Hur kom vårt universum till? Hur blev det till ett oändligt utrymme? Och vad blir det efter många miljoner och miljarder år? Dessa frågor plågade (och fortsätter att plåga) sinnen hos filosofer och forskare, verkar det sedan tidens början, samtidigt som de ger upphov till många intressanta och ibland till och med galna teorier. Idag har de flesta astronomer och kosmologer kommit överens om att universum som vi känner det verkade som ett resultat av en jättexplosion som genererade inte bara huvuddelen av materien utan var källan till de grundläggande fysiska lagarna enligt vilka kosmos som omger oss existerar. Allt detta kallas Big Bang-teorin.
Grunderna i Big Bang-teorin är relativt enkla. Kort sagt, enligt henne, all materia som fanns och existerar nu i universum dök upp samtidigt - för cirka 13,8 miljarder år sedan. Vid den tidpunkten fanns all materia i form av en mycket kompakt abstrakt boll (eller punkt) med oändlig densitet och temperatur. Detta tillstånd kallades singulariteten. Plötsligt började singulariteten utvidgas och gödde universum som vi känner till det.
Det är värt att notera att Big Bang-teorin endast är en av många föreslagna hypoteser om universums ursprung (till exempel finns det också teorin om ett stationärt universum), men den har fått det största erkännandet och populariteten. Det förklarar inte bara källan till all känd materia, fysiklagarna och universums stora struktur, det beskriver också orsakerna till universums expansion och många andra aspekter och fenomen.
Händelsekronologi i Big Bang-teorin
Baserat på kunskap om universums nuvarande tillstånd föreslår forskare att allt borde ha börjat från en enda punkt med oändlig täthet och begränsad tid, som började utvidgas. Efter den första utvidgningen, säger teorin, gick universum genom en kylningsfas som tillät subatomära partiklar och senare enkla atomer att dyka upp. Gigantiska moln av dessa forntida element började senare, tack vare tyngdkraften, bilda stjärnor och galaxer.
Allt detta, enligt forskare, började för cirka 13,8 miljarder år sedan, och därför anses denna utgångspunkt vara universumets ålder. Genom studiet av olika teoretiska principer, experiment som involverar partikelacceleratorer och högenergitillstånd, liksom genom astronomiska studier av de avlägsna hörnen av universum, härledde och föreslog forskare en kronologi av händelser som började med Big Bang och ledde universumet till slut till den kosmiska utvecklingen, som äger rum nu.
Kampanjvideo:
Forskare tror att de tidigaste perioderna av universums födelse - som varar 10-43 till 10-11 sekunder efter Big Bang - fortfarande är föremål för kontroverser och diskussioner. Med tanke på att de fysiklagar som vi nu känner inte kunde existera just nu är det mycket svårt att förstå hur processerna i detta tidiga universum reglerades. Dessutom har experiment som använder de möjliga typerna av energier som kan vara närvarande vid den tiden ännu inte genomförts. Oavsett om det är så kan många teorier om universums ursprung i slutändan enas om att det vid någon tidpunkt fanns en utgångspunkt från vilken allt började.
Singularitetens era
Även känd som Planck-eran (eller Planck-eran), anses det vara den tidigaste kända perioden i universumets utveckling. Vid denna tidpunkt hölls allt material i en enda punkt med oändlig densitet och temperatur. Under denna period tror forskare att kvanteffekterna av gravitationsinteraktion dominerade den fysiska, och ingen av de fysiska krafterna var lika i styrka som gravitationen.
Planck-eran varade antagligen från 0 till 10-43 sekunder och namnges så eftersom dess varaktighet bara kan mätas med Planck-tid. På grund av de extrema temperaturerna och oändliga materialens täthet var universums tillstånd under denna tidsperiod extremt instabilt. Detta följdes av perioder med expansion och kylning som ledde till uppkomsten av fysiska grundkrafter.
Ungefär under perioden 10-43 till 10-36 sekunder inträffade processen för kollision av tillstånd av övergångstemperaturer i universum. Det tros att det var i detta ögonblick som de grundläggande krafterna som styr det nuvarande universum började skilja sig från varandra. Det första steget i denna avdelning var framväxten av gravitationskrafter, starka och svaga kärnkraftsinteraktioner och elektromagnetism.
Under perioden från 10-36 till 10-32 sekunder efter Big Bang blev temperaturen på universum tillräckligt låg (1028 K), vilket ledde till separering av elektromagnetiska krafter (stark interaktion) och svag kärnkraftsinteraktion (svag interaktion).
Tidpunkten för inflation
Med uppkomsten av de första grundläggande krafterna i universum började inflationstiden, som varade från 10-32 sekunder enligt Planck-tiden till en okänd tidpunkt. De flesta kosmologiska modeller antar att universum var jämnt fylld med energi med hög densitet under denna period, och att otroligt höga temperaturer och tryck ledde till dess snabba expansion och kylning.
Det började på 10-37 sekunder, när övergångsfasen, som orsakade separationen av krafter, följdes av en exponentiell expansion av universum. Under samma tidsperiod befann sig universum i ett baryogenesläge, då temperaturen var så hög att den oroliga rörelsen av partiklar i rymden skedde med en nära ljushastighet.
För närvarande bildas par av partiklar - antipartiklar och kolliderar omedelbart kolliderande, vilket tros ha lett till att materien dominerar över antimateria i det moderna universum. Efter slutet av inflationen bestod universum av kvark-gluonplasma och andra elementära partiklar. Från det ögonblicket började universum svalna, materien började formas och kombineras.
Tid för kylning
Med en minskning i densitet och temperatur inuti universum började en minskning av energi inträffa i varje partikel. Detta övergångstillstånd varade tills de grundläggande krafterna och elementära partiklarna kom till sin nuvarande form. Eftersom partiklarnas energi har sjunkit till värden som kan uppnås idag inom ramen för experiment, orsakar den faktiska möjliga närvaron av denna tidsperiod mycket mindre kontroverser bland forskare.
Till exempel tror forskare att 10-11 sekunder efter Big Bang har partiklarnas energi minskat avsevärt. På cirka 10-6 sekunder började kvarkar och gluoner bilda baryoner - protoner och neutroner. Kvarkar började dominera över antikvarker, vilket i sin tur ledde till övervägande av baryoner över antibaryoner.
Eftersom temperaturen inte längre var tillräckligt hög för att skapa nya proton-antiproton-par (eller neutron-antineutron-par) följde massförstörelse av dessa partiklar, vilket ledde till återstoden av endast 1/1010 av antalet ursprungliga protoner och neutroner och att deras antipartiklar försvann fullständigt. En liknande process ägde rum cirka 1 sekund efter Big Bang. Endast "offren" den här gången var elektroner och positroner. Efter massförstörelsen stoppade de återstående protonerna, neutronerna och elektronerna deras slumpmässiga rörelse, och universums energitäthet fylldes med fotoner och, i mindre utsträckning, neutrino.
Under de första minuterna av utvidgningen av universum började perioden med nukleosyntes (syntes av kemiska element). På grund av temperatursänkningen till 1 miljard kelvin och minskningen av energitätheten till ungefär värden som motsvarar lufttätheten, började neutroner och protoner att blandas och bilda den första stabila isotopen av väte (deuterium), liksom heliumatomer. Ändå förblev de flesta av protonerna i universum som osammanhängande kärnor av väteatomer.
Cirka 379 000 år senare, elektroner kombinerade med dessa vätekärnor och bildade atomer (igen, mestadels väte), medan strålning separerade från materien och fortsatte att expandera nästan obehindrat genom rymden. Denna strålning kallas vanligen relikstrålning, och den är den äldsta ljuskällan i universum.
Med utvidgningen förlorade relikstrålningen gradvis sin densitet och energi, och för tillfället är temperaturen 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), och dess energitäthet är 0.25 eV (eller 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotoner / cm³). Relikstrålningen sträcker sig i alla riktningar och över ett avstånd på cirka 13,8 miljarder ljusår, men uppskattningen av dess faktiska utbredning säger ungefär 46 miljarder ljusår från universums centrum.
Strukturens ålder (hierarkisk ålder)
Under de närmaste miljarder åren började tätare materieregioner, nästan jämnt fördelade i universum, locka varandra. Som ett resultat blev de ännu tätare, de började bilda moln av gas, stjärnor, galaxer och andra astronomiska strukturer som vi kan observera för närvarande. Denna period kallas den hierarkiska eran. Vid denna tid började universum som vi ser nu ta sin form. Materiet började förena sig i strukturer av olika storlekar - stjärnor, planeter, galaxer, galaktiska kluster, såväl som galaktiska superkluster, åtskilda av intergalaktiska barriärer som bara innehåller några få galaxer.
Detaljerna i denna process kan beskrivas i enlighet med idén om mängden och typen av material som distribueras i universum, som representeras i form av kall, varm, varm mörk materia och baryonic materia. Emellertid är den moderna standardkosmologiska modellen för Big Bang Lambda-CDM-modellen, enligt vilken mörkmaterialpartiklar rör sig långsammare än ljusets hastighet. Det valdes eftersom det löser alla motsägelser som uppträdde i andra kosmologiska modeller.
Enligt denna modell står kallt mörkt material för cirka 23 procent av all materia / energi i universum. Andelen baryoniska ämnen är cirka 4,6 procent. Lambda CDM hänvisar till den så kallade kosmologiska konstanten: en teori som föreslagits av Albert Einstein som karakteriserar egenskaperna hos ett vakuum och visar balansen mellan massa och energi som en konstant, statisk kvantitet. I detta fall är det förknippat med mörk energi, som fungerar som en accelerator för universums expansion och håller de gigantiska kosmologiska strukturerna till stor del homogena.
Långsiktiga förutsägelser om universumets framtid
Hypoteser om att universums utveckling har en utgångspunkt leder naturligtvis forskare till frågor om den möjliga slutpunkten för denna process. Om universum började sin historia från en liten punkt med oändlig täthet, som plötsligt började expandera, betyder det att det också kommer att expandera oändligt? Eller en dag kommer det att löpa ut med en expansiv kraft och en omvänd kompressionsprocess kommer att inledas, vars slutresultat kommer att vara samma oändligt täta punkt?
Svaren på dessa frågor har varit huvudmålet för kosmologer från början av debatten om vilken kosmologisk modell för universum som är korrekt. Med antagandet av Big Bang-teorin, men till stor del tack vare observationen av mörk energi på 1990-talet, kom forskare överens om två troligaste scenarier för universums utveckling.
Enligt den första, kallad "stor komprimering", kommer universum att nå sin maximala storlek och börja kollapsa. Detta scenario kommer att vara möjligt om bara massdensiteten för universum blir större än den kritiska densiteten. Med andra ord, om materialens täthet når ett visst värde eller blir högre än detta värde (1-3 × 10-26 kg material per m³), kommer universum att börja dra sig samman.
Ett alternativ är ett annat scenario som säger att om tätheten i universum är lika med eller under den kritiska tätheten, kommer dess expansion att sakta ner, men aldrig helt stoppa. Denna hypotes, kallad universets termiska död, skulle fortsätta att expandera tills stjärnbildningen upphör att konsumera interstellär gas i var och en av de omgivande galaxerna. Det vill säga att överföringen av energi och materia från ett objekt till ett annat kommer att stoppa helt. Alla befintliga stjärnor i detta fall kommer att bränna ut och förvandlas till vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.
Gradvis kommer svarta hål att kollidera med andra svarta hål, vilket kommer att leda till bildandet av större och större. Universumets medeltemperatur kommer att närma sig absolut noll. De svarta hålen "förångas" så småningom, och släpper sin sista Hawking-strålning. Så småningom blir den termodynamiska entropin i universum maximal. Värmedöd kommer att komma.
Moderna observationer som tar hänsyn till närvaron av mörk energi och dess effekt på utbyggnaden av rymden har fått forskare att dra slutsatsen att mer och mer rymd i universum med tiden kommer att passera bortom vår händelsehorisont och bli osynlig för oss. Det slutliga och logiska resultatet av detta är ännu inte känt av forskare, men "värmedöd" kan mycket väl vara slutpunkten för sådana händelser.
Det finns andra hypoteser om fördelningen av mörk energi, eller snarare dess möjliga typer (till exempel fantomenergi). Enligt dem kommer galaktiska kluster, stjärnor, planeter, atomer, atomkärnor och materia själv att rivas isär som en följd av dess oändliga expansion. Detta utvecklingsscenario kallas "det stora gapet". Enligt detta scenario är själva expansionen orsaken till universums död.
Big Bang-teorins historia
Det tidigaste omnämnandet av Big Bang går tillbaka till början av 1900-talet och förknippas med observationer av rymden. År 1912 genomförde den amerikanska astronomen Vesto Slipher en serie observationer av spiralgalaxier (som ursprungligen tycktes vara nebulosor) och mätte deras Doppler-rödförskjutning. I nästan alla fall har observationer visat att spiralgalaxier flyttar sig bort från Vintergatan.
1922 härledde den enastående ryska matematikern och kosmologen Alexander Fridman de så kallade Friedman-ekvationerna från Einsteins ekvationer för den allmänna relativitetsteorin. Trots Einsteins framsteg av teorin till förmån för en kosmologisk konstant, visade Friedmanns arbete att universum ganska expanderade.
1924 visade Edwin Hubbles mätningar av avståndet till den närmaste spiralnebulan att dessa system i själva verket är andra galaxer. Samtidigt började Hubble utveckla en serie med avstånds subtraktionsmetrar med det 2,5 meter Hooker-teleskopet vid Mount Wilson Observatory. År 1929 hade Hubble upptäckt ett förhållande mellan avstånd och den återgående hastigheten för galaxer, som senare blev Hubbles lag.
År 1927 kom den belgiska matematikern, fysikern och katolska prästen Georges Lemaitre oberoende till samma resultat som visats av Friedmanns ekvationer, och var den första som formulerade förhållandet mellan avståndet och galaxernas hastighet, vilket gav den första uppskattningen av koefficienten för detta förhållande. Lemaitre trodde att universumets massa någon gång tidigare var koncentrerad till en punkt (atom).
Dessa upptäckter och antaganden utlöste en hel del kontroverser mellan fysiker på 20- och 30-talet, varav de flesta trodde att universum var i ett stationärt tillstånd. Enligt den modell som etablerades vid den tiden skapas ny materie tillsammans med den oändliga expansionen av universum som fördelas jämnt och jämnt i densitet över hela sin längd. Bland forskarna som stödde den verkade tanken på Big Bang mer teologisk än vetenskaplig. Lemaitre har kritiserats för partiskhet baserad på religiös partiskhet.
Det bör noteras att andra teorier fanns på samma gång. Till exempel Milnes modell av universum och den cykliska modellen. Båda var baserade på postulaten från Einsteins allmänna relativitetsteori och fick därefter stöd av forskaren själv. Enligt dessa modeller finns universum i en oändlig ström av upprepade cykler av expansion och kollaps.
Efter andra världskriget utbröt en het debatt mellan förespråkarna för en stationär modell av universum (som faktiskt beskrivs av astronom och fysiker Fred Hoyle) och förespråkare för Big Bang-teorin, som snabbt fick popularitet bland det vetenskapliga samfundet. Ironiskt nog var det Hoyle som myntade frasen "big bang", som senare blev namnet på den nya teorin. Det hände i mars 1949 på den brittiska radio BBC.
Så småningom talade vidare vetenskaplig forskning och observationer mer och mer till förmån för Big Bang-teorin och ifrågasatte alltmer modellen för ett stationärt universum. Upptäckten och bekräftelsen av CMB 1965 stärkte äntligen Big Bang som den bästa teorin om universums ursprung och utveckling. Från slutet av 1960-talet till 1990-talet gjorde astronomer och kosmologer ännu mer forskning om Big Bang och hittade lösningar på många av de teoretiska problemen som står i vägen för denna teori.
Dessa lösningar inkluderar till exempel arbetet från Stephen Hawking och andra fysiker som har bevisat att singulariteten var det obestridliga ursprungliga tillståndet för allmän relativitet och den kosmologiska modellen för Big Bang. 1981 utvecklade fysikern Alan Guth en teori som beskrev perioden med snabb kosmisk expansion (inflationsepok), som löste många tidigare olösta teoretiska frågor och problem.
Under 1990-talet fanns ett ökat intresse för mörk energi, som sågs som nyckeln till att lösa många olösta problem inom kosmologin. Förutom önskan att hitta ett svar på frågan om varför universum förlorar sin massa tillsammans med den mörka modern (hypotesen föreslogs redan 1932 av Jan Oort), var det också nödvändigt att hitta en förklaring till varför universum fortfarande accelererar.
Ytterligare forskningsframsteg tack vare skapandet av mer avancerade teleskoper, satelliter och datormodeller som har gjort det möjligt för astronomer och kosmologer att titta längre in i universum och bättre förstå dess sanna ålder. Utvecklingen av rymmeteleskop och uppkomsten av till exempel Cosmic Background Explorer (eller COBE), Hubble Space Telescope, Wilkinson Microbysnobsanisroproproben (WMAP) och Planck Space Observatory har också gjort ett ovärderligt bidrag till studien av frågan.
Idag kan kosmologer mäta olika parametrar och egenskaper hos Big Bang-teorimodellen med ganska hög noggrannhet, för att inte tala mer exakta beräkningar av åldern på rymden runt oss. Men det hela började med den vanliga observationen av massiva rymdobjekt som ligger många ljusår från oss och långsamt fortsätter att röra sig från oss. Och även om vi inte har någon aning om hur allt detta kommer att sluta, tar det inte för länge med kosmologiska standarder att räkna ut det.