Космология ранней Вселенной

1. Введение

Космология – это наука о Вселенной в целом, и таким образом, предметом частной науки космологии является вся Вселенная. Космология рассматривает наиболее общие закономерности развития, наиболее общие эпохи в истории Вселенной. Общий возраст нашей Вселенной оценивается в ~15-20 млрд лет. Термин "ранняя Вселенная" родился сравнительно недавно и как всякий новорожденный термин является неустоявшимся. Различные специалисты именуют этим термином разные эпохи развития нашей Вселенной. Так, еще 15-20 лет назад, говоря о ранней Вселенной, космологи имели в виду эпоху, соответствующую возрасту от ~300 тысяч лет до 1 млрд лет от начала ее истории. Сейчас, когда говорят о ранней Вселенной, обычно подразумевают эпоху, соответствующую возрасту от ~10^-43 секунды до 3 минут от начала истории. Это наиболее интересная часть истории Вселенной. В этот период эволюции Вселенной сформировались многие ее свойства, которые сейчас проявляются в виде хаббловского расширения, крупномасштабной структуры Вселенной и даже в виде физических законов, действующих в нашей части Вселенной. Краткому описанию основных этапов в развитии нашей Вселенной посвящена эта статья.

Эпохи во время эволюции Вселенной можно характеризовать указанием времени этой эпохи относительно момента Большого Взрыва, однако более удобно характеризовать их соответствующим значением красного смещения z – так в астрономии называют смещение линий в спектрах далеких галактик (при удалении объекта от наблюдателя его спектральные линии смещены в красное крыло спектра относительно лабораторной системы отсчета). Чтобы понять физический смысл красного смещения, предположим, что импульс излучения (фотон) проходит мимо последовательного ряда наблюдателей, каждый из которых соответствует определенному этапу состояния вещества в расширяющейся Вселенной. Скорость фотона постоянна, но из-за эффекта Доплера частота излучения фотона для каждого из наблюдателей уменьшается со временем. Если λ _н и λ _и – длины распространяющейся волны в месте наблюдения и месте излучения соответственно, то смещение спектральных линий не слишком далекой (в космологическом смысле) галактики определяется равенством 1+z =λ _н/λ _и. Таково историческое определение понятия красного смещения. Точное определение красного смещения через геометрические характеристики Вселенной – это 1+z =a _н/a _и , где a _н и a _и – значения масштабного фактора (см. ниже) соответственно в момент наблюдения и в момент излучения. Значение красного смещения для рассматриваемых здесь эпох меняется от ~10³² до ~10⁸. Основные эпохи ранней Вселенной приведены в табл. 1.

2. Рождение Вселенной

Момент рождения Вселенной – это эпоха рождения классического пространства-времени. Общепризнанной в настоящее время считается теория Большого Взрыва, то есть рождение Вселенной из сингулярности (иногда говорят, из пространственно-временной пены). В момент рождения Вселенной плотность ρ и температура T вещества достигали планковских значений: ρ_pl≈10⁹³ г/см³, T_pl=1,3·10³² К.

Великий немецкий физик Макс Планк в конце прошлого века ввел новую константу, которая теперь носит название постоянной Планка ħ. Она является основной константой в квантовой теории. Вскоре после своей знаменитой работы, где впервые было введено понятие кванта действия, Планк обосновал введение в физику новой системы единиц, которая сейчас носит название естественной системы единиц. Пользуясь тремя фундаментальными физическими константами – скоростью света c, постоянной гравитации G и постоянной Планка ħ – он сформировал основные размерные величины физики: единицу длины l_pl=[ħG/c³]^1/2, времени t_pl=[ħG/c⁵]^1/2 и массы m_pl=[ħc/G]^1/2. Из этих единиц удобно образовать две новые единицы измерения – планковскую плотность, определяя ρ_pl=m_pl /l_pl³ , и температуру kT_pl=m_plc² (k – постоянная Больцмана, связывающая температуру тела с кинетической энергией составляющих его частиц). Следует отметить, что определение планковской длины l_pl=[ħG/c³]^1/2 совпадает с эквивалентным определением такой единицы, как комптоновская длина волны l_pl=ħ/(m_plc) для частицы с массой m_pl. Подробное обсуждение систем единиц в современной физике и методическое значение правильно выбранной системы единиц содержится в статье Л.Б. Окуня "Фундаментальные константы природы" в этом томе.

С момента Большого Взрыва Вселенная непрерывно расширяется, температура вещества понижается, а объем растет. При описании рождения Вселенной используются самые общие идеи о квантовой эволюции Вселенной как целого. Одно из них утверждает, что полная масса замкнутой Вселенной равна нулю. Это означает, что вся Вселенная может родиться без затрат энергии, то есть из ничего. Вероятность рождения Вселенной с радиусом кривизны H ^-1 определяется как

Процесс расширения Вселенной принято описывать с помощью масштабного фактора a(t), который характеризует изменение со временем расстояний между космологическими объектами.

Рис. 1. Эволюция масштабного фактора со временем. Волнистой линией показана область квантовой эволюции Вселенной, сплошной линией – область квазиклассической эволюции и выход на инфляционную стадию

На рис. 1 схематически представлена зависимость масштабного фактора a от времени t . Слева от оси ординат (при t<0) находится классически запрещенная область, масштабный фактор в этой области испытывает сильные флуктуации пространства-времени. Эту область условно назвали "ничто". Здесь классическое пространство-время не существует, аналогично тому как не существует классической траектории обычной ядерной α-частицы во время туннельного перехода.

3. Расширяющаяся Вселенная

После рождения Вселенной из "ничего" можно пользоваться неквантовыми уравнениями общей теории относительности (ОТО) для описания эволюции масштабного фактора. Уравнения ОТО однозначно предсказывают закон расширения Вселенной, если известны плотность энергии αc² и давление p вещества (в однородной и изотропной модели). Плотность энергии часто выражают с помощью параметра Ω=ρ/ρ_кр, а давление – через уравнение состояния p(ρ). Здесь ρ_кр – критическая плотность Вселенной, выражаемая через параметр Хаббла H: ρ_кр=3H ²/(8πG).

В общей теории относительности основной функцией является метрика или пространственно-временной интервал между двумя событиями. В космологии же основной функцией является масштабный фактор a(t), который определяет также и метрику пространства-времени и имеет размерность длины. Функция a(t) определяется из совместного решения уравнений Фридмана и уравнения состояния вещества во Вселенной (то есть зависимостью давления вещества от плотности).

Физический смысл уравнений Фридмана ясен из следующего примера. Если мысленно в однородной и изотропной расширяющейся Вселенной описать окружность радиуса a вокруг некоторой точки, то первое уравнение Фридмана представляет собой уравнение сохранения энергии при расширении этой элементарной сферы. Удельная кинетическая энергия такой сферы

Закон расширения Вселенной зависит также от уравнения состояния вещества.

В космологии различают три основных уравнения состояния. Это пылеподобное уравнение состояния (p=0), радиационно-доминированное уравнение состояния ( p=ρc²/3) и уравнение состояния фальшивого вакуума ( p=-ρc²), или инфляционное. Для современной Вселенной, которую описывают пылеподобным уравнением состояния, зависимость масштабного фактора от времени имеет вид a(t)∝t^2/3. В ранней Вселенной для масштабного фактора характерно другое поведение. Через 10^-42 секунды после рождения классического пространства-времени во Вселенной начинается инфляционная стадия. Она характеризуется предельно сильным отрицательным давлением p=-ρc² (состояние фальшивого вакуума), при котором меняются сами законы обычной гравитационной физики. Вещество в этом состоянии не источник притяжения, а источник отталкивания.

Отрицательное давление имеет простой физический смысл – это силы натяжения. Если обычное положительное давление препятствует сжатию вещества, то отрицательное давление препятствует растяжению вещества. Тем не менее в лабораторных условиях такое уравнение состояния не встречается: при таком уравнении развивается очень большое (релятивистское) отрицательное давление, которое действует независимо от направления (паскалево давление). Натяжения в обычном твердом теле (например, в резине) являются непаскалевыми, они возникают только в одном направлении. В случае уравнения состояния p=-ρc² плотность не зависит от времени и масштабного фактора, то есть во время инфляционной стадии при расширении Вселенной плотность среды не меняется, ρ=const. В обычной физике только у вакуума плотность не меняется при расширении, поэтому такое состояние иногда называют состоянием фальшивого вакуума.

При подстановке в уравнение массы выбранной пробной сферы отрицательного давления фальшивого вакуума p=-ρc² получается отрицательная масса. Это означает, что притяжение, имеющее место при обычных уравнениях состояния (p=0, p=ρc²/3), меняется на отталкивание. Уравнение эволюции масштабного фактора принимает вид

Пусть две частицы находятся на расстоянии r друг от друга в начале инфляционной стадии t=t_i. Расстояние между ними изменяется согласно выражению

Необходимо четко представлять разницу между причиной взрыва в бомбе и Большим Взрывом во Вселенной. В бомбе сила, ответственная за разлет частиц, вызвана градиентом давления внутри взрывчатого вещества. Во Вселенной с уравнением состояния p=-ρc² вещество распределено однородно и градиентов давления нет. Из-за большой величины отрицательного давления меняется знак источника гравитационного поля ρc²+3p и возникает эффективная антигравитация, то есть разлетание вещества. Таким образом, толчком к расширению мира, к формированию хаббловского закона расширения, к установлению причинной связи во Вселенной на больших расстояниях, а также к выравниванию кинетической энергии расширения и потенциальной энергии поля послужила эффективная антигравитация, вызванная отрицательным давлением, которое, как полагают, существовало в ранней Вселенной.

Во время стадии инфляции имел место еще один важный процесс: это рождение из вакуумных квантовых флуктуаций скалярного поля малых возмущений плотности, а из квантовых флуктуаций метрики – гравитационных волн. Материя с уравнением состояния p=-ρc² является неустойчивой относительно малых возмущений. Квадрат скорости звука в таком веществе – величина отрицательная, поэтому эволюция малого возмущения, описываемая экспонентой с мнимым декрементом, оказывается экспоненциально растущей или экспоненциально затухающей величиной. Экспоненциальный рост возмущения разрушает вещество с отрицательным давлением и прекращает инфляцию. Однако поскольку в разных местах пространства затравочные возмущения имели разную амплитуду и, следовательно, росли разное время до критического значения, то и инфляция в разных местах пространства прекращается в разное время. Переход от стадии расширения, когда масштабный фактор меняется по экспоненциальному закону (эпоха инфляции), на фридмановскую стадию расширения, когда масштабный фактор меняется по степенному закону, происходит неодновременно. Это вызывает флуктуации метрики вида h~Hδt(r), где δt(r) – запаздывание, зависящее от точки пространства, а H – параметр Хаббла в эпоху инфляции.

Вакуумные квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свою длину и амплитуду и становятся космологически значимыми. Таким образом, возникшие впоследствии скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуаций на ранних этапах развития Вселенной.

Спектр первичных возмущений метрики можно построить, исследуя анизотропию реликтового излучения. Фотоны, двигаясь в переменном гравитационном поле, изменяют свою частоту и, следовательно, температуру. Поэтому температура реликтового излучения различна в разных направлениях на небе. Угловой спектр температурных флуктуаций реликтового излучения однозначно связан со спектром возмущений гравитационного поля. По наблюдениям анизотропии реликтового излучения можно восстановить спектр первичных возмущений. По спектру первичных возмущений вещества и спектру гравитационных волн можно восстановить законы физики на стадии инфляции, то есть в области энергий 10¹⁶ ГэВ. Сейчас, в результате космических экспериментов РЕЛИКТ и COBE (COsmic Background Explorer) и наземных экспериментов TENERIFE, SASKATOON и САТ, угловой спектр анизотропии реликтового излучения измерен в интервале углов от 90° до 30′. На рис. 2 приведены теоретические спектры угловых флуктуаций реликтового излучения, сформированные скалярными возмущениями (то есть флуктуациями плотности) и гравитационными волнами. Измеренные значения близки к вычисленным, что подтверждает справедливость теоретических построений.

Рис. 2. Распределение по энергиям углового спектра мощности Cl анизотропии реликтового излучения в зависимости от порядкового номера гармоники l. Показан вклад возмущений плотности и гравитационных волн в анизотропию излучения

Очень важным следствием этих экспериментов является возможность сделать некоторые выводы о физических взаимодействиях в энергетическом диапазоне 10¹⁶ ГэВ. Можно сказать, что теория инфляционной Вселенной получила первое экспериментальное подтверждение. Выводы из этих измерений – это также первые экспериментальные данные, относящиеся к поведению взаимодействий в области энергий 10¹⁶ ГэВ. Здесь уместны несколько слов об общечеловеческом значении этих данных. Первые физические опытные данные человечества относились к масштабу энергий ~1 эВ на молекулу, то есть к горению веток, дров и каменного угля. Овладение огнем позволило нашим предкам стать homo sapiens. Вначале экспериментально-физическое, а затем и технологическое овладение масштабом энергий от ~100 кэВ до ~1 МэВ возвестило начало ядерного и термоядерного века. Это перемещение "всего" только в миллион раз по шкале энергий! Что же тогда сулят человечеству экспериментальные знания при перемещении в десятки миллиардов миллиардов раз, от 1 МэВ до 10¹⁶ ГэВ!

4. Стадия бариосинтеза

Уравнение состояния вещества с отрицательным давлением неустойчиво: оно должно смениться обычным (положительным или равным нулю) давлением. Поэтому инфляционная фаза развития Вселенной довольно быстро кончается. С окончанием этого этапа рождается обычная материя.

Из астрономических наблюдений следует, что во Вселенной практически отсутствует антивещество. Звезды, газ и пыль нашей Галактики состоят из вещества, так как в противном случае аннигиляция вещества и антивещества, сопровождающаяся выделением большого количества энергии, была бы замечена. Известны сталкивающиеся галактики, галактики, входящие в скопления и омываемые облаками межгалактического газа, но нигде не замечено процессов аннигиляции.

Многочисленные эксперименты на ускорителях элементарных частиц показывают, что процессы рождения вещества и антивещества равноправны. Однако если бы количество протонов на начальных стадиях Вселенной было в точности равно количеству антипротонов, то при остывании плазмы до температуры ~100 МэВ и ниже протоны и антипротоны аннигилировали бы, превратившись в фотоны, то есть во Вселенной вещество полностью бы исчезло, а осталось бы одно излучение. Однако сам факт нашего существования наглядно доказывает, что вещество во Вселенной все-таки есть, хотя его весьма мало по сравнению с количеством реликтовых фотонов. Отношение количества протонов n_p и реликтовых фотонов n_γ в настоящее время n_p/n_γ ≈10^-8-10^-10. Это означает, что во время горячей стадии, когда температура была очень высокой ( kT≫m_pc²), в первичной плазме существовало не точное, а лишь приблизительно равное количество протонов n_p и антипротонов n_p^~:

Наиболее известными из барионов являются протоны и нейтроны, они же являются самыми стабильными частицами. Время распада протона превышает 10³² лет, а время распада нейтрона около 20 мин. Имеется еще несколько короткоживущих барионов. Для всех этих частиц эксперименты показывают сохранение полного числа барионов во всех процессах взаимодействия. Например, если распадается нейтрон, то в результате взаимодействия появляется другой барион – протон: n→p+e⁺+ν^~; если в результате реакции рождается дополнительный протон, то этот процесс обязательно сопровождается рождением какого-либо антибариона, например антипротона p^~ :

Рис. 3. Схематическое изображение распада протона p. Сплошными тонкими линиями показаны реальные частицы – кварки d, u, u~ (протон является составной частицей, в которую входят кварки и глюоны), позитрон e+ и π0-мезон. Жирная волнистая линия представляет виртуальный X-лептокварк

С помощью гипотетических лептокварков удается объяснить высокую стабильность протонов, иными словами, наблюдаемое в экспериментах сохранение барионного заряда. Распад протона в этих моделях происходит по схеме, изображенной на рис. 3. Согласно теории элементарных частиц протон представляет собой систему из трех кварков (u,u,d ). Из моделей Великого объединения следует, что существует взаимодействие, переводящее два кварка u, d в сверхтяжелую частицу X . Однако процесс рождения частицы X является виртуальным, то есть реальная частица не рождается, поскольку масса X значительно больше массы протона и при рождении реальной частицы с массой m_x нарушился бы закон сохранения энергии. В результате виртуальный X-лептокварк распадается на лептон (им может быть позитрон или мюон) и кварк u^~, который в результате взаимодействия с третьим кварком u, составлявшим протон, образует, к примеру, π⁰- или K-мезон. Необходимость допустить при распаде протона промежуточное существование сверхмассивной частицы X приводит к тому, что вероятность данной реакции в единицу времени крайне низкая, Γ≈e⁴(m_p/m_X)⁴m_p из-за высокой массы X-лептокварка. Иными словами, при распаде протона в моделях Великого объединения барионный заряд на самом деле может меняться, но, чтобы зарегистрировать хотя бы одно событие распада единичного протона, потребовалось бы ждать не менее 10³² лет. Уменьшить время ожидания, например, до одного года тоже можно, но в этом случае придется одновременно следить уже не за одним протоном, а за 100 тоннами водорода. Однако при столкновении двух протонов вероятность их распада растет пропорционально квадрату энергии в системе центра масс протонов, и, когда энергия частиц превышает ~10¹⁵ ГэВ, распады протонов весьма интенсивны. Такие энергии были характерны для плазмы в ранней Вселенной в промежутке времени от ~10^-42 до ~10^-36 секунды после Большого Взрыва.

Механизм бариосинтеза имеет много общего с обычными химическими реакциями, поэтому его называют горячим бариосинтезом, а эпоху генерирования избытка вещества над антивеществом – стадией бариосинтеза. Существует несколько альтернативных механизмов образования барионного избытка. Один из таких механизмов, который работает при значительно более низких температурах (когда энергия частиц падает до 10 ТэВ), носит название холодного бариогенеза.

Среди других механизмов образования барионного заряда заслуживает упоминания механизм, связанный с испарением первичных черных дыр (подробнее см. статью Д.А. Киржница "Горячие черные дыры" в этом томе) . Этот процесс также ведет к образованию избытка вещества над антивеществом.

5. Нуклеосинтез

Когда температура Вселенной понижается до 10¹⁶-10¹⁷ К, в горячей плазме, наполняющей Вселенную, происходит электрослабый фазовый переход. До этого момента электромагнитные и слабые взаимодействия с участием нейтрино являются единым электрослабым взаимодействием. После того как происходит фазовый переход, бозоны W^± и Z⁰ – переносчики электрослабого взаимодействия – становятся массивными (срабатывает механизм динамического рождения массы) и слабое взаимодействие становится очень слабым и короткодействующим. В эту эпоху слабые и электромагнитные взаимодействия, бывшие до этого момента времени едиными, расщепляются на обычные электромагнитные, основным квантом которых является фотон, и слабые взаимодействия с участием нейтрино, основными квантами которых являются W^±- и Z⁰-бозоны.

Позже, примерно при температуре T≈10¹¹ К, происходит конфаймент (невылетание) кварков. В свободном состоянии кварки могут существовать только в очень горячей плазме с температурой T>10¹¹ К. В ранней Вселенной, когда температура была значительно больше этой величины, протонов и нейтронов не было, существовал "кварковый суп". В результате расширения Вселенной температура падает, кварки начинают соединяться, образуя протоны и нейтроны, и как самостоятельные частицы уже не встречаются в природе (не вылетают).

После эпохи образования протонов и нейтронов наиболее замечательной является эпоха нуклеосинтеза. Она начинается через 1 секунду после Большого Взрыва и продолжается вплоть до ~100 секунд. В этот период синтезируются легкие ядра (с атомным весом A>5), более тяжелые ядра синтезируются позже в звездах.

Первичная плазма в рассматриваемые эпохи подчиняется радиационно-доминированному уравнению состояния p=ρc²/3, что позволяет использовать простое приближенное уравнение, связывающее температуру первичной плазмы T (МэВ) с возрастом Вселенной t (в секундах): T∝ t ^-1/2.

Через 1 секунду после Большого Взрыва температура первичной плазмы упала до 10¹⁰ K, что соответствует энергии ~1 МэВ. Промежуток времени от t≈1 до t≈200 cекунд играет существенную роль в жизни Вселенной. В этот период образуются первичные легкие ядра: ⁴He (25 %), дейтерий ²H (3·10^-5 %), ³He ( 2·10^-5 %), ⁷Li (10^-9 %), то есть начинает рождаться привычное нам вещество.

Кинетические уравнения, описывающие рождение легких элементов в эпоху нуклеосинтеза, образуют достаточно громоздкую цепочку, каждое из них соответствует одной термоядерной реакции. Рождение различных ядер в процессе первичного нуклеосинтеза существенно зависит от отношения n/p числа нейтронов к числу протонов в рассматриваемую эпоху. При t<1 с и соответственно T>1 МэВ относительная концентрация нейтронов и протонов описывалась равновесной формулой n/p=exp[-Δm/T]), где Δm≈1,3 МэВ – разница в массах нейтрона и протона. Это равновесие поддерживалось реакциями слабого взаимодействия. При падении температуры до T=0,7 МэВ эти реакции практически прекратились и отношение n/p стало постоянным и равным отношению этих величин в конце процесса. На этом этапе развития Вселенной нейтроны и протоны существовали в свободном виде, не связываясь в ядра. Позже, когда температура упала ниже 100 кэВ, большая часть нейтронов (кроме тех, что успели распасться) оказалась связанной при образовании дейтерия в ходе реакции p+n→2 ²H+γ.

В свою очередь дейтерий, эффективно захватывая барионы первичной плазмы, рождал ³He и тритий ( ³H). С захватом еще одного протона или нейтрона образовывался ⁴He, в котором практически все нераспавшиеся нейтроны заканчивали свой путь. Отсутствие подходящих ядер с массовым числом A=5 тормозило дальнейшие реакции, делая образование более тяжелых элементов ( ³He+⁴He →⁷Be, 3 ⁴He→¹²C и т. п.) маловероятным событием.

Относительный (по массе) выход ³He, ⁴He, ²H и ⁷Li в зависимости от плотности барионов Ω_b показан на рис. 4. Уменьшение выхода дейтерия с ростом Ω_b объясняется тем, что при увеличении плотности барионов растет число столкновений между ними и соответственно возрастает вероятность образования тяжелых ядер. Следовательно, количество дейтерия во Вселенной является чувствительным индикатором плотности барионной составляющей. Другим таким индикатором является количество ⁷Li.

Рис. 4. Расчетные весовые концентрации легких элементов, образовавшихся при первичном нуклеосинтезе при H=50 (км/с)/Мпк). Желтая область – допускаемое наблюдениями значение плотности барионов Ωb. Сплошные кривые – теоретически вычисленные значения обилия различных элементов в зависимости от Ωb. Видно, что количество 4He практически не зависит от этого параметра. Наиболее жесткие ограничения на величину Ωb получаются по обилию дейтерия 2H и особенно лития 7Li, имеющих очень сильную зависимость от Ωb

Из сравнения расчетов с наблюдаемым обилием элементов следует, что плотность барионов Ω_b=0,05±0,03. Предсказание количества водорода ( H≈75 %), гелия ( ⁴He≈25 %), а также остальных легких элементов, достаточно хорошо согласующееся с наблюдениями, является основным результатом теории нуклеосинтеза, а предсказание плотности барионов во Вселенной – основным побочным продуктом этой теории. Стадия нуклеосинтеза является заключительной стадией, которая относится к ранней Вселенной. Она заканчивается через 3 минуты после Большого Взрыва. Эпохи в жизни нашей Вселенной, следующие за эпохой нуклеосинтеза, представляют интерес уже с точки зрения космологии современной Вселенной.

6. Заключение

Вслед за эпохой нуклеосинтеза следует стадия, играющая немаловажную роль в космологии – эпоха доминирования (преобладания) скрытой массы, которая в зависимости от типа носителя скрытой материи наступает примерно при температуре T≈10⁵ К. Начиная с этой эпохи растут малые возмущения плотности вещества, которые к нашему времени увеличиваются настолько, что появляются галактики, звезды и планеты.

Затем наступает эпоха рекомбинации водорода, в процессе которой протоны и электроны объединяются и образуется водород – самый распространенный элемент во Вселенной. Эпоха рекомбинации совпадает с эпохой "просветления" Вселенной: плазма исчезает и вещество становится прозрачным. Температура этой эпохи известна очень хорошо из лабораторной физики T≈4500-3000 К. После рекомбинации фотоны доходят до наблюдателя, практически не взаимодействуя с веществом по дороге, составляя реликтовое излучение, энергетический спектр которого соответствует в настоящее время спектру абсолютно черного тела, нагретого до температуры 2,75 К. Разница в температурах ~3000 и ~3 К обусловлена тем, что с эпохи просветления Вселенной ее размеры увеличились примерно в 1000 раз.

В промежутке между эпохой рекомбинации и нашим временем расположена еще одна важная эпоха – образование крупномасштабной структуры Вселенной или образование сверхскоплений галактик. Условно эта эпоха приходится на красное смещение z≈10, когда температура реликтовых фотонов падает до 30 К. В промежутке от z≈10 до z≈0 лежит эпоха нелинейной стадии эволюции внегалактических объектов, то есть эпоха обычных галактик, квазаров, скоплений и сверхскоплений галактик. Но все это уже за рамками настоящей статьи.

Литература

1. Космология . Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М.: Сов. энциклопедия, 1986, с. 90.
2. Вайнберг С. Первые три минуты. М.: Энергоиздат, 1981.
3. Долгов А.Д., Зельдович Я.Б., Сажин М.В. Космология ранней Вселенной. М.: МГУ, 1988.
4. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Строение и эволюция Вселенной. М.: Наука, 1975.
5. Окунь Л.Б. Физика элементарных частиц. М.: Наука, 1988.