Номер 1, страница 302 - гдз по физике 11 класс учебник Закирова, Аширов

1. Какие этапы эволюции Вселенной выделяют специалисты в рамках теории Большого взрыва?

1. Решение

В рамках теории Большого взрыва специалисты выделяют несколько ключевых этапов эволюции Вселенной, которые характеризуются определенными физическими условиями (температурой, плотностью) и происходящими процессами. Хронология этих этапов отсчитывается с момента Большого взрыва (t=0).

Планковская эпоха. Время: от 0 до $10^{-43}$ с (планковское время). Это самый ранний момент времени, доступный для описания современной физикой. Температура и плотность были экстремально высокими (свыше $10^{32}$ К). Предполагается, что на этом этапе все четыре фундаментальных взаимодействия (гравитационное, сильное, слабое и электромагнитное) были объединены в одно супервзаимодействие. Для описания этого состояния требуется теория квантовой гравитации, которая пока не создана.

Эпоха Великого объединения. Время: от $10^{-43}$ с до $10^{-36}$ с. По мере расширения и остывания Вселенной гравитационное взаимодействие отделяется от остальных трёх. Сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия остаются объединенными в так называемое электроядерное взаимодействие, описываемое Теориями Великого Объединения (ТВО).

Инфляционная эпоха. Время: примерно с $10^{-36}$ с до $10^{-32}$ с. В этот период Вселенная претерпела чрезвычайно быстрое, экспоненциальное расширение (инфляцию). Размер Вселенной увеличился на много порядков за ничтожно малый промежуток времени. Инфляция объясняет, почему Вселенная такая однородная и изотропная в больших масштабах, а также почему ее геометрия близка к плоской. В конце этой эпохи сильное ядерное взаимодействие отделяется от электрослабого.

Электрослабая эпоха и Кварковая эпоха. Время: от $10^{-32}$ с до $10^{-6}$ с. После инфляции Вселенная продолжает расширяться и остывать. Она заполнена горячей кварк-глюонной плазмой, а также лептонами и бозонами. При температуре около $10^{15}$ К (время $10^{-12}$ с) происходит разделение электрослабого взаимодействия на электромагнитное и слабое. Кварки и глюоны все еще существуют в свободном состоянии.

Адронная эпоха. Время: от $10^{-6}$ с до 1 с. Температура падает настолько, что кварки больше не могут существовать свободно и объединяются в адроны: протоны, нейтроны и их античастицы. Происходит массовая аннигиляция пар адрон-антиадрон. Небольшой избыток материи над антиматерией (примерно одна частица на миллиард) приводит к тому, что после аннигиляции остается барионное вещество, из которого мы состоим.

Лептонная эпоха. Время: от 1 с до 3 минут. После аннигиляции адронов основными компонентами Вселенной становятся лептоны (электроны, позитроны, нейтрино) и фотоны. В конце этой эпохи температура падает ниже порога рождения электрон-позитронных пар, и они также в основном аннигилируют, оставляя небольшой избыток электронов.

Фотонная эпоха (эпоха нуклеосинтеза). Время: от 3 минут до 380 000 лет. Энергия во Вселенной теперь преимущественно сосредоточена в фотонах. В самом начале этой эпохи (первые 20 минут) происходит первичный нуклеосинтез: протоны и нейтроны объединяются в легкие атомные ядра. В результате образуется около 75% водорода, 25% гелия-4 по массе и незначительное количество дейтерия, гелия-3 и лития-7. Вещество находится в состоянии плазмы (ядра и свободные электроны), непрозрачной для фотонов.

Эпоха рекомбинации и Тёмные века. Время: около 380 000 лет после Большого взрыва. Температура падает до ~3000 К. Энергии фотонов становится недостаточно для ионизации атомов. Электроны захватываются ядрами, образуя нейтральные атомы водорода и гелия. Этот процесс называется рекомбинацией. Вселенная становится прозрачной для света. Фотоны, переставшие взаимодействовать с веществом, с тех пор свободно распространяются в пространстве, и сегодня мы их наблюдаем как реликтовое излучение. Период после рекомбинации и до появления первых звезд называют Тёмными веками, так как не было источников видимого света.

Эпоха реионизации и формирование структур. Время: от ~150 млн до ~1 млрд лет. Под действием гравитации из небольших неоднородностей плотности, заложенных еще в инфляционную эпоху, начинают формироваться первые крупномасштабные структуры: первые звезды (очень массивные и короткоживущие), квазары и галактики. Их мощное ультрафиолетовое излучение снова ионизирует межгалактический газ — этот процесс называется реионизацией. Вселенная постепенно приобретает современный вид с галактиками, скоплениями и сверхскоплениями галактик, разделенными огромными пустотами (войдами).

Современная эпоха (доминирование тёмной энергии). Время: от ~9,8 млрд лет до наших дней (текущий возраст Вселенной ~13,8 млрд лет). Начиная примерно 4 миллиарда лет назад, расширение Вселенной перестало замедляться под действием гравитации и начало ускоряться. Это ускорение приписывают действию тёмной энергии — таинственной субстанции с отрицательным давлением, которая составляет около 68% всей энергии во Вселенной. В эту эпоху продолжается эволюция звезд и галактик.

Ответ: Специалисты выделяют следующие основные этапы эволюции Вселенной в рамках теории Большого взрыва: Планковская эпоха, Эпоха Великого объединения, Инфляционная эпоха, Электрослабая и Кварковая эпохи, Адронная эпоха, Лептонная эпоха, Фотонная эпоха (включая первичный нуклеосинтез), Эпоха рекомбинации и Тёмные века, Эпоха реионизации и формирования структур, и современная эпоха доминирования тёмной энергии.