Большой взрыв
Космологическая модель (предложена Леметром в 1927 г., термин Хойла 1949 г.) описывающая раннее развитие Вселенной из горячего плотного состояния ~13.8 млрд лет назад. Подтверждена открытием реликтового излучения (1965) и наблюдениями расширения.
Большой взрыв
Теория Большого взрыва
Математическое описание эволюции Вселенной от начальной сингулярности (планковская эпоха, t~10⁻⁴³ с) через инфляцию, нуклеосинтез до рекомбинации и формирования структур. Основана на уравнениях Фридмана и метрике FLRW.
Доказательства
Три главных наблюдательных подтверждения теории Большого взрыва: космическое микроволновое фоновое излучение (CMB), красное смещение галактик (закон Хаббла), первичное соотношение лёгких элементов. Данные согласуются с моделью ΛCDM.
Проблемы модели
Нерешённые вопросы стандартной космологии: проблема горизонта (почему CMB однородно на причинно несвязанных участках), проблема плоскостности (почему Ω≈1), отсутствие магнитных монополей (предсказанных GUT). Инфляция решает эти проблемы.
Реликтовое излучение (CMB)
Космическое микроволновое фоновое излучение, температура 2.725 K. Остаток первичного горячего излучения через 380 тыс лет после Большого взрыва (эпоха рекомбинации). Открыто Пензиасом и Вильсоном (1965, Нобелевская премия 1978). Доказательство горячей Вселенной.
Тёмная энергия
Гипотетическая форма энергии (~68% энергии Вселенной) с отрицательным давлением, вызывающая ускоренное расширение. Открыта в 1998 г. по сверхновым Ia. Простейшая модель — космологическая постоянная Λ (вакуумная энергия), но её природа неизвестна.
Первые минуты Вселенной
Планковская эра (10⁻⁴³ с), инфляция (10⁻³⁶ с), кварк-глюонная плазма, нуклеосинтез (3 минуты — образование H, He). Реликтовое излучение (380000 лет). Модель Стандартная.