Как зародилась Вселенная



Долгое время учёных терзали вопросы касательного того, как появилась наша Вселенная и почему она является (или кажется) бесконечным пространством, заполненным объектами, всё дальше отдаляющимися от нас. Предпринимаемые в то время попытки объяснить зарождение Вселенной либо воспринимались другими учёными с настороженностью, либо вовсе не согласовывались с уже имеющимися данными. Однако им всё же удалось прийти к единой версии о возникновении Вселенной, которая и поныне господствует в научном сообществе. На сегодняшний момент большинство астрономов и космологов придерживаются теории, согласно которой Вселенная в первые мгновения своего существования была в состоянии сингулярности, начавшей стремительно расширяться и породившей не только материю, но и все основные физические законы, по которым ныне устроен наш мир. И сегодня эту общепринятую космологическую модель называют Большим взрывом.

История теории Большого взрыва

В 1912–1914 гг. американским астрономом Весто Слайфером было обнаружено, что спектры звёзд далёких галактик были смещены от своего положения в красную, более длинноволновую сторону, в то время как среди ближайших звёздных систем, например таких, как Туманность Андромеды, этого не наблюдалось. Проведённая им серия наблюдений показала, что скопления галактик, чьи спектральные линии были «сдвинуты» в красную область спектра, отдалялись от нас с большими скоростями.

Позднее, в 1929 г., измеряя спектральные свойства галактик, полученные В. Слайфером, Эдвин Хаббл — известный американский астроном и космолог — выявил одну интересную закономерность: чем дальше от нас находится объект, тем быстрее он удаляется от нас и, следовательно, сильнее испытывает красное смещение. В будущем это легло в основу его закона, сегодня называемого законом Хаббла, и его формулировка звучит так: скорость, с которой галактики удаляются от нас, прямо пропорциональна расстоянию до них.

Космологическое красное смещение иногда по-другому называют эффектом Доплера, который гласит, что вследствие движения источника любых колебаний относительно наблюдателя меняется частота этих колебаний. Однако связывать эти два явления, хоть они и имеют одинаковый эффект, нежелательно, поскольку космологическое красное смещение вызвано не движением галактик друг относительно друга (собственная скорость далёких галактик пренебрежимо мала по той причине, что они не связаны гравитационно и, следовательно, не притягиваются друг к другу), а растяжением пространства между нами и этими галактиками: за время, в течение которого свет далёких галактик доходит до наблюдателя, пространство расширяется, длина волны аналогично изменяется — она растягивается вместе с пространством и, соответственно, становится больше той, которая изначально была испущена источником.

Это не согласовывалось с популярной в то время теорией конечной и замкнутой Вселенной, разработанной Альбертом Эйнштейном. Рушились устоявшиеся столетиями представления о статичной, стабильной Вселенной, но что более важно, никому не были понятны механизм и закон, которые заставляли галактики «разбегаться» друг от друга.

К слову, ещё в 1922–1924 гг. российский математик и космолог Александр Фридман предсказал расширение Вселенной уравнениями, выведенными из уравнений Эйнштейна для общей теории относительности. Он убрал космологическую постоянную, которая носила понятие дополнительной энергии, отталкивающей массы и удерживающей Вселенную в неподвижном состоянии (чем бы предотвратила гравитационный коллапс — сжатие Вселенной под действием гравитации, противоречащее теории статичной Вселенной), и в результате получил космологическую нестационарную модель. Это вызвало резкую критику со стороны Эйнштейна, однако позднее он признал свою ошибку.

В 1927 г. бельгийский астрофизик и священник Жорж Леметр получил те же результаты, какие показывали уравнения Фридмана, а после, ознакомившись с исследованиями В. Слайфера и Э. Хаббла во время пребывания в США, он объяснил явление красного смещения расширением Вселенной.

В итоге бельгийский учёный пришёл к тому, что если с течением времени происходит расширение пространства, значит, в какой-то момент в прошлом оно должно было начаться. По Леметру началом всего был «первичный атом». Позднее эта теория была в шутку названа Большим взрывом, однако со временем термин прижился, утратив иронический смысл, а идея Леметра, когда-то неудовлетворяющая учёных, вскоре была официально признана в научном сообществе.

Как происходил Большой взрыв

Согласно теории Большого взрыва, Вселенная на раннем этапе своего развития находилась в состоянии сингулярности — в точечном объёме с бесконечными плотностью и температурой, — которая в некий момент в прошлом начала расширяться и с тех пор делает это непрерывно. Именно момент начала расширения пространства и последующего его охлаждения и называют Большим взрывом. По подсчётам учёных, произошло это 13,8 миллиарда лет назад.

Поскольку в области сингулярности все существующие законы физики теряют свою применимость, мы можем лишь предположить, что в момент и до сингулярности самой концепции времени как таковой не существовало. Иными словами, не было ни «до», ни «после», ни «во время». Теория описывает лишь ранние стадии развития Вселенной, происходившие непосредственно после Большого взрыва, однако, это совсем не означает, что она отрицает существование чего-либо до него — просто наша модель пространства-времени уже не способна это объяснить.

Некоторые думают, что Большой взрыв случился в некой конкретной точке, однако это представление в корне неверно. Под Большим взрывом мы подразумеваем расширение ткани пространства, а значит, оно происходило во всех точках одновременно и равномерно. Если бы это действительно был взрыв как некое воспламенение, то он бы случился в определённом месте и расширялся во все стороны, но не растягивал бы само пространство. Для наблюдателя Вселенная выглядит одинаково везде и во всех направлениях, поэтому не существует центра, с которого она начала расширяться, но существует время, с которого это расширение началось.

Планковская эпоха

Планковская эпоха считается началом расширения Вселенной и является наиболее ранним периодом, поддающимся хоть каким-то теоретическим предположениям. Длилась она ровно одно планковское время — от нуля до 10– ⁴³ секунд. Вселенная на данном этапе представляла из себя высокооднородную и изотропную среду с очень высокой плотностью (~10 ⁹⁷ кг/м ³ ), энергией (~10 ¹⁹ ГэВ) и температурой (~10 ³² К) по планковским значениям, а также имела радиус, равный планковской длине (~10– ³⁵ м). До Планковской эпохи Вселенная предположительно находилась в сингулярном состоянии.

Учёные предполагают, что в этот период силы гравитации с остальными тремя фундаментальными силами были объединены в одно некое взаимодействие. Однако для лучшего понимания этого периода требуется разработать теорию квантовой гравитации, связывающую квантовую механику с общей теорией относительности (пока что никак несовместимых), благодаря которой получится объединить все четыре фундаментальные силы и тем самым лучше понять процессы, протекающие в период планковской эпохи.

Эпоха Великого Объединения

Эпоха Великого Объединения — это вторая фаза развития Вселенной, следующая за Планковской эпохой и предшествующая эпохе инфляции. Длился этот период от 10– ⁴³ до 10– ³⁶ секунд приблизительно.

С началом эпохи Великого Объединения квантовые эффекты гравитации начали ослабевать и стали действовать законы общей теории относительности. Гравитация отделилась от остальных сил, и электромагнитное, сильное и слабое взаимодействия объединились в одно электроядерное взаимодействие. По окончании этой эпохи, когда плотность материи составляла уже 10 ⁷⁴ г/см ³ , температура — 10 ²⁷ К, а энергия — 10 ¹⁴ ГэВ, сильное ядерное взаимодействие отделилось от электроядерного и тем самым вызвало переход к следующему этапу развития Вселенной — её стремительному расширению.

Эпоха инфляции

Эпоха инфляции представляет собой период, в течение которого Вселенная экспоненциально увеличивала свой радиус на много порядков. Одним из теоретических продуктов этой эпохи считают некое гипотетическое инфлатонное поле. Когда энергия этого поля достигла своего минимального значения, оно произвело огромную силу отталкивания, вызвавшую быстрое расширение. Без этой теоретической конструкции было бы трудно объяснить различные свойства нынешней Вселенной.

Стадия инфляции длилась от 10– ³⁶ до 10– ³² секунд, но этого было достаточно для того, чтобы объём Вселенной увеличился как минимум в 10 ⁷⁸ раз. В этот период во Вселенной происходили процессы столкновения переходных температур, и в конце вся накопившаяся кинетическая энергия перешла в энергию частиц — Вселенная начала вторично нагреваться, а частицы, что остались после эпохи Великого Объединения — распространяться по всей Вселенной, приобретая незначительную плотность.

Электрослабая эпоха

Повторный нагрев происходил до тех пор, пока Вселенная не достигла температур, необходимых для образования кварк-глюонной плазмы. В электрослабую эпоху, которая длилась от 10– ³² до 10– ¹² секунд, электромагнитное и слабое взаимодействия были единой электрослабой силой. Сильное энергетическое взаимодействие частиц на этой стадии привело к образованию W- и Z-бозонов и бозона Хиггса, однако по мере падения температуры Вселенной это энергетическое взаимодействие ослабевало, и в конце эпохи электрослабая сила разделилась на электромагнитное взаимодействие, основной частицей которого является фотон, и слабое взаимодействие, основными частицами которого являются бозоны W ⁺ , W ^– и Z ⁰ .

Эпохи кварков, адронов и лептонов

В кварковую эпоху, начавшейся на 10– ¹² секунде, все четыре фундаментальных взаимодействия уже были разделены и с тех пор существуют в той форме, в которой мы их знаем сегодня. Температура Вселенной хоть и падала, но всё ещё была достаточно высокой для того, чтобы кварки могли объединяться и образовывать адроны (протоны и нейтроны). Позднее энергия взаимодействия между частицами спала ниже энергии связи адронов, и на отметке 10– ⁶ секунд, когда температура Вселенной упала ещё ниже, а вместе с тем и замедлилось движение частиц, в период, известный как адронная эпоха, кварки начали объединяться в адроны.

В адронную эпоху наряду с быстрым образованием адронов порождались и противоположные им частицы — антиадроны, которые сталкивались и аннигилировали друг с другом при ударе, превращаясь в излучение. Однако во время бариогенезиса из-за нарушения чётности число адронов слегка преобладало над количеством антиадронов. Если предположить, что частиц было на одну миллиардную долю больше, чем античастиц, то с расширением и снижением температуры практически все античастицы аннигилировали с частицами, а из оставшейся одной миллиардной части образовалась вся материя, которую мы можем наблюдать. Если бы не было этой ассиметрии между парами частиц/античастиц, то все они могли сталкиваться и разрушаться до скончания веков, так и не образовав во Вселенной какого-либо вещества. Адронная эра завершилась до первой секунды после Большого взрыва, и затем началась следующая, лептонная эпоха.

После того, как большинство (но не все) адронов и антиадронов аннигилировали друг с другом в конце адронной эпохи, лептоны (электроны) и антилептоны (античастицы электронов — позитроны) стали доминирующей массой во Вселенной. Электроны, сталкиваясь с протонами в экстремальных условиях лептонной эпохи, сливались с образованием нейтронов и испускали безмассовые нейтрино, которые продолжают свободно перемещаться в космосе сегодня, со скоростью света или близкой к ней. Высокая температура некоторое время ещё позволяла удерживать Вселенную в термальном равновесии, однако через 10 секунд после Большого взрыва температура спала и более была недостаточно высокой для создания пар лептонов/антилептонов: последовала их массовая аннигиляция, в процессе которой высвободилась энергия в виде фотонов света, и в конце лептонной эпохи осталось лишь небольшое количество лептонов.

Первичный нуклеосинтез. Фотонная эпоха

Фотонная эпоха, в течение которой фотоны были доминирующей энергией Вселенной, началась через 10 секунд после Большого взрыва и длилась 379 тыс. лет. Вещество Вселенной представляло собой электрон-позитронную плазму, в которой протоны и нейтроны имелись в очень небольшом количестве. В таких условиях происходили постоянные превращения протонов в нейтроны и наоборот, поэтому уже существующие частицы не могли собраться во что-то более упорядоченное — они были как свободные несвязанные сущности, неспособные объединяться в более сложные структуры. Но через 3 минуты после Большого взрыва температура Вселенной упала до точки (около миллиарда градусов), при которой стало возможным формирование атомных ядер. Протоны и нейтроны соединились посредством ядерного синтеза, образовав ядра простых элементов водорода, гелия и лития. Примерно через 20 минут с остыванием Вселенной прекратился и ядерный синтез. До конца фотонной эпохи Вселенная содержала горячую плотную плазму атомных ядер, сформировавшихся в период нуклеосинтеза (около 75 % водорода, 24 % гелия и 1 % ядер других элементов, таких как литий и изотоп водорода дейтерий), электронов и фотонов, которые продолжали непрерывно взаимодействовать с другими частицами.

Эпоха первичной рекомбинации

Через 379 тыс. лет после Большого взрыва, когда температура Вселенной упала примерно до 3000 К, движение частиц замедлилось, и ядра водорода и гелия начали захватывать электроны, нейтрализуя свой электрический заряд. В результате образовались нейтральные атомы, а материя из состояния плазмы перешла в газообразное состояние. В то время как электроны нейтрального водорода поглощали фотоны некоторых длин волн, переходя в возбуждённое состояние, Вселенная была относительно непрозрачной только на этих поглощённых длинах волн, но прозрачной для большей части спектра. Проще говоря, по мере того как всё больше протонов и электронов формировало нейтральные атомы водорода, фотоны перестали так часто рассеиваться на свободных электронах и начали беспрепятственно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Именно те фотоны, что избежали рассеяния и до сих пор достигают Земли через пространство расширяющейся Вселенной, и распространяют то самое реликтовое (или микроволновое фоновое) излучение, наблюдающееся сегодня с помощью радиотелескопов и являющееся «эхом» Большого взрыва — главным подтверждением теории.

Тёмные века

Период, известный как Тёмные века, начался после рекомбинации и длился следующие 500 млн лет. В это время Вселенная была заполнена остывающими нейтральными атомами водорода и гелия, а её температура к концу эпохи снизилась приблизительно до 60 К (-213 °C).

После рекомбинации Вселенная остыла достаточно, чтобы позволить фотонам беспрепятственно распространяться, однако не было ни звёзд, ни квазаров, ни других ярких объектов, которые бы могли излучать свет в видимом диапазоне. Единственными фотонами были те, которые высвободились после рекомбинации в виде реликтового излучения, и те, что иногда испускались нейтральными атомами водорода на радиоволне в 21 см. В течение трёх миллионов лет фотоны реликтового излучения из-за растяжения пространства испытывали красное смещение из видимого диапазона в инфракрасный, а далее — в микроволновый. Но с момента появления реликтового излучения и до образования первых звёзд во Вселенной не появлялось нового света, который мы могли бы увидеть — она буквально была темна. Все эти долгие годы в ней мало что происходило, но по предположениям учёных, именно в это время во Вселенной преобладала загадочная «тёмная материя».

Реионизация и дальнейшая эволюция Вселенной

В истории Вселенной было всего два периода, когда глобально менялось состояние вещества: это эпоха рекомбинации и эпоха реионизации. Первое фазовое изменение водорода произошло после охлаждения Вселенной до точки, при которой протоны и электроны уже были в состоянии объединяться с образованием нейтральных атомов водорода — горячая первичная плазма рекомбинировала, и Вселенная стала прозрачной для фотонов теплового излучения. С этого момента начались Тёмные века, по прошествии которых образовавшийся водород стал медленно собираться в газовые скопления, из которых в дальнейшем началось образование первых звёзд, галактик и квазаров.

Спустя 550 млн лет после Большого взрыва облака газа коллапсировали под действием собственной гравитации и стали достаточно горячими, чтобы вызвать реакции ядерного синтеза между атомами водорода и сформировать самые первые звёзды. Первые звёзды — это звёзды населения III (или «безметалловые»). Они были очень массивны и эволюционировали достаточно быстро по астрономическим меркам, а в конце своего жизненного цикла, когда их водородное топливо кончалось, взрывались в виде массивных сверхновых, синтезируя новые химические элементы. Галактики образовались по той же схеме — большие объёмы вещества коллапсировали, сформировав галактики, а те, в свою очередь, притягивались гравитацией, образуя группы, скопления и сверхскопления. В период первичного звездообразования и произошла вторичная ионизация водорода светом звёзд и квазаров — их ультрафиолетовое излучение при попадании на атом водорода возбуждало электрон и отрывало его от ядра, но более он рекомбинировать с ядром не мог, поскольку с расширением Вселенной падала плотность вещества, и шансы встретиться с этим ядром у электрона уже были очень малы. Процесс, при котором свет звёзд и квазаров превратил нейтральный газ в плазму, и называется реионизацией. Эпоха реионизации полностью закончилась только спустя 1 млрд лет после Большого взрыва, и затем началась эра, продолжающаяся до сих пор — Эра вещества.

Образование Солнечной системы началось около 4,6 млрд лет назад в результате коллапса межзвёздного молекулярного облака, который продолжался в течение 1000–10000 лет. Формирование нашего Солнца сопровождалось сложными и долгими процессами, начиная с гравитационного сжатия протозвезды и заканчивая образованием протопланет, что заняло около 1 млн лет. Вместе с рождением звёзд вокруг них образуются протопланетные диски, из частиц пыли и льда которых впоследствии формируются небесные тела, называемые планетезималями, и их число может достигать до сотни миллионов или даже миллиардов. Возникновение протопланет происходит в результате случайных столкновений этих планетезималей, и чем больше они становятся, тем большей гравитацией обладают и тем с большей силой притягивают к себе своих соседей с небольшой массой и поглощают их. Предполагают, что на ранней стадии формирования Солнечной системы происходили мощнейшие столкновительные процессы, во время одного из которых протопланета размером с Марс — Тейя — столкнулась с нашей Землёй и породила огромное количество обломков, которые в дальнейшем гравитация собрала воедино и сформировала Луну. Но удар пришёлся не по центру, а по касательной, отчего Земля не разрушилась полностью, но восстанавливалась 150 млн лет после столкновения. В дальнейшем Солнце притянуло к себе своим мощным гравитационным полем все оставшиеся планеты, и Солнечная система спустя 1 млрд лет уже была полностью сформирована. В далёком будущем первая жизнь на Земле возникнет в воде и затем выйдет на сушу, человек проэволюционирует, а Вселенная продолжит расширяться. Но отнюдь не факт, что она будет жить вечно.

Существует довольно много гипотез касательно будущего нашей Вселенной: одна из них гласит, что непрерывное расширение Вселенной в конечном итоге может привести к тому, что от замерзания в ней прекратятся все макроскопические процессы; другая — утверждает, что гравитация возьмёт верх над расширением, и наша Вселенная начнёт сжиматься до тех пор, пока вновь не вернётся к своему первоначальному состоянию — сингулярности; суть третьей же заключается в том, что если скорость расширения будет продолжать расти, то со временем расширение превысит гравитационные силы, что приведёт к распаду материи на отдельные атомы. Но какой из этих сценариев ждёт нашу Вселенную — этого мы уже никогда не узнаем.

Заключение

Уравнения, описывающие расширение Вселенной, хоть и показывают, что она становится сингулярной, если вернуться назад во времени достаточно далеко, всё же эта концепция имеет некоторые изъяны. Например, плотность и температура не могут быть одновременно бесконечными, поскольку энтропия (мера хаоса), тесно связанная с температурой, при бесконечной плотности будет стремиться к нулю, как, собственно, и сама температура.

Использование только общей теории относительности для предсказания того, что произошло в начале Вселенной, неприемлемо, поскольку квантовая механика становится важным фактором в высокоэнергетической среде самой ранней Вселенной. Но необходимо разработать теорию квантовой гравитации, чтобы суметь учесть квантовые эффекты гравитации и исключить факт возникновения Вселенной из сингулярности.

Проблема космологической сингулярности заключается в том, что мы можем дать какое-никакое, но всё же объяснение тому, что происходило после этой самой сингулярности, но не можем дать объяснение тому, что происходило в момент и до неё. Сама сингулярность означает точку, в которой некоторая величина становится бесконечной. Но если в математике в этом нет ничего особенного, то с физической точки зрения — это плохо. Бесконечность нельзя измерить никаким прибором, она ненаблюдаема и поэтому нефизична. Вот почему переход к квантовому описанию так необходим — при нём все основные физические параметры хоть и велики, но конечны, и это уже даёт нам более или менее связную картину. К тому же, наблюдаемое в космосе микроволновое фоновое излучение всё же свидетельствует нам о том, что Вселенная расширилась из очень плотного и горячего состояния, а квантовое описание это состояние ранней Вселенной никак не исключает.

Никто, включая учёных, не может сказать, что ко всем из описанных процессов надо относиться как к истине в последней инстанции. Цель науки — не поиск истины, но если теория существует достаточно долго и не находится причин для её опровержения, то она может быть принята консенсусом учёных. Тем не менее всегда остаётся вероятность того, что при некотором новом наборе условий она может потерпеть неудачу, что делает абсолютно все научные теории уязвимыми для новых экспериментов. К сожалению, мы не можем провести тестовый запуск Вселенной, чтобы узнать, какие процессы в ней происходили на каждом этапе развития, поэтому учёные могут лишь полагаться на наблюдения в коллайдерах частиц высоких энергий. К слову, на ускорителе RHIC Брукхейвенской национальной лаборатории США в 2005 году была получена кварк-глюонная плазма, по теории существовавшая только в первые мгновения после Большого взрыва, а Большой адронный коллайдер и вовсе открыл около 60 новых частиц, среди которых W — и Z-бозоны и бозон Хиггса, чьи массы соответствуют значениям, предсказанным теорией электрослабой эпохи, и в подавляющем большинстве частицы класса адронов (составных частиц, образованных от кварков).

Большой взрыв — это наилучшая и наиболее признанная на настоящий момент теория о возникновении Вселенной, и это означает, что она будет претерпевать изменения и улучшения на протяжении всего своего существования, но и означает, что в случае хоть одного противоречащего ей наблюдения даже она может быть опровергнута и заменена лучшей.

Литература:

1. Астрономия: век XXI / В. А. Батурин, Л. Г. Гиндилис, А. В. Засов [и др.]. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2019. — 608 c. — Текст: непосредственный.
2. Гринин, Л. Е. Большая история развития мира. История и эволюция Солнечной системы. / Л. Е. Гринин. — 1-е изд. — Москва: Учитель, 2017. — 192 c. — Текст: непосредственный.
3. Парновский, С. Л. Как работает вселенная. Введение в современную космологию. / С. Л. Парновский. — 1-е изд. — Москва: Альпина нон-фикшн, 2018. — 277 c. — Текст: непосредственный.
4. Большой взрыв — кратко о том, как родилась Вселенная. — Текст: электронный // Звёздный каталог: [сайт]. — URL: https://starcatalog.ru/vselennaya/chto-takoe-bolshoj-vzryv.html (дата обращения: 20.09.2021).
5. Парадоксы Большого взрыва. — Текст: электронный // Modern Cosmology: [сайт]. — URL: http://modcos.com/articles.php?id=99 (дата обращения: 20.09.2021).
6. Как появилась Вселенная. — Текст: электронный // SpaceGid: [сайт]. — URL: https://spacegid.com/kak-poyavilas-vselennaya.html (дата обращения: 20.09.2021).
7. Теория Большого взрыва. — Текст: электронный // Theory&Practice: [сайт]. — URL: https://theoryandpractice.ru/posts/18250-teoriya-bolshogo-vzryva (дата обращения: 20.09.2021).
8. Модель горячей Вселенной. — Текст: электронный // Астраномія: [сайт]. — URL: http://www.physics.bsu.by/sites/all/other/astronomy/7–3-hot.html (дата обращения: 20.09.2021).
9. Хронология Вселенной до появления планеты Земля. — Текст: электронный // Tadviser: [сайт]. — URL: https://www.tadviser.ru/index.php/Статья:Хронология_Вселенной_до_появления_планеты_Земля (дата обращения: 20.09.2021).
10. Космологическая сингулярность. — Текст: электронный // SpaceGid: [сайт]. — URL: https://spacegid.com/kosmologicheskaya-singulyarnost.html (дата обращения: 20.09.2021).
11. Планковская эпоха. — Текст: электронный // SpaceGid: [сайт]. — URL: https://spacegid.com/plankovskaya-epoha.html#ixzz5sVzF4X4F (дата обращения: 20.09.2021).
12. Electroweak theory. — Текст: электронный // Britannica: [сайт]. — URL: https://www.britannica.com/science/electroweak-theory (дата обращения: 20.09.2021).
13. Почему топовым физикам не нравятся голые сингулярности. — Текст: электронный // habr: [сайт]. — URL: https://habr.com/ru/post/531288/ (дата обращения: 20.09.2021).
14. Quark Epoch. — Текст: электронный // The First Second of The Universe: [сайт]. — URL: http://ffden-2.phys.uaf.edu/webproj/211_fall_2016/Trevor_Jepsen/trevor_jepsen/Quark %20Epoch.html (дата обращения: 20.09.2021).
15. Timeline of the Big Bang. — Текст: электронный // Physics of the Universe: [сайт]. — URL: https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html (дата обращения: 20.09.2021).
16. First few minutes. — Текст: электронный // Center for Astrophysics: [сайт]. — URL: https://lweb.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html (дата обращения: 20.09.2021).
17. Тёмные века Вселенной. — Текст: электронный // habr: [сайт]. — URL: https://habr.com/ru/post/369661/ (дата обращения: 20.09.2021).
18. Космическая реионизация после Планка. — Текст: электронный // N+1: [сайт]. — URL: https://nplus1.ru/blog/2015/06/22/reion (дата обращения: 20.09.2021).
19. Реионизация. — Текст: электронный // Star-wiki: [сайт]. — URL: https://star-wiki.ru/wiki/Reionization (дата обращения: 20.09.2021).
20. «Планк»: эпоха реионизации началась позднее, чем считалось. — Текст: электронный // habr: [сайт]. — URL: https://habr.com/ru/post/376207/ (дата обращения: 20.09.2021).
21. Современная аккреционная теория происхождения и эволюции планетных систем. — Текст: электронный // Астраномія: [сайт]. — URL: http://www.physics.bsu.by/sites/all/other/astronomy/4–6-accretion.html (дата обращения: 20.09.2021).