Большой взрыв Краткие сведения
    По современным представлениям, состояние расширяющейся Вселенной в прошлом (около 13 млрд. лет назад), когда ее средняя плотность в огромное число раз превышала нынешнюю. Периодом Большого взрыва условно называют интервал времени от 0 до нескольких сот секунд. В самом начале этого периода вещество во Вселенной приобрело колоссальные относительные скорости (отсюда название). Наблюдаемыми свидетельствами периода Большого взрыва в настоящее время являются реликтовое излучение, значения концентраций водорода, гелия и некоторых других легких элементов, распределение неоднородностей во Вселенной (например, галактик) Сценарий Большого взрыва
    Как и любая схема, претендующая на объяснение данных о спектре микроволнового космического излучения, химического состава догалактического вещества и иерархии масштабов космических структур, стандартная модель эволюции Вселенной базируется на ряде исходных предположений (о свойствах материи, пространства и времени), играющих, роль своеобразных "начальных условий расширения мира. В качестве одной из рабочих гипотез этой модели выступает предположение об однородности и изотропии свойств Вселенной на протяжении всех этапов ее эволюции.
    Кроме того, основываясь на данных о спектре микроволнового излучения, естественно предположить, что во Вселенной в прошлом существовало состояние термодинамического равновесия между плазмой и излучением, температура которого была высока. Наконец, экстраполируя в прошлое законы возрастания плотностей вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что уже при температуре плазмы, близкой к 1010 К, в ней, существовали протоны и нейтроны, которые были ответственны за формирование химического состава космического вещества.
    Очевидно, что подобный комплекс начальных условий" нельзя формально экстраполировать на самые ранние этапы расширения Вселенной, когда температура плазмы превышает 1012 К поскольку в этих условиях произошли бы качественные изменения состава материи, связанные, в частности, с кварковой структуры нуклонов. Этот период, предшествующий этапу с температурой около 1012 К, естественно отнести к сверх ранним стадиям расширения Вселенной, о которых, к сожалению, в настоящее время известно еще очень мало.
    Дело в том, что по мере углубления в прошлое Вселенной мы неизбежно сталкиваемся с необходимостью описывать процессы взаимопревращений элементарных частиц со все большей и большей энергией, в десятки и даже тысячи раз превышающей порог энергий, доступных исследованию на самых мощный современных ускорителях. В подобной ситуации, очевидно, возникает целый комплекс проблем, связанных, во-первых, с нашим незнанием новых типов частиц, рождающихся в условиях высоких плотностей плазмы, а во-вторых, с отсутствием "надежной" теории, позволившей бы предсказать основные характеристики космологического субстрата в этот период.
    Однако даже не зная в деталях конкретных свойств сверхплотной плазмы при высоких температурах, можно предположить, что, начиная с температуры чуть меньше, 1012 К ее характеристики удовлетворяли условиям, Перечисленным в начале этого раздела. Иначе говоря, при температуре около 1012 К материя во Вселенной была представлена электрон-позитронными парами (е-, е+); мюонами и антимюонами (м-, м+); нейтрино и антинейтрино, как электронными (vе, vе), так и мюонными (vм, vм) и тау-нейтрино (vt, vt); нуклонами (протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.
    Взаимодействие всех этих частиц обеспечивало в плазме состояние термодинамического равновесия, которое, однако, изменилось по мере расширения Вселенной для различных типов частиц. ............