumentando que el universo se está moviendo de un estado a otro. El problema de tales teorías es el aumento de la entropía, según la segunda ley de la termodinámica. En consecuencia, la duración de los ciclos anteriores fue más corta y la temperatura de la sustancia fue significativamente más alta que en la gran explosión. Esto es extremadamente improbable.

Independientemente de cuántas teorías sobre el origen del Universo haya, solo dos de ellas han resistido la prueba del tiempo y han superado el problema de la entropía en constante aumento. Fueron desarrollados por los científicos Steinhardt-Türk y Baum-Frampton.

Estas teorías relativamente nuevas sobre el origen del Universo se presentaron en los años 80 del siglo pasado. Tienen muchos seguidores que desarrollan modelos basados ​​en ella, buscan evidencias de confiabilidad y trabajan para eliminar contradicciones.

Teoria de las cuerdas

Uno de los más populares entre la teoría del origen del Universo - Antes de proceder a la descripción de su idea, es necesario comprender los conceptos de uno de los competidores más cercanos, el modelo estándar. Ella sugiere que la materia y las interacciones se pueden describir como un conjunto específico de partículas, divididas en varios grupos:

• Quarks.
• Leptones.
• Bosones.

Estas partículas son, de hecho, los componentes básicos del universo, ya que son tan pequeñas que no se pueden dividir en componentes.

Un rasgo distintivo de la teoría de cuerdas es la afirmación de que esos ladrillos no son partículas, sino cuerdas ultramicroscópicas que vibran. En este caso, al vibrar a diferentes frecuencias, las cuerdas se vuelven análogas a varias partículas descritas en el modelo estándar.

Para entender la teoría, uno debe darse cuenta de que las cuerdas no son materia, son energía. En consecuencia, la teoría de cuerdas concluye que todos los elementos del universo están hechos de energía.

El fuego es una buena analogía. Cuando lo miras, tienes la impresión de su materialidad, pero no se puede tocar.

Cosmología para escolares

Las teorías del origen del universo se estudian brevemente en las escuelas en las lecciones de astronomía. A los estudiantes se les describen las teorías básicas sobre cómo se formó nuestro mundo, qué le está sucediendo ahora y cómo se desarrollará en el futuro.

El propósito de las lecciones es familiarizar a los niños con la naturaleza de la formación de partículas elementales, elementos químicos y cuerpos celestes. Las teorías del origen del universo para niños se reducen a la presentación de la teoría del big bang. Los profesores utilizan material visual: diapositivas, tablas, carteles, ilustraciones. Su principal tarea es despertar el interés de los niños por el mundo que les rodea.