История Вселенной глазами физиков | Олег Шнырков

Всем здравствуйте. Сегодня я хочу немного поговорить про историю нашей Вселенной. Достаточно непростая тема. Вот история вселенной глазами физиков написано. Да. Вот есть и другие взгляды на историю Вселенной. Разные глаза, разные взгляды. Ну давайте начнём с того, что поговорим о том, что такое космология. На самом деле космология она у многих возникает вопрос: а чем вообще космология отличается от астрономии, например? Да, ну, космология она изначально сформировалась под влиянием тех новых открытий, которые были сделаны. То есть это теория относительности и те наблюдения, которые проводились за Вселенной. То есть было установлено, что вселенная расширяется. И космология как наука, она была призвана изучать строение Вселенной, как она появилась, как она развивается, то есть какие стадии она прошла. и в итоге, то есть предсказать или попытаться предсказать её возможное будущее. На самом деле, а изучение вселенной - это не только интерес, это возможность как-то использовать получаемые знания на практике. То есть, во-первых, конечно, это понять, попробовать наше вообще место во Вселенной, то есть откуда мы взялись, да? То есть к чему мы всё это придёт в итоге. Да, может быть, даже какие-то креационистские вопросы можно попробовать рассматривать, но наука, естественно, этим не занимается. Наука, она всё-таки оперирует фактами. Она не говорит ничего про креационизм. То есть наука не может говорить о том, что не может доказать, да? То есть кто-то говорит, что а креа цинистские теории, то есть теории происхождения, а вселенной в результате какого-то, а разумного замысла, это антинаучно. Но на самом деле это не так. Это не антинаучно и не антинаучно. Это просто вообще не имеет никакого отношения к науке. То есть они идут параллельно друг от друга. Так, ну давайте пройдём чуть дальше. На самом деле в космологии много всего сложного. Я не буду про это всё говорить. Я вот чуть-чуть расскажу про единицы величин, которые там используют. И, в принципе, как это всё там устроено на таких базовых уровнях. Мы привыкли, наверное, со школы, что многие величины у нас измеряются либо в системе C, либо в системе SS, да, там метры, секунды. А так вот в космологии используют естественные единицы измерения, которые ещё называют планковскими. В ней три фундаментальные константы принимают равными единицы, то есть скорость света, постоянную Планка и постоянную Больсмана. У нас напомню, что энергия связана с массой через C², энергия связана с температурой через постоянную Больмана. Ну и также она связана с Ню через постоянную Планка. И отсюда мы можем сделать вывод, что если мы принимаем этим вот эти три константы за единицу, то у нас оказывается, что энергия, масса и температура, они имеют одинаковую размерность, да? То есть как будто бы мы всё это привели к одной единице измерения. То же самое получается для времени и для расстояния. То есть оказывается, что время расстояния имеют одинаковую размерность, и они обратно пропорциональны размерности массы, ну, энергии. Есть ещё гравитационная постоянная, которая присутствует в законе притяжения Ньютона. Оказывается, что она получается обратно пропорционально к квадрату массы. И практически все те сложные формулы, которые потом выводятся в космологии, они вот используют вот эту естественную систему единиц. В ней основные единицы - это электронты и гигаэлектрон вольты. И, как ни странно, даже вот в них можно оценить массу протона и температуру и сравнить, да, потому что как обычно сравнить массу и температуру, вообще непонятно. А здесь одинаковая единица измерения гигаэлектронвольты. Вот масса протона 1 гигаэлектрон вольт, температура в 1 кен - это 10 -13 степени гигаэлектрон вольт. Дальше, используя в том числе и эти соображения, можно вести планковские величины. Наверняка про мас массу планка, планковскую длину, планковское время многие из вас слышали. А, ну вот эта масса планка вводится как раз-таки а из гравитационной постоянной. То есть это та масса, на которую нужно разделить единицу, чтобы

получить гравитационную постоянную. И она оказывается равной примерно 10 в де степени гигаэлектронвольт, ну или примерно 2,2 на 10 в мип степени грамма. На самом деле, в отличие от большинства известных нам планковских величин, именно масса планка, она ближе всего к таким более привычным размерам. Ну что там, там 10 в ми п степени грамм окажется, что вполне достижимая величина. В отличие от планковской длины, да, там уже планковская длина это 10 -3 степени сантиметров, что очень мало. Планковское время 10 ми4 степени секунды. Это вообще очень-очень мало. Там буквально, ну, я даже не знаю, с чем это мо можно сравнить, да? Ну, эти величины можно найти из массы Планка, используя как раз вот это соотношение, что у нас время и длина, а, пропорациональной массы внос первой степени, да, делим на массу планка и находим, соответственно, время и длину. Ну, это уже получается в системе SGS, да, естественно, в гигаэлектровольтах там будут другие значения. Тут я их указал сразу в привычных нам единицах измерения, чтобы представлять размеры. И также, когда мы говорим о космосе, важно понимать, ну, иметь представление, какие у нас есть масштабы в космосе и какие единицы измерения используются для измерения расстояний в космосе. Ну вот, для того, чтобы измерять расстояние для очень дальних объектов, используют мегапарсеки, гигапарсеки, ну или просто парсеки. Один парсек, один мегапарсек - это 3,1 x 1024 степени сантиметро. Мне кажется, что сложно представить, насколько это большое число. То есть даже если попробовать перевести там в миллионы километров, это всё равно будет значительно больше. Сложно представить. А для тех того, чтобы посмотреть на объекты поближе, есть астрономические единицы. Астрономическая единица - это всего лишь 10 вт степени сантиметров. Это расстояние от Земли до Солнца среднее. Один световой год - это расстояние, которое свет проходит за 1 год. То есть может быть даже необычно, что в принципе год многие могут подумать, что это измерение времени, но наверния, да? То есть многие это знают, но некоторые путаются изначально. То есть это длина или путь, который свет в вакууме проходит за один год и получается примерно 10-18 степени сантиметров. Ну и можно вот такие соотношения установить, что один парсек - это примерно 210. 000 астрономических единиц и 3,3 световых лет. Я ещё раз повторяю примерно какие у нас есть вот эти вот планковские длины. Время, масса, температура, да? Планковская длина - это получается фундаментальная длина, оказывается, то есть это такой масштаб, где квантовые эффекты гравитации становятся значимыми. Планковское время - это фактически минимальная единица времени, да, которую мы можем посмотреть. И на самом деле вот это время 10 минутчей секунды вот на более близкое расстояние мы не можем подойти к большому взрыву, то есть и посмотреть, что там было. А дальше планковская масса - это масса, при которой квантовые гравитационные эффекты оказываются сравнимы. При больших массах у нас гравитация значительно превышает, соответственно, эффект эффекты гравитации значительно превышают квантовые. Ну и пла планковская температура - это температура, которая соответствует энергии планковской массы. Вот следующее, про что я хотел рассказать - это про иерархию масштабов во Вселенной. Здесь не очень хорошо видно. Вот у нас есть Земля. Соответственно, тут примерно одна астрономическая единица до Солнца, соответственно, до Сатурна. Там, по-моему, у нас около тридцати астрономических единиц, да, и так далее. То есть мы удаляемся. Вот здесь вот подписаны какие тут масштабы. К сожалению, разрешение тут не очень хорошее

да. Но до ближайших звёзд получается вот альфацентратавры это примерно 100. 000 астрономических единиц. То есть до солнца одна сюда получается 100. 000. Продолжаем говорить про иерархию масштабов во вселенной. Так, расстояние до центра млечного пути у нас получается 8 ксек. При этом толщина диска в высоту - это 1 кпсек. Можно сравнить это с астрономическими единицами, да? Один порсек - это, соответственно, 210. 000. 1. 000 астрономических единиц килосекта, соответственно, умножаем это ещё на 1. 000 и ещё умножаем на восемь. Получаем, соответственно, сколько 10 млн умножаем на 8. То есть миллиард астрономических единиц - это 8 ксек. Да, это положение солнца относительно центра. И диаметр всеомличного пути под по ширине получается 30 крсек. Да, то есть примерно 100. 000 световых лет. То есть свет от одного конца нашей галактики до другого идёт 100. 000 лет. Дальше, если мы пойдём дальше, у нас есть другие галактики. Туда уже, чтобы долететь свет, потребуется ещё больше расстояние преодолеть. Больше времени потребуется. Расстояние до Андромеды примерно 0,78 мегапарсек. Это ближайшая к нам крупная галактика. А размер сверхскопления Девы - это, соответственно, скопление, в котором находится наш личный путь. То есть тут вот можно это увидеть, да? Тут у нас есть вот наша солнечная система, потом окрестности солнца, подгруппа Млечного пути, дальше местная группа и местные сверхскопление. Вот это сверхскопление у нас 33 мегапарсека. Расстояние до других скоплений примерно 100 мегапорсек. Ну и вся видимая вселенная на данный момент это примерно 14 гигапарсек или 46 млрд световых лет. На самом деле это очень огромное расстояние, которое сложно себе представить. Вот. Ну да, у нас получается размер видимой вселенной радиус 46 млрд миллиардо. Значит, если мы диаметр попробуем нарисовать, то будет примерно 93 млрд световых лет. — А 46 - это радиус, если умножить на 2, получается диаметр. — Вот. И интересно, да, что у нас на самом деле вселенной примерно 14 млрд лет, но при этом видимый диапазон 90, ну, 46 млрд лет в одну сторону, да, получается. И это произошло именно за счёт того, что у нас вселенно ускоряется, да, то есть по сути свет от каких-то дальних частей, он вышел давно, но доходит до нас только сейчас. То есть у нас есть так называемый горизонт наблюдаемости. То есть это те объекты, от которых свет уже дошёл до нас. И есть те объекты, от которых свет ещё не достиг Земли. То есть потому что они находятся дальше, чем вот этот вот горизонт наблюдаемости. То есть свет у нас распространяется с конечной скоростью и просто он пока ещё не успел до нас дойти. Поэтому существование этих объектов пока что у нас остаётся для нас недоказываемым. И в принципе мы не можем даже, ну, предполагать, а что там находится. Нет, ну предполагать, конечно, можем, но это опять же будет вопрос веры, а не вопрос науки, да. Ну, в общем, что там за пределами видимой вселенной? В общем, там могут быть находиться как другие объекты, структуры, может быть, вообще какие-то другие законы физики там могут быть. Ну, мы пока про это ничего знать не можем. Тем не менее, это оставляет пространство для каких-то будущих возможных открытий и гипотез. А давайте теперь поговорим немного про то, что из себя представляет Вселенная сегодня, что она представляла вчера и что, возможно, она будет представлять из себя завтра. На самом деле сегодня мы наблюдаем вселенную, которая наполнена галактиками, какими-то крупномасштабными структурами, в которых постоянно происходят какие-то сложные динамические процессы.

процессы. Это результат миллиардов лет эволюции, которые формировали вот эту вот космическую структуру, а ткани развивали эту материю. Но самое интересное, ну или одно из самых интересных, то, что вот на этих крупных масштабах вселенная выглядит изотропной и однородной. То есть как будто бы то есть вот в местных каких-то областях у нас есть различия, то есть там галактики, скопления галактик. Но если мы ойдём оченьочень и очень далеко и будем смотреть на эту вселенную, как вот на картинку издалека, нам она покажется, ну однородной. нет никаких-то выделенных там точек, всё примерно одинаково. Ну это опять же мы говорим про видимую часть вселенной, то есть однородность - это значит, что во всех вселенных у нас всё одинаково. Изотропность это означает, что нет какого-то выделенного направления. Вот что во все стороны у нас всё одинаково. Но на самом деле как будто бы во Вселенной есть некоторые выделенные направления. Об этом я поговорю чуть позже. Да, на самом деле, чтобы как-то изучать вселенную, нужно понять, а как, в принципе, мы можем определять расстояние до каких-то объектов. Ну, то есть вот мы смотрим на звезду, как понять, далеко она или нет? То есть на каком она расстоянии? То есть м вообще вот эти вот мы говорили, да, что до ближайших галактик такое-то расстояние, как мы это вообще измерили. Но на самом деле существует несколько методов, которые позволяют это делать. Но одно из один из распространённых методов - это метод стандартных свечей или цифид. Ну, это как пример стандартных свечей. Цифиды - это звёзды, которые меняют свою яркость. И мы знаем, что у таких звёзд есть связь между яркостью и периодом, какда, как они её меняют. То есть, чем больше этот период, да, тем ярче должны быть звёзды. Ну или менее ярко, я уж точно не помню. В общем, мы можем установить связь, что если у нас у вот у данной цифеды а период а изменения яркости такой, то максимальная яркость у неё должна быть вот такой. Если, соответственно, он меньше, значит, яркость должна быть такой. Соответственно, мы можем наблюдать за ацифидой и смотреть, как меняется, с каким периодом меняется её яркость. И мы можем так сделать отсюда вывод, какой должна быть её максимальной яркость. А затем мы можем сравнить это с тем, а какую яркость мы наблюдаем на Земле. То есть вот мы по периоду изменения яркости определили, какая должна быть её истинная яркость, а потом мы сравниваем это с тем, что мы видим на Земле. И потому насколько вот эти два параметра отличаются, мы делаем вывод о том, насколько далеко вот эта цифида от нас находится. То есть свет, пока он идёт, он теряет часть яркости, так скажем. — Не очень, слушай, а могуть побольше. А вот тоже не очень понятно с точки зрения того, как происходит земли измерение этой яркости или это через дело, ну, через спутники, через обык, когда они спускаются, они это как-то фиксируют. Можно по-простому объяснить, как эта яркость измеряется с точки зрения того, как мы можем это прогнозировать расстояние. — Ну как, как измерить яркость? Есть звёздные величины- это тоже параметр яркости. Соответственно, астрономы фиксируют звезду, да, и вот сравнивают со шкалой, которая у них есть. и, соответственно, яркости звезды, соответственно, сопоставляют значение вот по этой шкале и сравнивают с тем, какое значение должно быть. А дальше вот из этой разности определяют расстояние. — То есть они говорят, что если это находится там, не знаю, миллиард лет, то мы видим, что яркость должна быть такая, да? — Да. — Вот. А при этом мы видим, что яркость другая. — Примерно, — значит, он — примерно ближе или примерно дальше? Не совсем. Сейчас скажу. А мы говорим, что если, допустим, у данной цифииды, а, период изменения яркости, например, там 2 года, то у неё яркость истина, если бы мы находились прямо рядом с ней, должна быть ну, допустим, единица, да, я не знаю точно, какая там шкала, но, например, единица. А, да, дальше мы смотрим на эту звезду земли и получаем яркость у неё не единицу, а тройку. Значит, пока свет шёл от звезды до нас, куда-то вот эти две единицы потерялись. Вот. И из этой разницы астрономы её вот

эту разницу они переводят её в расстояние. — Ну, это не так существенно, да, но да, есть погрешности в этих всех измерениях. Ты как долго эту яркость мерил? Едино единоразовый или как какой-то период? Тут я не могу сказать. То есть, — ну, я думаю, что они измеряют яркость, соответственно. А, ну, несколько экспериментов проводят, измеряют яркость и, соответственно, по этой яркости определяют расстояние. Вот. И — это работает и всегда. такого, да, что мы смотрим, например, а вот эта звезда ведёт себя как-то непонятно, да, мы у неё должно быть вот такое свечение, а у неё вот это свечение. Вообще, вообще не может быть, что она как бы олис — для цифериид. А на самом деле они ведут себя более-менее стандартно всегда, да. Но есть расхождение в получаемых данных, соответственно, вот есть какие-то вот диапазоны погрешности, то есть — а как они устанавливают истину яркости, если ты же видишь ток земли, до тебя, получается, цель доходит уже как бы, ну, — истину истинную яркость станавливает по периоду. То есть мы знаем, что для перио для цифиды с периодом одним у нас должна быть такая яркость от истина. — А этот период зачён год, 10 лет. А — для разных цифит это период от того, когда у неё минимальная яркость до того, как у неё максимальная яркость. То есть её яркость вот так меняется, то больше, то меньше. — Это по-разному для развных цефий. как раз-таки в зависимости от этого периода яркость максимальная и устанавливается и истина яркость. Давайте пойдём дальше. Есть э такая штука. То есть когда мы смотрим за теми объектами, которые а ну когда мы наблюдаем за галактиками, оказывается, что спектр света, который мы получаем от них, он испытывает красное смещение. То есть, что это значит? А, допустим, у нас галактика движется вот в ту сторону и испускает свет. Мы наблюдаем этот свет с некоторым красным смещением. То есть получается, что длина а волны она увеличивается. Если галактика движется к нам, то свет, соответственно, испытывает синие смещения. То есть мы видим свет с большей частотой, чем было изначально. То есть свет становится более синим. — В телескопе в независи невооражённым глазом. То есть любой свет, который до нас доходит, он испытывает красное смещение, как оказалось. Ну, по крайней мере, если мы, конечно, смотрим свет, который недалеко идёт, то он не успевает его испытать. От дальних объектов, когда свет дона идёт, мы он испытывает красное смещение отсюда — в сторону, но все стороны вычисляются не только к нам и обратно, а ещё и в сторону, когда жёлтый с — Нет, — то есть либо красная, либо синяя. — Ну, мы наблюдаем красная. Если в сторону, то, соответственно, опять же, если он будет двигаться в сторону, то он будет удаляться от нас туда. Вот. И оказалось, что все галактики, которые мы наблюдаем, они, а, излучают так, как будто бы они от нас удаляются. А, кроме того, на самом деле, вот отсюда мы можем сделать вывод, что, а, по всей видимости вселенная как-то меняет свой размер, то есть у нас меняется расстояние до вот этих вот галактик, откуда свет до нас идёт. А отсюда это один из таких косвенных доказательств, ну, из основных доказательств, то вселенная у нас а расширяется. Но на самом деле, а что значит, что вселенная расширяется? Как, как это можно себе представить? Вселенная расширяется, — как возный шарики, — да, именно. То есть если мы представим себе воздушный шарик и отметим две точки на этом воздушном шарике, а потом начнём этот шарик надувать, то расстояние вот между этими двумя точками начнёт увеличиваться. Если мы отметим, допустим, несколько точек на этом воздушном шарике и начнём их, соответственно, на шарик надувать, то

расстояние между этими точками также будет увеличиваться. И чем дальше две точки друг от друга, тем быстрее оно будет расти. И также оказывается вот что с этими галактиками. То есть чем ближе к нам галактики, тем меньше, соответственно, их скорость удаления. И наоборот, чем дальше эти галактики, тем быстрее они удаляются. То есть как будто бы вселенная - это какой-то шарик в четвёртом измерении, который надувается, то есть радиус его увеличивается. Вот этот в четвёртом измерении. А то, что мы наблюдаем, как будто бы находится на его поверхности. А есть параметр хабла, который говорит о том, как именно, то есть с какой скорость, ну, то есть он характеризует вот это вот увеличение. А и закон хабла мы можем сформи сформулировать, то есть он сформулируется таким образом, что скорость удаления - это постоянное в кабла наше время умножить на расстояние до объекта. Вот отсюда, если мы измерим как раз-таки красное смещение, которое получаем от объекта, и зная постоянную хабла, мы можем отсюда посчитать расстояние до этого объекта. То есть изначально, по идее, вот проще было получить, точнее, как сказать, первый инструмент это был были вот эти цифеды. Дальше уже можно было доказать закон Хабла с помощью этих цифед и использовать закон хабла также для определения расстояний до объектов. — Центр существует. Мы представляем, что нет. Ну, хотя как сказать центр вселенной? Вот у нас есть шарик. Есть центр у шарика. — Все, да, — это если пойти внутрь. А если, допустим, посмотреть на нашу землю как на сферу, вот на поверхности земли нет центра, да? То есть вот если смотреть на вселенную вот в таком же ключе, то вроде как у неё центра нет. Но если попробовать пойти в какое-то четвёртое измерение, в которое мы пойти не можем, то там, возможно, центр есть. Интересный вопрос заключается в наличии тёмной материи и тёмной энергии. Оказывается, что тёмная материя занимает довольно большой объём, точнее, даже не так большой объём, большую массу во вселенной, то есть большой процент массы. При это получается некоторая гипотетическая, ну или не совсем гипотетическая, то есть некоторая материя, которая проявляется через гравитационное влияние. Она влияет на движение звёзд, на движение галактик, а делает возможным объяснение их наблюдаемой динамики, но при этом она никак не взаимодействует с видимым электромагничным нитным излучением. То есть мы не можем фиксировать тёмную материю. А можно, Илина, извинись, — более простыми словами, что такое тёмная материя? Как она условно видима и невидима? — Если бы кто-то знал, что такое тёмная материя, — мы не знаем, что это такое, да? — Ну, я чуть дальше ещё покажу, из каких экспериментов следует, что, в принципе, она есть. Вот как в пункте два у меня написано: "Несмотря на многочисленное исследование, состав тёмной материи остаётся неизвестным". То есть её обнаружение основано в основном на косвенных эффектов. То есть, например, искривление света, аномалии в движении космических объектов. То есть вот тут есть пример. М наблюдаемое отклонение кривое вращение галактик от теоретических. Оказывается, что звёзды на периферии галактики, они вращаются значительно быстрее, чем это должно было бы быть согласно законам Кеплера, если бы мы учитывали только ту массу галактики, которую видим. То есть вот она должна вращаться с той скоростью, которая слева, а вращается вот примерно так, как справа. То есть как будто бы в галактике есть дополнительная материя, которую мы не видим и которая как-то вот распределена по вот этой галактики. И эта материя заставляет вращаться галактику быстрее. Ну, точнее, не галактику, а звёзды на периферии. То есть это вот одна из основных причин, когда то есть один из основных таких моментов, который позволяет говорить о тёмной материи, да, который благодаря которой люди её вводят. — Она говорится внутри галактики

— размазана, то есть не в каком-то ном месте сконцентрирована, как-то вот распределена по галактике. — То есть в солнечной системе тоже есть тёмная те, принять. — Всё может быть, может быть между ними, не знаю. не наблюда. — Ну да, — ну на косвенный эффект — каким образом. — Ну косвенный эффект то, что солнце вращается вокруг а галактики быстрее, чем должно вращаться. Мы же тоже находим — да — где центр галактики мы знаем. Где центр Вселен? — Нет, центр галактики. Вот — конечно, конечно. Вот, вот галактика выглядит вот примерно таким образом. А солнце у нас находится вот где-то на периферии вот здесь. Вот здесь центр галактики мы его видим. Можно в куда-нибудь поехать, где чистое небо, и наблюдать там какую-нибудь часть Млечного пути. Вот наша галактика называется Млечный путь. В центре находится сверхмассивная чёрная дыра, а которая очень ярко светится. — Мы видим только свечение. Ну, потому что она нагревает материю вокруг. А вот — она же тёмная, наверное, — это же все средне понимают, наверное. — Чёрная дыра. Это с тёмной материей не связано. Это, во-первых, — да. — То есть свет, когда туда попадает, он выбраться не может. Но за то время, пока материя вращается вокруг этой чёрной дыры, она может нагреваться оченьочень сильно и, соответственно, излучать. свет. То есть чёрная дыра, будучи чёрной, может вполне себе светиться ещё и оченьочень ярко. Вот. Но суть в том, что мы прекрасно знаем, где находится центр галактики. Галактика - это просто скопление звёзд какое-то очень большое. У скопления звёзд есть вполне себе понятный центр. А вот и наше солнце вращается вокруг центра этой галактики быстрее, чем должна была бы вращаться, если бы не тёмная материя. Важно возметься. Ага. Галактика, то есть получается тоже круглое. — Нет, почему круглая? — Ну хорошо, как дастин. — Есть разные формы галактик. Ну можно представить, да, как диск. То есть она вот такая в э широкая, так она довольно широкая и так довольно широкая, а при этом высоту относительно плоская. — То есть у каждой галактики есть центра. — Ну да, — она не может быть, что центра нет. — Ну не представляете скорпление. Почему она всегда должна быть ровно? Но бывают нейровные форма центр просто центр мас как бы у неё в определённом месте, которое может быть симметрично относительно её формы в центре. Ну, извините, — да. Ладно. — То есть, да, у нас есть, в принципе, что-то заставляет эти звёзды собираться в скопление, да? То есть там есть какая-то масса, которая их удерживает, и она будет, соответственно, являться центром. как солнце можно назвать относительно центром нашей солнечной системы, но на самом деле оно не совсем в центре. То есть там, если центр мас рассматривать, то солнце на самом деле с тем же Меркурием они совершают оборот вокруг общего центра массы. Но так как масса солнца значительно больше, чем масса всех планет, то мы считаем центром. Вот. Ну, ещё тут есть пара примеров. Это гравитационное линзирование, то есть в центральных частях галактических скоплений сильное линзирование создаёт яркие арки и кольца, показывая сконцентрированную массу. Это позволяет измерить массу, которая превышает видимую, то есть благодаря воздействию тёмной материи. То есть как будто бы а тёмная материя, даже когда её нет, ну, точнее, когда мы её не видим, она заставляет свет, который идёт ээ огибать её, то есть как-то искривляться. Ну, тут, в принципе, да, про слабое линзирование написано тоже лёгкие искажения. Ну да. То есть с помощью этого можно, получается, составлять карту, примерную карту распределения тёмной материи, да, и пытаться представить, как устроена структура вселенной. А может ещё вот между галактиками находится тёмные ме или вообще неизвестно, что находится или может всё что угодно? — Ну, по идее, между галактиками по идее находится вакуум, но вакуум - это совсем не пустота. В общем, а

а в вакууме постоянно рождаются и умирают пары частиц, античастиц. То есть, ну, что-то может находиться между галактиками. Мы представляем, что там пустота. То есть, если там тёмная материя, ну, если бы она там была, по идее, то она бы искривляла, получается, свет, который идёт других галактик, да? То есть, наверное, мы как бы это как-то фиксировали. А другой интересный, э, вопрос - это тёмная энергия. А в конце XX века обнаружили, что Вселенная, оказывается, расширяется с ускорением, а не просто расширяется. То есть наблюдали дальние, далёкие сверхновые и увидели вот, что есть это красное смещение, которое увеличивается. То есть это привело к тому, что вели понятие тёмной энергии, то есть некоторые загадочные силы, которые влияют на динамику космоса. Но на самом деле эта загадочная сила, она была ещё введена Эйнштейном теорию относительности. Потом он сказал, что она, по всей видимости, равна нулю, да? Потом вот передумали, сказали, что она на самом деле снова не равна нулю. Так называемый лямбда-член там в уравнениях. При этом тёмная энергия составляет примерно 70% или даже 75 по некоторым оценкам общей общего всего энергии, которая у нас есть во Вселенной. И она определяет её дальнейшую судьбу, вызывая ускоренное расширение. Что такое тёмная энергия? Понятно, ещё меньше, чем что-то про тёмную материю, потому что тёмную материю мы хоть как-то можем наблюдать за счёт про что я говорил, да, кривые вращения галактик, гравитационное лизирование. Здесь как анализировать тёмную энергию вот за счёт математики, разве что, да? То есть отку как понять её природу? Не совсем понятно. То есть тёмная энергия - это тот, сколько скорость, грубо говоря, дальней части удаляются. — Не совсем. Тёмная энергия - это то, что заставляет вселенную расширяться. То есть мы говорим, что вселенная расширяется, а вот из-за чего она расширяется? Вот как будто бы есть тёмная энергия, которая заставляет её расширяться. Если бы — потоще — А что такое тогда остальная энергия? Остальная - это тёмная материя. Это та энергия, которая сосредоточена в веществе, видимом, в масте. — Ну да. То есть вот как свет доходит, это тоже не — Ну да, свет, масса, то есть стол, всё вещество. Вот, на самом деле, если бы Вселенная расширялась просто, ну, например, замедлением, мы бы могли не говорить ни про какую тёмную энергию, потому что вот был большой взрыв, она начала расширяться, постепенно это расширение замедляется и всё. Ну да, большой взрыв послужил толчком к расширению и всё. Но так как оказывается, что вселенная расширяется с ускорением, то просто сам по себе большой взрыв это его не объясняет. То есть какая-то сила, которая заставляет ускоряться расширением. Ну вот тут и график, да, скорость расширение вселенной со временем. Представление, по крайней мере, об этом. То есть оно увеличивается. — Ну я думаю, что это просто примерный график, да, чтобы показать, что а есть ускорение, да? То есть до открытия считали, что гравитация замедляет расширение, да? То есть у нас вот был большой взрыв, есть вещество, в которое много гравитации, гравитация, соответственно, должно это расширение замерить, а потом начать вселенную склапывать. Вот. Ну вот, как оказалось, есть ускорение расширения. Значит, что-то должно противодействовать вот этой гравитации. Какая-то вот эта вот как раз-таки тёмная энергия. Ну, соответственно, это поставило новый вопрос о природе Вселенной, да? Да. То есть откуда берётся эта тёмная энергия, непонятно, но есть разные версии. Опять же, это версии. Ну вот я уже говорил, да, что у нас есть, э, вся энергия, которая у нас есть, мы можем её разделить на группы, на основные. То есть это тёмная материя, тёмная энергия и обычная материя. И оказывается, что вот обычной материи, которую мы видим, с которой мы взаимодействуем, её просто вот очень маленькая часть от всего, что есть. То есть почти всё там 70-75% - это тёмная энергия, там 20% - это тёмная

материя, оставшиеся пять - это обычная материя. Ещё одна интересная вещь, которую открыли сравнительно недавно, это реликтовое излучение, так называемое. То есть это фотоны, которые мы фиксируем на Земле, которые летят примерно со всех сторон и примерно одинаковой температуры со всех сторон. А это фотоны, которые однажды когда-то в прошлом были испущены, то есть они, а, полетели сквозь вселенную и летят к нам до сих пор. Мы их фиксируем. И по отклонениям вот это в этом реликтовом излучении, то есть по неоднородностям в этом излучении делаем какие-то выводы о том, как была Вселенная устроена в прошлом. Потому что на самом деле, а то, что мы наблюдаем во Вселенной, да, вот звёзды и всё такое, это, по сути, машина времени, потому что пока там свет от какой-то звезды дойдёт до нас, пройдут тысячи, миллионы, миллиарды лет. И по сути многие звёзды, которые мы сегодня видим, уже давно погасли, то есть их уже нет. Или превратились в чёрные дыры, или ещё что-нибудь с ними случилось. А даже если солнце погаснет, то мы об этом узнаем примерно только через 8 минут, что свет от солнца до нас идёт такое время. — А как мы доверим чёрные дыры? Если вы говорите, что она не отпускается к чёрным горам — по косвенным признакам, так же как и с тём тёмной материей, то есть это воздействие на гравитацию на свет, через который идёт сквозь эту чёрную дыру по воздействию на те объекты, которые находятся рядом. То есть как она заставляет их вращаться. Вот 1964 год - это год открытия реликтового излучения. Можно ещё раз по-простому про фотоны? — Фотоны - это свет. — Свет. Мы фиксируем свет, который прилетает на землю с разных сторон. Примерно одинаковый, одинаковой температурой. Примерно 3 квина. — Не, это не от звёзд, я непонятно. — Нет, не от звёзд. Если бы это был свет от звезды, мы бы фиксировали его, соответственно, с одного направления, а не со всех. И вот он летит, летит этот фотон один с одной стороны, с другой, с другой. — Их много, они летят на землю, и мы их фиксируем. — Эти фотоны, — да? — Это вот эти фотоны есть. То есть мы их ловим и понимаем, что вот у нас есть реликтовые излучения. Они вот эти фотоны называются реликтовым излучением. Бесконечно, правильно? — Они со всех сторон летят и летят. Это же не то, что они год на залетают. Они ни с чем-нибуд практически не взаимодействуют, потому что у них 3 кльвина уже и куда они летели. — Примерно знаем, — да? — Но только примерно. Но мы знаем, что они прилетают к нам со всех сторон и со всех и во все стороны примерно одна и та же самая картина получается. То есть как будто бы вселенная, грубо говоря, там и там, она как будто бы знает друг о друге. То есть и там, и там у нас фотоны, которые летят на к нам с двух сторон, они примерно одинаковые. То есть как будто бы даже те части вселенной, которые на самом деле никогда не взаимодействовали, как-то знают о состоянии друг друга. Вот есть карты температурных колебаний вот этого вот э реликтового излучения. делают снимки этого рекликтового излучения. Там есть некоторые пятна, которые вообще минимальное отклонение показывают температуры. А, то есть некоторые маленькие вариации. На самом деле эти флуктуации, которые фиксируются, они отражают всё-таки, что есть некоторая неоднородность. То есть, да, как будто бы части вселенной, которые разделены, они знали друг о друге, но при этом всё-таки они чуть-чуть отличались. И вот по этим неоднородностим мы можем делать предположение, вот как они отличались и почему. — А можно по простому понять, в чём их разница? — В чём разница? — Ну вот они немножко отличаются, да? Отличаются они чем? свечение там чем температуры составы — температура немного меняется то есть фотоны - это же свет просто у некоторых длина чуть больше меньше но это разница она настолько небольшая на самом деле как будто бы её почти нет но самом деле она есть оказывается что с некоторых сторон температура чуть больше с некоторых чуть меньше и как раз-таки вот про это я и говорил, что на самом

деле как будто бы во вселенной есть некоторое выделенное направление Можно небольшой вопрос? Вот если — предположить, что Вселенная расширяется и вот это реликтовое излучение до нас доходит постепенно, как получается так, что температура, то есть энергия у них одинаковые, если какие-то придут к нам раньше, то какие-то позже были, если я правильно понимаю, оно до сих пор до нас идёт. Что-то доходит раньше, что-то придёт к будущему. — Да. — Вот то, что придёт в будущем, разве не будет сменьшей температурой? — Вполне. — А как это сказать, что это то же самое излучение или это? — Ну, мы же можем примерно следить за его температурой. Ну, то есть постепенно, да, температура может снижаться. — Мы это не знаем, потому что наблюдаем за этим так. Ну, как бы девяносто восьмого года, то это где-то прошло 20 лет. — А в чём вопрос? — Ну, потому что вот измерение температуры, я себе в голове это представляю, как будто бы у нас был какой-то костёр, он потух и тепло от этого костра - это как раз-таки ликтовое изучение, которое мы, э, ну, условно возьму в кавычки фиксируем. И мы не можем прогнозировать точное точную температуру только потому, что у нас нет статистических данных за те, 20, сколько, 30 лет фиксации, правильно? — Нет, теоретически мы можем представлять, какая у нас температура будет реликтовое излучение позже. Но температура она, по сути, связана с энергией частиц, то есть в данном случае фотонов не совсем частицы. А температура она связана, точнее, температура связана с энергией, энергия связана с длиной волны, длина волны с красным смещением. А длина волны также связана ещё с кое-чем, а именно с расширением вселенной. То есть, когда вселенная расширяется, увеличиваются все расстояния, в том числе и вот эта вот длина волны фотонов. То есть вот это вот механизм, за счёт которого эти фотоны так остывают и остыли до трёх кельвинов. То есть их, пока они летят, их длина волны настолько увеличилась, да, что они стали уже почти холодными. То есть 3 Кельвина - это же очень мало. И они почти ни с чем не взаимодействуют. То есть они летят сквозь пространство. Ну, тут я ещё добавил немного про то, что мы знаем благодаря теории относительности, что на самом деле у нас есть ещё такая штука, как относительность времени. А, то есть время у нас связано с расширением Вселенной, и оно перестало быть универсальной константой и зависит от процессов в космосе. Согласно Эйнштейну, пространство и время - это две взаимосвязанные величины, а которые меняются в зависимости от массы, энергии, скорости движения. И, кстати, когда мы говорили про планковские величины, оказалось, да, что длина и время они имеют одинакую размерность. Современные эксперименты также подтверждают, что время может течь по-разному для разных наблюдателей, и это помогает углубиться в понимание космологических процессов. Ну, я думаю, что про относительность времени многие из вас уже слышали и имеют представление, что это такое. А на самом деле в общей теории относительности Эйнштейн он не просто сказал, да, что есть вот пространство и время, это одно и тоже, он предлагал рассматривать пространство и время как некоторое общее множество. Всё-таки там пространство и времени совсем одинаковые, то есть у времени немного другая, а, как сказать, есть некоторые особенности. Эта особенность определяется метрикой, но я думаю, что это не тема сегодняшней лекции. Вот. Ну да, получается, у нас есть некоторое множество, а пространство и время. Пространство и время описывается таким параметром, как метрика. А и искривление пространства создаёт гравитацию, создаёт, соответственно, да, оно создаёт гравитацию. Какие-то интересные объекты типа типу чёрной дыры тоже могут состо. Ещё одна интересная штука - это гравитационные волны, которые не так давно открыли. А, то есть 2015 году обсерватория Лига впервые зарегистрировала гравитационные волны. То есть это колебание пространства времени, которое ещё предсказывал Эйнштейн. Вот, соответственно, гравитационные волны возникали как, ну, те, которые фиксировались, как результат слияния двух чёрных дыр. То есть они вот это пространство время, а, можно сказать, если по-простому, так сильно

возмущали, да, что вот эти вот колебания, они дошли до нас, и мы смогли их зафиксировать. — То есть гравитационные волны вызыкают только при столкновено — влияние. Ну только, то есть это какие-то эффекты такие очень значимые, например, слияние чёрных дыр или нейтронных звёзд, да, которые вызывают вот очень сильное возмущение гравитационного поля. В принципе, про чёрные дыры я уже немного сказал, да? На самом деле чёрные дыры, они возникают в результате коллапса звёзд часто. То есть зажизненный цикл звезды можно таким образом сформулировать, что звезда она может либо превратиться в белый карлик, белого карлика, либо в нейтронную звезду, либо стать чёрной дырой. И это зависит от массы, от массы этой звезды. Пока звезда горит, у неё есть давление, есть газ. Ну, то есть не газ, ну да, у неё давление есть, которое поддерживает э горение и противодействует гравитационному сжатию, потому что масса большая, она пытается её сжать, а вот это вот получается вещество, которое горит, оно противодействует вот этому сжатию. Как только вещество заканчивается, а звезда начинается схлапываться. И в зависимости от того, собственно, какая масса звезды, да, то есть у нас вот этот вот процесс синтеза заканчивается и она начинает схлапываться. Она может либо остановиться на белой дыре, то есть если масса не — не белая дыра, а белая карлика. В общем, да, — если сила гравитационного сжатия не такая, чтобы преодолеть сопротивление между, а, протонами и электронами, если сжатие будет происходить с большей силой, то есть гравитационные сжатие достаточно сильные, то вот эти протоны и электроны начнут вдавливаться друг в друга, превращаясь в нейтроны. Соответственно, всё вещество, которое там будет - это просто нейтроны и нейтронная звезда, которая обладает огромной плотностью. и там просто чудовищной массой. И третий вариант, соответственно, если масса ещё больше, то даже вот эти вот нейтроны, вдавливаясь друг в друга, они не смогут противостоять гравитационному сжатию, и что-то произойдёт, и образуется чёрная дыра с сингулярностью в центре, как будто бы продавит пространство и время, да. Так вот, к чему я это? А есть ещё вот эти вот чёрные дыры, которые образуются в результате смерти звёзд. Ну там, допустим, 100 мас солнца, допустим, не помню уж точно количественно. Есть чёрные дыры, которые находятся в центрах галактик, там 100. 000 масс солнца. Ну, почему-то нет промежуточных вариантов. То есть вот, которые появляются в результате смерти звёзд, есть те, которые находятся в центрах галактик. которые пока что непонятно как, ну, досконально непонятно как появились, а промежуточных почему-то нет. Тоже загадка. Вот. Также есть парадокс с тем, исчезает ли информация, которая попадает внутрь чёрной дыры или сохраняется. То есть как будто бы информация не должна, но у нас что-то может попасть в чёрную дыру, а затем за счёт изучения Хокинга чёрная дыра испаряется. как будто бы испряют эту информацию. — Что принимается информация? — Частицы все. — А испарение Хокинга - это такая штука, когда у нас ээ ну я говорил уже, что сегодня, что в вакууме постоянно происходит рождение пары частиц, античастица, которые тут же аннигилируют друг с другом. Так вот, может оказаться, что пара частица античастица родится вблизи горизонта событий. При этом одна из них улетит внутрь и проангилирует существо внутри. вторая летит сюда. Вот это есть излучение хокинга. То есть у нас чёрная дыра как бы излучает, а внутри она испаряется за счёт вот этих пар частиц частицы. Да, вернёмся в прошлое. — Так, и попробуем поговорить о том, что всё всё-таки что же было во Вселенной, когда она появилась, да? То есть какие процессы там протекали. На самом деле, как его наверняка вы многие знаете, да, и сегодня я уже говорил, у нас есть теория Большого взрыва, которая описывает процесс расширения Вселенной. И логично, что если мы попробуем пойти в обратную сторону, то мы в итоге, то есть сейчас у нас Вселенная расширяется, мы можем пойти обратно и прийти вот к моменту вот этого вот большого взрыва. И заодно мы можем посмотреть, собственно, какие процессы будут протекать во

Вселенной вот в различные моменты времени. Вселенная у нас развивалась через несколько стадий. То есть после большого большой взрыва у нас была фланковская после большого взрыва была фланковская эпоха, стадия инфляции, рекомбинация, формипирование звёзд и другие. И что интересно, на самом деле почти все события, они произошли буквально в первую секунду после большого взрыва. То есть настолько маленький промежуток времени, что для того, чтобы рассматривать эти процессы, проще использовать логарифмическую шкалу, да, чтобы рассматривать те процессы, которые происходят в самом начале, потому что потом уже почти ничего не происходило, то есть уже очень давно ничего не происходит во вселенной нового. Ну давайте по пойдём по порядку. Точнее, как по порядку, не совсем по порядку, но ладно. Вы там дальше. А что такое большой взрыв? Вообще предполагается, что 14 млрд лет назад а не было как пространства и времени в том понимании, в котором мы сейчас, а, ну, как мы сейчас это из себя представляем, да? То есть пространство и время было как будто бы сжато в один шарик, ну или даже не шарик, в точку. космологическая сингулярность, точка с бесконечной плотностью, температурой. И вдруг в некоторый момент этот шарик начал расширяться. То есть, по сути, не было именно взрыва, был момент, когда у нас пространство стало расширяться. И расширяясь, а пространство давало возможность образовываться частицам и так далее. Вначале у нас было огромное давление, огромная температура, но как только у нас пространство стало расширяться, давление стало падать, потому что стало больше пространство, а, соответственно, температура стала снижаться, и появилась появились условия для образования атомов, ядер и так далее. Потому что, когда температура была очень большой, ядра просто не могли удерживаться вместе за счёт, потому что слишком большая была температура. Да, в первое мгновение после большого взрыва температура и плотности были экстремально высокими. Именно тогда возникали возникли законы физики, которые регулируют дальнейшее развитие Вселенной. И тогда же вот после большого взрыва как раз-таки и возникло вот это вот реликтовое фо фоновое излучение. Но, как ни странно, оно возникло не совсем сразу. Прошло примерно 380. 000 лет, по-моему. — Свет появился тот нормально. — Свет появился, да, ну, почти. Ну да, можно сказать, что тот же, но он не мог проходить сквозь пространство. Давайте пойдём дальше. Основные этапы эволюции вселенной можно вот разделить на несколько стадий. Планковская эпоха - это примерно 10 минут третье степени секунды. Затем стадия инфляции 10 в мит6 степени секунды. Потом стадия рекомбинации через 380. 000 лет. Затем формирование галактик, потом настоящее время и будущее. Ну и давайте рассмотрим их чуть подробнее. И давайте попадём в обратном направлении. То есть мы стартуем сейчас и попробуем понять, а что мы бы наблюдали, если бы сейчас на самом деле вселенная не расширялась, а схлопывалась, да? То есть температура возрастает, вселенная сжимается, и мы идём, соответственно, не в будущее, в прошлое. С чем мы можем столкнуться в самом начале, это рождение первых звёзд и формирование галактик. То есть это стало происходить примерно через 200 млн лет после большого взрыва. Тогда появились первые звёздные поколения, и они сыграли очень важную роль в дальнейшей реализации окружающей среды. Звёзды начали объединяться в первые галактические структуры, которые затем эволюционировали в различные современные галактики. И всё это позволило звёздам порождать новые элементы, которые стали более тяжёлыми, то есть которые в дальнейшем позволили сформироваться планетам и жизни. На самом деле звёздные процессы играют большую роль в эволюции элементов и в производстве элементов. Звёзды первого поколения синтезировали лёгкие элементы, и благодаря ядерным реакциям они образовали более тяжёлые, которые необходимы были для

сформирования сложных веществ. Дальше в процессе звёздной эволюции тяжёлые элементы выбрасывались в межзвёздное пространство и обогащали его материалом для последующего формирования планеты новых звёзд. Таким образом, циклы рождения гибели звёзд, они помогают формировать химический состав Вселенной, создают предпосылки для существования жизни, ну, создавали сейчас, может быть, ещё создают, конечно, но кто знает. И сложных органических соединений. Если мы пойдём дальше, мы попадём в тёмные века, то есть вселенная без звёздного света, потому что тогда ещё звёзд не было. То есть нет источников света. И этот процесс длится от момента рекомбинации до момента появления первых звёзд, с которыми мы только что сталкивались. До длинный период, да, если мы там вспомним, звёзды у нас появились через 200 млн лет после большого взрыва, рекомбинация 380. 000 лет. То есть вот примерно 200 млн лет были тёмные века. Этот этап также характеризуется полной темнотой и аа объекты никакие ещё не сформированы, пространство заполнено нейтральным водородом, а фотонный фон постепенно задухает. Хорошо, у нас вселенная без звёздного света, но свет всё-таки есть. он может путешествовать сквозь вселенную. Есть уже реликтовое вот это фотонное излучение, которая постепенно затухает, пока оно там путешествует. Но если мы пойдём ещё дальше к началу Вселенной, к большому взрыву, то мы попадём в эпоху, где нет даже вот этого вот реликтового излучения. Процесс, когда, точнее, момент, когда это излучение появилось, называется рекомбинацией. Как я уже сегодня упомянул, это происходило примерно через 380. 000 лет после большого взрыва. Тогда температура Вселенной упала примерно до 3. 000 кельв. И это позволило, а, электронам связаться с ядрами, то есть образовать нейтральные элементы. До этого всё это было как каша. То есть ядра и электроны, они не могли удерживаться вместе за счёт высокой температуры. И из-за того, что их было слишком много, то есть вот эта каша, она не давала фотонам лететь свободно. То есть фотоны постоянно испытывали своударение. То есть вселенная до рекомбинации была непрозрачна для света. Вот. И как раз вот этот момент три рекомбинации, момент образования первых ядер - это тот момент, когда вот это вот реликтовое излучение, которое мы сейчас фиксируем, оно было испущено. То есть это то, те самые фотоны, которые впервые стали лететь сквозь вселенную. Вот это реликтовое излучение, оно было неоднородным, то есть были некоторые флуктуации в его составе. И предполагается, что вот эти галактики, они как раз в галактике, они сформировались за счёт вот этих вот флуктуаций. То есть были некоторые гравитационные притяжения, которые способствовали образованию вот этих скоплений материи. Сейчас можно сказать, что космическая материя, она постепенно, а, точнее тогда вот на коллапсировала в протогалактике, в крупные структуры. Вот. И это сформировало основу для дальнейшей эволюции космических объектов и крупных масштабов вселенной. Если мы пойдём ещё дальше, то мы прийдём к моменту первичного нуклеосинтеза. То есть это тот момент, когда во Вселенной появилась химия, можно так сказать. То есть через несколько минут после взрыва, то есть если рекомендация была через 380. 000 лет, то первичный нуклеосинтез через несколько минут, отх до 20ти. Во Вселенной начались термоядерные реакции, и они образовывали первые стабильные ядра водорода и гелия. По сути, этот процесс превратил ранний космос в гигантский реактор, который заложил основу для химического состава будущих звёзд и планет. Если идти ещё дальше, то можно дойти до а эры кварков и адронов. Это совсем раннее начало, совсем ранняя эпоха. То есть тут можно посмотреть, а кварглённая плазма - это период примерно от 10 ми12 до 10 минуше степени секунд. Там вселенная была заполнена

сверхгорячей кварглионой плазмой. Кварки глионы свободно существовали и не обва не образовывали стабильных ядер. Затем, по мере остывания кварки начинали объединяться в протоны и нейтроны. формировались первые адроны, и они становились базисом для дальнейшего химического синтеза. А затем получается уже был этот первичный нофлиосинтез. — Столько процессов произошло за 10 -1 до 10 -ше секунды? — Да. А сколько прошло произошло ещё до вот этого времени? — Так, если пойти ещё дальше, здесь будет так называемый бариогенезис, а, или формирование материального избытка. На самом деле это одна из загадок нашей Вселенной, да, потому что у нас, как я говорил, у нас рождаются постоянно пары, а, частицы, античастицы. Но как-то так получилось, что вся наша вселенная, видимо, состоит в основном из частиц, а не античастиц. То есть бариогенезис, по сути, это и есть вот это вот нарушение симметрии вещества и антивещества. То есть в первые моменты после большого взрыва частицы и античастицы они постоянно друг с другом аннигилировали, и они уничтожили большинство пар. Но оказалось, что примерно на 1 млрд частиц материи, точнее как примерно на миллиард частиц антиматерии было 1 млрд и одна частица материи. То есть она одна вот лишняя частица оставалась. И в итоге вот эти вот лишние частицы, они в итоге сформировали по сути всю материю, которая сейчас есть. Вопрос, откуда вот взялась эта асимметрия? Тут тоже есть различные варианты, да, то есть предположения, но точно сказать нельзя пока что. Вот предполагается, что нарушение связано с, точнее преобладание материей над антиматерией связано с нарушением ЦПН вариантности. Если пойти ещё дальше, то можно дойти до инфляции. Опять же, это теория инфляции. Предполагается, что в первые моменты после большого взрыва, то есть буквально там вот менее чем через 10 в минут6 степени секунды, вселенная буквально за долею секунды увеличилась в 10 в двадцать шестой степени раз. Это прямо экспоненциально быстрое расширение. И все те неоднородности, которые могли быть в момент вот этого вот экспоненциально быстрого расширения, но они могли возникнуть случайно, но за счёт вот этого вот очень быстрого расширения они могли иметь очень далеко идущие последствия. Ну, это как эффект бабочки только в мире физики и Вселенной. Вот. И на самом деле есть уравнение Фридмана, которое это всё, ну, описывает, да, то есть как влияет полевыдвидная материя, радиация, да, там есть член, который отвечает за экспоненциальное расширение, да, можно предположить, но я не стал сюда включать формулы, потому что это всё-таки очень популярная лекция, — да. Вот. Но суть в том, да, что есть вот эта вот стадия инфляции, которая как будто бы объясняет некоторые варианты, некоторые особенности нашей вселенной. Причём интересно, что вот это расширение, оно превысило скорость света, то есть оно расшири расширявалось быстрее, вселенная расширявалась быстрее, чем свет. Но на самом деле — и сейчас, сейчас на самом деле можно сказать, что некоторые объекты во Вселенной, которые удалены друг от друга достаточно далеко, они удаляются друг от друга быстрее, чем скорость света. А это значит, что от них свет никуда друг до друга не дойдёт. Это связано с тем, что у нас есть ограничение на скорость передачи информации. То есть информация не может распространяться быстрее, чем скорость света. А удаление объектов друг от друга, оно не связано с передачей информации из этой точки в ту, поэтому оно может быть со скоростью больше, чем свет. Тот же самый солнечный зайчик, если светить, на самом деле он может двигаться быстрее скорости света. Ну, примерно как и вот это вот а пятно, да? Если я его перемещу вот из этого угла вот в этот, по сути, оттуда туда информация никакая не передалась. Просто сначала от этой указки информация шла сюда, потом она шла туда.

Нам кажется, что вот этот вот кружок двигается, но на самом деле этого кружка там по сути нет. Это луч от указки. Ну, наверное, здесь не луч, да? Здесь получается другая система. Но если бы было бы лучше, можно было бы так поставить. Поэтому солнечный зайчик, в принципе, может двигаться быстрее света, потому что это не какой-то объект. И, соответственно, его движение не связано с распространением информации. Почему инфляция нам может быть полезна? Ну, во-первых, такая инфляция, она позволяет вот объяснить всё-таки, почему на разные с разных сторон к нам приходят фотоны примерно одинаковой инфра температуры, потому что в какой-то момент они всё-таки были близко, просто они очень быстро разлетелись за счёт этой инфляции. Они очень быстро удалились друг от друга. И в тот момент, когда они были, соответственно, близко, они вот обменивались той информацией и выравнивались. — Не, фотоны не были, они просто для них была вселенная непрозрачная. Они там постоянно отражались друг на друга. Если пойти ещё чуть дальше, там настанет эпоха великого объединения. Это эпоха, когда все силы, они были, получается, единой некоторой силой. То есть это вообще очень маленький интервал от большого взрыва. Это примерно 10 минут третье секунды. После этого гравитация отделилась от остальных фундаментальных сил. нару нарушилась симметрия и произошли изменения физических некоторых условий. То есть тогда же, по всей видимости, у частиц сформировалась масса. Ну, может быть, чуть позже за счёт нарушения симметрий. Очень сложно, на самом деле, говорить о том, что было в то время, да, это было очень давно, но это, по сути, практически предел, куда наука может заглянуть. Хоть как-то. — А как замерить? Можно хоть прометь. — Замерить. — Замерили. — А, замерили, да. Что вот это было точно 10 - 4, да, 10 митритьше и не миллисекунды раньше. — Ну, тут где-то и так, наверное, уже довольно грубые вот эти оценки от 10 -3 до 10 -36. Да, поэтому, видимо, где-то посередине, поэтому тут, ну, всё-таки чуть раньше, чуть позже есть. Но так я думаю, что это те теоретические модели, которые, соответственно, дали такие результаты, вычисления, что такое математика и физика. Если пойти ещё дальше, то мы перейдём к эпохе Планковской, да? Тут как раз то, что я сейчас говорил, великая вот эта вот эпоха великого объединения. То есть здесь всё ещё в Планковской эпохе гравитация всё ещё такая же, как и другие силы. То есть они по сути объединены в одну. Тогда квантовая гравитация, она оказывает довольно сильное воздействие на всё, что происходит вокруг. Опять же, предполагается, что квантовая гравитация, но сейчас теория квантовой гравитации всё ещё не построена, но предполагается, что она могла бы объяснить те процессы, которые происходили тогда и которые происходят сейчас в тех же чёрных дырах, да? То есть, и, в принципе, пролить при свет на то, как должна быть устроена вселенная, точнее, вселенная, на какие-то вот те вопросы, которые мы не можем ответить сейчас, да. А что могло быть в допланковскую эпоху? Вообще непонятно, да? То есть понятно, что там была сингулярность, и то не факт, да? То есть всё было сжато в точку, а время пространства не существовало в том виде, в котором мы себе его представляем сейчас. Температура была огромная, практически бесконечная. В какой-то момент времени, хотя не существовало, а вдруг началось расширение и непонятно почему. Ну как-то так, да, — это точно популярностью. М, — эта точка называется сингулярностью, — да? Есть на самом деле несколько видов сингулярности. Вот эта космологическая сингулярность, это та точка, куда мы придём, если мы попробуем вот про экс, в общем, по попробуем пойти к назад к сжатию вселенной, то есть к моменту, когда она начинала расширяться, мы придём вот в эту точку. Вполне вероятно, что там будут какие-то другие законы. То есть, возможно, когда температура очень высокая, а квантовая гравитация влияет на те процессцесы, которые там проходят. И на самом деле здесь не совсем точка, а какой-нибудь переход в другое состояние, вселенной, например. То есть, может быть, там

вниз внизу ещё такой же треугольник, только направленный вниз. Такое тоже может быть. Такие теории есть. А формирование солнечной системы, да? Ну, тут, в принципе, гораздо меньше загадок, чем со вселенной, да? Просто солнце одной из звёзд, да, Земля возникла. Многие, да, удивляются, что Земля такая планета уникальная, что идеальные условия для жизни, солнечная система с идеальными условиями для жизни. Но вполне вероятно, что таких планет на самом деле в солнечно во Вселенной много. — Да, жизнь может быть даже и не белковой, поэтому, — да, то есть там вообще может быть что угодно. — Вариант, — но есть вариант, что её нигде больше нет. Такой-то вариант тоже существует. Ну, как кажется, что гораздо больше вероятность, что она где-то есть, потому что всё-таки столько галактик, сотни миллиардов галактик, в каждой галактике миллиарды звёзд, огромное число. И это только те, которые близко к нам. Но факт в том, что даже если, допустим, на какой-нибудь планете на расстоянии в 100. 000 световых лет от нас появится жизнь, то чтобы добраться оттуда-сюда и потребуется огромное количество времени. Даже просто, чтобы, если они отправят нам сигнал, этот сигнал будет даже не 380. 000 лет, а больше, потому что ещё же расширение пространства, в общем, толко. В общем, да, мы можем его и не получить вообще. Ну давайте поговорим теперь ещё немного про будущее Вселенной, что нас может ждать. На самом деле здесь всё довольно банально. Есть несколько возможных вариантов развития событий. Многое зависит от того, что нам ждать от тёмной энергии, да, того, насколько сильно она влияет на расширение, насколько сильно она противодействует гравитации. И есть три основных сценария, которые рассматриваются чаще всего. Это большой разрыв, то есть когда вселенная расширяется так быстро, что в итоге, а, просто разорвёт её, — да, примерно. А тепловая смерть счита считается сейчас наиболее вероятным сценарием. А, то есть энергия выравнивается, звёзды угасают. новый материальный энергетический обмен прекращается, и космос просто угасает в абсолютной темноте. Крустный сценарий. Третий вариант - это большое сжатие. То есть в какой-то момент гравитация начнёт преодолевать вот эту вот тёмную энергию, и вселенная начнёт обратный процесс начнёт сжиматься и в итоге снова придёт к сингулярности, с которой всё и началось. Это приведёт клапсу всех структур, которые есть, и, возможно, к новому большому взрыву. То есть, да, существует теория пульсирующей вселенной, когда у нас вселенная то расширяется, потом сжимается, потом снова начинает расширяться и так бесконечно. Ну, здесь, в принципе, просто ещё раз повторяю все эти теории, да, гипотеза большего сжатия. Вот ещё интересная вещь - это мультивселенная и гипотеза вечной инфляции. То есть, да, мы говорили, что у нас была эпоха инфляции, то есть в какой-то момент Вселенная начала быстро расширяться, а потом вдруг прекратила расширение. Гипотеза вечной инфляции говорит о том, что на самом деле не прекратила. То есть на самом деле вселенная она расширяется с тем же ускорением, что и раньше, вот с той инфляционной скоростью, с экспоненциальной. Просто в каком-то небольшом участке произошла флуктуация, и это расширение экспоненциальное сменилось вот нашим медленным. Такой образовался небольшой пузырёк со своими законами физики, а в остальном пространство расширяется так же. И на самом деле тогда получается, что вот эти пузырьки, они могут образовываться в разных частях вот этой вот мультивселенной. И в каждом этом пузырьке могут быть свои законы физики, свои константы фундаментальные. Где-то может быть

жизнь, где-то нет. Но тогда понятно, допустим, почему мы появились именно в том пузырьке, где жизнь возможна, потому что в других мы просто не могли появиться, да? То есть вот тоже такая интересная модель. То есть наша вселенная лишь часть гораздо более обширного космического многообразия. На самом деле вот эта вот мультивселенная, она даже обладает некоторой фрактальной структурой. Ну, предполагается. — А что значит фрактальны? — Фрактально - это самоподобные. В смысле — они могут столкнуться с этим за этим для чего или нет? А, — непонятно. Но по идее нет, потому что всё-таки, если мы рассматриваем эту вселенную, которая очень быстро расширяется, эти пузырьки тоже должны удаляться друг от друга, потому что экспоненциальное это расширение очень быстрые, и вряд ли они столкнутся, эти пузырьки. Ну, кто знает, вдруг какие-то два пузырька образовываются рядом, они сталкиваются и, допустим, сразу, допустим, прекращают своё существование либо объединяется в один. Тако тоже может быть. Вот, да. Ну, это я уже всё, в принципе, сказал, да. Ну, в принципе, сейчас мы можем опять же развивать нашу теорию. У нас появляются новые инструменты, которые позволяют получать новые данные о вселенной. То есть недавно, допустим, как я уже говорил, открыли гравитационные волны, реликтовые изучения продолжаем изучать. Ну и как, конечно, теоретическая физика тоже не стоит на месте. То есть учёные пытаются строить все эти теории, описывать то, как должны взаимодействовать частицы, как они взаимодействовали при огромных температурах после Большого взрыва, пытаются устранить космологическую сингулярность, которая была в самом начале. Например, вводят миметическую тёмную материю, которая своим наличием модифицирует гравитацию. Так что вот эта сингулярность там проходит и получается вот это вот сжатие и отскок описывает. То есть разные такие направления, где учёные пытаются объяснить всё, что произошло, и пытаются понять, что будет дальше. Вот. Ну да, теперь всё. Спасибо за внимание. Так.