Космологичните модели са

• Вселена
  • Наблюдаема Вселена
  • Възрастта на Вселената
• Мащабна структура на Вселената
  • Формиране на структура
• Реликтова радиация
• Тъмна енергия
• Скрита маса

• Космологични модели
  • Космическа инфлация
  • Голяма експлозия
    • Хронология на Големия взрив
  • Вселената на Фридман
    • Разстояние придружител
  • Ламбда-CDM модел
• Космологичен принцип
• Космологично уравнение на състоянието
• Критична плътност
• Хронология на космологията

Космологични модели - модели, опитващи се да опишат развитието на Вселената като цяло.

Съдържание

Съвременно разбиране за живота на Вселената

Ранна Вселена

Космологична сингулярност

Свети Августин твърди, че времето е свойство на вселената, която се е появила заедно с него. Тъй като няма еднозначно научно обяснение за подобен парадокс, Георги Гамов предложи да нарече августинската епоха състоянието на Вселената „преди“ и „в момента“ от Големия взрив. Това състояние често се нарича нулева точка или космологична сингулярност.

Ера Планк

Това е една от най-ранните епохи, за които има някакви теоретични предположения, това е времето на Планк (10 −43 секунди след Големия взрив). По това време гравитационното взаимодействие се отделя от останалите основни взаимодействия.

Наблюдаемата Вселена е хомогенна и изотропна с много добра точност и е геометрично плоска. Това явление се обяснява между 10 −35 и 10 −32 с епохата на космическата инфлация след Големия взрив (около 10 −37 секунди), по време на което Вселената се разширява с много порядъци.

Ерата на голямо обединение

Продължи между 10 −43 и 10 −35 s след Големия взрив. Вселената се разширява и охлажда от ерата на Планк и различните видове взаимодействия започват да се различават по мащаб. Предполага се, че бъдещите теории за взаимодействието ще могат да опишат тази епоха.

Ерата на инфлацията (инфлация)

Между 10 −35 и 10 −32 s след Големия взрив. В тази епоха Вселената все още е изпълнена предимно с радиация, кварки, електрони и неутрино започват да се образуват. В ранните етапи на ерата на разширяване получените кварки и хиперони (които поемат енергия от фотони) бързо се разпадат. Предполага се съществуването на цикли на променливо нагряване и повторно охлаждане на Вселената.

Ерата на електрослабите взаимодействия

Между 10 −32 и 10 −12 s след Големия взрив. Температурата на Вселената все още е много висока. Следователно електромагнитните взаимодействия и слабите взаимодействия все още са единично електро-слабо взаимодействие. Поради много високите енергии се образуват редица екзотични частици, като W бозон, Z бозон и Хигс бозон. Те се надяват да открият хигс бозона в Големия адронен колайдер в CERN (Швейцария, Франция). Бъдещето на този експеримент обаче все още е много неясно.

Възрастта на кварките

Между 10 −12 и 10 −6 s след Големия взрив. Електромагнитните, гравитационните, силните, слабите взаимодействия се формират в сегашното им състояние. Температурите и енергиите все още са твърде високи, за да могат кварките да се групират в адрони.

Възраст на адроните

Между 10 −6 и 1 s след Големия взрив. Плазмата кварк-глюон се охлажда и кварките започват да се групират в адрони, включително, например, протони и неутрони. Във време от порядъка на 1 s след Големия взрив неутрино се освобождават и започват да се движат свободно в пространството. Наблюдавани днес, тези частици се държат подобно на фоновото реликтово лъчение (възникнало много по-късно от тях).

---