По разным данным, Большой взрыв произошел от 15 до 18 млрд лет тому назад. В неимоверно горячем и плотном, стремительно расширяющемся и охлаждающемся сгустке материи непрерывно возникали определенные «поколения» частиц, соответствующие изменяющимся условиям.
Через три минуты расширения и охлаждения плазмы возник набор частиц, который уже не изменялся до начала образования звезд. Важнейшие черты этого состава сводятся к тому, что во Вселенной создалось соотношение между протонами и фотонами, равное 1:109. Это поразительное множество фотонов (но сравнению с атомами) и в настоящее время заполняет пространство в виде реликтового излучения, не имеющего источника.
В течение нескольких минут расширения Вселенная остыла настолько, что скорость ядерных реакций между имеющимися частицами упала до нуля. Нейтроны соединились с протонами, образовав дейтерий, а ядра дейтерия быстро соединялись в ядра гелия (4Не). Начальные условия во Вселенной оказались таковы, что нейтронов хватило на образование приблизительно 10% гелия из общего числа ядер. Остальные протоны сохранились в свободном виде и вместе с электронами в дальнейшем составили химический элемент водород. Будь во Вселенной больше нейтронов, то в веществе мог бы преобладать гелий, что коренным образом отразилось бы на последующих процессах звездообразования. Гелий в звездах превращался бы в тяжелые элементы в несколько раз быстрее, чем водород, и продолжительность жизни звезд сильно сократилась. Это, очевидно, повлияло бы на возможность эволюции биологической жизни.
Звезды - массивные космические тела, образованные из газопылевой среды в результате гравитационного сжатия. В начале своего существования все звезды на большую часть состоят из водорода, который и расходуется на протяжении всей её жизни. Суть заключается в том, что в ядре из-за огромных давлений и температур создаются оптимальные условия для реакций термоядерного синтеза, которые происходят непрерывно, поскольку в ходе реакции из ядра во вне выделяется энергия, противостоящая силам гравитации. Таким образом, эти два процесса поддерживают звезду в равновесии. Данная совокупность термоядерных реакций в ходе которого водород превращается в гелий называется протон-протонным циклом. В ходе всего процесса выделяется свыше 18 МэВ энергии. Но это лишь один из циклов термоядерных реакций и насколько далеко может заходить синтез новых элементов зависит от массы звезды, а далее от сценария её гибели. Причиной всего является то, что чем дальше заходит термоядерный синтез, тем больше требуется гравитационного сжатия для формирования нового элемента и тем меньше выделяется энергии. По этой причине звезды, чья масса меньше половины массы Солнца не могут расходовать на реакции гелий, когда весь водород закончится. Такие звезды принадлежат к классу красных карликов, и водород в них расходуется чрезвычайно долго. С момента зарождения Вселенной не остыл ни один красный карлик, считается, что звезда с массой 0.1 солнечной способна жить 10 триллионов лет.
Возникновение галактик — появление крупных гравитационно-связанных скоплений материи, имевшее место в далёком прошлом Вселенной. Началось с конденсации нейтрального газа, начиная с окончания тёмных Веков[1]. На данный момент удовлетворительной теории возникновения и эволюции галактик не существует. Есть несколько конкурирующих теорий, объясняющих это явление, но каждая имеет свои серьёзные проблемы.
Иерархическая теория[править | править код]
Согласно первой, после возникновения первых звёзд во Вселенной начался процесс гравитационного объединения звёзд в скопления и далее в галактики. В последнее время эта теория поставлена под сомнение. Современные телескопы способны «заглянуть» так далеко, что видят объекты, существовавшие приблизительно через 400 млн лет после Большого взрыва (красное смещение
