Вели́кий ви́бух () — фізико-космологічна теорія про ранню стадію еволюції Всесвіту з надзвичайно щільного та гарячого стану, який існував приблизно 13,8 мільярда років тому. Теорія ґрунтується на екстраполяції в минуле факту розбігання галактик за законом Габбла — Леметра та на моделі Всесвіту, запропонованій Георгієм Гамовим. Жорж Леметр, астроном і католицький священник, зазначив першим у 1927 р., що всесвіт, що розширюється, можна прослідкувати в часі до початкової точки, яку він назвав «первісним атомом». Едвін Габбл у 1929 році шляхом аналізу червоних зсувів у спектрі галактик підтвердив розрахунки, отримані Леметром, що галактики дійсно віддаляються, і це важливе свідчення спостережень для теорії Всесвіту, що розширюється.

Трактування терміна Зазвичай тепер автоматично поєднують теорію Великого вибуху та модель гарячого Всесвіту, але ці концепції незалежні й історично існувало також уявлення про холодний початок Всесвіту поблизу Великого вибуху. Саме поєднання теорії Великого вибуху з теорією гарячого Всесвіту, що підкріплюється існуванням реліктового випромінювання, і розглядається далі.

Особливості моделей Моделі Великого вибуху надають всеосяжне пояснення багатьох спостережуваних явищ, таких як співвідношення легких елементів, космічне мікрохвильове фонове випромінювання (КМФВ), велика структура Всесвіту та закон Габбла — Леметра. Ці моделі базуються на двох основних припущеннях: універсальності фізичних законів і космологічному принципі. Універсальність фізичних законів є основою теорії відносності. Космологічний принцип стверджує, що на великих масштабах Всесвіт однорідний і однаковий у всіх напрямках, незалежно від того, де ми знаходимося.

Ці ідеї спочатку були прийняті як постулати, але пізніше було проведено перевірку кожного з них. Наприклад, перше припущення було підтверджено спостереженнями, які показали, що найбільша зміна сталої тонкої структури протягом більшої частини віку Всесвіту не перевищує 10-5. Також загальна теорія відносності була ретельно перевірена на масштабах Сонячної системи та подвійних зір.

Великомасштабний Всесвіт виглядає ізотропним, якщо його спостерігати з Землі. Якщо він справді ізотропний, то космологічний принцип може бути виведений з простішого принципу Коперника, який стверджує, що немає особливих спостерігачів або точок зору. З цією метою космологічний принцип був підтверджений на рівні 10-5 за допомогою спостережень температури КМФВ. На масштабі горизонту КМФВ Всесвіт був виміряний як однорідний з верхньою межею порядку 10 % неоднорідності станом на 1995 рік.

Горизонти

Важливою особливістю простору-часу після Великого вибуху є наявність горизонту частинок. Оскільки Всесвіт має обмежений вік і світло рухається з певною швидкістю, деякі події в минулому можуть бути такими, чиє світло ще не встигло дістатися до Землі. Це створює обмеження, або так званий "позаминулий горизонт", на найбільш віддалені об'єкти, які ми можемо спостерігати. З іншого боку, оскільки простір розширюється, а більш віддалені об'єкти віддаляються все швидше, світло, яке ми випромінюємо сьогодні, може ніколи не досягти дуже віддалених об'єктів. Це визначає "горизонт майбутнього", який обмежує події в майбутньому, на які ми зможемо впливати. Наявність цих горизонтів залежить від точних характеристик метрики Фрідмана-Леметра-Робертсона-Уокера (FLRW), яка описує розширення Всесвіту.

Термалізація Уявіть собі, що частинки повинні постійно взаємодіяти, щоб залишатися в термодинамічній рівновазі. Якщо частинки занадто швидко віддаляються одна від одної через розширення простору, вони не встигають обмінюватися енергією та досягти рівноваги, що і є . Щоб зрозуміти, чи досягнув певний процес у ранньому Всесвіті рівноваги, використовують параметр, який визначає співвідношення між швидкістю цього процесу (зазвичай це швидкість зіткнень частинок) та параметром Габбла. Параметр Габбла описує, наскільки швидко розширюється Всесвіт. Чим більше це співвідношення, тим більше часу мали частинки для того, щоб привести себе до рівноваги, поки вони не розійшлися занадто далеко один від одного.

Теоретичні положення й імплікації

Екстраполяція астрономічних спостережень у минуле вказує на те, що Всесвіт розширився з початкового стану, в якому вся матерія та енергія мали величезну температуру та густину. Фізики не мають єдиного погляду на те, що саме передувало початковому станові. Однією з можливих гіпотез є гравітаційна сингулярність.

Термін «великий вибух» у вузькому сенсі вживається для позначення моменту в часі, коли почалося розширення відомого нам Всесвіту, — за підрахунками, це сталося близько 13,7 мільярда років тому. У ширшому сенсі «великим вибухом» називають космологічну парадигму, що пояснює як розширення Всесвіту, так і склад та утворення первісної матерії за допомогою нуклеосинтезу.

Одним з наслідків «великого вибуху» є те, що умови сьогоднішнього Всесвіту відрізняються від умов у минулому й майбутньому. На підставі цієї моделі 1948 року Джордж Гамов якісно спрогнозував існування космічної мікрохвильової фонової радіації, яку невдовзі (у шістдесятих роках XX століття) було виявлено і яка стала підтвердженням теорії «Великого вибуху» на противагу теорії стаціонарного всесвіту.

Пояснюючи чимало результатів астрономічних спостережень, теорія «великого вибуху» не дає відповіді на всі запитання, пов'язані з еволюцією Всесвіту: вона незавершена і, безумовно, розвиватиметься надалі.

Історія Теорію зародження й еволюції Всесвіту, яку сьогодні називають «теорією великого вибуху», запропонував 1931 року бельгійський абат і астроном Жорж ЛеметрL' invention du big bang, J.-P. Luminet, Editions du seuil, Paris, 1997.. Знаючи про розбігання галактик, про що свідчили спостереження Едвіна Габбла та, незалежно отримавши рівняння Фрідмана, Леметр припустив, що розбігання галактик можна екстраполювати в минуле, звівши все до єдиної точки, яку абат називав «первинним атомом».

Назву «великий вибух» теорії дав у виступі на радіо її противник Фред Гойл: «big bang» означає англійською мовою радше «великий бах» — саме так Гойл зневажливо схарактеризував гіпотезу Леметра. Однак вислів набув усталеності та втратив початкове негативне забарвлення.

Вихідні положення Теорія Великого вибуху виходить із гіпотези однаковості законів фізики в усьому Всесвіті, а також із космологічного принципу, за яким Всесвіт однорідний та ізотропний. Припущення однорідності Всесвіту може викликати подив, оскільки речовина в ньому зосереджена в зірках, де її густина дуже велика порівняно з міжзоряним простором, однак космологія розглядає Всесвіт у такому масштабі, в якому можна знехтувати окремими неоднорідностями та вважати, що матерія розподілена доволі однорідно. Сучасна космологія вважає, що таким масштабом (на якому настає однорідність) у сьогоднішньому Всесвііті є приблизно 100 Мпк.

Великий вибух не є вибухом у звичайному розумінні слова. Він не відбувся в якійсь певній точці простору: впродовж усієї еволюції, від моменту народження Всесвіт залишався, згідно з теорією, однорідним і безмежним, водночас розширюючись у всіх напрямках. Лінійність закону Хаббла забезпечує саме ізотропне (однакове в будь-якій точці спостереження) розширення, будь який інший нелінійний закон (наприклад квадратичний від відстані) призвів би до порушення космологічного принципу.

Хронологія великого вибуху

Планківська епоха Про початковий стан Всесвіту в момент Великого вибуху мало що відомо. Екстраполяція стану Всесвіту в минуле передбачає існування моменту, при якому матерія мала нескінченну густину і температуру, а будь-які точки простору були нескінченно близькими одна до одної. Проте така екстраполяція спирається на відомі нам закони фізики, тоді як за деяким критичним порогом енергій ці закони перестають бути застосовуваними — загальна теорія відносності не здатна описати сингулярність, так само як Ньютонівська механіка перестає діяти при великих швидкостях. Такі екстраординарні умови існували у період від початкової сингулярності до 10−43 с після великого вибуху. Цей період має назву планківська епоха через те, що порядок величин, які визначали умови Всесвіту, зіставний з планківськими величинами — Всесвіт мав планківську густину та планківську температуру, сама епоха тривала планківський час, тощо.

У цей час усі фундаментальні взаємодії були об'єднані в одну. Масштаби процесів, що в той час визначали динаміку Всесвіту, були порівнянні з квантовими флуктуаціями простору-часуThe Planck Epoch , тобто Всесвіт перебував у стані квантового хаосу, тому сама концепція часу в цей період не є достатньо придатною й чіткою (ймовірно, в рамках таких дрібних періодів часу, поняття «до» і «після» втрачають сенс)ДОЗВЕЗДНАЯ СТАДИЯ ЭВОЛЮЦИИ ВСЕЛЕННОЙ . Квантова теорія гравітації, коли вона буде побудована, дозволить краще описати цей періодAstronomy & Cosmology — The Early Universe .

Епоха космічної інфляції

Однією з космологічних проблем є надзвичайна ізотропність Всесвіту. Точки простору, що зараз перебувають на протилежних кінцях видимого Всесвіту, в кінці планківської епохи мали б перебувати на відстані 10−3 см. Але за планківський час світло може здолати лише 10−36 сантиметрів, тобто, ці ділянки не могли впливати одна на одну, і між ними не могла встановитися термодинамічна рівновага. Однак, виміри показують, що умови на протилежних кінцях Всесвіту майже однакові з високою точністю. Тому, за сучасними уявленнями, після епохи великого об'єднання, настав період експоненційного росту Всесвіту. Упродовж цієї епохи, Всесвіт розширився принаймні в 1026 разів, і в результаті, весь наш видимий Всесвіт утворився з одного причинно-зв'язного об'єму простору.

Також, інфляційна модель розв'язує проблему пласкості простору Всесвіту: за космологічними рівняннями динаміки, відношення густини Всесвіту до критичної (що визначає викривлення простору) з часом віддаляється від одиниці. Але це означає, що у ранні епохи Всесвіт мав бути пласким з дуже високою точністюМодель инфляционной Вселенной . Інфляційна модель передбачає, що будь-яке викривлення Всесвіту, що існувало до неї, розгладжується майже до нуля.

Третя проблема, що її вирішує ця модель, це проблема первісних флуктуацій, що дали початок утворенню скупчень галактик, а пізніше, галактик і зір, тобто всесвіту в тому вигляді, який нам відомий. Гравітаційна нестійкість пояснює поділ великих хмар газу на менші, й далі, аж до зір. Проте початковий стан нескінченного Всесвіту, рівномірно заповненого газом, таким чином не поділяється. Потрібні початкові збурення космологічних масштабів, щоб еволюція Всесвіту відбувалася так, як ми це спостерігаємо. За теорією інфляції, такими збуреннями були квантові флуктуації, що існували у вируючому хаосі простору-часу раннього Всесвіту, що збільшилися в багато разів і стали первісними космологічними флуктуаціями.

Під час інфляційної епохи Всесвіт розширювався експоненційно, тобто R(t)=eH(t)t, де H(t) — стала Габбла тої пори (її значення було дуже великим, від 1036 до 1042), тоді як після завершення епохи розширення завжди відбувалося за степеневим законом R(t)=ta. Швидкість розширення значно перевищувала швидкість світла, однак, це не порушує теорію відносності, бо розширення не пов'язане з рухом матерії, а є розширенням власне простору. Це розширення передбачає існування спеціального поля, що називається «інфлатонним». Цей період описується рівнянням стану p=-ε, тобто, для нього є характерним від'ємний тиск і велика густина вакууму.