Хронологія Всесвіту

Хронологія Всесвіту — опис історії і майбутнього Всесвіту відповідно до космології Великого вибуху. Це є найпоширеніша наукова модель, яка описує, як розвивався Всесвіт, починаючи з епохи Планка до сьогодення, використовуючи космологічний часовий параметр супутніх координат. Модель розвитку Всесвіту відома як Великий Вибух. У 2015 році прийняли, що цей розвиток бере початок 13,799 ±0,021 млрд років тому[1] з рівнем довіри 68 %.

Діаграма еволюції Всесвіту від Великого Вибуху (зліва) — дотепер.

Опис

У першій фазі ранній Всесвіт був дуже гарячий або енергетичний. Через це не існувало жодної частинки матерії, а якщо й існували, то дуже короткий час. Згідно з найпоширенішою науковою теорією, у той час чотири фундаментальні сили, які ми бачимо довкола нас сьогодні, були об'єднані в одну єдину силу. Просторовий час сам по собі розширився впродовж інфляційної епохи, згідно з масштабністю залученої сили.

Поступово енергія зменшилась, але температура все ще була недосяжно велика, порівняно зі спостережуваною нині. Але її було достатньо, щоб дозволити силі поступово подолати симетрію, що зрештою призвело до поділу сили на сильну й електрослабку взаємодію та появи перших частинок.

На другій фазі утворена кварк-глюонна плазма продовжує охолоджуватися, фундаментальні сили набувають своїх справжніх форм, які ми знаємо сьогодні, шляхом подальшого порушення симетрії — особливо електрослабкої симетрії — з'являється можливість для появи повного спектру складних і складених частинок, які ми бачимо довкола нас сьогодні. Це призводить до гравітаційно-домінуючого Всесвіту. З'являються перші нейтральні атоми (~80 % гідрогену) і космічне мікрохвильове фонове випромінювання, яке ми можемо спостерігати сьогодні. Сучасні теорії фізики високоенергетичних частинок є достатніми на цьому енергетичному рівні, і як вірять фізики, вони мають хороше розуміння минулого і можливого майбутнього фундаментального Всесвіту навколо нас. Через ці зміни космос також став більш проникливий до світла і до іншої електромагнітної енергії до кінця цієї фази.

Третя фаза починається після короткого темного періоду Всесвіту, у якому фундаментальні часточки і сили були такими, якими ми їх знали, і свідчили про появу великого спектру стабільних структур, як-от перші зірки, квазари, галактики, групи галактик і надскупчення, і завдання яких є створити новий вид всесвіту, котрий ми спостерігаємо сьогодні. Деякі дослідники називають розвиток усіх цих фізичних структур впродовж мільярдів років «космічною еволюцією». Інші, більш міждисциплінарні дослідники відносять до «космічної еволюції» весь сценарій зростання складності Всесвіту від Великого Вибуху до виникнення людства, аби об'єднати біологію й культуру в єдиний вид всієї складної системи у Всесвіті.

Науковці передбачають, що Земля перестане підтримувати життя приблизно через мільярд років, і буде поглинута значно розширеним сонцем приблизно через 5 мільярдів років. У значно більшій часовій шкалі зоряна ера закінчиться, коли зірки врешті-решт загинуть і мало з них переродяться, щоб замінити їх, що призведе до затемнення Всесвіту. Різні теорії пропонують кілька можливих послідовностей. Якщо часточки, як-от протони, є нестабільними, вони врешті-решт зможуть випаруватися й перейти на нижчий рівень енергії, на кшталт ентропії, що призведе до теплової смерті. Як варіант всесвіт може колапсувати у Великому Обвалі, хоча поточні дані показують, що швидкість розширення Всесвіту все ще зростає. Якщо це дійсно так, усе може скінчитися «великою мерзлотою»: матерія й енергія стають дуже рідкісними й холоднішають. Альтернативні пропозиції включають невірну вакуумну катастрофу або Великий Розрив, як можливий кінець Всесвіту.

Історія Всесвіту — відповідно до гіпотез гравітаційні хвилі виникли з космічної роздутости, швидшого за світло розширення відразу по Великому Вибуху.[2][3][4]

Дуже ранній Всесвіт

Всі ідеї які стосуються раннього Всесвіту (космогонія) є спекулятивними. Жодних експериментів на прискорювачах ще не було проведено, оскільки ще не було досягнуто тих значень енергій які переважали під час цього періоду.

Історія космосу

Планківська епоха

0—10−43 секунди після Великого Вибуху

Планківська епоха — це ера в традиційній (яка не піддається інфляції) космології великого вибуху де температура була така висока що 4 основні сили — електромагнетизм, гравітація, слабка ядерна взаємодія, і сильна ядерна взаємодія були однією фундаментальною силою. Мало відомо про фізику за цих температур; різні гіпотези пропонують різні сценарії. Традиційна космологія Великого Вибуху передбачає гравітаційну сингулярність до цього періоду, але ця теорія покладається на загальну теорію відносності і, передбачається, що вона повинна погіршитися, відповідно до квантового ефекту. У інфляційній космології час перед кінцем інфляції(приблизно 10−32 секунд після великого вибуху) не відповідає традиційному часовому проміжку традиційної теорії Великого Вибуху.

Епоха Великої уніфікації

Між 10−43 секунди і 10 −36 секунди після Великого Вибуху[5]

Всесвіт розширився і охолодився до перехідної температури, за якої сили відділяються одна від одної. Це є фазові переходи більш схожі на конденсацію і кристалізацію. Епоха великої уніфікації почалася коли гравітація відділилася від інших сил природи, які загально відомі як вимірювальні сили. Негравітаційна фізика в цю епоху була б описана як так звана як теорія Великої Уніфікації (ТВУ). Епоха Великої Уніфікації закінчилась тоді коли сили ТВУ у подальшому поділяються на сильну і електрослабку сили.

Електрослабка епоха

Між 10−36 секунди (або кінець інфляції) і 10−32 секунди після Великого Вибуху

Згідно космології традиційного Великого Вибуху електрослабка епоха почалася в 10−36 секунди після Великого Вибуху, тоді коли температура Всесвіту була досить низькою (1028 К) щоб відділити сильну силу від електрослабкої (назва для об'єднання сил електромагнетизму і слабкої взаємодії) сили. В інфляційній космології електрослабка епоха закінчується тоді коли починається інфляційна епоха (приблизно в 10−32 секунди).

Інфляційна епоха

Тривалість невідома, закінчується 10−32 (?) секунд після Великого Вибуху

Космічна інфляція була ерою прискореного розширення вироблена гіпотетичним полем під назвою Інфлатон, яке б мало властивості подібні до поля Хіггса і темної енергії. В той час як сповільнене розширення збільшить відхилення від однорідності, роблячи Всесвіт більш хаотичним, прискорене розширення зробить Всесвіт більш однорідним. Достатньо довгий період інфляційного розширення в минулому міг пояснити високий рівень однорідності, тобто той, який спостерігають в Всесвіті сьогодні у великих масштабах навіть якщо стан Всесвіту до інфляції був сильно порушений.

Інфляція закінчилась тоді коли інфляційне поле розклалося на звичайні частинки в процесі який називається «перенагрівання», з чого почалося розширення звичайного Великого вибуху. Час перенагрівання зазвичай розцінюється як час «після Великого Вибуху». Це відноситься до часу, який був пройдений в традиційній (не інфляційній) космології між сингулярністю Великого Вибуху і всесвітнім падінням температури до тієї самої яка вироблялася перенагріванням, хоча у інфляційній космології традиційний Великий Вибух не відбувався. Відповідно до найпростішої інфляційної моделі, інфляція закінчилася за температури, що відповідала приблизно 10−32 секунди після Великого Вибуху. Як сказано вище це не означає що інфляційна епоха тривала менше ніж 10−32 секунди. Насправді щоб пояснити спостережену однорідність Всесвіту тривалість інфляції мусить бути більша ніж 10−32 секунди. В інфляційній космології, найбільш ранній значущий час «після Великого Вибуху» — це час кінця інфляції. 17 березня 2014 астрофізики з організації BICEP2 повідомили про виявлення інфляційних гравітаційних хвиль в B-mode діапазоні спектру, який був інтерпретований як очевидний експериментальний доказ для теорії інфляції. Однак 19 червня 2014 знизилась впевненість в підтвердженні у відкриттях космічної інфляції, що були повідомлені, і в кінці 2 лютого 2015 спільні аналізи даних з супутників BICEP2/Keck та Planck дійшли висновку, що статистичне значення (даних) є надто низьке, щоб бути інтерпретоване як виявлення інфляції, і їх (дані) можна віднести головним чином до поляризованого пилу Молочного Шляху.

Баріогенезис

У даний час є недостатньо емпіричних даних, щоб пояснити, чому Всесвіт містить набагато більше баріонів, ніж антибаріонів. У поясненні цього феномена мусимо брати до уваги умови Сахарова, щоб відповідати часу після кінця космологічної інфляції. У той час як фізика елементарних частинок передбачає асиметрії, при яких ці умови будуть виконані, ці асиметрії є емпірично надто малими щоб спостерігати баріонно-антибаріонну асиметрію Всесвіту.

Ранній Всесвіт

Після закінчення космічної інфляції, Всесвіт наповнився кварк-глюонною плазмою. З цього періоду і далі фізика раннього Всесвіту стає краще зрозумілою і менш спекуляційною.

Порушення суперсиметрії (теорія)

Якщо суперсиметрія є властивістю нашого Всесвіту, тоді вона мусить бути порушена за енергій, що сягають не менш ніж 1 ТеВ, в шкалі електрослабкої симетрії. Маси часточок і їхніх суперпартнерів тоді не будуть рівними, що може пояснити чому суперпартнерів немає серед усіх відомих на сьогодні частинок які коли-небудь спостерігалися.

Руйнування електрослабкої симетрії і епоха кварків

Між 10−12 секунди і 10−6 секунди після Великого Вибуху.

Коли температура Всесвіту падає нижче певного високого рівня енергії вважається що поле Хіггса безпосередньо досягає вакуумного очікуваного значення, яке порушує електрослабку вимірювальну симетрію. Це має два відносні ефекти :

  1. Слабка і електромагнетична сила і їхні відповідні бозони (W- і Z-бозони і фотон) проявляються по-різному в теперішньому Всесвіті з різними діапазонами.
  2. Через механізм Хіггса всі прості частинки, що взаємодіють з полем Хіггса набувають певної маси, при цьому не маючи маси на вищих енергетичних рівнях.

В кінці цієї епохи фундаментальна гравітаційна взаємодія, електромагнетизм, сильна і слабка взаємодії набувають своїх теперішніх форм, фундаментальні часточки мають масу, але температура Всесвіту все ще надто висока щоб дозволити кваркам зв'язатися в форму адронів.

Епоха адронів

Між 10−6 секунди і 1 секундою після Великого Вибуху

Кварк-глюонна плазма, з якої складається Всесвіт, охолоне настільки, що зможуть утворитися адрони, включаючи баріони, такі як протони і нейтрони. Приблизно в першу секунду після Великого Вибуху нейтрино відщеплюються і починають вільно подорожувати у просторі. Цей космічний фон нейтрино, на жаль, ніколи не було і не буде спостережувано детально, оскільки енергія нейтрино є надто низькою, а аналогічне космічне мікрохвильове фонове випромінювання, яке ми зараз спостерігаємо, було випромінене набагато пізніше. Однак існує переконливий непрямий доказ, що існування космічного фону нейтрино походить з первинного нуклеосинтезу надмірної кількості гелію в момент Великого Вибуху, і від анізотропії в космічному мікрохвильовому фоні.

Епоха лептонів

Між 1 секундою і 10-ю секундою після Великого Вибуху

Більшість адронів і анти-адронів анігілюються одне одним в кінці адронної епохи, залишаючи лептони і анти-лептони переважаючою масою Всесвіту. Близько 10-ї секунди після Великого Вибуху температура Всесвіту падає до точки в якій лептон/анти-лептонні пари більше не утворюються і більшість лептонів і анти-лептонів знищуються в анігіляційних реакціях, залишаючи маленький залишок лептонів.

Епоха фотонів

Між 10 секундою і 380,000 років після Великого Вибуху

Після того як більшість лептонів/анти-лептонів знищуються в кінці епохи лептонів, у Всесвіті домінує енергія у вигляді фотонів. Ці фотони ще часто взаємодіють з протонами, електронами і навіть ядрами, і продовжують так робити протягом наступних 380,000 років.

Нуклеосинтез

Між 3 і 20 хвилинами після Великого Вибуху

Під час епохи фотонів температура Всесвіту падає до позначки, де атомне ядро може почати формуватися. Протони (іони водню) і нейтрони починають об'єднуватися в атомне ядро в процесі ядерного синтезу. Вільні нейтрони об'єднуються з протонами і утворюють важкий водень (дейтерій). Важкий водень швидко вигорає до гелію-4. Нуклеосинтез триває тільки 17 секунд, оскільки температура і щільність Всесвіту падають до точки, де ядерний синтез не може продовжуватися. До цього часу всі нейтрони були включені в ядра гелію. Після нуклеосинтезу залишається приблизно в 3 рази більше гідрогену ніж гелію-4 (за масою), і тільки маленька кількість інших легких ядер.

Домінування матерії

70,000 років після Великого Вибуху

У цей час щільності нерелятивістської матерії (атомних ядер) і релятивістської радіації (фотонів) рівні. Величина радіусу Джинса, яка визначає найменші структури, які можуть утворитися (через конкуренцію між гравітаційним тяжінням і ефектами тиску) починає різко зменшуватись і збурення, замість того щоб бути знищеними вільною потоковою радіацією, можуть починати рости у амплітуді. Згідно з моделлю ΛCDM, на цій стадії холодна темна матерія домінує, прокладаючи шлях до гравітаційного колапсу для посилення крихітних неоднорідностей залишених космічною інфляцією, роблячи густі області густішими і розріджені регіони розрідженішими. Однак, сучасні теорії щодо природи чорної матерії є неостаточні, тобто ще немає консенсусу щодо її походження на ранньому етапі, як і про поточне існування баріонної матерії.

Рекомбінація та реліктове випромінювання

378,000 років після Великого Вибуху

Темні часи

Таблиця хронології Всесвіту

Епоха Час Червоне зміщення Температура випромінювання Опис
Планківська епоха < 10−43 с > 1032 K
( > 1019 ГеВ) 		Планківський масштаб — це межа значень фізичних величин, за якою звичайні уявлення про простір і час можуть втрачати чинність. В планківську епоху, ймовірно, у фізиці домінували ефекти квантової гравітації.
Епоха великого об'єднання < 10−36 с > 1029 K
( > 1016 ГеВ) 		Три сили Стандартної моделі (окрім гравітації) все ще об’єднані в межах Теорії великого об’єднання.
Епоха інфляції

Електрослабка епоха 		< 10−32 с 1028 K ~ 1022 K
(1015 ~ 109 ГеВ) 		Космічна інфляція розширює простір приблизно в 1026 разів за час від 10−36 до 10−32 с. За цей час Всесвіт охолоджується з 1027 до 1022 К[6]. Сильна взаємодія відділяється від електрослабкої взаємодії.
Кінець Електрослабкої епохи 10−12 с 1015 K
(150 ГеВ) 		Before temperature falls below 150 GeV, the average energy of particle interactions is high enough that it is more succinct to describe them as an exchange of W1, W2, W3, and B vector bosons (electroweak interactions) and H+, H−, H0, H0⁎ scalar bosons (Higgs interaction). In this picture, the vacuum expectation value of the Higgs field is zero (therefore, all fermions are massless), all electroweak bosons are massless (they had not yet subsumed a component of the Higgs field to become massive), and photons (γ) do not yet exist (they will exist after a phase transition as a linear combination of B and W3 bosons, γ = B cos θW + W3 sin θW, where θW is the Weinberg angle). These are the highest energies directly observable in the Large Hadron Collider. The sphere of space that will become the observable universe is approximately 300 light-seconds (~0.6 AU) in radius at this time.
Кваркова епоха 10−12 c ~ 10−5 с 1015 K ~ 1012 K
(150 ГеВ ~ 150 МеВ) 		The forces of the Standard Model have reorganized into the "low-temperature" form: Higgs and electroweak interactions rearranged into massive Higgs boson H0, weak force carried by massive W+, W–, and Z0 bosons, and electromagnetism carried by massless photons. Higgs field has a nonzero vacuum expectation value, making fermions massive. Energies are too high for quarks to coalesce into hadrons, instead forming a quark–gluon plasma.
Адронна епоха 10−5 с ~ 1 с 1012 K ~ 1010 K
(150 МеВ ~ 1 МеВ) 		Quarks are bound into hadrons. A slight matter-antimatter asymmetry from the earlier phases (baryon asymmetry) results in an elimination of anti-baryons. Until 0.1 s, muons and pions are in thermal equilibrium, and outnumber baryons by about 10:1. Close to the end of this epoch, only light-stable baryons (protons and neutrons) remain. Due to the sufficiently high density of leptons, protons and neutrons rapidly change into one another under the action of weak force. Due to the higher mass of neutron the neutron:proton ratio, which is initially 1:1, starts to decrease.
Декаплінг нейтрино 1 s 1010 K
(1 МеВ) 		Neutrinos cease interacting with baryonic matter, and form cosmic neutrino background. Neutron:proton ratio freezes at approximately 1:6. The sphere of space that will become the observable universe is approximately 10 light-years in radius at this time.
Лептонна епоха 1 с ~ 10 с 1010 K ~ 109 K
(1 МеВ ~ 100 кеВ) 		Leptons and antileptons remain in thermal equilibrium—energy of photons is still high enough to produce electron-positron pairs.
Первинний нуклеосинтез 10 c ~ 103 с 109 K ~ 107 K
(100 кеВ ~ 1 кеВ) 		Protons and neutrons are bound into primordial atomic nuclei: hydrogen and helium-4. Trace amounts of deuterium, helium-3, and lithium-7 also form. At the end of this epoch, the spherical volume of space which will become the observable universe is about 300 light-years in radius, baryonic matter density is on the order of 4 grams per m3 (about 0.3% of sea level air density)—however, most energy at this time is in electromagnetic radiation.
Фотонна епоха 10 c ~ 370 тис.р 109 K ~ 4000 K
(100 кеВ ~ 0.4 еВ) 		The universe consists of a plasma of nuclei, electrons, and photons; temperature is too low to create electron-positron pairs (or any other pairs of massive particles), but too high for the binding of electrons to nuclei.
Рекомбінація 18 тис.р ~ 370 тис.р 6000 ~ 1100 4000 K
(0.4 еВ) 		Electrons and atomic nuclei first become bound to form neutral atoms. Photons are no longer in thermal equilibrium with matter and the universe first becomes transparent. Recombination lasts for about 100 ka, during which the universe is becoming more and more transparent to photons. The photons of the cosmic microwave background radiation originate at this time. The spherical volume of space that will become the observable universe is 42 million light-years in radius at this time. The baryonic matter density at this time is about 500 million hydrogen and helium atoms per m3, approximately a billion times higher than today. This density corresponds to pressure on the order of 10−17 atm.
Темні віки 370 тис.р ~ 150 млн р?
(Only fully ends by about 1 Ga) 		1100 ~ 20 4000 K ~ 60 K The time between recombination and the formation of the first stars. During this time, the only source of photons was hydrogen emitting radio waves at hydrogen line. Freely propagating CMB photons quickly (within about 3 million years) red-shifted to infrared, and the universe was devoid of visible light.
Утворення й еволюція зір і галактик Earliest galaxies: from about 300–400 Ma?
(first stars: similar or earlier)

Modern galaxies: 1 млрд р ~ 10 млрд р

(Exact timings being researched) 		Від ~20 From about 60 K The earliest known galaxies existed by about 380 Ma. Galaxies coalesce into "proto-clusters" from about 1 Ga (redshift z = 6 ) and into galaxy clusters beginning at 3 Ga ( z = 2.1 ), and into superclusters from about 5 Ga ( z = 1.2 ). See: list of galaxy groups and clusters, list of superclusters.
Реіонізація 200 млн р ~ 1 млрд р

(Exact timings being researched) 		20 ~ 6 60 K ~ 19 K The most distant astronomical objects observable with telescopes date to this period; станом на 2016, the most remote galaxy observed is GN-z11, at a redshift of 11.09. The earliest "modern" Population I stars are formed in this period.
Сучасність 13.8 млрд р 0 2.7 K Зараз найдальшими спостережуваними фотонами є фотони реліктового випромінювання, що прилітають зі сфери радіусом 46 млрд св.р. Об’єм всередині неї називають спостережуваним Всесвітом.
Alternative subdivisions of the chronology (overlapping several of the above periods)
Епоха домінування випромінювання Від інфляції (~ 10−32 sec) ~ 47 ka > 3600 > 104 K Протягом цього часу в густині енергії домінують безмасові та легкі ультрарелятивістські частинки, такі як фотони та нейтрино, що рухаються зі швидкістю світла або близько до неї.
Епоха домінування матерії 47 ka ~ 9.8 Ga[7] 3600 ~ 0.4 104 K ~ 4 K Протягом цього часу в густині Всесвіту домінує енергія матерії (темної та баріонної).
Епоха домінування темної енергії > 9.8 Ga[8] < 0.4 < 4 K Matter density falls below dark energy density (vacuum energy), and expansion of space begins to accelerate. This time happens to correspond roughly to the time of the formation of the Solar System and the evolutionary history of life.
Зоряна епоха 150 Ma ~ 100 Ta[9] 20 ~ −0.99 60 K ~ 0.03 K The time between the first formation of Population III stars until the cessation of star formation, leaving all stars in the form of degenerate remnants.
Далеке майбутнє > 100 Ta[9] < −0.99 < 0.1 K The Stelliferous Era will end as stars eventually die and fewer are born to replace them, leading to a darkening universe. Various theories suggest a number of subsequent possibilities. Assuming proton decay, the matter may eventually evaporate into a Dark Era (heat death). Alternatively, the universe may collapse in a Big Crunch. Other suggested ends include a false vacuum catastrophe or a Big Rip as possible ends to the universe.

Гіпотетична «епоха, придатна для життя»

приблизно 10—17 мільйонів років після Великого Вибуху

Протягом приблизно 6,6 мільйонів років, приблизно від 10 до 17 мільйонів років після Великого Вибуху (червоне зміщення 137—100), фонова температура була у межах від 273 до 373 K (0—100 °C), тобто температура, сумісна з існуванням рідкої води і біологічних хімічних реакцій. 2014 року Аві Лоеб припустив, що в цей час міг статися абіогенез і розвинутися примітивні форми життя — період, названий ним «епохою раннього Всесвіту, придатною для життя».[10][11] Льоб припускає, що вуглецева форма життя могла зародитися у гіпотетичній «кишені» раннього Всесвіту, який був досить щільним, щоб у ньому зародилася як мінімум одна масивна зоря (що викидає карбонову оболонку при вибуху наднової), і також досить щільним для утворення планети.[a] Для життя також потрібна була б різниця температур[джерело?] (а не лише «тепле» фонове випромінювання); така різниця могла б забезпечуватися геотермальною енергією планети. Найімовірніше, таке життя (якщо воно існувало) залишалося примітивним; видається дуже малоймовірним, що за такий короткий час могло б розвинутися розумне життя: наприкінці «габітального періоду», коли температура фону невпинно падала, океани мали замерзнути.[10][12]

Ця стаття є заготовкою. Ви можете допомогти проєкту, доробивши її. Це повідомлення варто замінити точнішим.

Примітки

  1. ↑ Такі щільні «кишені», якщо вони існували, мали бути надзвичайно рідкісними.

Джерела

  1. ↑ Planck Collaboration (2015). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd). arXiv:1502.01589. Bibcode:2015arXiv150201589P. (англ.)
  2. ↑ Staff (17 березня 2014). BICEP2 2014 Results Release. National Science Foundation. Архів оригіналу за 28 вересня 2018. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  3. ↑ Clavin, Whitney (17 березня 2014). NASA Technology Views Birth of the Universe. NASA. Архів оригіналу за 20 травня 2019. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  4. ↑ Overbye, Dennis (17 березня 2014). Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang. The New York Times. Архів оригіналу за 14 червня 2018. Процитовано 24 листопада 2015. (англ.)
  5. ↑ Ryden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003
  6. ↑ Gibbons, Hawking та Siklos, 1983, с. 171—204, "Phase transitions in the very early Universe" by Alan H. Guth..
  7. ↑ Ryden, 2006, eq. 6.41
  8. ↑ Ryden, 2006, eq. 6.33
  9. ↑ а б Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1 квітня 1997). A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337—372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
  10. ↑ а б Loeb, Abraham (October 2014). The habitable epoch of the early Universe (PDF). International Journal of Astrobiology. 13 (4): 337—339. arXiv:1312.0613. Bibcode:2014IJAsB..13..337L. CiteSeerX 10.1.1.748.4820. doi:10.1017/S1473550414000196. Архів (PDF) оригіналу за 29 квітня 2019. Процитовано 4 січня 2020.
  11. ↑ Dreifus, Claudia (1 грудня 2014). Much-Discussed Views That Go Way Back — Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life. Science. The New York Times. ISSN 0362-4331. Архів оригіналу за 27 березня 2015. Процитовано 3 грудня 2014.
  12. ↑ Merali, Zeeya (12 грудня 2013). Life possible in the early Universe. News. Nature. 504 (7479): 201. Bibcode:2013Natur.504..201M. doi:10.1038/504201a. PMID 24336268.