Эхо Большого взрыва
Большой взрыв - это научная модель, которая описывает самые ранние моменты существования Вселенной. Около 13,8 миллиарда лет назад возникла Вселенная. Свидетельства Большого взрыва можно найти по всему космосу, самое сильное из которых называется Космическим микроволновым фоновым излучением (CMBR). CMBR можно рассматривать как эхо Большого взрыва; излучение, испускаемое во время Большого взрыва, которое можно увидеть с помощью телескопов. CMBR - это изображение Вселенной, когда ей было всего 380 000 лет. Это изображение Вселенной до образования звезд и галактик, представляющее самые ранние моменты, которые мы можем физически видеть. Что такое CMBR и почему это так важно?
Вселенная после Большого взрыва
В течение первых 380 000 лет после Большого Взрыва Вселенная сильно отличалась от той, в которой мы обитаем. Температура в ранней Вселенной была слишком высокой для образования атомов, и вместо этого частицы свободно перемещались в пространстве. Температура была просто слишком высокой, чтобы протоны, нейтроны и электроны могли собраться вместе и образовать атомы. Вселенная была заполнена плотным, перегретым туманом. По мере того как шло время и Вселенная расширялась, становилось все холоднее. Как только температура упала достаточно низко, протоны и нейтроны начали захватывать электроны. Это оказало замечательное влияние на Вселенную. До образования атомов частицы света (фотоны) постоянно отражались от других частиц. Свет не мог вырваться из тумана ранней вселенной, но как только атомы начали формироваться, фотоны смогли пересечь космос. Эти фотоны стали CMBR. Таким образом, CMBR - это самый ранний свет во Вселенной, вырвавшийся на свободу и начавший свое путешествие по Вселенной. Когда мы смотрим на изображения CMBR, мы видим свет, который начал свое путешествие ошеломляющие 13,8 миллиарда лет назад.
Характеристики CMBR
Изображения CMBR могут выглядеть не более чем как нечеткий набор цветов. Различные цвета на самом деле являются наиболее существенной характеристикой CMBR. Различные цвета обозначают области с различной температурой и плотностью. Интересно, что эти области различной плотности представляли некоторую загадку для астрономов. По большей части ранняя Вселенная была совершенно однородной. Каждая область космоса была практически идентична любой другой области. Однако это единообразие было нарушено очень рано в истории Вселенной. Как только Вселенная возникла, произошел момент быстрого расширения, известный как инфляция. В этот момент Вселенная расширила свой объем быстрее, чем она расширялась с тех пор. Такая быстрая скорость расширения нарушила однородность ранней Вселенной и привела к крошечным различиям, наблюдаемым в CMBR. На протяжении многих миллионов лет области с более высокой плотностью начали приносить больше материала и становиться еще более плотными. Именно в этих областях с высокой плотностью образовались первые галактики и скопления галактик. Если бы не эти крошечные изменения плотности миллиарды лет назад, звезды и галактики никогда бы не сформировались, и мы не были бы здесь сегодня, чтобы изучать самые ранние моменты космоса.
