Вселенная: барионная асимметрия

Барионной асимметрией называется наблюдаемое во Вселенной явное превышение количества элементарных частиц над числом античастиц. К барионам прежде всего относятся протоны и нейтроны, а также еще несколько очень короткоживущих элементарных частиц. 

Эта диспропорция возникла в эру аннигиляции - через три секунды с момента рождения Вселенной (см. Большой взрыв). До этого количества барионов и антибарионов были почти равны, но барионов было чуть больше, чем антибарионов. При массовой аннигиляции элементарных частиц и античастиц большинство из них 'объединились' в 'пары' и исчезли, породив электромагнитное излучение. Однако превышение на одну миллиардную долю числа частиц над античастицами и определило нынешнюю барионную асимметрию Вселенной и отсутствие заметного количества антивещества во Вселенной.

Вселенная: возраст

По современным представлениям возраст Вселенной составляет около 16 миллиардов лет, прошедших с момента Большого взрыва. Минимально возможный возраст Вселенной ограничивается временем жизни наиболее старых из существующих в нашей Галактике звезд, т. е. 12-15 млрд. лет. Действительный ее возраст может быть определен на основе закона Хаббла, однако неточность знания величины постоянной Хаббла вносит в эту оценку существенную неопределенность. 

Вселенная: горизонт

См. Горизонт, видимости во Вселенной.

Вселенная: горячая модель  

См. Большой взрыв.

Вселенная: критическая плотность

Критической плотностью Вселенной называется величина, рассчитанная теоретически из соотношения гравитационной постоянной и постоянной Хаббла. 

От соотношения реальной и критической плотностей Вселенной зависит ее дальнейшая история. Если реальная плотность Вселенной больше критической, то ее расширение сменится сжатием и она на всем протяжении своей эволюции - замкнута, т.е. конечна. В противном случае или если плотности одинаковы - расширение продлится бесконечно долго. Однако реальная плотность Вселенной неизвестна из-за наличия в ней скрытой массы, величина которой пока не установлена. 

Следует отметить, что независимо от дальнейшего поведения Вселенной в целом, т.е. бесконечного расширения или последующего сжатия, ее свойства будут меняться радикально и необратимо (см. Вещество; Галактики, их образование и эволюция; Энтропия). 

Вселенная: модели

В зависимости от ее плотности (см. здесь критическая плотность), возможны две модели Вселенной: бесконечная - разомкнутая и конечная - замкнутая. Надо подчеркнуть, что во втором случае следует говорить о конечной, но при этом безграничной Вселенной. Реальное пространство имеет три измерения, но для иллюстрации можно привести более простой пример. В двумерном приближении аналогом такой ситуации является поверхность шара, которая имеет конечную площадь, но мы ни где не встретим границы при движении по ней. 

Вселенная: наблюдаемая структура

Наблюдаемая часть Вселенной пространственно неоднородна. Множество галактик и их скоплений формируют ее сотовую или ячеистую структуру. Они образуют стенки ячеек с толщиной в несколько мегапарсек (см. Парсек). Сами ячейки, которые называются 'войдами' от английского слова void - пустота, имеют характерный размер в десятки мегапарсек и не содержат вещества, которое бы излучало электромагнитное излучение. Войды занимают до 50 процентов объема Вселенной. Стенки между войдами, вероятно, сформированы, как самими галактиками, так и филаментами - звездными, газовыми и пылевыми перемычками между галактиками или галактическими и газопылевыми перемычками между скоплениями галактик.