Большой взрыв

                                 Содержание.


 I. Сценарий Большого взрыва.

II. Большие проблемы Большого взрыва.

     o Проблематичная сингулярность.

     o Попытки решения проблемы сингулярности.

     o Откуда появилась Вселенная?

     o Инфляционная Вселенная.

     o Как быть с Галактиками?

     o Квантовая физика и реальность.

     o Недостающая масса.

     o Иная картина реальности.

III.   Список литературы.



                         I. Сценарий Большого взрыва

    Как  и  любая  схема,  претендующая  на  объяснение  данных  о  спектре
микроволнового космического излучения, химического состава  догалактического
вещества и  иерархии  масштабов  космических  структур,  стандартная  модель
эволюции Вселенной базируется на ряде исходных  предположений  (о  свойствах
материи, пространства и времени),  играющих,  роль  своеобразных  «начальных
условий расширения мира. В качестве одной из  рабочих  гипотез  этой  модели
выступает предположение об однородности и  изотропии  свойств  Вселенной  на
протяжении всех этапов ее эволюции.
    Кроме того, основываясь на данных о спектре  микроволнового  излучения,
естественно предположить, что во Вселенной в прошлом существовало  состояние
термодинамического  равновесия  между  плазмой  и  излучением,   температура
которого была высока. Наконец, экстраполируя в  прошлое  законы  возрастания
плотностей вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что  уже
при температуре плазмы, близкой к 1010 К,  в  ней,  существовали  протоны  и
нейтроны, которые были  ответственны  за  формирование  химического  состава
космического вещества.
    Очевидно, что подобный комплекс  начальных  условий»  нельзя  формально
экстраполировать  на  самые  ранние  этапы   расширения   Вселенной,   когда
температура плазмы превышает 1012 К поскольку в этих условиях  произошли  бы
качественные изменения состава материи, связанные, в частности, с  кварковой
структуры нуклонов. Этот период, предшествующий этапу с  температурой  около
1012 К, естественно отнести к сверх ранним стадиям расширения  Вселенной,  о
которых, к сожалению, в настоящее время известно еще очень мало.
    Дело в том, что по мере углубления в  прошлое  Вселенной  мы  неизбежно
сталкиваемся   с   необходимостью   описывать   процессы   взаимопревращений
элементарных частиц со все большей и большей  энергией,  в  десятки  и  даже
тысячи раз  превышающей  порог  энергий,  доступных  исследованию  на  самых
мощный современных ускорителях. В  подобной  ситуации,  очевидно,  возникает
целый комплекс проблем, связанных, во-первых, с нашим незнанием новых  типов
частиц, рождающихся в условиях высоких плотностей  плазмы,  а  во-вторых,  с
отсутствием  «надежной»  теории,   позволившей   бы   предсказать   основные
характеристики космологического субстрата в этот период.
    Однако даже не зная в деталях конкретных  свойств  сверхплотной  плазмы
при высоких температурах, можно предположить,  что,  начиная  с  температуры
чуть меньше, 1012 К ее характеристики удовлетворяли условиям,  Перечисленным
в начале этого раздела. Иначе говоря, при температуре около 1012  К  материя
во Вселенной была  представлена  электрон-позитронными  парами  (е  -,  е+);
мюонами и антимюонами (м -, м+); нейтрино и антинейтрино,  как  электронными
(vе, vе), так и  мюонными  (vм,  vм)  и  тау-нейтрино  (vt,  vt);  нуклонами
(протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.

    Взаимодействие  всех  этих  частиц  обеспечивало  в  плазме   состояние
термодинамического  равновесия,  которое,   однако,   изменилось   по   мере
расширения Вселенной для различных типов  частиц.  При  температурах  меньше
1012 К первыми это  «почувствовали»  мюон-антимюонные  пары,  энергия  покоя
которых составляет примерно 106 МэВ8.  Затем  уже  при  температуре  порядка
5.109  К  аннигиляция  электрон-позитронных  пар   стала   преобладать   над
процессами их рождения при взаимодействии  фотонов,  что  в  конечном  итоге
привело к качественному изменению состава плазмы.


    Начиная с температур Т