Ранний этап эволюции Вселенной

Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой плазму из элементарных частиц всех видов и их античастиц в состоянии термодинамического равновесия при температуре 10²⁷ К, которые свободно превращались друг в друга. В этом сгустке существовали только гравитационное и большое (Великое) взаимодействия. Потом Вселенная стала расширяться, одновременно ее плотность и температура уменьшались. Дальнейшая эволюция Вселенной происходила поэтапно и сопровождалась, с одной стороны, дифференциацией, а с другой — усложнением ее структур. Этапы эволюции Вселенной различаются характеристиками взаимодействия элементарных частиц и называются эрами. Самые важные изменения заняли менее трех минут.

Адронная эра продолжалась 10^-7 с. На этом этапе температура понижается до 10¹³ К. При этом появляются все четыре фундаментальных взаимодействия, прекращается свободное существование кварков, они сливаются в адроны, важнейшими среди которых являются протоны и нейтроны. Наиболее значимым событием стало глобальное нарушение симметрии, которое произошло в первые мгновения существования нашей Вселенной. Число частиц оказалось чуть больше, чем число античастиц. Причины такой асимметрии точно неизвестны до сих пор. В общем плазмоподобном сгустке на каждый миллиард пар частиц и античастиц на одну частицу оказывалось больше, ей не хватало пары для аннигиляции. Это и определило дальнейшее появление вещественной Вселенной с галактиками, звездами, планетами и разумными существами на некоторых из них.

Лептонная эра продолжалась до 1 с после начала. Температура Вселенной понизилась до 10¹⁰ К. Главными ее элементами были лептоны, которые участвовали во взаимных превращениях протонов и нейтронов. В конце этой эры вещество стало прозрачным для нейтрино, они перестали взаимодействовать с веществом и с тех пор дожили до наших дней.

Эра излучения (фотонная эра) продолжалась 1 млн. лет. За это время температура Вселенной снизилась с 10 млрд. К до 3000 К. На протяжении данного этапа происходили важнейшие для дальнейшей эволюции Вселенной процессы первичного нуклеосинтеза — соединение протонов и нейтронов (их было примерно в 8 раз мень-

ше, чем протонов) в атомные ядра. К концу этого процесса вещество Вселенной состояло на 75% из протонов (ядер водорода), около 25% составляли ядра гелия, сотые доли процента пришлись на дейтерий, литий и другие легкие элементы, после чего Вселенная стала прозрачной для фотонов, так как излучение отделилось от вещества и образовало то, что в нашу эпоху называется реликтовым излучением.

Затем почти 500 тысяч лет не происходило никаких качественных изменений — шло медленное остывание и расширение Вселенной. Вселенная, оставаясь однородной, становилась все более разреженной. Когда она остыла до 3000 К, ядра атомов водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться при этом в нейтральные атомы водорода и гелия. В итоге образовалась однородная Вселенная, представлявшая собой смесь трех почти не взаимодействующих субстанций: барионного вещества (водород, гелий и их изотопы), лептонов (нейтрино и антинейтрино) и излучения (фотоны). К этому времени уже не было высоких температур и больших давлений. Казалось, в перспективе Вселенную ждет дальнейшее расширение и остывание, образование «лептонной пустыни» — что-то вроде тепловой смерти. Но этого не случилось; напротив, произошел скачок, создавший современную структурную Вселенную, который, по современным оценкам, занял от 1 до 3 миллиардов лет.