Однако эта величина ничтожно мала по сравнению с самим радиусом и должны пройти миллиарды лет, чтобы расширение космологического горизонта стало заметным. Информация о космических объектах, находящихся за космологическим горизонтом, до нас ещё не дошла, поскольку она не может распространяться со скоростью большей скорости света, а это означает, что мы в принципе не можем заглянуть за пределы космологического горизонта.

8.1.2. Модель горячей Вселенной

Очередной важный шаг в понимании эволюции Вселенной был сделан в 1948 году российским учёным Г.А.Гамовым (1904–1968), эмигрировавшим в 1933 г. во Францию, а позже – в США, который предложил модель «горячей Вселенной», назвав её «Космологией Большого Взрыва». В соответствии с современными представлениями считается, что модель горячей Вселенной начинает работать с момента времени ~10–36 – 10–35 с от начала Большого Взрыва, когда температура Вселенной составляла ~1029 К. Вещество Вселенной представляло собой горячую плазму, состоящую из элементарных частиц.

Природа взаимодействий в области температур 1029 К до сих пор далека от понимания. Среди существующих моделей взаимодействий есть такие, которые предсказывают появление лептокварков – частиц, обладающих признаками лептонов и кварков. Считается, что эти частицы могут взаимодействовать между собой таким образом, что появляется избыток вещества над антивеществом. По мере расширения Вселенной понижалась её температура и изменялись физические

характеристики. В период времени от ~10–35 до ~10–10 с температура изменилась от ~1029 К до ~1017 К. В этот период имело место генерация барионного заряда материи. Эта стадия называется эпохой рождения барионного избытка.

При температурах плазмы ~1017 – 1016 К (10–10 с от Большого Взрыва) имел место так называемый электрослабый фазовый переход. До этого момента электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия являются единым электрослабым взаимодействием. В эпоху электрослабого перехода происходит расщепление электрослабого взаимодействия на обычные электромагнитное и слабое взаимодействия.

При понижении температуры до ~1012 – 1011 К (10–4 с от Большого Взрыва) кварки начинают объединяться и образуют протоны и нейтроны. Этот процесс особенно интенсивно протекает при температуре ~1011 К. Начиная с этого момента, кварки уже не могут существовать в свободном состоянии. Это явление называется «невылетанием кварков» или конфайнментом, а стадия носит название эпохи конфайнмента кварков. В ранней Вселенной, когда её температура была значительно выше данной, протонов и нейтронов не было, а существовал так называемый «кварковый суп», в котором кинетическая энергия кварков значительно превосходила их энергию взаимодействия.

После эпохи образования протонов и нейтронов наступает эпоха первичного нуклеосинтеза. Она была в интервале от 1 с до ~200 с, при этом температура Вселенной составляла ~1010 – 109 К. В этот период синтезировались

лёгкие ядра, в основном ядра изотопов водорода и гелия, более тяжёлые ядра синтезируются позже в звёздах. Оставшиеся нейтроны распались на протоны, электроны и антинейтрино. Стадия первичного нуклеосинтеза является заключительной стадией, которая относится к ранней Вселенной.

Следующая эпоха, которая играет важную роль в космологии – это эпоха доминирования (преобладания) скрытой материи. Природа скрытой материи до сих пор является неизвестной. Предполагается, что скрытая материя может состоять из массивных нейтрино (нейтрино, обладающих ненулевой массой покоя) и так называемых нейтралино. Эпоха доминирования скрытого вещества наступает примерно через 700 лет от Большого Взрыва при температуре ~105 К. Начиная с этой эпохи, растут малые возмущения плотности вещества, которые увеличиваются настолько, что в итоге появляются галактики, звёзды и планеты.

Вслед за эпохой доминирования скрытой массы через 700 000 лет наступила эпоха рекомбинации водорода. До рекомбинации во Вселенной существовала горячая плазма, состоящая из частиц скрытой материи, протонов, электронов, фотонов и некоторого количества лёгких ядер. Во время рекомбинации протоны и электроны объединяются и образуется водород – один из самых распространённых элементов во Вселенной. Эпоха рекомбинации совпадает с эпохой прозрачности Вселенной. Дело в том, что в плазме свет не распространяется свободно. Фотоны сталкиваются с электронами и протонами, рассеиваются, меняют направление движения и частоту. Другими словами, они «забывают» ту

информацию, которую несли до столкновения. Начиная с эпохи рекомбинации, плазма исчезает и Вселенная становится прозрачной. Температура Вселенной в эту эпоху приходится на интервал 3 000–4 500 К.

В промежутке между эпохой рекомбинации и нашим временем лежит ещё одна важная эпоха – образование крупномасштабной структуры Вселенной или образование сверхскоплений галактик.

По расчётам Гамова, в качестве следов от Большого Взрыва в сегодняшней Вселенной должно сохраниться слабое электромагнитное излучение, соответствующее излучению абсолютно чёрного тела, нагретого всего лишь до 6 К. По предложению И.С.Шкловского, это излучение было названо реликтовым, т. е. остаточным от ранних эпох Вселенной.

С развитием астрономических средств наблюдения, в частности, с рождением радиоастрономии, появились новые возможности познания Вселенной. В 1965 г. американские астрофизики А.Пензиас (род. 1933) и Р.Вильсон (род. 1936) экспериментально обнаружили реликтовое излучение, температура которого по современным оценкам составляет 2,752 К, за что были удостоены в 1978 г. Нобелевской премии. Наблюдается реликтовое излучение на волнах длиной от нескольких миллиметров до десятков сантиметров практически изотропно. Наличие изотропного реликтового излучения означает, что Большой Взрыв произошёл не в отдельной, избранной точке космоса (в противном случае оно не приходило бы на Землю со всех сторон), а во всём изначальном космосе. О том, какие события происходили на начальном этапе Большого