За вратами загадочнной Вселенной. Том 1. Лариса Печенежская

к образованию галактик и других структур.

      Точное время окончания квантового хаоса является предметом дискуссий среди ученых. Некоторые исследователи считают, что оно произошло в момент, когда температура Вселенной упала ниже 10^15 градусов Кельвина, а другие, что это произошло позже – при температуре 10^12 градусов Кельвина.

      Независимо от того, когда именно завершилось окончание квантового хаоса, оно явилось важным событием в истории Вселенной, поскольку ознаменовало переход к ее нынешнему состоянию, которое мы наблюдаем сегодня. Исследователи продолжают изучать этот период рождения космического мироздания, чтобы лучше понять его природу и последствия.

      Следующей стадией истории Вселенной стала инфляционная стадия – очень короткий, но интенсивный период её резкого расширения, который произошел в самом начале вскоре после Большого Взрыва.

      Инфляционная стадия Вселенной

      Инфляция12 была вызвана существованием гипотетической субстанции, называемой инфляционным полем, обладавшим отрицательным давлением, которое привело к ускоренному расширению Вселенной. В первый момент инфляции от единого суперсимметричного поля, ранее включавшего поля фундаментальных взаимодействий, отделилось гравитационное взаимодействие.

      Словом, в течение крохотной доли времени (менее, чем за одну миллиардную долю доли секунды), Вселенная, предположительно, экспоненциально13 расширилась. Проще говоря, стала очень быстро раздуваться, а ближе к концу энергия физических полей перешла в энергию обычных частиц, что значительно повысило температуру вещества и излучения.

      Инфляция имела ряд важных последствий для эволюции Вселенной. Она привела к тому, что Вселенная стала однородной и изотропной на больших масштабах, а также к образованию различий в плотности вещества.

      Это предположение о периоде инфляции, хотя и не имеет прямых наблюдений, является ключевой частью современных космологических теорий и помогает объяснить некоторые загадки ранней Вселенной.

      После того, как состояние инфляции закончилось и энергия пространства преобразовалась в материю, антиматерию и излучение, началась стадия радиационного доминирования, когда температура Вселенной начала понижаться и сформировались фермионы14. Они разделились на кварки – бесструктурные элементарные частицы и фундаментальные составляющие материи, сильно взаимодействующие между собой, а также лептоны, которые свободно существуют в пространстве независимо от своих собратьев. Затем кварки объединились в составные частицы, называемые адронами, наиболее стабильными из которых являются протоны и нейтроны, компоненты атомных ядер.

      Стадия радиационного доминирования, когда температура Вселенной начала понижаться и сформировались фермионы

      Горячий первичный бульон расширился и остыл, образовав легкую асимметрию

12

Быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна значению самого масштаба.

13

То есть быстро, безудержно.

14

Частицы с полуцелым спином (например, электрон, протон, нейтрон, нейтрино).