Տիեզերքի ժամանակագրություն

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search
Տիեզերքի տեսանելի մասի էվոլյուցիայի դիագրամը Մեծ պայթյունից մինչև հիմա

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.

  1. 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։
  2. 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։
  3. 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։
  4. Հեռավոր ապագա, աստղերի ձևավորման դադարից հետո, տիեզերքի վերջնական ճակատագրի տարբեր սցենարներով։

Ժամանակաշրջաններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

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 | խմբագրել կոդը]

  1. 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։ Bibcode:2016A&A...594A..13P։ arXiv:1502.01589։ doi:10.1051/0004-6361/201525830 
  2. 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։ Bibcode:2005A&A...440.1153D։ arXiv:astro-ph/0506458։ doi:10.1051/0004-6361:20053307 
  3. Guth, "Phase transitions in the very early universe", in: Hawking, Gibbon, Siklos (eds.), The Very Early Universe (1985).