История открытия Вселенной Древняя Греция

Древняя Греция, как и все остальные древние цивилизации создало свое представление о Вселенной. Но уникальность древней Греции в том, что это была не одна модель. Различные школы выдвинули крайне различные модели мира и каждая была тем или иным образом «аргументирована».

Первые космологические представления о мире были крайне наивны. То земной диск плавает в воде, как это было у Фалеса из Милета, то просто цилиндр плавает в бесконечном пространстве, как это было у Анаксемандра и т.д.

Пифагорейцы предложили пироцентрическую модель Вселенной, в которой звёзды, Солнце, Луна и шесть планет обращаются вокруг Центрального Огня (Гестии). Чтобы всего получилось священное число — десять — сфер, шестой планетой объявили Противоземлю (Антихтон). Как Солнце, так и Луна, по этой теории, светили отражённым светом Гестии. .

Расстояния между сферами светил у пифагорейцев соответствовали музыкальным интервалам в гамме; при вращении их звучит «музыка сфер», неслышимая нами. Пифагорейцы считали Землю шарообразной и вращающейся, отчего и происходит смена дня и ночи. Впрочем, отдельные пифагорейцы (Аристарх Самосский и др.) придерживались гелиоцентрической системы.

Платон анализировал весь мир через призму своих представлений о духовной сущности. Это привело, что с одной стороны он называл звезды «божественными сущностями» с телом и душой, а с другой стороны считал, Земля и звезды шарообразны. Космос не вечен, так как всё, что ощущается, есть вещь, а вещи старятся и умирают. Более того, само Время родилось вместе с Космосом. Далеко идущие последствия имел призыв Платона к астрономам разложить неравномерные движения светил на «совершенные» движения по окружностям.

На этот призыв откликнулся Евдокс Книдский, учитель Архимеда. В своих (не сохранившихся) сочинениях он изложил кинематическую схему движения планет, объясняющую попятное движение планет, с несколькими наложенными круговыми движениями, всего по 4 сферам в центре которых находилась Земля.

Следующий шаг к современному научному методу стали работы Аристотеля и его картина мира. Он стал больше уделять внимание наблюдениям, поставив их в ранг абсолюта. Большим шагом вперед стала идея о притяжении тел, именно ее он привлек для объяснения движения планет. Однако способы анализа наблюдений по-прежнему оставались умозрительными, основанные в меньшей степени на логике, чем на чём либо еще. Так Аристотель считал Вселенной сферической, т. к. Вселенная идеальна, а единственная идеальные фигуры круг и сфера.

Современник Аристотеля Гераклид Понтийский однако имел другое мировоззрение, согласно ему Земля вращалось вокруг своей оси. Кроме того, основываясь на факте, что Венера и Меркурий в своем видимом движении как бы колеблются около Солнца, Гераклид полагал, что центр окружностей их орбит не Земля, а Солнце.

Аристарх Самосский пошел еще дальше, он предположил, что все планеты, включаю и нашу, вращаются вокруг Солнца и Солнце — центр мира. Попытавшись оценить расстояние и размер Солнца он выяснил, что Земля в 250 раз меньше. Возможно именно это и подтолкнуло Аристарха к гелиоцентрической системе. Метод, предложенный Аристархом, впоследствии сыграл важную роль при более позднем определении радиуса Земной орбиты.

Более точные измерения проделал Архимед. Одно из основополагающих значений у Аристарха был угловой размер Солнца, однако известен он был лишь умозрительно. Архимед уточнил это значение. Им были получены различные радиусы орбит для всех известных планет. В его же пересказе до нас дошли воззрения Аристарха. Работы, в которых Архимед излагает свои взгляды до нас, к сожалению не дошли.

С III века до н. э. греческая наука усвоила достижения вавилонян, в том числе — в астрономии и математике. Но греки пошли значительно дальше. Около 230 года до н. э. Аполлоний Пергский разработал новый метод представления неравномерного периодического движения через базовую окружность — деферент — и кружащуюся вокруг деферента вторичную окружность — эпицикл; само светило движется по эпициклу. В астрономию этот метод ввёл выдающийся астроном Гиппарх, работавший на Родосе.

Гиппарх открыл отличие тропического и сидерического годов, уточнил длину года (365,25 — 1/300 дней). Методика Аполлония позволила ему построить математическую теорию движения Солнца и Луны. Гиппарх ввёл понятия эксцентриситета орбиты, апогея и перигея, уточнил длительность синодического и сидерического лунных месяцев (с точностью до секунды), средние периоды обращения планет. По таблицам Гиппарха можно было предсказывать солнечные и лунные затмения с неслыханной для того времени точностью — до 1-2 часов. Кстати, именно он ввёл географические координаты — широту и долготу. Но главным результатом Гиппарха стало открытие смещения небесных координат — «предварения равноденствий». Изучив данные наблюдений за 169 лет, он нашёл, что положение Солнца в момент равноденствия сместилось на 2°, или на 47" в год (на самом деле — на 50,3").

В 134 году до н. э. в созвездии Скорпиона появилась новая яркая звезда. Чтобы облегчить слежение за изменениями на небе, Гиппарх составил каталог для 850 звёзд, разбив их на 6 классов по яркости.

Галилей, Галилео

Галилео Галилей (итал. Galileo Galilei; 15 февраля 1564, Пиза — 8 января 1642, Арчетри, близ Флоренции) — итальянский физик, механик, астроном, философ и математик, оказавший значительное влияние на науку своего времени. Он первым использовал телескоп для наблюдения небесных тел и сделал ряд выдающихся астрономических открытий. Галилей — основатель экспериментальной физики. Своими экспериментами он убедительно опроверг умозрительную метафизику Аристотеля и заложил фундамент классической механики.
При жизни был известен как активный сторонник гелиоцентрической системы мира, что привело Галилея к серьёзному конфликту с католической церковью.

Биография

Ранние годы

Галилей родился в 1564 году в итальянском городе Пиза, в семье родовитого, но обедневшего дворянина Винченцо Галилея, видного теоретика музыки и лютниста.Полное имя Галилео Галилея: Галилео ди Винченцо Бонайути де Галилей (итал. Galileo di Vincenzo Bonaiuti de' Galilei). Представители рода Галилеев упоминаются в документах с XIV века. Несколько его прямых предков были приорами (членами правящего совета) Флорентийской республики, а прапрадед Галилея, известный врач, тоже носивший имя Галилео, в 1445 году был избран главой республики.

В семье Винченцо Галилея и Джулии Амманнати было шестеро детей, но выжить удалось четверым: Галилео (старшему из детей), дочерям Вирджинии, Ливии и младшему сыну Микеланджело, который в дальнейшем тоже приобрел известность как композитор-лютнист. В 1572 году Винченцо переехал во Флоренцию, столицу Тосканского герцогства. Правящая там династия Медичи была известна широким и постоянным покровительством искусству и наукам.

О детстве Галилея известно немного. С ранних лет мальчика влекло к искусству; через всю жизнь он пронёс любовь к музыке и рисованию, которыми владел в совершенстве. В зрелые годы лучшие художники Флоренции — Чиголи, Бронзино и др. — советовались с ним в вопросах перспективы и композиции; Чиголи даже утверждал, что именно Галилею он обязан своей славой.По сочинениям Галилея можно сделать также вывод о наличии у него замечательного литературного таланта.

Начальное образование Галилей получил в расположенном неподалёку монастыре Валломброза. Мальчик очень любил учиться и стал одним из лучших учеников в классе. Он взвешивал возможность стать священником, но отец был против.

В 1581 году 17-летний Галилей по настоянию отца поступил в Пизанский университет изучать медицину. В университете Галилей посещал также лекции по геометрии (ранее он с математикой был совершенно не знаком) и настолько увлёкся этой наукой, что отец стал опасаться, как бы это не помешало изучению медицины.
Галилей пробыл студентом неполных три года; за это время он успел основательно ознакомиться с сочинениями античных философов и математиков и заработал среди преподавателей репутацию неукротимого спорщика. Уже тогда он считал себя вправе иметь собственное мнение по всем научным вопросам, не считаясь с традиционными авторитетами.
Вероятно, в эти годы он познакомился с теорией Коперника.Астрономические проблемы тогда живо обсуждались, особенно в связи с только что проведённой календарной реформой.
Вскоре финансовое положение отца ухудшилось, и он оказался не в состоянии оплачивать далее обучение сына. Просьба освободить Галилея от платы (такое исключение делалось для самых способных студентов) была отклонена. Галилей вернулся во Флоренцию (1585), так и не получив учёной степени. К счастью, он успел обратить на себя внимание несколькими остроумными изобретениями (например, гидростатическими весами), благодаря чему познакомился с образованным и богатым любителем науки, маркизом Гвидобальдо дель Монте. Маркиз, в отличие от пизанских профессоров, сумел его правильно оценить. Уже тогда дель Монте говорил, что со времени Архимеда мир не видел такого гения, как Галилей. Восхищённый необыкновенным талантом юноши, маркиз стал его другом и покровителем; он представил Галилея тосканскому герцогу Фердинанду I Медичи и ходатайствовал об оплачиваемой научной должности для него.

В 1589 году Галилей вернулся в Пизанский университет, теперь уже профессором математики. Там он начал проводить самостоятельные исследования по механике и математике. Правда, жалованье ему назначили минимальное: 60 скудо в год (профессор медицины получал 2000 скудо). В 1590 году Галилей написал трактат «О движении».
В 1591 году умер отец, и ответственность за семью перешла к Галилео. В первую очередь он должен был позаботиться о воспитании младшего брата и о приданом двух незамужних сестёр.
В 1592 году Галилей получил место в престижном и богатом Падуанском университете (Венецианская республика), где преподавал астрономию, механику и математику. По рекомендательному письму венецианского дожа университету можно судить о том, что научный авторитет Галилея уже в эти годы был чрезвычайно высок:
Сознавая всю важность математических знаний и их пользу для других главных наук, мы медлили назначением, не находя достойного кандидата. В настоящее время заявил желание занять это место синьор Галилей, бывший профессор в Пизе, пользующийся большой известностью и справедливо признаваемый за самого сведущего в математических науках. Поэтому мы с удовольствием предоставляем ему кафедру математики на четыре года со 180 флоринами жалованья в год.

Световой конус

Световой конус, нулевой конус — гиперповерхность в пространстве-времени (чаще всего в пространстве Минковского), ограничивающая области будущего и прошлого относительно заданного события.
Определение

Световой конус можно определить как множество всех точек, для которых интервал, отделяющий их от данного события (вершины светового конуса), светоподобен (то есть равен нулю). Вершина разделяет поверхность светового конуса на две части. Одна часть поверхности лежит в области будущего по отношению к вершине и содержит все события, которых может достичь световой сигнал из вершины; можно представлять, что в событии-вершине произошла мгновенная вспышка. Другая часть содержит все события в прошлом, такие, что испущенный из них световой сигнал может достичь вершины. Ось светового конуса в пространстве Минковского в любой инерциальной системе отсчёта совпадает с проходящей через вершину мировой линией частицы, неподвижной в данной системе отсчёта.

Поскольку никакой сигнал не может распространяться быстрее света, световой конус имеет прямое отношение к причинно-следственной структуре пространства, а именно, он разделяет всё пространство-время на три части по отношению к вершине: область абсолютного прошлого (конус прошлого; все события, которые могли повлиять на событие в вершине), область абсолютного будущего (конус будущего; все события, на которые влияет событие в вершине конуса) и область абсолютно удалённого (события, отделённые от вершины пространственноподобным интервалом, т. е. не связанные с вершиной причинно-следственными связями).
Световой конус и 4-скорость

В случае искривлённого пространства-времени форма световых конусов не выражается простыми уравнениями. Однако как в специальной, так и в общей теории относительности, понятие светового конуса в таком простом виде имеет смысл для пространств 4-скоростей и 4-импульсов тел, взятых в локально лоренцовой системе отсчёта. 4-скорость или 4-импульс массивного тела (имеющего положительную массу) всегда будет лежать строго внутри конуса будущего. С точки зрения теории относительности, все лучи, лежащие строго внутри конуса будущего, «равноправны» и «одинаково удалены» (точнее, бесконечно удалены) от поверхности светового конуса. Поэтому, разогнать массивное тело до скорости света невозможно, сколько бы и в какую сторону его ни толкали; это явление называют также световым барьером.

Безмассовые же частицы, напротив, имеют 4-импульсы, лежащие на самом световом конусе (его поверхности). Понятие 4-скорости для таких частиц определено только с точностью до умножения на положительное число (её «длина» равна 0).

Инфляционная модель

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов происходит по экспоненциальному закону. По окончании этой стадии объём Вселенной вырастает на много-много порядков по сравнению с начальным.
Во время инфляции температура Вселенной меняется в очень большом диапазоне, в какой-то момент падая почти до абсолютного нуля. В конце же, происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс".
Идея инфляционной стадии позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает наличие маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же - становится движением по инерции, благодаря большой кинетической энергии накопленной в ходе инфляции.
Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина расширения в рамках ОТО - это отрицательное давление. Такое давление может описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности таким же образом описывают и давление физического вакуума. В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.
Основной класс моделей основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значения начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляции существуют области пространства - домены - которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теорию с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.
К теориях с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

Альтернативы теории инфляции

Образование Вселенной с точки зрения теории бран

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Иными словами «проблемы начальных значений» не решается, а лишь искусно драпируется.

В качестве альтернативы предлагаются такие экзотические теории как теория струн и теория бран, а также циклическая теория. Основная идея этих теорий заключается в том, что все необходимые начальные значения формируются до Большого взрыва.
Теория струн требует к обычному трехмерному миру+время докрутить еще несколько измерений, которые играли бы роль на раннем этапе Вселенной, но сейчас находятся в компактифицированном состоянии. На неизбежный вопрос: "Почему же эти измерения компактифицированы?" - предлагается следующий ответ: суперструны обладают T-дуальностью, и на дополнительные измерение струна "наматывается", ограничивая их размер.
В рамках теории бран все начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени. Четыре пространственных измерения ограничены трехмерными стенами или три-бранами, и одна из этих стен и является пространством, в котором мы живем, вторая брана сокрыта от восприятия. Существует еще одна три-брана, "потерянная" где-то между двумя граничными бранами в четырехмерном пространстве. При столкновении этой браны с нашей высвобождается большое количество энергии, образуя условия для Большого взрыва.
Циклические теории постулируют, что Большой взрыв не уникальной в своем роде, что всего переход из одного состояния Вселенной в другое. Впервые циклические теории были предложены в 1930 годы. Камнем преткновения таких теорий стал второй закон термодинамики: энтропия может только возрастать. А значит предыдущие циклы были намного короче и вещество было в них намного горячее, чем в момент последнего Большого взрыва, что невероятно. На данный момент существует две теории циклического типа, сумевшие решить проблему все возрастающей энтропии: теория Стейнхардта-Тюрока (Steinhardt–Turok) и теория Баум-Фрэмптона (Baum–Frampton).

Теоретическая судьба Вселенной

Долгосрочный расчёт будущего Вселенной напрямую зависит от процесса расширения Вселенной: будет ли он бесконечно долго ускоряться, или скорость его расширения будет постоянной на протяжении значительного времени, или же в какой-то момент Вселенная начнет сжиматься. Считается, что это зависит от средней плотности Вселенной (т.к. называемой критической плотности). Если плотность равна критической (вариант плоской Вселенной), то расширение идет с одинаковой скоростью, если больше, то Вселенная в конце концов схлопнется (вариант замкнутой Вселенной), если меньше то будет расширяться с всё большем ускорением, что в итоге приведет к Большому Разрыву (вариант открытой Вселенной).
Данные по сверхновым Ia говорят, что в данный момент расширение Вселенной ускоряется, а значит будет ускоряться и впредь. Следом за Ф. Адамс и Г. Лайфлин для более удобного описания будущего введем понятие космологической декады (η) - десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:

Эпоха звёзд

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа, в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды - красные карлики - полностью исчерпав свои источники горения.
Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красный гигант, поглотив Меркурий и Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.

Эпоха распада

Если в предыдущей стадии основное население Вселенной это звёзды, подобные нашему Солнцу, то в эпоху распада - белые и коричневые карлики, и совсем чуток нейтронных звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет гораздо-гораздо медленнее. Ныне главенствует процессы аннигиляции тёмной материи и распад протона.
Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления слились в одну.

Эпоха чёрных дыр

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первую роль выходят чёрные дыры.
Две предыдущих и эпоха ранней Вселенной оставили после себя три разных типа чёрных дыр:
Дыры звёздной массы. Они образовались после вспышек звёзд с массой выше 10 Mʘ.
промежуточной массы.
сверхмассивные, предположительно в центре каждой галактики находится подобные дыры. Их масса порой равна миллиарду солнечных масс.
За предыдущие декады они акрецировали на себя вещество. В эту эпоху, они только излучают. Основных механизма тут два - столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой природе некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов.
Однако возможен и другой сценарий. Если Вселенная открытая или плоская, то подобно современным галактикам чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно.

Эпоха вечной тьмы

Это время уже без каких либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позийтрония, долгосрочная судьба их - полная аннигиляция.
Если в эту эпоху Вселенная продолжает расширяться, то её дальнейшая судьба непредсказуема. Известная нам физика в этот момент времени уже не работает. Это ещё больше усиливает сходство с первыми мгновениями Большого взрыва: море элементарных частиц, высокая однородность и полная неприменимость современных законов физики.
Однако, если Вселенная замкнута, то до этой стадии, как впрочем и до двух предыдущих может не дожить. Из наблюдений сверхновых типа Ia можно дать верхнее ограничение на среднюю плотность вещества в две критические величины, т.е. минимальное время до Большого сжатия 50 млрд. лет.
Вселенная будет напоминать современную вплоть до момента, когда её радиус не станет в пять раз меньше современного. В этот самый момент все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также происходят рождения звёзд, всё также вспыхивают сверхновые и, возможно, развивается биологическая жизнь. Всему этому придет конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше чем сейчас, в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.
Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнет таять лед. Дальнейшее сжатие приведет к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся и сами звёзды, либо будут разорваны на куски, подобную участь разделят и планеты. В тот момент Вселенная будет похожу на ту молодую, что была в первые годы своего рождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

Проблемы современных моделей

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени.

Теория Большого Взрыва

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Экстраполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселенной сворачивается в точку, космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом.

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует о не приложимости ОТО к самым ранним моментам расширения Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности. В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объёме, а так как энтропия Вселенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселенной, где температура вблизи Большого Взрыва низкая). Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и её остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и так далее.

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему античастиц оказалась меньше чем частиц?» и «Почему энтропия Вселенной такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) — и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами (по последним данным на миллион античастиц должна была приходиться миллион и одна частица) и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными.

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Проблемы теории Большого взрыва

Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то возникло бы сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Т.е. теория Большого Взрыва не объясняет расширение Вселенной.

Теория также предполагает, что на первоначальной стадии число частиц и античастиц было бы одинаково. Таким образом, чтоб объяснить барионную асимметрию необходимо, чтобы протон распадался, чего также не наблюдается.

Различные теории Большого объединения предполагают рождения большого числа магнитных монополий, до сего момента также не обнаруженных.

Кроме того, из теории Большого взрыва следует сингулярность в точке самого взрыва и, как следствие, неприменимость любых законов физики в этой точке.

Некоторыми учёными (в частности, Стивеном Хокингом) для решения последней проблемы была предложена идея комплексных координат пространства-времени, где измеряемому нами времени соответствовала бы мнимая координата.При этом, все законы физики становятся симметричными относительно замены координат местами (t'2 = − t2), время перестаёт быть особой координатой, световой конус превращается в сферу нулевого радиуса, и точка Большого взрыва перестаёт быть особой. Аналогично, в географических координатах Южный и Северный полюса являются особыми точками, не являясь ими в действительности.

Космические струны

Космическая струна — гипотетические образования, существование которых выводится из некоторых моделей инфляции, чтобы объяснить строение Вселенной. По мнению космофизиков, космические струны — тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума, пересекающие наш мир как паутина из конца в конец. Первая работа о них была написана в 1976 году Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Толщина космических струн ничтожна (примерно 10 − 30 сантиметра), а масса одного такого сантиметра огромна (около 1016 тонн). Если такая струна пересечет человека в поясе, его голова и ноги (по закону Всемирного тяготения) схлопнутся со скоростью 6 километров в секунду. Примерно то же произойдет и с нашей планетой — струна из вакуума мгновенно рассечет её на части как проволочная яйцерезка. К счастью, ближайшие струны (если они вообще существуют) находятся, как утверждают специалисты, на расстоянии 300 миллионов световых лет от Земли.