Эволюция Вселенной

вещество, входящее в состав звезд, галактик, межгалактического газа и т. п., в прошлом имело иные свойства. Оно прошло стадию чрезвычайно высоких плотностей и температур, еще недоступных экспериментальной физике. Эта стадия отстоит от современной на 10 — 20 млрд. лет. Первичная материя была распределена однородно и изотропно, без выделенных областей или направлений, и находилась в состоянии повсеместного расширения, ведущего к уменьшению плотности и температуры (время уменьшения температуры вдвое составляло тысячные доли секунды). При понижении температуры до Т = 1011 К плотность материи должна была уменьшиться до плотности ядерного вещества. С этого момента эволюции становится возможным изучение свойств материи на основе твердо установленных ядерной физикой фактов и развитой теории. После снижения; температуры до Т = 4000 К электроны смогли присоединиться к ядрам элементов — наступила эпоха разделения вещества и излучения. Фотоны перестали активно взаимодействовать с веществом, начали распространяться свободно и наблюдаются сейчас в виде равновесного микроволнового фонового излучения (см. Излучение реликтовое, Модель Вселенной). Вероятно, уже на самых ранних стадиях эволюции Вселенной существовали незначительные отклонения от однородности и изотропии. В последствии возмущения однородности и изотропии стали нарастать благодаря гравитационной неустойчивости. Полагают, что именно такие малые возмущения плотности вещества привели, в конце концов, к образованию наблюдаемой сейчас пространственной структуры в виде галактик и их скоплений. Современная Вселенная характеризуется высокой степенью однородности и изотропии лишь в больших масштабах, включающих много скоплений галактик, а в меньших масштабах, типичных для отдельных галактик и скоплений — сильной неоднородностью и анизотропией. (См. Анизотропия, Галактика, Скопления звездные).