Տիեզերքի ժամանակագրություն
Տիեզերքի ժամանակագրությունը նկարագրում է տիեզերքի ապագայի պատմությունը ըստ Մեծ պայթյունի տիեզերագիտության։ Տիեզերքի ընդարձակման պրոցեսը սկսվում է 13,8 միլիարդ տարի առաջ[1]։ Տիեզերքի ժամանակագրությունը կարելի է բաժանել չորս մասի.
- Շատ վաղ տիեզերք, Պլանկի դարաշրջանից մինչև տիեզերական ինֆլյացիա, տիեզերքի ժամանակի առաջին պիկովայրկյանը։ Այս ժամանակաշրջանն ակտիվորեն հետազոտվում է տեսականորեն՝ ներկայումս դուրս լինելով տարրական մասնիկների ֆիզիկայի փորձարարական հետազոտությունների տիրույթից։
- Վաղ տիեզերք, քվարկային դարաշրջանից մինչև Պլանկի դարաշրջանի ավարտը կամ տիեզերքի ժամանակի առաջին 380,000 տարիները, երբ ի հայտ են գալիս հայտնի ուժերը և մասնիկները, բայց տիեզերքը մնում է պլազմային վիճակում, ինչին հետևում է Մութ ժամանակաշրջանը՝ 380,000-ից մինչև մոտ 150 միլիոն տարի, ինչի ընթացքում տիեզերքը թափանցիկ էր, բայց մեծամասշտաբ կառուցվածքները դեռ ձևավորված չէին։
- Մեծամասշտաբ կառուցվածքների ձևավորման շրջանը, ներառյալ աստղերի էվոլյուցիան, գալակտիկաների ձևավորումը և էվոլյուցիան և գալակտիկաների կուտակումների ու գերկուտակումների էվոլյուցիան՝ մոտ 150 միլիոն տարուց մինչև ներկա ժամանակները, և հավանաբար հետագա 100 միլիարդ տարին։ Մեր գալակտիկայի բարակ սկավառակը սկսել է ձևավորվել մոտ 5 միլիարդ տարի[2]։ Արեգակնային համակարգը ձևավորվել է մոտ 4,6 միլիարդ տարի առաջ, իսկ Երկրի վրա կյանքի գոյության վաղ հետքերը սկսվում են մոտ 3,5 միլիարդ տարի առաջ։
- Հեռավոր ապագա, աստղերի ձևավորման դադարից հետո, տիեզերքի վերջնական ճակատագրի տարբեր սցենարներով։
Ժամանակաշրջաններ խմբագրել
Ժամանակագրության ստորև բերված վաղ փուլերը ակտիվ հետազոտվում են և հիմնված են գաղափարների վրա, որոնք գիտական իմացության առաջընթացին զուգընթաց դեռ ձևափոխվում են։
| Դարաշրջան | Ժամանակ | Կարմիր շեղում | Ջերմաստիճան (Էներգիա) |
Նկարագրություն |
|---|---|---|---|---|
| Պլանկի դարաշրջան | <10−43 վ | >1032 K (>1019 GeV) |
Պլանկի սանդղակը այն սանդղակն է, որից անդին ներկայիս ֆիզիկական տեսությունները չեն կարող կանխատեսումներ անել։ Պլանկի դարաշրջանը այն ժամանակն է, որի ընթացքում գերակշռել են գրավիտացիայի քվանտային էֆեկտները։ | |
| Մեծ միավորման դարաշրջան |
<10−36 վ | (>1016 ԳէՎ) | Ստանդարտ մոդելի երեք ուժերը միավորվում են (ենթադրելով, որ բնությունը նկարագրվում է մեծ միավորման տեսությամբ)։ | |
| Ինֆլյացիոն դարաշրջան, Էլեկտրաթույլ դարաշրջան |
<10−32 վ | 1028 Կ...1022 Կ | Տիեզերական ինֆլյացիան ընդարձակում է տարածությունը 1026-ի կարգ գործակցով 10−33-ից 10−32 վայրկյանների կարգի ժամանակում։ Տիեզերքը գերսառեցվում է 1027-ից մինչև 1022 կելվին[3]։ Ուժեղ միջուկային փոխազդեցությունն առանձնանում է Էլեկտրաթույլ փոխազդեցությունից։ | |
| Քվարկային դարաշրջան | 10−12 վ...10−6 վ | >1012 K (100 ՄէՎ) | Ստանդարտ մոդելի ուժերն առանձնացել են, սակայն քվարկների համար էներգիաները չափազանց բարձր են հադրոններում միավորվելու համար, փոխարենը ձևավորում են քվարկ-գլյուոնային պլազմա։ Սրանք Մեծ հադրոնային կոլայդերում դիտարկվող ամենաբարձր էներգիաներն են։ | |
| Հադրոնային դարաշրջան | 10−6 վ...1 վ | >1010 Կ | Քվարկները կապվում են հադրոններում։ Ավելի վաղ փուլերի թույլ նյութ-հականյութ ասիմետրիկությունը (բարիոնային ասիմետրիկություն) հանգեցնում է հակահադրոնների վերացմանը | |
| Նեյտրինային կապաքանդում |
1 վ | 1010 Կ (1 ՄէՎ) | Նեյտրինոները դադարում են փոխազդել բարիոնային նյութի հետ։ Տարածության սֆերիկ ծավալը, որը վերածվելու է դիտարկելի տիեզերքի, մոտավորապես 10 լուսատարի շառավիղ ունի։ | |
| Նեյտրինային դարաշրջան | 1 վ...10 վ | 1010 Կ...109 Կ | Լեպտոններն ու հակալեպտոնները մնում են ջերմային հավասարակշռության մեջ։ | |
| Մեծ պայթյունի միջուկասինթեզ |
10 վ...103 վ | 109 K...107 Կ (100 կէՎ...1 կէՎ) |
Պրոտոններն ու նեյտրոնները կապվում են սկզբնական ատոմական միջուկներում՝ ջրածնում և հելիում-4-ում։ Սինթեզվում են նաև փոքր քանակությամբ դեյտերիում, հելիում-3 և լիթիում-7։ | |
| Ֆոտոնային դարաշրջան | 10 վ...1.2×1013 վ (380 000) |
109 Կ...4000 Կ | Տիեզերքը բաղկացած է միջուկների, էլեկտրոնների ու պրոտոնների պլազմայից, ջերմաստիճանը դեռ չափազանց բարձր է էլեկտրոնները միջուկներում կապելու համար։ | |
| Ռեկոմբինացիա | 380 .000 | 1100 | 4000 Կ | Էլեկտրոններն ու ատոմական միջուկներն առաջին անգամ կապվում են չեզոք ատոմներում։ Ֆոտոններն այևս նյութի հետ ջերմային հավասարակշռության վիճակում չեն և տիեզերքը առաջին անգամ դառնում է թափանցիկ։ Ռեկոմբինացիան տևում է մոտ 100.000 տարի, ինչի ընթացքում տիեզերքը ավելի ու ավելի թափանցիկ է դառնում ֆոտոնների համար։ Այս ժամանակ են առաջանում տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման ֆոտոնները։ Տարածության սֆերիկ ծավալը, որը վերածվելու է տեսանելի տիեզերքի, 42 միլիոն լուսատարի շառավիղ ունի։ |
| Մութ ժամանակներ | 380 հազ...150 մլն | 1100...20 | 4000 Կ...60 Կ | Ժամանակահատվածը ռեկոմբինացիայի և առաջին աստղերի ձևավորման միջև։ Այս ժամանակի ընթացքում ֆոտոնների միակ աղբյուրը ռադիոալիքներ արձակող ջրածինն է (ջրածնի ռադիոգծով)։ Ազատ տարածվող մնացորդային ճառագայթման ֆոտոնները արագ (~500 ka-ում) կարմիր շեղում են ունենում դեպի ինֆրակարմիր տիրույթ, և տիեզերքը զրկվում է տեսանելի լույսից։ |
| Ռեիոնացում | 150 մլն...1 մլրդ | 20...6 | 60 Կ...19 Կ | Աստղադիտակներով տեսանելի ամենահեռավոր աստղադիտական մարմինները թվագրվում են այս ժամանակաշրջանով։ Ամենավաղ "արդի" սերնդի աստղերը (բնակություն III) ձևավորվում են այս շրջանում։ |
| Գալակտիկաների ձևավորում և էվոլյուցիա |
1 մլրդ...10 մլրդ | 6...0.4 | 19 Կ...4 Կ | Մոտ1.000.000.000 (z = 6)-ում գալակտիկաները միավորվում են նախա-կուտակումներում, իսկ գալակտիկաների կուտակումները առաջանում են 3 միլիարդ տարում (z = 2.1)-ում և գերկուտակումներում՝ մոտ 5 միլիարդ տարում (z = 1.2)-ում։ |
| Ներկա ժամանակ | 138 մլրդ | 0 | 2.7 Կ | Ամենահեռավոր դիտարկելի ֆոտոններն այս պահին մնացորդային ճառագայթման ֆոտոններն են։ Նրանք գալիս են 46 միլիարդ լուսատարի շառավղով սֆերայից։ Այդ սֆերան ընդգրկող տարածությունը սովորաբար համարվում է տեսանելի տիեզերք։ |
Ծանոթագրություններ խմբագրել
- ↑ Պլանկ տիեզերական աստղադիտարանը 2015 թվականին հրապարակեց 13.799 ± 0,021 միլիարդ տարի գնահատականը. Planck Collaboration (2015). «Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters». Astronomy & Astrophysics. 594 (13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
- ↑ del Peloso, E. F. (2005). «The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology. III. Extended sample». Astronomy and Astrophysics. 440 (3): 1153–1159. arXiv:astro-ph/0506458. Bibcode:2005A&A...440.1153D. doi:10.1051/0004-6361:20053307.
- ↑ Guth, "Phase transitions in the very early universe", in: Hawking, Gibbon, Siklos (eds.), The Very Early Universe (1985).