Hogyan jött létre világegyetem? Hogyan vált végtelennek látszó térré? És mi lesz sok millió és milliárd év után? Ezek a kérdések a filozófusok és a tudósok elméjét gyötörték (és továbbra is gyötölik), az idő kezdete óta úgy tűnik, hogy sok érdekes és néha még őrült elmélethez vezetnek. Manapság a legtöbb csillagász és kozmológus megállapodott abban, hogy az általunk ismert univerzum egy óriási robbanás eredményeként jelent meg, amely nemcsak az anyag nagy részét generálta, hanem az alapvető fizikai törvények forrása is, amely szerint a minket körülvevő kozmosz létezik. Mindezt Big Bang elméletnek hívják.
A Big Bang elmélet alapjai viszonylag egyszerűek. Röviden, elmondása szerint, az összes anyag, amely létezett és létezik az univerzumban, ugyanabban az időben jelent meg - mintegy 13,8 milliárd évvel ezelőtt. Abban a pillanatban az anyag létezett egy nagyon kompakt absztrakt gömb (vagy pont) formájában, végtelen sűrűséggel és hőmérsékleten. Ezt az állapotot szingularitásnak nevezték. Hirtelen a szingularitás elkezdte kibővülni és létrehozta az univerzumot, amint tudjuk.
Érdemes megjegyezni, hogy a Nagyrobbanás elmélete csak az egyik a feltett hipotézisek közül az univerzum eredetére (például létezik egy álló világegyetem elmélete is), ám ez a legszélesebb körben elismert és népszerű. Nem csak az összes ismert anyag forrását, a fizika törvényeit és az univerzum nagy felépítését magyarázza, hanem a világegyetem tágulásának okait, valamint sok más szempontot és jelenséget ismertet.
Az események kronológiája a Big Bang elméletben
A világegyetem jelenlegi állapotának ismerete alapján a tudósok azt sugallják, hogy mindennek egy pontból kellett volna kezdődnie, végtelen sűrűséggel és véges idővel, amely elkezdte bővülni. Az elméleti kiterjesztés után, az elmélet szerint, az univerzum hűtési fázison ment keresztül, amely lehetővé tette a szubatomi részecskék és később egyszerű atomok megjelenését. Ezeknek az ősi elemeknek az óriási felhői később, a gravitációnak köszönhetően, csillagokat és galaxiseket képeztek.
A tudósok szerint mindez mintegy 13,8 milliárd évvel ezelőtt kezdődött, és ezért ezt a kiindulási pontot tekintik a világegyetem korszakának. Különböző elméleti alapelvek, részecskegyorsítókat és nagy energiát igénylő állapotokat érintő kísérletek, valamint az univerzum távoli sarkának csillagászati tanulmányain keresztül a tudósok olyan események kronológiáját dolgozták ki és javasolták, amelyek a Nagyrobbanással kezdődtek és végül az univerzumot a kozmikus evolúció állapotába vezetik, amely most zajlik.
Promóciós videó:
A tudósok úgy vélik, hogy az univerzum születésének legkorábbi periódusai - a Nagyrobbanás utáni 10–43 és 10–11 másodperc között - továbbra is viták és viták tárgyát képezik. Tekintettel arra, hogy a most ismert fizikai törvények nem létezhetnek ebben az időben, nagyon nehéz megérteni, hogyan szabályozták a korai világegyetem folyamatait. Ezenkívül még nem végeztek kísérleteket azon energiák lehetséges típusainak felhasználásával, amelyek abban az időben jelen voltak. Akárhogy is van, a világegyetem eredetéről szóló sok elmélet végül egyetért azzal, hogy egy bizonyos időpontban volt egy kiindulási pont, ahonnan az egész kezdődött.
A szingularitás kora
A Planck-korszaknak (vagy Planck-korszaknak) is hívják, és ezt a világegyetem fejlődésének legkorábbi ismert időszakát tekintik. Ebben az időben az összes anyagot a végtelen sűrűség és hőmérséklet egyetlen pontja tartalmazta. Ebben az időszakban a tudósok úgy vélik, hogy a gravitációs kölcsönhatás kvantumhatásai uralták a fizikát, és egyik fizikai erő sem volt egyenlő erővel a gravitációval.
A Planck-korszak állítólag 0-tól 10-43 másodpercig tartott, és azért nevezték el, mert időtartamát csak Planck-idő mérheti. A szélsőséges hőmérsékletek és az anyag végtelen sűrűsége miatt a világegyetem állapota ebben az időszakban rendkívül instabil volt. Ezt a terjeszkedés és hűtés időszakai követik, amelyek a fizika alapvető erőinek megjelenéséhez vezettek.
Körülbelül 10-43 és 10-36 másodperc között az átmeneti hőmérsékletek állapotának ütközése zajlott az univerzumban. Úgy gondolják, hogy ebben a pillanatban kezdték el a jelenlegi világegyetemet irányító alapvető erők elkülönülni egymástól. Az osztály első lépése a gravitációs erők, az erőteljes és gyenge nukleáris kölcsönhatások és az elektromágnesesség kialakulása volt.
Körülbelül 10-36 és 10-32 másodperc alatt a Nagyrobbanás után a világegyetem hőmérséklete kellően alacsonyra vált (1028 K), ami az elektromágneses erők (erős kölcsönhatás) és a gyenge nukleáris kölcsönhatás (gyenge kölcsönhatás) elválasztásához vezetett.
Az infláció korszaka
Az első alapvető erők megjelenésével az univerzumban megkezdődött az infláció korszaka, amely Planck-idő szerint 10-32 másodpercig tartott egy ismeretlen időpontig. A legtöbb kozmológiai modell feltételezi, hogy ebben az időszakban az univerzum egyenletesen meg volt töltve nagy sűrűségű energiával, és hihetetlenül magas hőmérsékletek és nyomások vezettek annak gyors tágulásához és lehűléséhez.
10-37 másodperccel kezdődött, amikor az átmenet fázisát, amely az erők elválasztását okozta, az Univerzum exponenciális expanziója követte. Ugyanebben az időszakban az univerzum baryogenesis állapotban volt, amikor a hőmérséklet olyan magas volt, hogy a részecskék rendezetlen mozgása az űrben közel fénysebességgel történt.
Ebben az időben részecskepárok alakulnak ki - részecskék elleni részecskék -, amelyek azonnal ütköznek egymással, ami úgy vélhetően az anyag dominanciájához vezetett az antitesttel szemben a modern univerzumban. Az infláció befejezése után az univerzum kvark-gluon plazmából és más elemi részecskékből állt. Ettől a pillanattól kezdve az Univerzum lehűlni kezdett, az anyag kezdett formálódni és egyesülni.
A hűtés korszaka
Az univerzumon belüli sűrűség és hőmérséklet csökkenésével az egyes részecskékben csökkenni kezdett az energia. Ez az átmeneti állapot addig tartott, amíg az alapvető erők és az elemi részecskék meg nem változtak jelenlegi formájukban. Mivel a részecskék energiája olyan értékekre esett vissza, amelyeket a kísérletek keretein belül ma el lehet érni, ennek az időszaknak a tényleges lehetséges jelenléte sokkal kevesebb vitát vált ki a tudósok körében.
Például a tudósok úgy vélik, hogy a nagy robbanás után 10-11 másodperccel a részecskék energiája jelentősen csökkent. Körülbelül 10-6 másodperccel később a kvarkok és gluonok baryonokat képeznek - protonokat és neutronokat. A kvarkok kezdtek uralkodni az antikvarkok felett, ami viszont ahhoz vezetett, hogy a baryonok túlnyomó többségben állnak az antiaronok felett.
Mivel a hőmérséklet már nem volt olyan magas, hogy új proton-anti-proton párokat (vagy neutron-antineutron párokat) hozzon létre, ezeket a részecskéket tömegesen megsemmisítették, ami az eredeti protonok és neutronok számának csupán 1/1010-ig maradt, és ellenanyagok teljes eltűnéséhez vezettek. Hasonló folyamat zajlott körülbelül egy másodperccel a Nagyrobbanás után. Ezúttal csak az "áldozatok" voltak elektronok és pozitronok. A tömegpusztítás után a fennmaradó protonok, neutronok és elektronok megállították véletlenszerű mozgásaikat, és az univerzum energia sűrűségét fotonokkal és kisebb mértékben neutrinókkal töltötték meg.
Az univerzum tágulásának első percében a nukleoszintézis (kémiai elemek szintézise) periódusa kezdődött. Mivel a hőmérséklet 1 milliárd kelvinre esett vissza, és az energia sűrűsége a levegő sűrűségével egyenértékű értékre csökkent, a neutronok és a protonok keveredtek és képezték az első stabil hidrogén (deutérium) izotópot, valamint a hélium atomokat. Ennek ellenére az univerzumban a legtöbb proton a hidrogénatomok nem koherens magjaiként maradt.
Körülbelül 379 000 évvel később az elektronok ezekkel a hidrogénmagokkal kombinálódtak és atomokat képeztek (ismét főleg hidrogénatomok), miközben a sugárzás elválasztotta az anyagot, és szinte akadálytalanul tovább terjedt az űrben. Ezt a sugárzást általában relikvi sugárzásnak nevezik, és ez az univerzum legrégebbi fényforrása.
A tágulással a CMB fokozatosan elvesztette sűrűségét és energiáját, jelenleg hőmérséklete 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), és energiasűrűsége 0,25 eV (vagy 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 foton / cm3). A relikviás sugárzás minden irányba kiterjed, körülbelül 13,8 milliárd fényév távolságon belül, de a tényleges terjedésének becslései szerint mintegy 46 milliárd fényév van az univerzum központjától.
Szerkezet kora (hierarchikus kor)
Az elkövetkező több milliárd év alatt az anyag sűrűbb régiói, amelyek majdnem egyenletesen oszlanak el az univerzumban, elkezdtek vonzani egymást. Ennek eredményeként még sűrűbbé váltak, gázfelhők, csillagok, galaxisok és más csillagászati struktúrák kialakulásához kezdtek, amelyeket jelenleg megfigyelhetünk. Ezt az időszakot hierarchikus korszaknak hívják. Ebben az időben az általunk most látható világegyetem formája kezdett kialakulni. Az anyag különféle méretű struktúrákba kezdett egyesülni - csillagok, bolygók, galaxisok, galaktikus klaszterek, valamint galaktikus szuperklaszterek, amelyeket csak néhány galaxist tartalmazó galaktikus korlátok választottak el egymástól.
Ennek a folyamatnak a részletei az univerzumban elosztott anyag mennyiségének és típusának elképzelése szerint írhatók le, amelyet hideg, meleg, forró sötét anyag és baryon anyag formájában reprezentálnak. A Big Bang jelenlegi szokásos kozmológiai modellje azonban a Lambda-CDM modell, amely szerint a sötét anyag részecskéi lassabban mozognak, mint a fény sebessége. Azért választották, mert megoldja az összes ellentmondást, amelyek a többi kozmológiai modellben megjelentek.
E modell szerint a hideg sötét anyag az univerzum összes anyagának / energiájának körülbelül 23% -át teszi ki. A baryonic anyag aránya körülbelül 4,6%. A Lambda CDM az úgynevezett kozmológiai állandóra utal: Albert Einstein által javasolt elmélet, amely jellemzi a vákuum tulajdonságait, és állandó statikus mennyiségként mutatja a tömeg és az energia közötti egyensúlyt. Ebben az esetben a sötét energiához kapcsolódik, amely gyorsítóként szolgál az univerzum kibővítéséhez, és az óriás kozmológiai struktúrákat nagyrészt homogénnek tartja.
Hosszú távú előrejelzések az univerzum jövőjéről
Az a hipotézis, miszerint az univerzum fejlődésének kiindulási pontja van, a tudósok természetesen kérdéseket vetnek fel ennek a folyamatnak a lehetséges végpontjáról. Ha az Univerzum egy kicsi pontról kezdte a végtelen sűrűséget, amely hirtelen bővülni kezdett, ez azt jelenti, hogy végtelenül is bővül? Vagy egy nap elfogy a kiterjedő erő, és megkezdődik egy fordított kompressziós folyamat, amelynek végeredménye ugyanaz a végtelenül sűrű pont?
Az ezekre a kérdésekre adott válaszok a kozmológusok fő célkitűzései voltak a vita kezdete óta arról, hogy az Univerzum mely kozmológiai modellje helyes. A Big Bang elmélet elfogadásával, de nagyrészt a sötét energia 1990-es években történt megfigyelésének köszönhetően, a tudósok megállapodtak az univerzum fejlődésének két legvalószínűbb forgatókönyvéről.
Az első szerint, amelyet „nagy tömörítésnek” hívnak, az Univerzum eléri a maximális méretét és elkezdi összeomlását. Ez a forgatókönyv akkor lehetséges, ha csak az Univerzum tömegsűrűsége meghaladja a kritikus sűrűséget. Más szavakkal: ha az anyag sűrűsége eléri egy bizonyos értéket, vagy meghaladja ezt az értéket (1–3 × 10–26 kg anyag per m³), az Univerzum összehúzódni kezd.
Alternatív megoldás lehet egy másik forgatókönyv, amely kimondja, hogy ha az univerzumban a sűrűség megegyezik vagy annál alacsonyabb a kritikus sűrűségnél, akkor tágulása lelassul, de soha nem áll le teljesen. Ez a "világegyetem hőhalálának" nevezett hipotézis addig terjedni fog, amíg a csillagképződés megszűnik a csillagközi gáz fogyasztása a környező galaxisok mindegyikében. Vagyis az energia és az anyag átadása az egyik tárgyról a másikra teljesen megáll. Ebben az esetben az összes létező csillag kiég és fehér törpékké, neutroncsillagokká és fekete lyukakká alakul.
Fokozatosan a fekete lyukak ütköznek más fekete lyukakkal, ami nagyobb és nagyobb képződéshez vezet. Az univerzum átlagos hőmérséklete megközelíti az abszolút értéket. A fekete lyukak végül "elpárolognak", felszabadítva utolsó Hawking sugárzásukat. Végül a termodinamikai entrópia az univerzumban maximálissá válik. Hatalmas halál fog jönni.
A sötét energia jelenlétét és annak a tér kiterjedésére gyakorolt hatását figyelembe vevő modern megfigyelések arra késztették a tudósokat, hogy az idő múlásával a világegyetem egyre több térét átlépjük az eseményhorizonton, és láthatatlanná váljon számunkra. Ennek végső és logikus eredménye még nem ismert a tudósok között, ám ezeknek az eseményeknek a végpontja lehet a „hőhalál”.
Más hipotézisek vannak a sötét energia eloszlásával, vagy inkább annak lehetséges típusaival kapcsolatban (például fantomenergia). Szerintük, a galaktikus klaszterek, csillagok, bolygók, atomok, atommagok és maga az anyag szétesik egymástól végtelen tágulása eredményeként. Ezt az evolúciós forgatókönyvet "nagy résnek" hívják. E forgatókönyv szerint maga a terjeszkedés okozza az univerzum halálát.
A Nagyrobbanás elméletének története
A Big Bang legkorábbi említése a 20. század elején nyúlik vissza, és a tér megfigyeléseihez kapcsolódik. 1912-ben Vesto Slipher amerikai csillagász megfigyelési sorozatot készített a spirális galaxisokról (amelyek eredetileg ködnek látszottak), és megmérte Doppler vöröseltolódását. A megfigyelések szinte minden esetben megmutatták, hogy a spirális galaxisok távolodnak a Tejútunktól.
1922-ben, a kiemelkedő orosz matematikus és kozmológus, Alexander Fridman Einstein egyenleteiből az úgynevezett Friedman-egyenleteket vezette le az általános relativitáselmélethez. Annak ellenére, hogy Einstein az elméletet egy kozmológiai állandó javára fejlesztette, Friedmann munkája megmutatta, hogy az univerzum inkább bővül.
1924-ben Edwin Hubble mérései a legközelebbi spirál ködhöz való távolságtól azt mutatták, hogy ezek a rendszerek valójában más galaxisok. Ugyanakkor a Hubble a Mount Wilson Obszervatórium 2,5 méteres Hooker-távcsőjével a távolság-kivonás mérőszámai sorozatát is kifejlesztette. 1929-re Hubble felfedezte a távolság és a galaxisok csökkenő sebessége közötti kapcsolatot, amely később Hubble törvényévé vált.
1927-ben a belga matematikus, fizikus és katolikus pap, Georges Lemaitre függetlenül ugyanazokra az eredményekre jutott, mint amelyeket Friedmann egyenletei mutattak, és ez volt az első, aki megfogalmazta a galaxisok távolsága és sebessége közötti összefüggést, felajánlva ennek a kapcsolatnak az első becslését. Lemaitre úgy vélte, hogy a múltban valamikor a világegyetem teljes tömege egyetlen pontban (atomban) koncentrálódott.
Ezek a felfedezések és feltevések sok vitát keltettek a 20-as és 30-as évek fizikusai között, akik többsége úgy gondolta, hogy az univerzum álló helyzetben van. Az akkoriban kialakult modell szerint az univerzum végtelen kiterjedésével új anyag jön létre, egyenletesen és egyenlően eloszlatva sűrűségében a teljes hosszában. Az azt támogató tudósok körében a Nagyrobbanás gondolata inkább teológiai, mint tudományos. Lemaitre-t bírálták a vallási elfogultságon alapuló elfogultság miatt.
Meg kell jegyezni, hogy más elméletek léteztek egyszerre. Például Milne az univerzum modellje és a ciklikus modell. Mindkettő Einstein általános relativitáselméletének feltételezésein alapult, és később maga a tudós támogatta őket. E modellek szerint az univerzum a kiterjedés és az összeomlás ismétlődő ciklusának végtelen folyamán létezik.
A II. Világháború után heves vita váltott ki a világegyetem egy helyhez kötött modelljének támogatói között (ezt valójában Fred Hoyle csillagász és fizikus írta le) és a Nagyrobbanás elméletének támogatói között, amelyek gyorsan elterjedtek a tudományos közösség körében. Ironikus módon Hoyle fejlesztette ki a "nagy bumm" kifejezést, amely később az új elmélet neve lett. 1949 márciusában történt a BBC rádión.
Végül a további tudományos kutatások és megfigyelések egyre inkább a Big Bang elmélet mellett szóltak, és egyre inkább megkérdőjelezték a helyhez kötött világegyetem modelljét. A CMB 1965-ben történt felfedezése és megerősítése végül megerősítette a Nagyrobbanást, mint az univerzum eredetének és fejlődésének legjobb elméletét. Az 1960-as évek végétől az 1990-es évekig a csillagászok és a kozmológusok még több kutatást folytattak a Nagyrobbanásról, és megoldásokat találtak számos ezen elmélet útjában álló elméleti problémára.
Ezek a megoldások tartalmazzák például Stephen Hawking és más fizikusok munkáját, akik bebizonyították, hogy a szingularitás az általános relativitáselmélet vitathatatlan kezdeti állapota és a Nagyrobbanás kozmológiai modellje. 1981-ben Alan Guth fizikus kifejlesztett egy elméletet, amely leírja a gyors kozmikus terjeszkedés periódusát (inflációs korszak), amely sok korábban megoldatlan elméleti kérdést és problémát megoldott.
Az 1990-es években fokozódott az érdeklődés a sötét energia iránt, amelyet kulcsfontosságúnak tekintenek a kozmológia számos megoldatlan kérdésének megoldásában. A vágy mellett, hogy választ találjunk arra a kérdésre, hogy miért veszíti az univerzum a sötét anyákkal együtt (a hipotézist 1932-ben javasolta Jan Oort), magyarázatot kellett találni arra is, hogy az univerzum miért gyorsul.
A kutatás további haladása fejlettebb távcsövek, műholdak és számítógépes modellek létrehozásának köszönhető, amelyek lehetővé tették a csillagászoknak és a kozmológusoknak, hogy tovább vizsgálják az univerzumot és jobban megértsék annak valódi életkorát. Az űrteleszkópok fejlesztése és például a Kozmikus Háttérfelfedező (vagy COBE), a Hubble Űrtávcső, a Wilkinson mikrohullámú anizotrópiás szonda (WMAP) és a Planck Űrmegfigyelő Intézet megjelenése szintén felbecsülhetetlen mértékben hozzájárultak a kérdés tanulmányozásához.
Manapság a kozmológusok meglehetősen nagy pontossággal mérhetik a Big Bang elméleti modell különféle paramétereit és jellemzőit, nem is beszélve a körülöttünk lévő tér korának pontosabb számításáról. De az egész azzal kezdődött, hogy rendesen megfigyelték a hatalmas űri objektumokat, amelyek sok fényévnyire vannak tőlünk, és lassan tovább távolodnak tőlünk. És bár fogalmunk sincs, hogy ez miként fog véget érni, a kozmológiai szabványok elkészítése nem fog sokáig kitalálni.