Общая теория относительности Альберта Эйнштейна. Парадокс близнецов. Принцип эквивалентности. Модели эволюции Вселенной

После рекомбинации атомов вещество, заполняющее Вселенную, представляло собой газ, который вследствие гравитационной неустойчивости стал собираться в сгущения. Результаты этого процесса мы видим  в виде скоплений галактик, галактик и звезд. Структура Вселенной  весьма непроста, и изучение механизма  ее образования — это одна из самых интересных задач настоящего времени. Как ни странно, она далека от решения — мы более ясно представляем себе, что происходило в первые секунды после «большого взрыва», чем в период от миллиона лет до нашего времени.

Таким образом, зарождение и  эволюцию вселенной можно разделить  на следующие стадии:

• Начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая завершилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной.
• До момента рекомбинации, который наступил примерно через миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью теоретических моделей.
• Вначале расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц. При температуре 1013 К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц. При понижении температуры до 5х1012 К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых "не хватило" античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа. Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.

При температуре 2х1010 К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино - от этого момента должен был остаться "реликтовый фон нейтрино", обнаружить который, возможно, удастся в будущем.

• Эпоха первичного нуклеосинтеза. Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия. Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты. Ее результатом в основном стало образование ядер гелия. Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества.

Определение химического  состава (особенно содержание гелия,      дейтерия и лития) самых старых звезд  и межзвездной среды молодых  галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей  Вселенной.

• После эпохи нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.