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宇宙年表

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Graphical timeline of the Big Bang
從大爆炸形成的宇宙演化圖解(左)。在這輻圖中宇宙以二維呈現,第三維度是時間,向右是時間流動的方向。

宇宙年表是根據目前流行的大爆炸科學模型對於宇宙的歷史與未來作出的描述,年表自普朗克時期開始,使用共動座標宇宙論的時間參數。宇宙膨脹的模型被稱為大爆炸。據2013年估計,膨脹開始於137.98 ± 0.37億年前[1]

概要[编辑]

為了方便說明宇宙演化,依據其間的差异可以分成三個階段。

第一階段的宇宙炙熱且充滿能量,那時的粒子只能稍縱即逝的存在,而且今天我們所看見圍繞在周圍的各種力也都被統一成一種力暴脹時期因為浩瀚的能量而發生時空膨脹。浩瀚的能量逐漸冷卻,雖然溫度依然比我們今天所看到的高了許多,不過已足夠讓力逐漸經歷對稱性破缺,從一種力再釋放出另一種力,原本凝聚的力反復的分離,最終導致強力電弱力重子的生成。

第二階段裡,充滿夸克-膠子漿的宇宙進一步冷卻,經過進一步的對稱性破缺,尤其是電弱對稱破缺,幾乎現今所能看見的各種複雜的複合粒子都出現在宇宙。第一批中性原子(幾乎都是氫原子)和宇宙微波背景輻射都已經產生,物質開始主導宇宙。近代的高能粒子物理理論在這個等級的能量上已經很令人滿意,理論物理學家相信我們已經能夠很好的理解宇宙在這個階段和後續的基本發展。由於這些變化,在這個階段結束時,空間對於光和其它的電磁能量來說已經十分透明,而不再模糊不清了。

一小段黑暗期之後,第三階段開始。這時期宇宙中的基本粒子和力都是我們所知的,宇宙大尺度的穩定結構出現,例如:恆星類星體星系星系團超星系團,這些發展最終創造了我們今天所看見的宇宙。有些研究人員將這些結構花費數十億年的發展過程稱為"宇宙演化":其他的則將大爆炸至人類出現這樣日趨複雜的過程稱為"宇宙演化",從而納入生物學與文化,用更統一與跨領域的觀點看待至今宇宙中的複雜系統。[2]

未來,科學家預期地球將在約十億年後會變得無法維持生命的存在,並且在五十億年後掉進太陽。更長的時間軸中,Stelliferous時期隨著星星的誕生慢於死亡而結束,宇宙變得黑暗。 各種理論建議了若干後續的可能性。如果粒子如質子是不穩定的,則物質會衰變並進入熱寂。雖然現今的數據顯示宇宙的擴張速度正在增加,然而也可能發生大崩塌(big crunch)。如果繼續膨脹,則物質與能量會變得非常分散而進入大凍結(big freeze)。其他理論包括大撕裂與假真空(false vacuum)等等。

極早期宇宙[编辑]

關於極早期宇宙的所有想法(宇宙觀)都是純理論的推測。目前還沒有擁有足夠能量規模的加速器可提供實驗來觀察物質在此期間於各級能量的行為。有些理論能相互兼容,有些則不行。下面是一些例子:哈德利-霍金初始狀態弦論跨模暴脹弦氣宇宙論、和火劫宇宙論

普朗克時期[编辑]

從大霹靂開始至10–43

在傳統上的大爆炸宇宙論,普朗克時期是一個溫度非常高的時期(非暴脹),它的溫度高到足以讓四種基本力 - 電磁力重力弱核力強核力 - 都統合成一種基本力。現今對這種溫度下的物理所知甚少,存在各種理論。傳統的大爆炸宇宙論預測在此之前是引力奇點,但是這種論述是建立在廣義相對論上的說法,在量子效應影響下奇點會消失。物理學家寄望量子重力,像是弦論圈量子重力論因果論,最終將能更好的詮釋這個時期[來源請求]。 在暴脹宇宙論,暴脹結束前的時間(大約在大爆炸之後10−32秒) 並不遵循傳統的大爆炸時間軸。暴脹結束前的宇宙極度的接近真空,有著非常低的真空溫度,並且存在得比10−32秒更長。暴脹結束的時間是依據非暴脹大爆炸模型的時間基礎,不是宇宙在當時的實際年齡,而這在暴脹宇宙論中是無法測量的。因此,在暴脹宇宙論中沒有傳統大爆炸理論所謂的普朗克時期,但有一個類似的存在著相似的條件的前暴脹時期的宇宙。

大一統時期[编辑]

從大霹靂之後10–43秒至10–36[3]

當宇宙膨脹和冷卻時,低於轉變溫度之後各種力彼此分離出來,這很像是冷凝凍結相變。大一統時期開始於重力從其它自然力中分離,它們統稱為規範場力。這個時期是非重力物理所描述的大統一理論(GUT)。大一統時期結束於規範場力進一步分離出強作用力電弱力。這種轉變應該產生大量的磁單極,但它們未被觀測到。引進暴脹理論解決了磁單極的問題。

在現代的暴脹宇宙學,大一統時期就像普朗克時期一樣是不存在的,但是類似的條件可能存在於暴脹之前的宇宙中。

電弱時期[编辑]

大爆炸結束後10–36秒(或大暴漲結束)至10–32[3]

在傳統的大爆炸理論,电弱時期開始於大爆炸之後10–36秒,當時的宇宙溫度(1028K)已經低到強力可以與電弱力電磁力弱作用力結合成一種力的名稱)分離。在暴脹宇宙學,電弱時期開始於暴脹時期結束之後,大約是在10–32秒。

暴脹時期[编辑]

未知時期至大霹靂之後10–32

宇宙暴脹發生的時間和溫度都不確定。但是目前一般的理論認為在暴脹的階段,宇宙的尺度膨脹了e^{70}左右。由於這個巨大的膨脹,在暴脹階段結束之後,宇宙的空間曲率變成平坦的。之後宇宙進入均質各向同性膨脹的階段。量子擾動是形成我們今天所觀測到的結構的根本。例如微波背景輻射的各向異性,它的起源就是暴脹時期的量子擾動,在暴脹時被拉出了宇宙的視界,然後又在現在重新進入視界被我們觀測到。理論計算給出,這些擾動的功率譜是標度不變的。這已經被我們對微波背景輻射的功率譜的實驗觀測所證實,成為對暴脹的一個有力支持。隨著快速的擴張,有些能量形成光子,變成夸克超子,但這些粒子衰變得很快。有些理論建議在宇宙暴脹之前,宇宙是冰冷且空無一物的,而巨大的熱和能量通過在大爆炸早期的相變中被創造出來,並導致暴脹的結束。

再加熱[编辑]

當再加熱時,暴脹不再以指數的形式進行並且成為暴脹子的位能,場衰變成為熱能,與相對論性電漿的粒子。如果大一統是我們宇宙的特徵,則宇宙暴脹應該是在大一統之前或之後,對稱是殘破的,否則磁單極將出現在可見的宇宙中。在這個時間點上,宇宙是由輻射控制的,夸克、電子微中子的形式。

重子產生過程[编辑]

目前還沒有足夠的觀測證據可以解釋為何宇宙中的重子會比反重子多。為了能解釋這樣的比值,Sakharov情況必須在暴脹之後的某個期間出現。當考慮到這樣的情景時,在粒子物理學的實驗中觀察這種現象,但觀測到的非對稱性太小,以致不能滿足宇宙中觀測到的非對稱性。

早期的宇宙[编辑]

宇宙的歷史

在宇宙暴脹結束之後,宇宙中充滿夸克-膠子漿。從這點向前,早期宇宙的物理被瞭解的較多,猜測的成份也比較少。

超對稱的破壞(推測)[编辑]

如果超對稱是我們宇宙的特性,當能量低於1TeV的電弱對稱尺度時,它將受到破壞。微粒的質量和它們的超伴子不再是相等的,這可以解釋為何已知粒子的超伴子從未被觀測到。

夸克時期[编辑]

從大霹靂之後10–12秒至10–6

當電弱對稱被破壞時,電弱時期就結束了。所有的基本粒子應該通過希格斯機制獲取大量的希格斯玻色子得到質量,並得到真空期望值基礎交互作用力重力電磁力強核力弱核力都形成現在的形式,但是宇宙的溫度還是太高,以至於不允許夸克束縛在一起形成強子。

強子時期[编辑]

在大霹靂之後10–6秒至1秒

組成宇宙的夸克-膠子電將繼續冷卻,直到包括質子中子強子可以形成。大約在大霹靂之後的1秒鐘,微中子分離出來並且可以在太空中自由通行。這種宇宙中微子背景輻射類似於以後發散出來的宇宙微波背景輻射,因為中微子的能量極低,目前還不能被詳細的觀察(參考上面關於在弦論時期中的夸克-膠子電漿。)。不過有強烈間接證據顯示宇宙中子背景輻射存在,如太初核合成預期的高氦豐度,還有宇宙背景輻射的各向異性。

輕子時期[编辑]

在大霹靂之後1秒至10秒鐘

在強子時期的末期,多數的強子和反強子互相湮滅,留下的輕子和反輕子構成宇宙的主要質量。大約在大霹靂之後的10秒鐘,宇宙的溫度冷卻到輕子/反輕子對不再能創造出來,並且多數的輕子和反輕子互相湮滅,只留下少量殘餘的輕子。

光子時期[编辑]

在大霹靂之後10秒鐘至380,000年

輕子時期後,宇宙的能量由光子主導。這些光子頻繁的和帶電的質子電子和可能存在的少量核子進行交互作用,並且持續進行了380,000年。

核合成[编辑]

在大霹靂之後3分鐘至20分鐘[4]

在光子時期,宇宙的溫度下降至原子核可以開始形成的溫度。質子(氫離子)和中子開始進行結合成核融合產生氘,氘又很快融合成氦-4。但是核融合的時間只有短短的17分鐘,之後宇宙溫度和密度的下降使核融合不能再持續的進行。此時所有的中子都已融合進氦原子。氫核的質量數大約是氦核的三倍,其它的原子核只有微量。

物質主導:70,000年[编辑]

大爆炸後70,000年

在這個時期,非相對論性的物質(原子核)與相對論性的輻射(光子)密度相等。金斯長度的數值開始下降形並且擾動,而不是被自由流輻射消滅,可以開始有成長的幅度。

根據ΛCDM,此階段冷暗物質促使引力塌縮,使得宇宙不均勻性在宇宙膨脹的過程中被放大,使稠密地區更稠密度而稀薄的地區更稀薄。但是,現今的理論對暗物質的本質還沒有定論,對目前存在的重子物質是否起源於更早的時期也還沒有共識。

復合:377,000年[编辑]

WMAP的資料使我們能從透視圖看出宇宙微波背景輻射的變化,而實際的變化比圖中顯示的更為平滑。

氫和氦的原子開始形成時,宇宙的密度也在下降。這個時間被認為發生在大霹靂之後377,000年[5],氫和氦起初為游離態,也就是原子核不束縛住電子,因此核帶有電量(各自帶有+1或+2)。當宇宙的溫度降低,電子被離子捕獲,產生中性原子。這個過程相對來說是快速的(實際上氦核的速度比氫核快),也就是所謂的復合[6]。當復合結束時,宇宙中的原子幾乎都是中性的,因此光子可以自由的移動,宇宙也變得清澈透明了。

光子輻射的光在復合之後,能不受阻礙的通行並且成為我們看見的宇宙微波背景輻射。因此宇宙微波背景(CMB)是這個時期的結束。

黑暗時期(Dark ages)[编辑]

退耦發生之前,多數的光子會和電子和質子在光子-重子液中發生交互作用,造成的結果是宇宙不透明或是「霧狀」。雖然有光線,但是沒有光線可以抵達望遠鏡。在宇宙中的重子物質包括電離的電漿,它只能在和自由電子"再結合"的期間成為中性,進而釋放出創造宇宙微波背景輻射的光子。當光子被釋放(或是退耦),宇宙變透明,但在這時只有中性氫自旋的21公分波長的輻射。這是目前觀測上努力進行檢測的微弱輻射,原則上這是一種更強大的工具,能研究比微波背景輻射更早期的宇宙。

結構形成[编辑]

哈伯超深空經常展示來自遠古時期的星系,告訴我們早期有如現在布滿恆星的時期。
另一張哈伯的影像顯示一個在附近形成的嬰兒星系,這意味著在宇宙時間列上是最近發生的事情,這顯示出宇宙中新星系的形成在現在依然在發生。

大爆炸模型中的結構是層層節制的,具有較小的結構會在較大的結構之前先形成。最早形成的結構是類星體,它們被認為是明亮的、早期的活躍星系,和第三星族星。在這個時期之前,宇宙的發展可以通過線性宇宙論的攝動理論來瞭解:也就是說,所有的結構都可以理解為是一個完美、均質宇宙的小變化,這是通過計算相對來說較容易的研究。非線性的結構從這個點上開始形成,計算上的問題就變得更加困難,包括,例如,數十億顆粒子的多體模擬

再電離:從1億5000萬年至10億年[编辑]

第一批類星體是從重力塌縮形成的,它們發出的強烈輻射使周圍的宇宙再電離。從這個時間點開始,宇宙的大部份都由電漿組成。

恆星的形成[编辑]

恆星形成是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恆星的過程。作為天文物理的一個分支,恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲,到恆星形成過程,早期型恆星和行星形成則是直接的成果。恆星形成的理論,不僅是一顆單獨恆星的形成,還必須統計聯星和初始質量函數。

星系的形成[编辑]

星系是如何形成的,依然是天文物理學中最活躍的一個研究領域,並且繼續延伸至星系演化的領域,而有些觀念與看法已經被廣泛的接受。從宇宙微波背景輻射的觀測已經證實,在大霹靂之後,宇宙有一段時間是非常同質性的,其間的起伏低於十萬分之一。今天最能被接受的觀點是原始擾動的成長形成今天我們所觀察到的所有結構,原始擾動誘發局部地區氣體的物質密度增加,形成星團和恆星。這種模型的一種結果是在早期宇宙的一些地區因為有較高一點的密度而形形成了星系, 因此星系的誕生與早期宇宙的物理息息相關。

星系群、星系團與超星系團的形成:25億年前[编辑]

大尺度結構在物理宇宙學中是描述可觀測宇宙在大範圍內(典型的尺度是十億光年)質量和光的分佈特徵。巡天和各種不同電磁波輻射波長的調查和描繪,特別是21公分輻射,獲得了許多宇宙結構的內容和特性。結構的組織看起來是跟隨著等級制度的模型,以超星系團和纖維狀結構的尺度為最上層,再大的似乎就沒有連續的結構了,這所指的就是偉大的結局現象。

太陽系的形成:46億年前[编辑]

一个原行星盘的艺术想像图

太陽系的形成和演化始於46億年前一片巨大分子雲中一小塊的重力坍縮。大多坍縮的質量集中在中心,形成了太陽,其餘部分攤平並形成了一個原行星盤,繼而形成了行星、衛星、隕星和其他小型的太陽系天體系統。

這被稱為星雲假說的廣泛接受模型,最早是由18世紀的伊曼紐·斯威登堡、伊曼努爾·康德和皮埃爾-西蒙·拉普拉斯提出。其隨後的發展與天文學、物理學、地質學和行星學等多種科學領域相互交織。自1950年代太空時代降臨,以及1990年代太陽系外行星的發現,此模型在解釋新發現的過程中受到挑戰又被進一步完善化。

從形成開始至今,太陽系經歷了相當大的變化。有很多衛星由環繞其母星氣體與塵埃組成的星盤中形成,其他的衛星據信是俘獲而來,或者來自於巨大的碰撞(地球的衛星月球屬此情況)。天體間的碰撞至今都持續發生,並為太陽系演化的中心。行星的位置經常遷移,某些行星間已經彼此易位。[1]這種行星遷移現在被認為對太陽系早期演化起負擔起絕大部分的作用。

就如同太陽和行星的出生一樣,它們最終將滅亡。大約50億年後,太陽會冷卻並向外膨脹超過現在的直徑很多倍(成為一個紅巨星),拋去它的外層成為行星狀星雲,並留下被稱為白矮星的恆星屍骸。在遙遠的未來,太陽的環繞行星會逐漸被經過的恆星的重力捲走。它們中的一些會被毀掉,另一些則會被拋向星際間的太空。最終,數萬億年之後,太陽終將會獨自一個,不再有其它天體在太陽系軌道上。

現在[编辑]

宇宙的最终命运[编辑]

太陽系的命運 10~50億年後[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Planck collaboration. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. Submitted to Astronomy & Astrophysics. 2013. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A...571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591. 
  2. ^ Chaisson, E., (2001). Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature, Harvard University Press, ISBN 0-674-00987-8; see also Cosmic Evolution
  3. ^ 3.0 3.1 Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
  4. ^ Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes
  5. ^ Hinshaw, G.; et al. Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results (PDF). Astrophysical Journal Supplement. 2009, 180: 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. arXiv:0803.0732. 
  6. ^ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005

外部鏈結[编辑]