Istoria Universului

Ideile moderne despre principalele etape ale dezvoltării Universului se bazează pe următoarele teorii:

teoria expansiunii lui Friedman ;
teoriile Big Bang-ului (teoriile Universului fierbinte);
teorii ale inflației ;
teoria ierarhică a formării structurilor pe scară largă ;
teoriile populației stelare .

Extrapolarea expansiunii universului înapoi în timp duce la punctul de singularitate cosmic , în apropierea căruia legile fizicii cunoscute acum încetează să funcționeze. Timpul expansiunii de la această singularitate cosmică la starea prezentă se numește vârsta Universului ; conform diverselor surse, este de aproximativ 14 miliarde de ani.

Expansiunea este procesul principal împotriva căruia au loc toate celelalte, astfel încât întreaga istorie a dezvoltării poate fi împărțită în etape de expansiune [1] :

Epoca Planck este momentul de la care fizica modernă începe să lucreze .
stadiu de inflatie. În această etapă, există o creștere bruscă a dimensiunii universului, iar la sfârșitul acesteia - de asemenea, o încălzire puternică.
Etapa de dominanță a radiațiilor. Etapa principală a universului timpuriu. Temperatura începe să scadă și la început se separă interacțiunea electroslabă de interacțiunea puternică , apoi se formează quarkurile . După schimbarea epocilor succesive ale hadronilor și leptonilor , în epoca nucleosintezei se formează elemente chimice cunoscute nouă.
Epoca dominației materiei (praf). La începutul acestei epoci, radiația electromagnetică se separă de materie și se formează un fundal relict. Apoi vine epoca întunecată. Ele se termină atunci când radiația primelor stele reionizează materia.
Λ -dominare. epoca actuală.

Momentul formării fondului relicvă este limita pentru evoluția materiei. Dacă înainte era complet determinată de expansiune, atunci după rolul primei viori preia interacțiunea gravitațională a acumulărilor de materie, atât între ele, cât și cu ele însele. Ea este cea care este responsabilă pentru formarea stelelor, a grupurilor de stele de galaxii, precum și pentru fuziunea acestora din urmă.

Separarea fundalului relicvelor a devenit posibilă datorită răcirii Universului cauzată de expansiune. Același proces care a predeterminat sfârșitul erei de dominație a gravitației și generat de acesta a fost o modificare a compoziției chimice din cauza exploziilor supernovei.

Apariția vieții este următoarea etapă în dezvoltarea Universului, ceea ce înseamnă că materia se poate autoorganiza acum și nu depinde în totul de condițiile externe.

Era Planck

Epoca Planck este cea mai veche epocă din istoria Universului observabil despre care există presupuneri teoretice. În această epocă, materia Universului avea o energie de ~10 19 GeV, o densitate de ~10 97 kg/m³ și se afla la o temperatură de ~10 32 K [2] . Universul timpuriu a fost un mediu extrem de omogen și izotrop , cu o densitate de energie, temperatură și presiune neobișnuit de mare. Ca urmare a expansiunii și răcirii, în Univers au avut loc tranziții de fază, similare condensării unui lichid dintr-un gaz, dar în relație cu particulele elementare . S-a încheiat după timpul Planck (10 −43 de secunde [3] după Big Bang ). După epoca Planck, interacțiunea gravitațională s-a separat de restul interacțiunilor fundamentale .

Cosmologia modernă crede că la sfârșitul epocii Planck, a început a doua fază a dezvoltării Universului - Epoca Marii Uniri , iar apoi ruperea simetriei a dus rapid la era inflației cosmice , în timpul căreia Universul a crescut foarte mult. în mărime într-o perioadă scurtă [4] .

Fundamente teoretice

Deoarece în prezent nu există o teorie general acceptată care să permită combinarea mecanicii cuantice cu gravitația relativistă, știința modernă nu poate descrie evenimente care au loc în timpi mai mici decât timpul Planck și la distanțe mai mici decât lungimea Planck (aproximativ 1,616 × 10 −35 m - distanță, pe care lumina călătorește în timpul Planck).

Fără o înțelegere a gravitației cuantice - o teorie care combină mecanica cuantică și gravitația relativistă - fizica erei Planck rămâne neclară. Principiile care stau la baza unității interacțiunilor fundamentale, precum și cauzele și cursul procesului de separare a acestora, sunt încă puțin înțelese.

Trei dintre cele patru forțe au fost descrise cu succes în cadrul unei teorii unificate, dar problema descrierii gravitației nu a fost încă rezolvată. Dacă nu luăm în considerare efectele gravitaționale cuantice, atunci se dovedește că Universul a început cu o singularitate cu densitate infinită; luarea în considerare a acestor efecte ne permite să ajungem la alte concluzii.

Printre cei mai dezvoltați și promițători candidați pentru o teorie unificatoare este teoria corzilor și a gravitației cuantice bucle . În plus, se lucrează activ pe geometria necomutativă și alte domenii care fac posibilă descrierea proceselor de origine a Universului.

Studii experimentale

Până de curând, datele experimentale care să susțină ipotezele despre epoca Planck erau practic absente, dar ultimele rezultate obținute de sonda WMAP au permis oamenilor de știință să testeze ipoteze despre primele 10 -12 fracții de a timp de sute de mii de ani). În ciuda faptului că acest interval de timp este încă cu multe ordine de mărime mai mare decât timpul Planck, experimente sunt în desfășurare în prezent (inclusiv proiectul Planck ) cu rezultate promițătoare care ne vor permite să mutăm limita timpului „studiat” mai aproape de moment. a apărut Universul și poate vor da informații despre epoca Planck.

În plus, o anumită înțelegere a proceselor din universul timpuriu este oferită de datele de la acceleratorii de particule . De exemplu, experimentele de la Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) au făcut posibilă determinarea faptului că plasma cuarc-gluon (una dintre cele mai timpurii stări ale materiei) se comportă mai mult ca un lichid decât ca un gaz. La Large Hadron Collider , este posibil să se studieze și stări mai timpurii ale materiei, dar în prezent nu există nici acceleratoare existente și nici planificate care să permită obținerea de energii de ordinul energiei Planck (aproximativ 1,22 × 10 19 GeV ).

Expansiunea universului

Etapă	Evoluţie $a(\eta )$	Parametrul Hubble
inflaţionist	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
dominanța radiațiilor	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
stadiul de praf	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ -dominare	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Parametri cosmologici conform datelor WMAP și Planck
	WMAP [5]	Planck [6]
Vârsta Universului t 0 miliarde de ani	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4

Expansiunea Universului este un proces la scară largă, al cărui curs determină în esență cursul evoluției sale: datorită expansiunii, temperatura medie scade, determinând cât timp și cu ce viteză va avea loc nucleosinteza primară, pe fondul expansiunea, are loc dezvoltarea fluctuațiilor, care apoi ar trebui să devină galaxii și etc. Experimental, expansiunea Universului se manifestă sub forma unei deplasări către roșu a liniilor spectrale ale galaxiilor îndepărtate în conformitate cu legea Hubble , precum și sub forma unei creșteri a timpului apariției vizibile a diferitelor procese în ele (durata supernovelor și altele).

Universul se extinde dintr-o stare inițială superdensă și superfierbintă, așa-numita Big Bang . Dacă starea inițială este singulară (așa cum este prezis de teoria clasică a gravitației - teoria generală a relativității sau GR) sau nu - este o problemă dezbătută activ, speranțele pentru rezolvarea acesteia sunt asociate cu dezvoltarea teoriei cuantice a gravitației .

Modelul lui Friedmann

În cadrul relativității generale, întreaga dinamică a Universului poate fi redusă în prima aproximare la ecuații diferențiale simple pentru factorul de scară , valoare care reflectă modificarea distanțelor în spații care se extind sau se contractează uniform [7] : $la)$

ecuația energiei

\left({\frac {{\dot a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G\rho }{3}}-\left({\frac {kc^ {2}}{a^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}});

ecuația mișcării

{\frac {{\ddot a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\ dreapta)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}};

ecuația de continuitate

{\frac {d\rho }{dt}}=-3H\left(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\right);

unde k este curbura spațiului (ia valorile -1, 0, 1), Λ este constanta cosmologică , ρ este densitatea medie a Universului, P este presiunea medie, c este viteza luminii și punctul de deasupra literei denotă luarea derivatei în raport cu timp, de exemplu, . ${\dot a}=da/dt$

Pentru un astfel de model, intervalul dintre două evenimente se scrie după cum urmează:

ds^{2}=c^{2}dt^{2}-a^{2}(t)dR^{2},

unde dR² descrie proprietățile geometrice ale spațiului model și este metrica unui spațiu izotrop și omogen tridimensional: plat la k =0, sferic la k =1 și hiperbolic la k = -1. În astfel de sisteme de coordonate, rata de modificare a distanței fizice l între două puncte care se odihnesc în sistemul de coordonate comov este:

v={\frac {{\dot a}}{a}}l.

Aceasta nu este altceva decât legea Hubble , unde parametrul Hubble este o valoare care variază în timp:

H(t)={\frac {{\dot a}}{a}}.

Dacă acum substituim această expresie în ecuația energiei și aducem valorile, ajungem la expresia:

1=\Omega _{m}+\Omega _{k}+\Omega _{{\Lambda )),

unde Ω m =8πGρ/3H 2 , Ω k = -(kc 2 )/(a 2 H 2 ) , Ω Λ =(Λc 2 )/(3H 2 ) [7] .

Expansiunea inflaționistă

Big bang

Big Bang-ul este un model cosmologic care descrie dezvoltarea timpurie a Universului [8] , și anume începutul expansiunii Universului , înainte de care Universul se afla într-o stare singulară .

De obicei, acum combină automat teoria Big Bang și modelul Universului fierbinte , dar aceste concepte sunt independente și istoric a existat și ideea unui Univers inițial rece lângă Big Bang. Combinația dintre teoria Big Bang cu teoria Universului fierbinte, susținută de existența radiației cosmice de fond cu microunde , este considerată mai departe.

Singularitate cosmologică

Singularitatea cosmologică este starea Universului în momentul inițial al Big Bang-ului , caracterizată printr-o densitate și o temperatură infinite a materiei. Singularitatea cosmologică este un exemplu de singularități gravitaționale care sunt prezise de relativitatea generală (GR) și de alte teorii ale gravitației .

Apariția acestei singularități atunci când se continuă înapoi în timp orice soluție a relativității generale [9] , care descrie dinamica expansiunii Universului , a fost riguros dovedită în 1967 de Stephen Hawking [10] . El a mai scris:

„Rezultatele observațiilor noastre confirmă presupunerea că universul a apărut la un anumit moment în timp. Totuși, chiar momentul începutului creației, singularitatea, nu se supune nici uneia dintre legile cunoscute ale fizicii.

De exemplu, densitatea și temperatura nu pot fi infinite în același timp, deoarece la o densitate infinită măsura haosului tinde spre zero, ceea ce nu poate fi combinat cu temperatura infinită. Problema existenței unei singularități cosmologice este una dintre cele mai grave probleme ale cosmologiei fizice. Ideea este că niciuna dintre cunoștințele noastre despre ceea ce s-a întâmplat după Big Bang nu ne poate oferi informații despre ceea ce s-a întâmplat înainte.

Încercările de a rezolva problema existenței acestei singularități merg în mai multe direcții: în primul rând, se crede că gravitația cuantică va oferi o descriere a dinamicii unui câmp gravitațional liber de singularități [11] , iar în al doilea rând, există o opinie că luarea în considerare a efectelor cuantice în câmpurile negravitaționale poate încălca condiția dominanță energetică , pe care se bazează demonstrația lui Hawking [11] , în al treilea rând, se propun astfel de teorii modificate ale gravitației în care singularitatea nu apare, deoarece materia extrem de comprimată începe să împingă în afară de forțele gravitaționale (așa-numita repulsie gravitațională ) și nu se atrag unul spre celălalt.

Sfântul Augustin a susținut că timpul este o proprietate a universului , care a apărut împreună cu el însuși. Întrucât nu există o explicație științifică clară pentru un astfel de paradox , Georgy Gamow a propus să numească epoca augustiniană starea Universului „înainte” și „în momentul” Big Bang-ului . O astfel de stare este adesea denumită punct zero sau singularitate cosmologică .

Primele trei minute. Nucleosinteză primară

Probabil, de la începutul nașterii (sau cel puțin de la sfârșitul etapei inflaționiste) și în timpul până când temperatura rămâne sub 10 16 GeV (10 −10 s), toate particulele elementare cunoscute sunt prezente și toate au nici o masă. Această perioadă se numește perioada Marii Uniri, când interacțiunile electroslabe și puternice sunt unite [12] .

În acest moment, este imposibil să spunem exact ce particule sunt prezente în acel moment, dar încă se știe ceva. Valoarea lui η este un indicator al entropiei și, de asemenea, caracterizează excesul de particule față de antiparticule [13] :

${\frac {n_{p}-n_{\bar {p}}}{n_{p}}}=10^{-9}.$

În momentul în care temperatura scade sub 10 15 GeV , sunt probabil eliberați bozoni X și Y cu mase corespunzătoare .

Epoca Marii Uniri este înlocuită de epoca unificării electroslăbice, când interacțiunile electromagnetice și slabe reprezintă un singur întreg. Această epocă este marcată de anihilarea bosonilor X și Y. În momentul în care temperatura scade la 100 GeV , se termină epoca de unificare electroslabă, se formează quarci, leptoni și bosoni intermediari.

Urmează era hadronilor, era producției active și anihilării hadronilor și leptonilor. În această epocă este de remarcat momentul tranziției quarc-hadron sau momentul închiderii quarcurilor , când a devenit posibilă fuziunea quarcilor în hadroni. În acest moment, temperatura este de 300-1000 MeV , iar timpul de la nașterea Universului este de 10 −6 s .

Epoca erei hadronului este moștenită de era leptonică - în momentul în care temperatura scade la nivelul de 100 MeV , iar pe ceas 10 −4 s . În această epocă, compoziția universului începe să semene cu cea modernă; principalele particule sunt fotonii, pe lângă ei există doar electroni și neutrini cu antiparticulele lor, precum și protoni și neutroni. În această perioadă, are loc un eveniment important: substanța devine transparentă pentru neutrini. Există ceva ca un fundal relict, dar pentru neutrini. Dar, din moment ce separarea neutrinilor a avut loc înainte de separarea fotonilor, când unele tipuri de particule nu se anihilaseră încă, dându-și energia celorlalți, s-au răcit mai mult. Până acum, gazul neutrin ar trebui să se fi răcit la 1,9 K dacă neutrinii nu au masă (sau masele lor sunt neglijabile).

La o temperatură T≈0,7 MeV , echilibrul termodinamic dintre protoni și neutroni, care exista înainte, este încălcat și raportul dintre concentrația de neutroni și protoni îngheață la o valoare de 0,19. Începe sinteza nucleelor de deuteriu, heliu, litiu. După ~200 de secunde de la nașterea Universului, temperatura scade la valori la care nucleosinteza nu mai este posibilă, iar compoziția chimică a materiei rămâne neschimbată până la nașterea primelor stele [12] .

Epoca Marii Uniri

Epoca Marii Uniri (denumită în continuare EVO) este un concept folosit în cosmologie pentru a determina a doua fază a dezvoltării Universului . Pe baza modelului cosmologic al Universului, care este în expansiune, se acceptă în general că EVO a început în momentul de timp de la ~10 −43 secunde [14] , când densitatea materiei era de 10 92 g/cm³, iar temperatura a fost de 10 32 K. Tranziția de fază a provocat o expansiune exponențială a Universului, care a provocat trecerea la era inflației.

Fundamentele EVO

În cosmologia fizică, presupunând că GUT descrie natura , EVO a fost perioada din evoluția universului timpuriu care a urmat epocii Planck și premergătoare epocii inflaționiste . Din momentul în care începe EVO, efectele cuantice slăbesc și legile relativității generale intră în vigoare . Separarea interacțiunii gravitaționale de restul interacțiunilor fundamentale de la granița epocilor - Planck și Marea Unire - a condus la una dintre tranzițiile de fază ale materiei primare, însoțită de o încălcare a uniformității densității sale . După separarea gravitației (prima separare) de unificarea forțelor fundamentale la sfârșitul erei Planck, trei dintre cele patru forțe - forțele electromagnetice , puternice și slabe - au fost încă unificate ca forță electronucleară . În timpul Epocii Unificate, caracteristicile fizice, cum ar fi masa , aroma și culoarea , erau lipsite de sens.

Se crede că în timpul EVO temperatura universului a fost comparabilă cu gradienții de temperatură caracteristici teoriei unificate . Dacă se presupune că energia de mare unificare este de 10 15 GeV, aceasta va corespunde temperaturilor de peste 10 27 K.

Este în general acceptat că EVO s-a încheiat aproximativ în 10 −34 secunde [15] din momentul Big Bang , când densitatea materiei era de 10 74 g/cm³, iar temperatura a fost de 10 27 K, ceea ce corespunde unei energii de 10 14 GeV - în acest moment de timp de interacțiunea primară este separată interacțiunea nucleară puternică , care începe să joace un rol fundamental în condițiile create. Această separare a condus la următoarea tranziție de fază și, ca urmare, la o extindere pe scară largă a Universului - expansiunea inflaționistă a Universului și schimbări semnificative în densitatea materiei și distribuția acesteia în Univers.

Epoca inflației

Între 10 −36 și 10 −32 [3] s după Big Bang. În această epocă, Universul este încă predominant umplut cu radiații, iar quarcii, electronii și neutrinii încep să se formeze. În primele etape ale epocii de expansiune, quarcii și hiperonii rezultați (care preiau energie de la fotoni) se degradează rapid. Să presupunem existența unor cicluri de încălzire și răcire alternantă a Universului. După sfârșitul acestei perioade, materialul de construcție al universului a fost plasmă cuarc-gluon . Odată cu trecerea timpului, temperatura a scăzut la valori la care următoarea tranziție de fază, numită bariogeneză , a devenit posibilă . O scădere suplimentară a temperaturii a dus la următoarea tranziție de fază - formarea forțelor fizice și a particulelor elementare în forma lor modernă, care a condus prin epoca interacțiunilor electroslabe , epoca quarcilor , epoca hadronilor , epoca leptonilor la trecerea la epoca nucleosintezei .

Bariogeneza

Bariogeneza este starea Universului în intervalul de timp de 10 −35 și 10 −31 s din momentul Big Bang ( Epoca Inflației ), în timpul căruia quarcii și gluonii s-au unit în hadroni (inclusiv barioni ), precum și numele a procesului unei astfel de asociaţii. Se crede că, din cauza îndeplinirii condițiilor Saharov ( neconservarea numărului barion , încălcarea CP , încălcarea echilibrului termic) în timpul bariogenezei, a apărut așa-numita asimetrie barionică a Universului - asimetria observată între materie și antimaterie . (prima este prezentă aproape exclusiv în Universul modern).

Asimetria barionică a Universului

Asimetria barionică a Universului este predominanța observată a materiei asupra antimateriei în partea vizibilă a Universului . Acest fapt observațional nu poate fi explicat prin asumarea unei simetrii barionice inițiale în timpul Big Bang-ului , fie în termeni de Model Standard , fie în termeni de relativitate generală , cele două teorii care stau la baza cosmologiei moderne . Alături de planeitatea spațială a Universului observabil și problema orizontului, este unul dintre aspectele problemei valorilor inițiale în cosmologie.

Există mai multe ipoteze care încearcă să explice fenomenul de asimetrie barionică, dar niciuna dintre ele nu este recunoscută de comunitatea științifică ca fiind dovedită în mod fiabil.

Cele mai comune teorii extind Modelul Standard în așa fel încât în unele reacții este posibilă o încălcare mai puternică a invarianței CP în comparație cu încălcarea acestuia în Modelul Standard. Aceste teorii presupun că inițial cantitatea de materie barionică și antibarionică a fost aceeași, dar ulterior, din anumite motive, din cauza asimetriei reacțiilor cu privire la care particule - materie sau antimaterie - participă la ele, a avut loc o creștere treptată a cantității. de materie barionică și o scădere a cantității de antibarion. Teorii similare apar în mod natural în modelele grand unificate .

Alte scenarii posibile pentru apariția asimetriei implică fie o separare macroscopică a zonelor de localizare a materiei și antimaterie (ceea ce pare puțin probabil), fie absorbția antimateriei de către găurile negre care o pot separa de materie sub condiția încălcării invarianței CP. . Ultimul scenariu necesită existența unor particule grele ipotetice care se degradează cu încălcarea puternică a CP.

În 2010, a fost înaintată o ipoteză că asimetria barionului este asociată cu prezența materiei întunecate . Conform ipotezei făcute, purtătorii sarcinii barionului negativ sunt particule de materie întunecată care nu sunt disponibile pentru observare directă în experimentele terestre, dar se manifestă prin interacțiune gravitațională la scara galaxiilor [16] [17] .

Era interacțiunilor electroslăbite

Între 10 −32 și 10 −12 secunde după Big Bang [3] . Temperatura Universului este încă foarte ridicată. Prin urmare, interacțiunile electromagnetice și interacțiunile slabe sunt încă o singură interacțiune electroslabă . Datorită energiilor foarte mari, se formează o serie de particule exotice , cum ar fi bosonul Higgs [18] și bosonul W, bosonul Z.

Era quarcilor

Între 10 −12 și 10 −6 s [3] după Big Bang. Interacțiunile electromagnetice , gravitaționale , puternice , slabe se formează în starea lor actuală. Temperaturile și energiile sunt încă prea ridicate pentru ca quarcii să se grupeze în hadroni. Denumită și epoca plasmei cuarc-gluon [3] .

Epoca Hadronului

Între 10 −6 și 1 s după Big Bang [3] . Plasma quarc-gluon se răcește, iar quarcurile încep să se grupeze în hadroni, incluzând, de exemplu, protoni și neutroni.

Epoca leptonilor

Între 1 și 10 secunde după Big Bang [3] . Mărimea universului observabil era atunci mai mică de o sută de unități astronomice [19] . În timpul epocii hadronilor, majoritatea hadronilor și anti-hadronilor se anihilează (se anihilează reciproc) unul cu celălalt și lasă perechi de leptoni și antileptoni ca masă predominantă în Univers. La aproximativ 10 secunde după Big Bang, temperatura scade până la un punct în care nu se mai produc leptoni . Leptonii și antileptonii , la rândul lor, se anihilează reciproc și doar o mică rămășiță de leptoni rămâne în Univers. Neutrinii sunt eliberați și încep să se miște liber în spațiu. Apare un fundal de neutrinoneutrini , teoretic ar trebui să fie observat astăzi, dar din cauza dificultăților tehnice în înregistrarea neutrinilor de energie scăzută, un fundal de neutrini relicte nu a fost încă detectat.

Nucleosinteză primară

La aproximativ 10 secunde după Big Bang [3] , materia s-a răcit suficient pentru a forma nucleoni stabili și a început procesul de nucleosinteză primară . A durat până la vârsta Universului 20 de minute , iar în acest timp sa format compoziția primară a materiei stelare: aproximativ 25% heliu-4 , 1% deuteriu , urme de elemente mai grele până la bor , restul este hidrogen .

Era radiațiilor

După 70.000 de ani, materia începe să domine radiația, ceea ce duce la o schimbare a modului de expansiune al Universului. La sfârșitul epocii de 379.000 de ani , hidrogenul se recombină și Universul devine transparent pentru fotonii radiațiilor termice. După o scădere suplimentară a temperaturii și expansiunea universului, a avut loc următorul moment de tranziție, în care gravitația a devenit forța dominantă.

Era recombinării primare

Universul s-a răcit treptat și la 379.000 de ani după Big Bang a devenit destul de rece (3000 K ): electronii încetiniți au avut ocazia să se combine cu protoni încetiniți ( nuclee de hidrogen ) și particule alfa ( nuclee de heliu ), formând atomi (acest proces se numește recombinare ). Astfel, din starea de plasmă , opac până la cea mai mare parte a radiației electromagnetice, materia a trecut în stare gazoasă . Putem observa direct radiația termică a acelei epoci sub formă de radiații relicve .

Evul întunecat

Între 380.000 de ani și 550 de milioane de ani [20] după Big Bang. Universul este plin cu hidrogen și heliu, radiații relicve, radiații de hidrogen atomic la o lungime de undă de 21 cm . Stelele , quasarii și alte surse luminoase sunt absente.

Reionizare

Reionizarea (epocă de reionizare [21] , reionizare [ 22] , ionizare secundară a hidrogenului [23] ) - parte a istoriei Universului (epocă) între 550 de milioane de ani [20] și 800 de milioane de ani după Big Bang (aproximativ redshift de la la ) [22] . Reionizarea este precedată de epocile întunecate . Și după ea - era actuală a materiei . Se formează primele stele (stele din populația III), galaxii [24] , quasari [25] , clustere și superclustere de galaxii . Lumina emisă de această primă generație de populație stelară a dus la încheierea Evului Întunecat cosmologic și este cunoscută în cosmologia fizică drept prima lumină [26] . $z=15$ $z=6,4$

Hidrogenul este reionizat de lumina stelelor și a quasarelor. Rata de reionizare depindea de rata de formare a obiectelor din Univers [27] . Datorită atracției gravitaționale, materia din Univers începe să fie distribuită între grupuri izolate (" clusters "). Aparent, primele obiecte dense din universul întunecat au fost quasari . Apoi au început să se formeze formele timpurii de galaxii și nebuloase de gaz și praf. Încep să se formeze primele stele, în care sunt sintetizate elemente mai grele decât heliul. În astrofizică, orice element mai greu decât heliul este numit „metal”.

Pe 11 iulie 2007, Richard Ellis (Caltech) la telescopul Keck II de 10 metri a descoperit 6 grupuri de stele care s-au format acum 13,2 miliarde de ani. Astfel, ele au apărut când universul avea doar 500 de milioane de ani [28] .

Formarea stelelor

Formarea stelelor este un termen astrofizic pentru un proces pe scară largă într-o galaxie în care stelele încep să se formeze în masă din gazul interstelar [29] . Brațele spiralate , structura generală a galaxiei , populația stelară , luminozitatea și compoziția chimică a mediului interstelar sunt toate rezultatul acestui proces [30] .

Mărimea regiunii acoperite de formarea stelelor, de regulă, nu depășește 100 pc. Cu toate acestea, există complexe cu o explozie de formare de stele, numite superasocieri, comparabile ca mărime cu o galaxie neregulată.

În galaxiile noastre și în câteva din apropiere, este posibilă observarea directă a procesului. În acest caz, semnele formării stelelor în curs sunt [31] :

prezența stelelor din clasele spectrale OBA și a obiectelor înrudite (regiuni HII, izbucniri de noi și supernove );
radiații infraroșii , atât de la praful încălzit, cât și de la stelele tinere;
emisie radio de la discurile de gaz și praf din jurul stelelor în formare și nou-născute;
Divizarea Doppler a liniilor moleculare într-un disc rotativ în jurul stelelor;
Divizarea Doppler a liniilor moleculare de jeturi subțiri rapide ( jeturi ) care scapă de pe aceste discuri (din polii lor) cu o viteză de aproximativ 100 km/s;
prezența asociațiilor, clusterelor și complexelor stelare cu stele masive (stelele masive se nasc aproape întotdeauna în grupuri mari);
prezența globulelor .

Pe măsură ce distanța crește, dimensiunea unghiulară aparentă a obiectului scade și ea și, începând de la un anumit moment, nu este posibil să se vadă obiecte individuale în interiorul galaxiei. Atunci criteriile pentru formarea stelelor în galaxii îndepărtate sunt [29] :

luminozitate ridicată în liniile de emisie , în special în H α ;
putere crescută în părțile ultraviolete și albastre ale spectrului , pentru care radiația stelelor masive este direct responsabilă;
radiație crescută la lungimi de undă apropiate de 8 µm ( domeniul IR );
puterea crescută a radiației termice și sincrotronului în domeniul radio ;
putere crescută de raze X asociată cu gazul fierbinte.

În general, procesul de formare a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape: formarea unor complexe mari de gaze (cu o masă de 10 7 M ʘ ), apariția în ele a norilor moleculari legați gravitațional, comprimarea gravitațională a părților lor cele mai dense înainte de formarea stelelor, încălzirea gazului prin radiația stelelor tinere și izbucnirile de noi și supernove, gaz de evacuare.

Cel mai adesea, regiunile de formare a stelelor pot fi găsite [31] :

în nucleele galaxiilor mari,
la capetele brațelor spiralate,
la periferia galaxiilor neregulate,
în partea cea mai strălucitoare a unei galaxii pitice .

Formarea stelelor este un proces de autoreglare: după formarea stelelor masive și a vieții lor scurte, au loc o serie de erupții puternice, condensând și încălzind gazul. Pe de o parte, compactarea accelerează comprimarea norilor relativ denși în interiorul complexului, dar, pe de altă parte, gazul încălzit începe să părăsească regiunea de formare a stelelor și, cu cât este încălzit mai mult, cu atât pleacă mai repede.

Cele mai masive stele duc o viață relativ scurtă - câteva milioane de ani. Faptul existenței unor astfel de stele înseamnă că procesele de formare a stelelor nu s-au încheiat cu miliarde de ani în urmă, ci au loc în epoca actuală.

Stelele, a căror masă este de multe ori mai mare decât masa Soarelui , au dimensiuni uriașe, luminozitate ridicată și temperatură pentru cea mai mare parte a vieții lor . Datorită temperaturii lor ridicate, sunt de culoare albăstruie și, prin urmare, sunt numite supergianti albastre . Astfel de stele, prin încălzirea gazului interstelar din jur, duc la formarea de nebuloase de gaz . În timpul vieții lor relativ scurte, stelele masive nu au timp să se deplaseze la o distanță semnificativă față de locul lor de origine, așa că nebuloasele gazoase strălucitoare și supergiganții albastre pot fi considerate indicatori ai acelor regiuni ale galaxiei în care formarea stelelor a avut loc recent sau este în prezent. încă are loc.

Stelele tinere nu sunt distribuite aleatoriu în spațiu. Există zone vaste în care nu sunt observate deloc și zone în care sunt relativ numeroase. Cele mai multe supergiganți albastre sunt observate în regiunea Căii Lactee , adică în apropierea planului galaxiei, unde concentrația de materie interstelară de gaz și praf este deosebit de mare.

Dar chiar și în apropierea planului Galaxiei, stelele tinere sunt distribuite neuniform. Aproape că nu se întâlnesc niciodată singuri. Cel mai adesea, aceste stele formează grupuri deschise și mai rarefiate grupuri stelare mari, numite asociații stelare , care numără zeci și uneori sute de supergiganți albastre. Cele mai tinere dintre grupurile și asociațiile stelare au mai puțin de 10 milioane de ani. În aproape toate cazurile, aceste formațiuni tinere sunt observate în regiuni cu densitate crescută a gazelor interstelare. Acest lucru indică faptul că procesul de formare a stelelor este asociat cu gazul interstelar.

Un exemplu de regiune de formare a stelelor este complexul gigant de gaze din constelația Orion. Ocupă aproape întreaga zonă a acestei constelații pe cer și include o masă mare de gaz neutru și molecular , praf și o serie de nebuloase gazoase strălucitoare. Formarea stelelor în ea continuă în prezent.

Informații de bază

Pentru a începe procesul de formare a stelelor din nebuloasele interstelare de gaz și praf din galaxii , este necesară prezența materiei în spațiu, care se află într-o stare de instabilitate gravitațională dintr- un motiv sau altul [32] . De exemplu, exploziile de supernove de tip Ib\c și II în apropierea norului , apropierea de stele masive cu radiații intense și prezența câmpurilor magnetice externe, cum ar fi câmpul magnetic al Căii Lactee , pot servi drept declanșator . Practic, procesul de formare a stelelor are loc în nori de hidrogen ionizat sau regiuni H II . În funcție de tipul de galaxie , formarea intensă a stelelor are loc fie în regiuni distribuite aleator, fie în regiuni ordonate în structuri spiralate ale galaxiilor [33] . Formarea stelelor are caracterul de „rachiuri locale”. Timpul „flare” este scurt, de ordinul a câteva milioane de ani, scara este de până la sute de parsecs [30] .

Compoziția regiunilor gazoase interstelare din care s-au format stelele determină compoziția lor chimică, ceea ce face posibilă datarea formării unei anumite stele sau atribuirea acesteia unui anumit tip de populații stelare . Stelele mai vechi s-au format în regiuni care erau practic lipsite de elemente grele și, prin urmare, lipsite de aceste elemente în atmosfera lor , după cum a fost determinat din observațiile spectrale . Pe lângă caracteristicile spectrale, compoziția chimică inițială a unei stele afectează evoluția sa ulterioară și, de exemplu, temperatura și culoarea fotosferei .

Numărul de stele dintr-o anumită populație determină rata de formare a stelelor într-o anumită zonă pe o perioadă lungă de timp. Masa totală a stelelor emergente într-un an se numește rata de formare a stelelor (SFR, Star Formation Rate).

Procesul de formare a stelelor este unul dintre principalele subiecte de studiu ale disciplinei astrofizicii . Din punctul de vedere al evoluției Universului, este important să cunoaștem istoria ratei de formare a stelelor . Conform datelor moderne, acum stelele cu mase de 1 - 10 M ☉ se formează predominant în Calea Lactee .

Procese de bază

Procesele de bază ale formării stelelor includ apariția instabilității gravitaționale în nor, formarea unui disc de acreție și debutul reacțiilor termonucleare în stea. Aceasta din urmă este uneori numită și nașterea unei stele . Debutul reacțiilor termonucleare, de regulă, oprește creșterea masei corpului ceresc care se formează și contribuie la formarea de noi stele în vecinătatea sa (vezi, de exemplu, Pleiade , Heliosfera ).

Formarea stelelor

Spre deosebire de termenul de formare stelară , termenul de formare stelară se referă la procesul fizic de formare a unor stele specifice din nebuloasele de gaz și praf .

Originea și evoluția galaxiilor

Apariția galaxiilor este apariția unor mari acumulări de materie legate gravitațional care au avut loc în trecutul îndepărtat al Universului . A început cu condensarea unui gaz neutru, începând de la sfârșitul Evului Întunecat [24] . O teorie satisfăcătoare a originii și evoluției galaxiilor nu există încă. Există mai multe teorii concurente pentru a explica acest fenomen, dar fiecare are probleme serioase.

După cum arată datele de pe fundal, în momentul separării radiațiilor de materie, Universul era de fapt omogen, fluctuațiile materiei erau extrem de mici, iar aceasta este o problemă semnificativă. A doua problemă este structura celulară a superclusterelor de galaxii și, în același timp, structura sferică a clusterelor mai mici. Orice teorie care încearcă să explice originea structurii pe scară largă a universului trebuie să rezolve în mod necesar aceste două probleme (precum și să modeleze corect morfologia galaxiilor).

Teoria modernă a formării unei structuri la scară largă, precum și a galaxiilor individuale, este numită „teoria ierarhică”. Esența teoriei se rezumă la următoarele: la început, galaxiile erau de dimensiuni mici (aproximativ ca norul Magellanic ), dar în timp se unesc, formând tot mai multe galaxii mari.

Recent, validitatea teoriei a fost pusă sub semnul întrebării, iar reducerea personalului a contribuit în mare măsură la aceasta . Cu toate acestea, în studiile teoretice această teorie este dominantă. Cel mai frapant exemplu de astfel de cercetare este simularea Millennium (Millenium run) [34] .

Teoria ierarhică

Potrivit primei, după apariția primelor stele în Univers, a început procesul de unificare gravitațională a stelelor în clustere și mai departe în galaxii. Recent, această teorie a fost pusă la îndoială. Telescoapele moderne pot „priva” atât de departe încât văd obiecte care au existat la aproximativ 400 de mii de ani după Big Bang . S-a descoperit că la 400 de milioane de ani după Big Bang, galaxiile formate existau deja. Se presupune că a trecut prea puțin timp între apariția primelor stele și perioada de mai sus a dezvoltării Universului, iar galaxiile nu ar fi avut timp să se formeze.

Dispoziții generale

Orice teorie, într-un fel sau altul, presupune că toate formațiunile moderne, de la stele la superclustere, s-au format ca urmare a prăbușirii perturbațiilor inițiale. Cazul clasic este instabilitatea Jeans , care consideră un fluid ideal care creează un potențial gravitațional în conformitate cu legea gravitației lui Newton. În acest caz, din ecuațiile hidrodinamicii și potențialului, rezultă că dimensiunea perturbației la care începe colapsul este [35] :

\lambda _{J}={\sqrt {{\frac {u_{s}^{2}\pi }{G\rho )))),

unde us este viteza sunetului în mediu, G este constanta gravitațională și ρ este densitatea mediului neperturbat. O considerație similară poate fi efectuată pe fundalul Universului în expansiune. Pentru comoditate, în acest caz, luați în considerare magnitudinea fluctuației relative.Atunci ecuațiile clasice vor lua următoarea formă [35] : $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

\vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,

{\frac {\partial \delta }{\partial t))+Hx\triangledown \delta +\triangledown v=0,

{\frac {\partial v}{\partial t))+Hv+H(x\triangledown )v=-v_{s}^{2}\triangledown \delta -\triangledown \Phi .

Acest sistem de ecuații are o singură soluție, care crește cu timpul. Aceasta este ecuația pentru fluctuațiile longitudinale ale densității:

{\frac {\partial ^{2}\delta }{\partial ^{2}t))+2H{\frac {\partial \delta }{\partial t))+\left({\frac {k^ {2}}{a^{2}}}v_{s}^{2}-4\pi G\rho \right)\delta =0.

Din aceasta, în special, rezultă că fluctuațiile de exact aceeași dimensiune ca în cazul static sunt instabile. Iar perturbațiile cresc liniar sau mai slab, în funcție de evoluția parametrului Hubble și de densitatea de energie.

Modelul Jeans descrie în mod adecvat prăbușirea perturbațiilor într-un mediu non-relativist dacă dimensiunea lor este mult mai mică decât orizontul curent al evenimentelor (inclusiv pentru materia întunecată în timpul etapei dominate de radiații). Pentru cazurile opuse, este necesar să se ia în considerare ecuațiile relativiste exacte. Tensorul energiei-impuls al unui fluid ideal cu totuși mici perturbații de densitate

T_{\nu }^{\mu }=(\rho +\delta \rho +p+\delta p)u^{\mu }u_{\nu }-\delta _{\nu }^{\mu }( p+\delta p)

se conserva covariant, din care rezulta ecuatiile hidrodinamice generalizate pentru cazul relativist. Împreună cu ecuațiile GR, ele reprezintă sistemul original de ecuații care determină evoluția fluctuațiilor în cosmologie pe fondul soluției lui Friedman [35] .

Teoria inflației

O altă versiune comună este următoarea. După cum știți, fluctuațiile cuantice apar în mod constant în vid . Ele au avut loc, de asemenea, chiar la începutul existenței Universului, când se desfășura procesul de expansiune inflaționară a Universului, expansiune cu o viteză superluminală. Aceasta înseamnă că fluctuațiile cuantice în sine s-au extins și la dimensiuni, poate, de 10 10 12 ori mai mari decât cea inițială. Cele dintre ele care existau la momentul sfârșitului inflației au rămas „umflate” și astfel s-au dovedit a fi primele neomogenități gravitatoare din Univers. Se pare că materia a avut aproximativ 400 de milioane de ani pentru contracția gravitațională în jurul acestor neomogenități și formarea de nebuloase gazoase . Și atunci a început procesul de apariție a stelelor și de transformare a nebuloaselor în galaxii.

Protogalaxie

Protogalaxie ( „galaxie primordială” ; protogalaxie engleză , galaxie primitivă ): în cosmologia fizică , un nor de gaz interstelar în stadiul de transformare într-o galaxie . Se crede că rata de formare a stelelor în această perioadă de evoluție galactică determină forma spirală sau eliptică a viitorului sistem stelar (formarea mai lentă a stelelor din aglomerări locale de gaz interstelar duce de obicei la apariția unei galaxii spirale). Termenul „protogalaxie” este folosit în principal pentru a descrie fazele timpurii ale dezvoltării universului în cadrul teoriei Big Bang .

Explorând

Telescopul Webb va putea spune când și unde a început reionizarea Universului și ce a cauzat-o [36] .

Age of Matter

Începând de la 800 de milioane de ani după Big Bang [22] . Cu aproximativ 2,7 miliarde de ani în urmă, reionizarea heliului primordial sa încheiat [37] . Formarea unui nor interstelar care a dat naștere sistemului solar. Formarea Pământului și a altor planete ale sistemului nostru solar, solidificarea rocilor.

Formarea planetei

Încă nu este clar ce procese au loc în timpul formării planetelor și care dintre ele domină. Rezumând datele observaționale, putem afirma doar că [38] :

Ele se formează chiar înainte de împrăștierea discului protoplanetar .
Acreția joacă un rol semnificativ în formare .
Îmbogățirea în elemente chimice grele vine de la planetezimale .

Astfel, punctul de plecare al tuturor discuțiilor despre calea formării planetei este discul de gaz și praf (protoplanetar) din jurul stelei în formare. Există două tipuri de scenarii despre cum au ieșit planetele din ea [39] :

Cea dominantă în acest moment este acreționară. Presupune formațiuni din planetozimale primordiale.
Cel de-al doilea crede că planetele s-au format din „grămădețele” inițiale, care s-au prăbușit ulterior.

Formarea planetei se oprește în cele din urmă atunci când reacțiile nucleare sunt aprinse într-o stea tânără și aceasta dispersează discul protoplanetar datorită presiunii vântului solar, efectului Poynting-Robertson și altele [40] .

Scenariul de acreție

În primul rând, primele planetozimale se formează din praf. Există două ipoteze cu privire la modul în care se întâmplă acest lucru:

Unul susține că cresc din cauza ciocnirii perechi a unor corpuri foarte mici.
Al doilea este că planetozimalele se formează în timpul colapsului gravitațional în partea de mijloc a discului de gaz și praf protoplanetar.

Pe măsură ce cresc, apar planetozimale dominante, care mai târziu vor deveni protoplanete. Calculul ratelor lor de creștere este destul de divers. Cu toate acestea, ele se bazează pe ecuația Safronov:

$\frac{dM}{dt}=\pi R^2F_G\Sigma_p\sqrt{\frac{GM_*}{a^3))$ ,

unde R este dimensiunea corpului, a este raza orbitei sale, M * este masa stelei, Σ p este densitatea suprafeței regiunii planetozimale și F G este așa-numitul parametru de focalizare, care este cheia acestei ecuații; este determinată diferit pentru diferite situații. Astfel de corpuri pot crește nu la infinit, ci exact până în momentul în care există planetozimale mici în apropierea lor, masa limită (așa-numita masă de izolare) se dovedește apoi a fi:

$M=\frac{ \sqrt{M} (4\pi a^3 \Sigma_p)^{\frac{3}{2))}{3M_*}$

În condiții tipice, variază de la 0,01 la 0,1 M ⊕ - aceasta este deja o protoplanetă. Dezvoltarea ulterioară a protoplanetei poate urma următoarele scenarii, dintre care unul duce la formarea de planete cu o suprafață solidă, celălalt la giganți gazosi.

În primul caz, corpurile cu o masă izolată într-un fel sau altul măresc excentricitatea și orbitele lor se intersectează. În cursul unei serii de absorbții de protoplanete mai mici, se formează planete similare Pământului.

O planetă gigantică se poate forma dacă o mulțime de gaz de pe discul protoplanetar rămâne în jurul protoplanetei. Apoi acumularea începe să joace rolul principal al procesului de creștere suplimentară a masei. Sistemul complet de ecuații care descrie acest proces:

$\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi\rho r^2}$ (unu)

$\frac{dP}{dm}=-\frac{G(m+M_{core})}{4\pi r^4}$ (2)

$\frac{dL}{dm}=\epsilon - T\frac{\partial S}{\partial t}$ (3)

$\frac{dP}{dT}=P(T)$

Semnificația ecuațiilor scrise este următoarea (1) — se presupune simetria sferică și omogenitatea protoplanetei, (2) se presupune că are loc echilibrul hidrostatic, (3) Încălzirea are loc în timpul unei coliziuni cu planetozimale, iar răcirea are loc numai datorita radiatiilor. (4) sunt ecuațiile de stare a gazului.

Creșterea nucleului viitoarei planete gigantice continuă până la M~10 ⊕ . În jurul acestei etape, echilibrul hidrostatic este rupt. Din acel moment, toate gazele care se acumulează formează atmosfera planetei gigantice.

Dificultăți ale scenariului de acumulare

Primele dificultăți apar în mecanismele de formare a planetozimalelor. O problemă comună pentru ambele ipoteze este problema „barierei metrului”: orice corp dintr-un disc gazos reduce treptat raza orbitei sale, iar la o anumită distanță se va arde pur și simplu. Pentru corpurile cu o dimensiune de ordinul unui metru, viteza unei astfel de derive este cea mai mare, iar timpul caracteristic este mult mai mic decât este necesar pentru ca planetozimalul să-și mărească semnificativ dimensiunea [39] .

În plus, în ipoteza fuziunii, planetozimale lungi de un metru se ciocnesc mai probabil să se prăbușească în numeroase părți mici decât să formeze un singur corp.

Pentru ipoteza formării planetozimale în timpul fragmentării discului, turbulența a fost o problemă clasică. Totuși, posibila sa soluție, și în același timp problema barierei contorului, a fost obținută în lucrări recente. Dacă în primele încercări de soluții problema principală a fost turbulența, atunci în noua abordare această problemă nu există ca atare. Turbulența poate grupa particule solide dense și, împreună cu instabilitatea fluxului, este posibilă formarea unui cluster legat gravitațional, într-un timp mult mai scurt decât timpul necesar ca planetozimale lungi de un metru să se deplaseze spre stea.

A doua problemă este mecanismul de creștere în masă în sine:

Distribuția mărimii observată în centura de asteroizi nu poate fi reprodusă în acest scenariu [39] . Cel mai probabil, dimensiunile inițiale ale obiectelor dense sunt 10-100 km. Dar aceasta înseamnă că viteza medie a planetozimalelor este în scădere, ceea ce înseamnă că rata de formare a nucleelor este în scădere. Și pentru planetele gigantice, aceasta devine o problemă: nucleul nu are timp să se formeze înainte ca discul protoplanetar să se disipeze.
Timpul de creștere în masă este comparabil cu amploarea unor efecte dinamice care pot afecta rata de creștere. Cu toate acestea, în prezent nu este posibil să se facă calcule fiabile: o planetă cu o masă apropiată de Pământ trebuie să conțină cel puțin 108 planetozimale .

Scenariul colaps gravitațional

Ca și în cazul oricărui obiect autogravitator, instabilitățile se pot dezvolta într-un disc protoplanetar. Această posibilitate a fost luată în considerare pentru prima dată de Toomre în 1981. S-a dovedit că discul începe să se rupă în inele separate dacă

$Q=\frac{c_s k}{\pi G\Sigma}<1$

unde c s este viteza sunetului în discul protoplanetar, k este frecvența epiciclică.

Astăzi, parametrul Q se numește „parametrul Tumre”, iar scenariul în sine se numește instabilitatea Tumre. Timpul necesar pentru ca discul să fie distrus este comparabil cu timpul de răcire a discului și este calculat într-un mod similar cu timpul Helmholtz pentru o stea.

Dificultăți în scenariul colapsului gravitațional

Necesită un disc protoplanetar supermasiv.

Originea vieții

Apariția vieții sau abiogeneza este procesul de transformare a naturii neînsuflețite în vie .

În sensul restrâns al cuvântului, abiogeneza este înțeleasă ca formarea de compuși organici obișnuiți în viața sălbatică din afara corpului, fără participarea enzimelor .

Formarea și evoluția sistemului solar

Conform conceptelor moderne, formarea sistemului solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor molecular interstelar gigant . Cea mai mare parte a materiei a ajuns în centrul gravitațional al colapsului, urmată de formarea unei stele - Soarele. Substanța care nu a căzut în centru a format un disc protoplanetar care se rotește în jurul său , din care s-au format ulterior planetele , sateliții lor , asteroizii și alte corpuri mici ale sistemului solar .

Formarea sistemului solar

Ipoteza formării sistemului solar dintr-un nor de gaz și praf - ipoteza nebulară - a fost propusă inițial în secolul al XVIII-lea de Emmanuel Swedenborg , Immanuel Kant și Pierre-Simon Laplace . În viitor, dezvoltarea sa a avut loc cu participarea multor discipline științifice, inclusiv astronomie , fizică , geologie și planetologie . Odată cu apariția erei spațiale în anii 1950, precum și cu descoperirea planetelor din afara sistemului solar ( exoplanete ) în anii 1990, acest model a fost supus mai multor teste și îmbunătățiri pentru a explica noi date și observații.

Conform ipotezei acceptate în prezent, formarea sistemului solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor de praf și gaz interstelar gigant . În termeni generali, acest proces poate fi descris după cum urmează:

Mecanismul de declanșare al colapsului gravitațional a fost o compactare mică (spontană) a materiei din norul de gaz și praf (cauze posibile ar putea fi atât dinamica naturală a norului, cât și trecerea unei unde de șoc dintr-o explozie de supernovă prin materia norului etc.), care a devenit centrul de atracție gravitațională pentru materia înconjurătoare - centru de colaps gravitațional. Norul conținea deja nu numai hidrogen și heliu primordial , ci și numeroase elemente grele ( metalicitate ), rămase de la stelele generațiilor precedente. În plus, norul care se prăbușește a avut un moment unghiular inițial .
În procesul de comprimare gravitațională, dimensiunea norului de gaz și praf a scăzut și, datorită legii conservării momentului unghiular , viteza de rotație a norilor a crescut. Datorită rotației, ratele de compresie ale norilor paraleli și perpendiculari pe axa de rotație au fost diferite, ceea ce a dus la aplatizarea norului și formarea unui disc caracteristic.
Ca o consecință a compresiei, densitatea și intensitatea ciocnirilor particulelor de materie între ele au crescut, drept urmare temperatura materiei a crescut continuu pe măsură ce era comprimată. Regiunile centrale ale discului au fost încălzite cel mai puternic.
La atingerea unei temperaturi de câteva mii de kelvin , regiunea centrală a discului a început să strălucească - s-a format o protostea . Materia norului a continuat să cadă pe protostea, crescând presiunea și temperatura în centru. Regiunile exterioare ale discului au rămas relativ reci. Din cauza instabilităților hidrodinamice , în ele au început să se dezvolte sigilii separate, care au devenit centre gravitaționale locale pentru formarea planetelor din substanța discului protoplanetar.
Când temperatura din centrul protostelei a atins milioane de kelvin, a început o reacție de ardere a hidrogenului termonuclear în regiunea centrală. Protostea a evoluat într-o stea obișnuită din secvența principală . În regiunea exterioară a discului, grupuri mari au format planete care se învârteau în jurul stelei centrale în aproximativ același plan și în aceeași direcție.

Evoluție ulterioară

Se credea că toate planetele s-au format aproximativ pe orbitele unde se află acum, dar la sfârșitul secolului XX și începutul secolului XXI, acest punct de vedere s-a schimbat radical. Acum se crede că în zorii existenței sale, sistemul solar arăta complet diferit de ceea ce arată acum. Conform ideilor moderne, sistemul solar exterior era mult mai compact ca dimensiune decât este acum, centura Kuiper era mult mai aproape de Soare, iar în sistemul solar interior, pe lângă corpurile cerești care au supraviețuit până în zilele noastre, mai erau obiecte nu mai mici decât Mercur ca mărime .

Planete asemănătoare Pământului

La sfârșitul epocii planetare, sistemul solar interior era locuit de 50-100 de protoplanete cu dimensiuni variate de la lunar la marțian [41] [42] . Creșterea în continuare a dimensiunii corpurilor cerești s-a datorat ciocnirilor și fuziunilor acestor protoplanete între ele. Deci, de exemplu, ca urmare a uneia dintre ciocniri, Mercur și-a pierdut cea mai mare parte a mantalei [43] , în timp ce ca urmare a unei alte ciocniri s-a născut Luna satelitul Pământului . Această fază a coliziunilor a continuat timp de aproximativ 100 de milioane de ani până când cele 4 corpuri cerești masive cunoscute acum au fost lăsate pe orbită [44] .

Una dintre problemele nerezolvate ale acestui model este faptul că nu poate explica modul în care orbitele inițiale ale obiectelor protoplanetare, care trebuiau să aibă o excentricitate mare pentru a se ciocni între ele, ar putea, ca urmare, să dea naștere unor forme stabile și apropiate de circulare. orbitele celor patru planete rămase [41] . Potrivit unei ipoteze, aceste planete s-au format într-un moment în care spațiul interplanetar conținea încă o cantitate semnificativă de material gazos și praf, care, datorită frecării, a redus energia planetelor și a făcut orbitele lor mai netede [42] . Totuși, același gaz ar fi trebuit să împiedice apariția unei mari alungiri în orbitele originale ale protoplanetelor [44] . O altă ipoteză sugerează că corectarea orbitelor planetelor interioare s-a produs nu datorită interacțiunii cu gazul, ci datorită interacțiunii cu corpurile mai mici rămase ale sistemului. Pe măsură ce corpurile mari au trecut printr-un nor de obiecte mici, acestea din urmă, datorită influenței gravitaționale, au fost atrase în regiuni cu o densitate mai mare și astfel au creat „cresturi gravitaționale” pe calea planetelor mari. Influența gravitațională din ce în ce mai mare a acestor „creste”, conform acestei ipoteze, a făcut ca planetele să încetinească și să intre pe o orbită mai rotunjită [45] .

Centura de asteroizi

Limita exterioară a sistemului solar interior este situată între 2 și 4 UA. e. de la Soare si reprezinta centura de asteroizi . Inițial, centura de asteroizi conținea suficientă materie pentru a forma 2-3 planete de dimensiunea Pământului. Această zonă conținea un număr mare de planetozimale , care s-au lipit împreună, formând obiecte din ce în ce mai mari. Ca urmare a acestor fuziuni, în centura de asteroizi s-au format aproximativ 20-30 de protoplanete cu dimensiuni de la lunar la marțian [46] . Totuși, începând cu momentul în care planeta Jupiter s-a format în relativă apropiere de centură , evoluția acestei regiuni a luat o altă cale [41] . Rezonanțe orbitale puternice cu Jupiter și Saturn, precum și interacțiunile gravitaționale cu protoplanete mai masive din această zonă, au distrus planetozimale deja formate. Intrând în zona de rezonanță când treceau în apropierea unei planete gigantice, planetozimale au primit o accelerație suplimentară, s-au prăbușit în corpurile cerești învecinate și au fost zdrobite în loc să se îmbine fără probleme [47] .

Pe măsură ce Jupiter a migrat în centrul sistemului, perturbațiile rezultate au devenit din ce în ce mai pronunțate [48] . Ca urmare a acestor rezonanțe, planetozimalele și-au schimbat excentricitatea și înclinarea orbitelor și au fost chiar aruncate din centura de asteroizi [46] [49] . Unele dintre protoplanete masive au fost, de asemenea, aruncate din centura de asteroizi de Jupiter, în timp ce alte protoplanete au migrat probabil în sistemul solar interior, unde au jucat rolul final în creșterea masei celor câteva planete terestre rămase [46] [50] [ 51] . În această perioadă de epuizare, influența planetelor gigantice și a protoplanetelor masive a făcut ca centura de asteroizi să se „subțieze” la doar 1% din masa Pământului, care era în principal planetozimale mici [49] . Cu toate acestea, această valoare este de 10-20 de ori mai mare decât valoarea actuală a masei centurii de asteroizi, care este acum 1/2000 din masa Pământului [52] . Se crede că a doua perioadă de epuizare, care a adus masa centurii de asteroizi la valorile actuale, a început când Jupiter și Saturn au intrat într-o rezonanță orbitală 2:1.

Este probabil ca perioada coliziunilor gigantice din istoria sistemului solar interior să fi jucat un rol important în obținerea alimentării cu apă a Pământului (~6⋅10 21 kg). Faptul este că apa este o substanță prea volatilă pentru a apărea în mod natural în timpul formării Pământului. Cel mai probabil, a fost adus pe Pământ din regiunile exterioare, mai reci, ale sistemului solar [53] . Poate că protoplanetele și planetozimalele aruncate de Jupiter în afara centurii de asteroizi au fost cele care au adus apă pe Pământ [50] . Alți candidați pentru rolul principalilor eliberatori de apă sunt și cometele centurii principale de asteroizi, descoperite în 2006 [53] [54] , în timp ce cometele din centura Kuiper și din alte regiuni îndepărtate ar fi adus nu mai mult de 6% din apă. spre Pământ [55] [56] .

Migrația planetară

Conform ipotezei nebulare , cele două planete exterioare ale sistemului solar se află în locația „greșită”. Uranus și Neptun , „giganții de gheață” ai sistemului solar, sunt localizați într-o regiune în care densitatea redusă a materialului nebuloasei și perioadele orbitale lungi au făcut ca formarea unor astfel de planete să fie un eveniment foarte puțin probabil. Se crede că aceste două planete s-au format inițial pe orbite lângă Jupiter și Saturn, unde era mult mai mult material de construcție, și abia după sute de milioane de ani au migrat către pozițiile lor moderne [57] .

Migrația planetară este capabilă să explice existența și proprietățile regiunilor exterioare ale sistemului solar [58] . Dincolo de Neptun , Sistemul Solar conține Centura Kuiper , Discul împrăștiat și Norul Oort , care sunt grupuri deschise de corpuri mici de gheață care dau naștere celor mai multe comete observate în Sistemul Solar [59] . Acum centura Kuiper este situată la o distanță de 30-55 UA. e. de la Soare, discul împrăștiat începe la 100 UA. e. de la Soare, iar norul Oort este de 50.000 a.u. e. din lumina centrală. Cu toate acestea, în trecut, Centura Kuiper era mult mai densă și mai aproape de Soare. Marginea sa exterioară era de aproximativ 30 UA. e. de la Soare, în timp ce marginea sa interioară era situată direct în spatele orbitelor lui Uranus și Neptun, care la rândul lor erau mai aproape de Soare (aproximativ 15-20 UA) și, în plus, erau situate în ordine inversă: Uranus era mai departe de Soare decât Neptun [58] .

După formarea sistemului solar, orbitele tuturor planetelor gigantice au continuat să se schimbe încet sub influența interacțiunilor cu un număr mare de planetozimale rămase. După 500-600 de milioane de ani (cu 4 miliarde de ani), Jupiter și Saturn au intrat într-o rezonanță orbitală 2:1; Saturn a făcut o revoluție în jurul Soarelui exact în timpul pentru care Jupiter a făcut 2 revoluții [58] . Această rezonanță a creat o presiune gravitațională asupra planetelor exterioare, făcându-l pe Neptun să scape de orbita lui Uranus și să se prăbușească în vechea centură Kuiper. Din același motiv, planetele au început să arunce planetozimalele înghețate din jurul lor în interiorul sistemului solar, în timp ce ele însele au început să se îndepărteze în exterior. Acest proces a continuat într-un mod similar: sub influența rezonanței, planetozimale au fost aruncate în interiorul sistemului de către fiecare planetă ulterioară pe care au întâlnit-o în drum, iar orbitele planetelor înseși s-au îndepărtat din ce în ce mai mult [58] . Acest proces a continuat până când planetozimalele au intrat în zona de influență directă a lui Jupiter, după care gravitația uriașă a acestei planete i-a trimis pe orbite extrem de eliptice sau chiar i-a aruncat în afara sistemului solar. Această lucrare, la rândul său, a deplasat ușor orbita lui Jupiter spre interior [~ 1] . Obiectele ejectate de Jupiter pe orbite extrem de eliptice au format norul Oort, iar corpurile ejectate de Neptun în migrație au format centura modernă Kuiper și discul împrăștiat [58] . Acest scenariu explică de ce discul împrăștiat și centura Kuiper au o masă mică. Unele dintre obiectele ejectate, inclusiv Pluto, au intrat în cele din urmă în rezonanță gravitațională cu orbita lui Neptun [60] . Frecarea treptat cu discul împrăștiat a făcut ca orbitele lui Neptun și Uranus să fie din nou netede [58] [61] .

Se crede că, spre deosebire de planetele exterioare, corpurile interioare ale sistemului nu au suferit migrații semnificative, deoarece după o perioadă de coliziuni gigantice orbitele lor au rămas stabile [44] .

Bombardament puternic târziu

Ruperea gravitațională a străvechii centuri de asteroizi a început probabil perioada de bombardament intens cu aproximativ 4 miliarde de ani în urmă, la 500-600 de milioane de ani după formarea sistemului solar. Această perioadă a durat câteva sute de milioane de ani, iar consecințele ei sunt încă vizibile pe suprafața corpurilor inactive din punct de vedere geologic ale sistemului solar, precum Luna sau Mercur, sub forma a numeroase cratere de impact. Iar cele mai vechi dovezi ale vieții pe Pământ datează de acum 3,8 miliarde de ani, aproape imediat după sfârșitul perioadei de bombardament intens târziu.

Ciocnirile gigantice sunt o parte normală (deși rare în ultimul timp) a evoluției sistemului solar. Dovezi în acest sens sunt ciocnirea cometei Shoemaker-Levy cu Jupiter în 1994, căderea unui corp ceresc pe Jupiter în 2009 și un crater de meteorit în Arizona. Acest lucru sugerează că procesul de acumulare în sistemul solar nu este încă finalizat și, prin urmare, reprezintă un pericol pentru viața pe Pământ.

Formarea sateliților

Sateliții naturali s-au format în jurul majorității planetelor din sistemul solar, precum și în multe alte corpuri. Există trei mecanisme principale pentru formarea lor:

formarea dintr-un disc circumplanetar (în cazul giganților gazosi)
formarea din fragmente ale coliziunii (în cazul unei coliziuni suficient de mari la un unghi mic)
capturarea unui obiect zburător

Jupiter și Saturn au mulți sateliți, cum ar fi Io , Europa , Ganymede și Titan , care probabil s-au format din discuri din jurul acestor planete gigantice, în același mod în care aceste planete s-au format dintr-un disc în jurul tânărului Soare. Acest lucru este indicat de dimensiunea lor mare și apropierea de planetă. Aceste proprietăți sunt imposibile pentru sateliții dobândiți prin captură, iar structura gazoasă a planetelor face imposibilă ipoteza formării lunilor prin ciocnirea unei planete cu un alt corp.

Istoria Pământului

Istoria Pământului descrie cele mai importante evenimente și principalele etape ale dezvoltării planetei Pământ din momentul formării sale până în zilele noastre. [62] [63] Aproape fiecare ramură a științei naturale a contribuit la înțelegerea evenimentelor majore din trecutul Pământului. Vârsta Pământului este de aproximativ o treime din vârsta Universului . În această perioadă de timp au avut loc un număr imens de schimbări biologice și geologice .

Pământul s-a format acum aproximativ 4,54 miliarde de ani prin acumulare din nebuloasa solară . Degazarea vulcanică a creat o atmosferă primordială, dar aproape că nu avea oxigen și ar fi fost toxică pentru oameni și pentru viața modernă în general. Cea mai mare parte a Pământului a fost topit din cauza vulcanismului activ și a ciocnirilor frecvente cu alte obiecte spațiale. Se crede că unul dintre aceste impacturi majore a înclinat axa Pământului și a format Luna . De-a lungul timpului, astfel de bombardamente cosmice au încetat, permițând planetei să se răcească și să formeze o crustă solidă . Apa livrată planetei de comete și asteroizi s-a condensat în nori și oceane. Pământul a devenit în cele din urmă ospitalier pentru viață, iar formele sale cele mai timpurii au îmbogățit atmosfera cu oxigen . Cel puțin în primul miliard de ani, viața pe Pământ a fost mică și microscopică. Cu aproximativ 580 de milioane de ani în urmă, a apărut viața multicelulară complexă, iar în Cambrian a experimentat un proces de diversificare rapidă în majoritatea filelor majore. În urmă cu aproximativ șase milioane de ani, un grup de hominini a apărut printre hominini , în care au apărut cimpanzeii ( mai apropiate rude ale noastre moderne) și oamenii

De la formarea sa, schimbările biologice și geologice au avut loc în mod constant pe planeta noastră. Organismele evoluează constant , iau forme noi sau mor ca răspuns la o planetă în continuă schimbare. Procesul tectonicii plăcilor joacă un rol important în modelarea oceanelor și continentelor Pământului și a vieții pe care le adăpostesc. Biosfera , la rândul său, a avut un impact semnificativ asupra atmosferei și a altor condiții abiotice de pe planetă, cum ar fi formarea stratului de ozon , răspândirea oxigenului și crearea solului. Deși oamenii nu pot percepe acest lucru din cauza duratei de viață relativ scurte, aceste schimbări sunt în desfășurare și vor continua în următoarele câteva miliarde de ani.

Archaea

Eon arhean , arheean ( greacă veche ἀρχαῖος - „vechi”) – unul dintre cei patru eoni ai istoriei Pământului, acoperind perioada cuprinsă între 4,0 și 2,5 miliarde de ani în urmă [64] .

Termenul „arheic” a fost propus în 1872 de geologul american James Dana [65] .

Archaeanul este împărțit în patru ere (de la cel mai recent la cel mai vechi):

În acest moment, Pământul nu avea încă atmosferă de oxigen, dar au apărut primele organisme anaerobe , care au format multe dintre zăcămintele minerale actuale: sulf, grafit , fier și nichel.

La începutul Archeanului, atmosfera și hidrosfera, aparent, reprezentau o masă mixtă de vapori și gaz, care învăluia întreaga planetă într-un strat gros și gros. Permeabilitatea sa pentru lumina soarelui era foarte slabă, așa că întunericul domnea pe suprafața Pământului. Învelișul gaz-vapori era format din vapori de apă și o anumită cantitate de fum acid. S-a caracterizat printr-o activitate chimică ridicată, ca urmare a căreia a influențat activ suprafața de bazalt a Pământului. Peisajul montan, precum și depresiunile adânci de pe Pământ, au lipsit. În Arhee, învelișul vapor-gaz a fost diferențiat în atmosferă și hidrosferă. Oceanul Archean era puțin adânc, iar apele sale erau o soluție de sare puternică și foarte acidă [66] .

Proterozoic

Eonul proterozoic, proterozoic ( greacă πρότερος - „primul”, „senior”, greacă ζωή - „viața”) este un eon geologic care acoperă perioada cuprinsă între 2500 și 541,0 ± 1,0 milioane de ani în urmă [64] . Arheea înlocuită .

Eonul Proterozoic este cel mai lung din istoria Pământului.

Paleozoic

Era paleozoică („era vieții antice”) a fost prima și cea mai lungă eră a fanerozoicului, care a durat între 541 și 252 milioane de ani în urmă [64] . În Paleozoic au apărut multe grupuri moderne de ființe vii. Viața a colonizat pământul, mai întâi plantele , apoi animalele . Viața s-a dezvoltat de obicei lent. Ocazional, totuși, au existat apariții bruște de noi specii sau dispariții în masă. Aceste explozii de evoluție sunt adesea declanșate de schimbări neașteptate ale mediului ca urmare a dezastrelor naturale, cum ar fi activitatea vulcanică, impactul meteoriților sau schimbările climatice.

Continentele care s-au format după destrămarea continentelor Pannotia și Rodinia la sfârșitul Proterozoicului se reunesc încet în timpul Paleozoicului. Acest lucru ar duce în cele din urmă la faze de construcție a munților și ar crea supercontinentul Pangea la sfârșitul Paleozoicului.

Mezozoic

Mezozoicul („viața de mijloc”) a durat de la 252 la 66,0 milioane de ani [64] . Este subdivizată în perioadele Triasic , Jurasic și Cretacic . Era a început cu evenimentul de extincție Permian-Triasic , cel mai mare eveniment de extincție în masă din înregistrarea fosilelor, cu 95% din speciile de pe Pământ dispărute, [67] și s-a încheiat cu evenimentul de extincție Cretacic-Paleogen care a distrus dinozaurii . S-ar putea ca extincția Permian-Triasic să fi fost cauzată de o combinație dintre erupția Capcanelor Siberiene , un impact de asteroid, gazeificarea hidratului de metan , fluctuațiile nivelului mării, o scădere dramatică a oxigenului oceanului. Viața a supraviețuit, iar în urmă cu aproximativ 230 de milioane de ani, dinozaurii s-au separat de strămoșii lor. [68] Evenimentul de extincție Triasic-Jurasic 200 Ma a ocolit dinozaurii, [69] [64] și ei au devenit în curând grupul dominant printre vertebrate. Și deși primele mamifere au apărut în această perioadă, ele erau probabil animale mici și primitive asemănătoare cu scorpii [70] :169 .

În jurul anului 180 Ma, Pangea sa despărțit în Laurasia și Gondwana . Archaeopteryx , una dintre primele păsări cunoscute , a trăit în urmă cu aproximativ 150 de milioane de ani (deși linia dintre păsări și dinozaurii non-aviari este neclară) [71] . Cele mai vechi dovezi ale apariției plantelor cu flori (angiosperme) datează din perioada Cretacicului, aproximativ 20 de milioane de ani mai târziu (acum 132 de milioane de ani) [72] . Competiția cu păsările a condus mulți pterozauri la dispariție; Dinozaurii erau probabil deja în declin când un asteroid de 10 km s-a ciocnit cu Pământul lângă Peninsula Yucatán în urmă cu 66 de milioane de ani , creând craterul Chicxulub . Această coliziune a eliberat cantități masive de particule și gaze în atmosferă , blocând accesul la lumina soarelui și împiedicând fotosinteza . Majoritatea animalelor mari, inclusiv dinozaurii, precum și amoniții și belemniții marini , au dispărut [73] marcând sfârșitul erelor Cretacic și Mezozoic.

Cenozoic

Era Cenozoică a început acum 66,0 milioane de ani și este împărțită în perioada Paleogenă, Neogenă și Cuaternară [64] . Mamiferele și păsările care au supraviețuit evenimentului de extincție din Cretacic-Paleogen care a distrus dinozaurii și multe alte forme de viață au evoluat în specii moderne.

Dezvoltarea mamiferelor

Mamiferele au existat încă din Triasicul târziu, dar până la evenimentul de extincție din Cretacic-Paleogen, acestea au rămas mici și primitive. În timpul Cenozoicului, mamiferele au crescut rapid diversitatea, umplând nișele lăsate de dinozauri și alte animale dispărute. Au devenit vertebratele dominante și au apărut multe specii moderne. Datorită dispariției multor reptile marine, unele mamifere au început să trăiască în oceane, cum ar fi cetaceele și pinipedele . Alții au devenit feline și canide , prădători de pământ rapid și agili. Clima globală aridă din timpul Cenozoicului a dus la extinderea pajiștilor și la introducerea mamiferelor ungulate, cum ar fi caii și bovideele . Alte mamifere s-au adaptat să trăiască în copaci și au devenit primate , dintre care o linie a condus la oamenii moderni.

Evoluția umană

O mică maimuță africană care a trăit în urmă cu aproximativ 6 milioane de ani a fost ultimul animal ai cărui descendenți ar include atât oamenii moderni, cât și rudele lor cele mai apropiate, cimpanzeul . [70] : 100–101 Doar două ramuri ale arborelui genealogic al ei au descendenți supraviețuitori. La scurt timp după despărțire, din motive încă neclare, maimuțele dintr-o ramură și-au dezvoltat capacitatea de a merge pe membrele posterioare. [70] :95–99 Dimensiunea creierului a crescut rapid, iar primele animale clasificate ca Homo au apărut cu aproximativ 2 milioane de ani în urmă . [74] :300 Desigur, linia dintre diferitele specii și chiar genuri este oarecum arbitrară, deoarece organismele se schimbă continuu de-a lungul generațiilor. Cam în același timp, o altă ramură s-a împărțit în cimpanzei ancestrali și bonobo ancestrali , arătând că evoluția continuă simultan în toate formele de viață. [70] :100–101

Capacitatea de a controla focul a apărut probabil la Homo erectus (sau Homo erectus ) cu cel puțin 790 de mii de ani în urmă, [75] dar posibil cu 1,5 milioane de ani în urmă. [70] :67 Descoperirea și utilizarea focului controlat poate să fi avut loc chiar înainte de Homo erectus. Este posibil ca focul să fi început să fie folosit la începutul paleoliticului superior ( cultura Olduviană ) de către homminidele Homo habilis , sau chiar Australopithecus , cum ar fi Paranthropus . [76]

Este mai dificil de stabilit originea limbii . Nu este clar dacă Homo erectus putea vorbi sau dacă o astfel de posibilitate a fost absentă înainte de apariția lui Homo sapiens . [70] :67 Pe măsură ce dimensiunea creierului creștea, bebelușii s-au născut mai devreme, în timp ce capetele lor erau încă suficient de mici pentru a intra prin pelvis . Drept urmare, ei manifestă o plasticitate mai mare și, prin urmare, au o capacitate crescută de a învăța și necesită o perioadă mai lungă de dependență de părinți. Abilitățile sociale au devenit mai complexe, limbajul a devenit mai rafinat, instrumentele au devenit mai elaborate. Acest lucru a dus la continuarea cooperării și la dezvoltare intelectuală. [77] :7 Se crede că oamenii moderni ( Homo sapiens ) au apărut în Africa cu aproximativ 200.000 de ani în urmă sau mai devreme; cele mai vechi fosile datează de aproximativ 160 de mii de ani. [78]

Primii oameni care au arătat semne de spiritualitate au fost oamenii de Neanderthal (în general clasificați ca o specie separată, fără descendenți supraviețuitori). Își îngropau morții, adesea fără dovezi de mâncare sau unelte. [79] :17 Cu toate acestea, dovezile unor credințe mai complexe, cum ar fi picturile rupestre timpurii Cro-Magnon (posibil de semnificație magică sau religioasă) [79] :17–19 , nu apar înainte de 32 mileniu î.Hr. e. [80] Cro- Magnonii au lăsat și figurine de piatră, cum ar fi Venus din Willendorf , care reprezintă probabil și credințe religioase. [79] :17–19 Cu 11.000 de ani în urmă, Homo sapiens a ajuns în vârful sudic al Americii de Sud, ultimul dintre continentele nelocuite (cu excepția Antarcticii, care a rămas nedescoperită până în 1820). [81] Utilizarea instrumentelor și a comunicațiilor continuă să se îmbunătățească, iar relațiile interpersonale au devenit mai complexe.

Studiind istoria

Starea glasmei a fost practic obținută (durata de viață a glasmei este de câteva yocto secunde [82] ), se crede că în evoluția Universului a precedat plasma de quarc-gluon , care a existat în primele milionimi ale o secundă imediat după Big Bang [83] . Studiul plasmei cuarc-gluon poate ajuta la studiul istoriei Universului [84] .

Telescopul Webb are obiective principale: detectarea luminii primelor stele și galaxii formate după Big Bang, studierea formării și dezvoltării galaxiilor , stelelor , sistemelor planetare și originii vieții . De asemenea, el va putea spune despre când și unde a început reionizarea Universului și ce a cauzat-o [36] .

Studierea istoriei timpurii a universului este sarcina a două telescoape cu diametru mare care vor fi amplasate în deșertul Atacama din Chile [85] .

În 2019, a fost anunțată confirmarea mecanismului Kibble-Zhurek de către un computer cuantic , mecanismul explicând câteva întrebări despre nașterea Universului și apariția neomogenităților în acesta [86] .

Istoria dezvoltării ideilor despre univers

Din cele mai vechi timpuri, omul s-a gândit la structura lumii din jurul său ca întreg. Și în fiecare cultură a fost înțeles și prezentat diferit. Deci, în Babilon , viața de pe Pământ a fost strâns asociată cu mișcarea stelelor, iar în China , ideile de armonie au fost transferate în întregul Univers.

Dezvoltarea acestor idei în diferite părți ale lumii a decurs diferit. Dar dacă în Lumea Veche cunoștințele și ideile acumulate în ansamblu nu au dispărut nicăieri, fiind doar transferate de la o civilizație la alta, atunci nu același lucru se poate spune despre Lumea Nouă . Motivul pentru aceasta este colonizarea Americii de către europeni , care a distrus multe monumente ale culturilor antice .

În Evul Mediu , ideea lumii ca întreg unic nu suferă modificări semnificative. Și există două motive pentru asta. Prima este presiunea puternică a teologilor ortodocși , care este caracteristică atât Europei catolice , cât și lumii islamice . A doua este o moștenire a trecutului, când ideile despre lume erau construite din anumite concepte filozofice. Era necesar să ne dăm seama că astronomia făcea parte din fizică.

Prima împingere semnificativă către ideile moderne despre univers a fost făcută de Copernic . A doua cea mai mare contribuție a venit de la Kepler și Newton . Dar schimbări cu adevărat revoluționare în înțelegerea noastră asupra universului au loc abia în secolul al XX-lea . Chiar și la început, unii oameni de știință credeau că Calea Lactee este întregul univers.

Vezi și

Comentarii

↑ Motivul pentru care Saturn, Uranus și Neptun s-au deplasat în exterior în timp ce Jupiter s-a deplasat spre interior este că Jupiter este suficient de masiv pentru a arunca planetozimale din sistemul solar, în timp ce aceste trei planete nu sunt. Pentru a arunca planeta din sistem, Jupiter îi transferă o parte din energia sa orbitală și, prin urmare, se apropie de Soare. Când Saturn, Uranus și Neptun aruncă planetozimale în exterior, aceste obiecte intră pe orbite extrem de eliptice, dar încă închise, și astfel se pot întoarce pe planetele perturbatoare și pot înlocui energia pierdută. Dacă aceste planete aruncă planetozimale în sistem, atunci acest lucru le crește energia și le face să se îndepărteze de Soare. Și, mai important, un obiect aruncat spre interior de aceste planete are o șansă mai mare de a fi capturat de Jupiter și apoi de a fi aruncat din sistem, ceea ce fixează permanent excesul de energie primit de planetele exterioare atunci când acest obiect a fost „ejectat”.

Note

↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Univers în trecut. // Introducere în teoria universului timpuriu: The Hot Big Bang Theory. - Moscova: LKI, 2008. - 552 p. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Cosmologie . Preluat la 24 decembrie 2018. Arhivat din original la 24 decembrie 2018. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 I.Ya. Arefieva. Descrierea holografică a plasmei cuarc-gluon formată în timpul coliziunilor cu ioni grei // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Academia Rusă de Științe , 2014. - P. 572 . Arhivat din original pe 28 august 2013. (Rusă)
↑ Edward W. Kolb; Michael S. Turner Universul timpuriu . - Cărți de bază , 1994. - P. 447. - ISBN 978-0-201-62674-2 .
↑ Jarosik, N., et.al. (Colaborare WMAP). Observații de șapte ani Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): hărți cerești, erori sistematice și rezultate de bază (PDF). nasa.gov. Preluat la 4 decembrie 2010. Arhivat din original la 16 august 2012. (nedefinit) (din documentele WMAP ale NASA arhivate la 30 noiembrie 2010. pagina)
↑ Colaborarea Planck. Rezultatele Planck 2013. XVI. Parametrii cosmologici . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Astrofizica generala . - Fryazino: Age 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 p. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Wollack, Edward J. Cosmology: The Study of the Universe . Universul 101: Teoria Big Bang . NASA (10 decembrie 2010). Consultat la 27 aprilie 2011. Arhivat din original pe 30 mai 2012. (nedefinit)
↑ Nu neapărat omogen și izotrop , ca în soluția lui Friedman .
↑ Hawking SW, The occurrence of singularities in cosmology, III. Cauzalitate și singularități, Proc. Roy. soc. Londra, A300, 187-201 (1967).
↑ 1 2 Grib A. A., Mamaev S. G., Mostepanenko V. M. Capitolul 10. EFECTUL EFECTELOR CUANTICE DE VID ASUPRA EVOLUȚIEI MODELELOR COSMOLOGICE // Efecte cuantice de vid în câmpuri puternice. - al 2-lea. — M .: Energoatomizdat, 1988. — 288 p. — ISBN 5283039552 .
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Introducere în fizica nucleară și a particulelor. - Moscova: URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 p. - 1700 de exemplare. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Cosmologia modernă în prezentare populară. - Moscova: URSS, 2002. - S. 144. - 240 p. - 2500 de exemplare. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Nadprzewodnictwo Arhivat 3 septembrie 2014.
↑ La început . arhiva.ncsa.uiuc.edu . Consultat la 29 decembrie 2017. Arhivat din original la 31 mai 2009. (nedefinit)
↑ Hooman Davoudiasl, David E. Morrissey, Kris Sigurdson și Sean Tulin. Origine unificată pentru materia vizibilă barionică și materia întunecată antibarionică // Phys . Rev. Lett. . - 2010. - Vol. 105 . — P. 211304 .
↑ David Voss. Factorul X // Fizica . - 2010. Arhivat la 4 ianuarie 2011.
↑ Știri Large Hadron Collider: Noile date ATLAS asupra bosonului Higgs: Intriga rămâne . old.elementy.ru _ Preluat: 29 decembrie 2017. (nedefinit)
↑ În oceanul de plasmă Alexey Levin „Mecanica populară” nr. 5, 2010
↑ 1 2 Stelele sunt mai tinere: „Reionizarea” este mai recentă decât se prevedea . phys.org . Data accesului: 29 decembrie 2017. Arhivat din original pe 6 februarie 2015. (nedefinit)
↑ S. B. Popov. ANC a zilei Astronomical Science Imaginea zilei . Galaxy în zona crepusculară . Astronet (22 octombrie 2010). Data accesului: 29 ianuarie 2014. Arhivat din original pe 29 noiembrie 2013. (nedefinit)
↑ 1 2 3 N.T. Ashimbaev. Cel mai îndepărtat quasar a fost descoperit . Astronet (5 iulie 2011). Data accesului: 29 ianuarie 2014. Arhivat din original pe 5 martie 2012. (nedefinit)
↑ Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Perturbații scalare: rezultate pentru medii cu o singură componentă. // Introducere în teoria Universului timpuriu: Perturbații cosmologice. teoria inflaționistă. - Moscova: LKI, 2008. - 552 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. Cel mai îndepărtat, cel mai dorit . Astronet (7 mai 2009). Data accesului: 29 ianuarie 2014. Arhivat din original pe 14 martie 2012. (nedefinit)
↑ Serghei Popov, Maxim Borisov. Cum sa extins universul în 2010 . Galaxii: active și nu atât de active . Elementy.ru , „Opțiunea Trinity” (18 ianuarie 2011). Data accesului: 3 februarie 2014. Arhivat din original pe 3 februarie 2014. (nedefinit)
↑ Ellis, Richard În căutarea primei lumini în Universul timpuriu . Consultat la 21 ianuarie 2007. Arhivat din original la 12 decembrie 2001. (nedefinit)
↑ Tipul de masă întunecată și echilibrul de ionizare detaliat . Data accesului: 1 februarie 2014. Arhivat din original la 1 februarie 2014. (nedefinit)
↑ Astronomii au descoperit cele mai îndepărtate și vechi galaxii . Membrana (11 iulie 2007). Data accesului: 4 februarie 2014. Arhivat din original pe 16 aprilie 2012. (nedefinit)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxii și clustere de galaxii // Astrofizică generală . - Fryazino: Secolul 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Astrofizică generală p. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovici. Stele / Cum se nasc stelele (link inaccesibil) . Astronet . Consultat la 18 iulie 2013. Arhivat din original la 17 decembrie 2011. (nedefinit)
↑ Star format Arhivat 25 noiembrie 2010. , Astronet
↑ Aceasta din urmă are loc în Calea Lactee, care este o galaxie spirală .
↑ Gibson CH, Schild RE Evoluția clusterelor de proto-galaxii la forma lor actuală: teorie și observație . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Instabilitatea blugilor în teoria Newtoniană a gravitației // Introducere în teoria Universului timpuriu: Perturbații cosmologice. teoria inflaționistă. - Moscova: Krasnad, 2010. - 568 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Consultat la 18 martie 2013. Arhivat din original pe 21 martie 2013. (nedefinit)
↑ Astronomii au observat a doua eră a încălzirii Universului . Membrana . Data accesului: 4 februarie 2014. Arhivat din original pe 2 ianuarie 2014. (nedefinit)
↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Planete uriașe . - 10 decembrie 2009. Arhivat din original la 28 iunie 2018.
↑ 1 2 3 Mordasini, Christoph; Klahr, Hubert; Alibert, Yann; Benz, Willy; Dittkrist, Kai-Martin. Teoria formării planetelor // arXiv:1012.5281 [astro-ph]. - 2010. - 23 decembrie. Arhivat din original pe 21 noiembrie 2017.
↑ Dutkevitch, Diane Evoluția prafului în regiunea planetei terestre a discurilor circumstelare din jurul stelelor tinere . Ph. teză de doctorat, Universitatea din Massachusetts Amherst (1995). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 25 noiembrie 2007. (nedefinit) ( Intrarea în sistemul de date astrofizice arhivată 3 noiembrie 2013 la Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli. Excitația primordială și curățarea centurii de asteroizi (engleză) // Icarus : jurnal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 . - P. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . Arhivat din original pe 21 februarie 2007.
↑ 1 2 Junko Kominami, Shigeru Ida. Efectul interacțiunii mareelor cu un disc de gaz asupra formării planetelor terestre (engleză) // Icarus : jurnal. - Elsevier , 2001. - Vol. 157 , nr. 1 . - P. 43-56 . - doi : 10.1006/icar.2001.6811 .
↑ Sean C. Solomon. Mercur : planeta cea mai interioară enigmatică // Pământ și Scrisori de știință planetară : jurnal. - 2003. - Vol. 216 . - P. 441-455 . - doi : 10.1016/S0012-821X(03)00546-6 .
↑ 1 2 3 Douglas N. C. Lin. Geneza planetelor // Scientific American . - Springer Nature , 2008. - Mai ( vol. 298 , nr. 5 ). - P. 50-59 . - doi : 10.1038/scientificamerican0508-50 . — PMID 18444325 . Arhivat din original pe 19 noiembrie 2008.
↑ Peter Goldreich , Yoram Lithwick, Re'em Sari. Etape finale ale formării planetei // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2004. - 10 octombrie ( vol. 614 ). - P. 497 . - doi : 10.1086/423612 .
↑ 1 2 3 William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al. Legătura dintre istoria coliziunilor centurii principale de asteroizi de excitația și epuizarea sa dinamică (engleză) // Icarus : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 179 . - P. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . Arhivat din original pe 11 mai 2008.
↑ R. Edgar, P. Artymowicz. Pomparea unui disc planetezimal de către o planetă în migrație rapidă // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice : jurnal . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354 . - P. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . Arhivat din original la 30 mai 2008.
↑ ERD Scott (2006). „Constrângeri privind vârsta lui Jupiter și mecanismul de formare și durata de viață a nebuloasei de la condriți și asteroizi” . Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Societatea Lunară și Planetară. Arhivat din original pe 19.01.2013 . Consultat 2007-04-16 .
↑ 1 2 David O'Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke. Excitația primordială și curățarea centurii de asteroizi — Revizuită (engleză) // Icarus : jurnal. — Elsevier , 2007. — Vol. 191 . - P. 434-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 . Arhivat din original pe 10 septembrie 2008.
↑ 1 2 Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine. Simulări de înaltă rezoluție ale ansamblului final al planetelor asemănătoare Pământului 2: livrarea apei și locuibilitatea planetară (engleză) // Astrobiologie : jurnal. - 2007. - Vol. 7 , nr. 1 . - P. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . — PMID 17407404 .
↑ Susan Watanabe. Misterele nebuloasei solare . NASA (20 iulie 2001). Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, MV Vasilyev, EI Yagudina. Masa ascunsă în centura de asteroizi (engleză) // Icarus . - Elsevier , 2002. - iulie ( vol. 158 , nr. 1 ). - P. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
↑ 1 2 Henry H. Hsieh, David Jewitt . O populație de comete în centura principală de asteroizi // Știință . - 2006. - 23 martie ( vol. 312 , nr. 5773 ). - P. 561-563 . - doi : 10.1126/science.1125150 . — PMID 16556801 . Arhivat din original pe 4 decembrie 2008.
↑ Francis Reddy. O nouă clasă de comete în curtea Pământului . astronomy.com (2006). Consultat la 29 aprilie 2008. Arhivat din original pe 8 iunie 2012. (nedefinit)
↑ 1 2 R. Gomes, H.F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Originea perioadei cataclismice de bombardament intens târziu a planetelor terestre (engleză) // Nature : journal. - 2005. - Vol. 435 , nr. 7041 . - P. 466 . - doi : 10.1038/nature03676 . — PMID 15917802 . Arhivat din original pe 25 mai 2011.
↑ A. Morbidelli, J. Chambers, JI Lunine, JM Petit, F. Robert, G.B. Valsecchi, K.E. Cyr. Regiunile sursă și intervalele de timp pentru livrarea apei către Pământ // Meteoritics & Planetary Science : jurnal. - 2000. - Vol. 35 . — P. 1309 . — ISSN 1086–9379 .
↑ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison. Formarea lui Uranus și Neptun printre Jupiter și Saturn // Astronomical Journal . - 2002. - Vol. 123 . — P. 2862 . - doi : 10.1086/339975 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al. Originea structurii centurii Kuiper în timpul unei instabilități dinamice în orbitele lui Uranus și Neptun (engleză) // Icarus : jurnal. — Elsevier , 2007. — Vol. 196 . — P. 258 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 .
↑ Alessandro Morbidelli. Originea și evoluția dinamică a cometelor și a rezervoarelor lor (PDF). arxiv (3 februarie 2008). Preluat la 26 mai 2007. Arhivat din original la 19 martie 2015. (nedefinit)
↑ R. Malhotra. Originea orbitei lui Pluto: Implicații pentru sistemul solar dincolo de Neptun // Astronomical Journal . - 1995. - Vol. 110 . - P. 420 . - doi : 10.1086/117532 .
↑ M.J. Fogg, R.P. Nelson. Despre formarea planetelor terestre în sistemele cu Jupiter fierbinte (engleză) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2007. - Vol. 461 . — P. 1195 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066171 .
↑ Stanley, 2005
^ Gradstein , Ogg, Smith, 2004 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Diagrama cronostratigrafică internațională v2021 /07 . Comisia Internațională pentru Stratigrafie. Arhivat din original pe 14 august 2021.
↑ Biblioteca științifică electronică . www.rae.ru _ Data accesului: 29 decembrie 2017. Arhivat din original la 6 ianuarie 2011. (nedefinit)
↑ Etapa precambriană a istoriei geologice (link inaccesibil) . worldcam.ru _ Data accesului: 29 decembrie 2017. Arhivat din original pe 2 ianuarie 2014. (nedefinit)
↑ Ziua în care Pământul aproape a murit . Orizont . BBC (2002). Consultat la 9 aprilie 2006. Arhivat din original pe 8 august 2012. (nedefinit)
↑ „ Sânge nou ”. Auth. BBC. Plimbare cu dinozaurii . 1999. Arhivat din original la 01-01-2009. Arhivat pe 12 decembrie 2005 la Wayback Machine
↑ The Mass Extinctions: The Late Triasic Extinction . BBC. Consultat la 9 aprilie 2006. Arhivat din original pe 13 august 2006. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 Dawkins, 2004
↑ Archaeopteryx : O pasăre timpurie . Universitatea din California, Berkeley, Muzeul de Paleontologie (1996). Consultat la 9 aprilie 2006. Arhivat din original pe 8 august 2012. (nedefinit)
↑ Soltis, Pam; Doug Soltis și Christine Edwards. Angiosperme . Proiectul Arborele Vieții (2005). Consultat la 9 aprilie 2006. Arhivat din original pe 8 august 2012. (nedefinit)
↑ Chaisson, Eric J. Recent Fossils (link indisponibil) . Evoluția cosmică . Universitatea Tufts (2005). Consultat la 9 aprilie 2006. Arhivat din original pe 22 iulie 2007. (nedefinit)
↑ Fortey, Richard Pe uscat, umanitatea // Viața: o istorie naturală a primelor patru miliarde de ani deviață pe Pământ . — New York: Vintage Books, 1999. - P. 138-140, 300. - ISBN 0-375-70261-X .
↑ Goren-Inbar, Naama; Nira Alperson, Mordechai E. Kislev, Orit Simchoni, Yoel Melamed, Adi Ben-Nun și Ella Werker. Dovezi privind controlul hominin al focului la Gesher Benot Ya'aqov, Israel (engleză) // Science : journal. - 2004. - 30 aprilie ( vol. 304 , nr. 5671 ). - P. 725-727 . - doi : 10.1126/science.1095443 . - . — PMID 15118160 . Arhivat din original pe 26 octombrie 2012. (abstract)
↑ McClellan. Știința și tehnologia în istoria lumii: o introducere (engleză) . — Baltimore, Maryland: JHU Press, 2006. - ISBN 0-8018-8360-1 . Paginile 8–12 Arhivat 6 februarie 2020 la Wayback Machine
↑ McNeill, 1999
↑ Gibbons, Ann. Cei mai vechi membri ai Homo sapiens descoperiți în Africa (engleză) // Science : journal. - 2003. - Vol. 300 , nr. 5626 . - P. 1641 . - doi : 10.1126/science.300.5626.1641 . — PMID 12805512 . Arhivat din original pe 24 septembrie 2015. (abstract)
↑ 1 2 3 Hopfe, Lewis M. Caracteristicile religiilor de bază // Religions of the World . — al 4-lea. - New York: MacMillan Publishing Company, 1987. - P. 17 , 17-19. — ISBN 0-02-356930-1 .
↑ Peștera Chauvet . Muzeul Metropolitan de Artă. Consultat la 11 aprilie 2006. Arhivat din original pe 8 august 2012. (nedefinit)
↑ Revoluția umană // Atlasul istoriei lumii / Patrick K. O'Brien. - concis. — New York: Oxford University Press , 2003. — P. 16 . — ISBN 0-19-521921-X .
↑ Igor Ivanov. Cum au împărțit momentul . Elementy.ru (29 iunie 2009). Consultat la 29 noiembrie 2012. Arhivat din original pe 8 decembrie 2012. (nedefinit)
↑ Știri NEWSru.com :: Este posibil să fi fost obținut un nou tip de materie la Large Hadron Collider . Arhivat din original pe 21 aprilie 2014. (nedefinit)
↑ Mai fierbinte decât Soarele. Lenta.Ru (28 iunie 2012). Data accesului: 26 ianuarie 2014. Arhivat din original pe 4 ianuarie 2014. (nedefinit)
↑ Telescopul va ajuta oamenii de știință să ajungă la începutul timpului (31.03.2018) Arhivat la 2 aprilie 2018.
↑ Calculatorul cuantic al lui Mihail Lukin a rezolvat prima problemă serioasă . Preluat la 30 aprilie 2019. Arhivat din original la 30 aprilie 2019. (nedefinit)

Literatură

Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott. Marea explozie! Istoria completă a universului = Bang! Istoria completă a universului. - " Niola-Press ", 2007. - S. 192. - 6600 exemplare. - ISBN 978-5-366-00182-3 , 978-1-84442-552-5.
Levchenko I. V. Cele mai multe fețe ale universului // Descoperiri și ipoteze, TOV „Intellect Media”. - 9 (67) septembrie 2007. - 4-7
Levchenko I. V. Pe platoul Universurilor // Descoperiri și ipoteze, TOV „Intellect Media”. - 3 (49) martie 2006. - 16-18
Asimetria barionică a universului - articol Enciclopedia fizicii
Lucrări alese de paleoecologie și filocenogenetică - V.V. Zherikhin - Moscova, Asociația KMK de publicații științifice, 2003 - ISBN 5-87317-138-6 - pp. 58-63.
Dinozauri: Enciclopedia ilustrată - Tim Haynes, Paul Chambers - Moscova, Rosman, 2008 - ISBN 978-5-353-02642-6 - pp. 10-15, p. 52-57, p. 146-151.
Marele Atlas al Dinozaurilor - Susanna Davidson, Stephanie Terenbull, Rachel Firth - Moscova, Rosman, 2004 - ISBN 5-353-01605-X - pp. 30-31.
Enciclopedia mondială a dinozaurilor - Dougal Dixon - Moscova, Eksmo, 2009 - ISBN 978-5-699-22144-8 - pp. 10-11.
Marea Enciclopedie a Dinozaurilor - Paul Barret și Jose Luis Sanz, artistul Raul Martin - Moscova, ONYX secolul XXI, 2003 - ISBN 5-329-00819-0 - pp. 180-185.
Trecutul viu al Pământului - M. V. Ivakhnenko, V. A. Korabelnikov - Moscova, Iluminismul, 1987, - pp. 13 - 28.
Dinozauri: Enciclopedia ilustrată - Dougal Dixon - Moscova, Clubul Moscovei, 1994 - ISBN 5-7642-0019-9 - pp. 8-13, p. 128-129.
Dana Mackenzie, „The Big Splat, or How Our Moon Came to Be”, 2003, John Wiley & Sons, ISBN 0-471-15057-6 .
DVVoronin „ Generația Lunii și a altor corpuri cerești din cauza exploziei în interiorul planetei (link nu este disponibil) ” Jurnalul Internațional de Geologie Numărul 2, Vol. 1, 2007
Alexey Levin „ Frumoasa Selena ” „ Mecanică populară ” nr. 5, 2008
Hal Hellman. Mari confruntări în știință. Cele mai interesante zece dispute - Capitolul 6. Lord Kelvin vs. Geologi și biologi: Epoca Pământului = Great Feuds in Science: Zece dintre cele mai vii dispute vreodată. - M . : „Dialectică” , 2007. - S. 320. - ISBN 0-471-35066-4 .
Toată ziua, Jonathan. Quarcii, Leptonii și Big Bang-ul. - Editura Institutul de Fizică , 2001. - ISBN 978-0750308069 .
Levchenko I. V. Cele mai multe fețe ale universului // Descoperiri și ipoteze, TOV „Intellect Media”. - 9 (67) septembrie 2007. - 4-7
Levchenko I. V. Pe platoul Universurilor // Descoperiri și ipoteze, TOV „Intellect Media”. - 3 (49) martie 2006. - 16-18
Richard Dawkins . Povestea strămoșilor : un pelerinaj în zorii vieții (engleză) . — Boston: Compania Houghton Mifflin, 2004. - ISBN 978-0-618-00583-3 .
Gradstein, FM; Ogg, James George; Smith, Alan Gilbert, eds. A Geological Time Scale 2004. - Cambridge University Press , 2004. - ISBN 978-0-521-78673-7 .
Gradstein, Felix M.; Ogg, James G.; van Kranendonk, Martin. Pe scara de timp geologică 2008 . — International Commission on Stratigraphy, 2008. Arhivat 28 octombrie 2012 la Wayback Machine
Lunine, JI Pământ: evoluția unei lumi locuibile . - Regatul Unit: Cambridge University Press , 1999. - ISBN 978-0-521-64423-5 .
McNeill, Willam H. O istorie mondială . — al 4-lea. - New York: Oxford University Press , 1999. - ISBN 978-0-19-511615-1 .
Stanley, Steven M. Istoria sistemului Pământului . — al 2-lea. - New York: Freeman, 2005. - ISBN 978-0-7167-3907-4 .

Link -uri

Istoria Universului . Sputnik (19 iunie 2011). Preluat: 21 noiembrie 2012. (nedefinit)
Istoria Universului . Preluat: 24 decembrie 2018. (nedefinit)
"Astronomie. Secolul XXI”. Capitol din cartea Vladimir Surdin (editor-compilator) Istoria Universului nostru (M. Sazhin, O. Sazhina)
Istoria Universului: Stele cu o ultra-deficiență de metale. — Anunț de curs în 2012
O serie de prelegeri populare despre astronomie „Stele și galaxii”. L. I. Mashonkina „Istoria Universului: stele cu o deficiență de metal în exces” - 14 mai 2012
Rivalul uitat al Big Bang-ului Alexey Levin Mecanica populară nr. 5, 2006
univers misterios
Univers înainte de etapa fierbinte
universul timpuriu
radiația CMB
universul timpuriu
Tomilin K. A. Constante fizice fundamentale în aspecte istorice şi metodologice. Moscova: Fizmatlit, 2006, 368 p. (djvu)
Galaxy leak explicat de munca universului surori arhivat // Membrane, 2009
Exploziile de stele au dezvăluit trecutul întunecat al energiei Universului arhivat // Membrane, 2006
CERN deschide Universul particulelor arhivat // Membrane, 2010
Cum a fost descoperită expansiunea Universului: universul // Popular Mechanics, iunie 2012
Istoria întunecată: dovezi atractive // Popular Mechanics, 23.08.2006
Cosmologie într-un trilion de ani: știința imposibilului // Mecanica populară, iulie 2011
Looking Beyond the Horizon: The Universe // Popular Mechanics, octombrie 2012
Un trilion de ani înainte de Big Bang: ce s-a întâmplat cu un trilion de ani în urmă // Popular Mechanics, iunie 2010
Telegraf: oamenii de știință vor răspunde în curând la întrebarea de ce există Universul // Ziar. Ru, 9 MARTIE 2012
Valorile parametrilor recomandate WMAP (link descendent) . Sputnik (2011). Consultat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original la 18 ianuarie 2012. (nedefinit)
Andrew Linde. Traducerea prelegerii „Inflația, cosmologia cuantică și principiul antropic” . Astronet . Preluat: 21 noiembrie 2012. (nedefinit) (original (engleză))
NASA, Agenția Spațială Europeană. „Construcția galaxiilor în universul timpuriu” . Astronet . Preluat: 21 noiembrie 2012. (nedefinit)
Lumea naturii . - Eonul arhean. Preluat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original la 19 august 2012. (nedefinit)
Enciclopedia Geologică . - catharheos. Consultat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original la 12 mai 2012. (nedefinit)
Biosfera vendiană (link inaccesibil) . www.vend.paleo.ru — Sediul Laboratorului Organismelor Precambriene, PIN RAS. Consultat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original pe 21 noiembrie 2012. (nedefinit)
Ya. E. Malakhovskaya, A. Yu. Ivantsov. Locuitori vendiani ai pământului . Arhangelsk: vend.paleo.ru (2003). - Editura PIN RAS: 48 p. Data accesului: 21 noiembrie 2012. (nedefinit)
Institutul de Științe Planetare . psi.edu. — o pagină despre teoria coliziunii uriașe. Consultat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original pe 8 iunie 2011.
Institutul de Cercetare Sud-Vest . Preluat: 21 noiembrie 2012.
Modelarea computerizată a creației Lunii . — pagină despre apariția Lunii.Preluat la 21 noiembrie 2012. Arhivat din original la 23 octombrie 2010.
Institutul de Cercetare Sud-Vest . - un mesaj despre teoria originii lui Charon ca urmare a ciocnirii. Preluat: 21 noiembrie 2012.
Site-ul oficial al Uniunii Astronomice Internaționale (engleză) . Preluat: 21 noiembrie 2012.
Jurnalul foto NASA . Preluat: 21 noiembrie 2012.
NASA Planet Quest - Exoplanet Exploration . Preluat: 21 noiembrie 2012.
Comparație ilustrată a dimensiunilor planetelor între ele și a Soarelui cu alte stele (engleză) . Preluat: 21 noiembrie 2012.
Evaluarea criteriilor planetare și a posibilelor scheme de clasificare planetară . — Pagina lui Stern și Levinson. Preluat: 21 noiembrie 2012.
Descoperirile cercetării științei planetare . Preluat: 21 noiembrie 2012.
Protostars: unde, cum și ce se formează stele . Astronet . - carte de V. G. Surdin și S. A. Lamzin; versiunea hipertext pe site-ul web Astronet. Recuperat la 21 noiembrie 2012. (nedefinit)
Istoria Sistemului Solar // BIBLIOTECA STELE ORION
„Mai strălucitoare decât o mie de galaxii” (articol popular) // „ În jurul lumii ”, octombrie 2004
Marele secret al vieții // În jurul lumii, nr. 3 (2774) martie 2005
Lauren Graham Capitolul III. Problema originii vieții // Știința naturii, filozofia și știința comportamentului uman în Uniunea Sovietică
A. S. Spirin . Biosinteza proteinelor, lumea ARN-ului și originea vieții - un articol al unui academician, director al Institutului de Proteine RAS, membru al Prezidiului RAS.
K. Yu. Eskov Istoria Pământului și viața pe el
- * Originea vieții: abiogeneză și panspermie. Hiperciclu. Abordare geochimică a problemei (link indisponibil din 02-01-2014 [3217 zile]) din cartea „Paleontologie uimitoare: Istoria Pământului și viața pe ea”
Markov A.V. Capitolul 1. Originea vieții // Nașterea complexității. CORPUS, Astrel, 2010.
Zaharov V. B. Biologie generală. Clasa 10. - M., 2006.
Cernavski, Dmitri Sergheevici . Problema originii vieții și a gândirii din punctul de vedere al fizicii moderne // Uspekhi fizicheskikh nauk. T. 170. 2000. Nr 2. S. 157-183.
D. Prelegere brută despre teoria corzilor, „ Revoluțiile viitoare în fizica fundamentală ” .
Echipa Hubble dezvăluie imaginea „veriga lipsă” a vastului nostru univers
Istoria Universului: de la Big Bang până în zilele noastre

Cronologia Universului
Primele trei minute după Big Bang	Singularitatea cosmologică Era Planck Epoca Marii Uniri Epoca inflaționistă ( unde gravitaționale relicve ) bariogeneza Era electroslabă epoca cuarcilor Epoca hadronului Epoca Lepton ( fundal de neutrini relic ) Epoca fotonică
universul timpuriu	epoca protonilor Recombinare ( CMB ) Evul întunecat Reionizare Epoca Substanței
Viitorul Universului	Epoca Stelelor Epoca degenerării Era găurilor negre Epoca Întunericului Etern Mare decalaj Strângere mare Moartea de căldură a Universului

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie