Jak powstał nasz wszechświat? Jak zmieniło się w pozornie nieskończoną przestrzeń? A co się stanie po wielu milionach i miliardach lat? Te pytania dręczyły (i nadal dręczą) umysły filozofów i naukowców, jak się wydaje, od zarania dziejów, dając jednocześnie początek wielu ciekawym, a czasem wręcz szalonym teoriom. Dzisiaj większość astronomów i kosmologów doszła do ogólnej zgody, że Wszechświat, jaki znamy, pojawił się w wyniku gigantycznej eksplozji, która wygenerowała nie tylko większość materii, ale była źródłem podstawowych praw fizycznych, zgodnie z którymi istnieje otaczający nas kosmos. Wszystko to nazywa się teorią Wielkiego Wybuchu.
Podstawy teorii Wielkiego Wybuchu są stosunkowo proste. Krótko mówiąc, według niej cała materia, która istniała i istnieje teraz we Wszechświecie, pojawiła się w tym samym czasie - około 13,8 miliarda lat temu. W tamtym momencie cała materia istniała w postaci bardzo zwartej abstrakcyjnej kuli (lub punktu) o nieskończonej gęstości i temperaturze. Ten stan nazwano osobliwością. Nagle osobliwość zaczęła się rozszerzać i zrodziła wszechświat taki, jaki znamy.
Warto zauważyć, że teoria Wielkiego Wybuchu jest tylko jedną z wielu proponowanych hipotez o pochodzeniu Wszechświata (np. Istnieje teoria stacjonarnego Wszechświata), ale zdobyła największe uznanie i popularność. Nie tylko wyjaśnia źródło całej znanej materii, prawa fizyki i wielką strukturę wszechświata, ale także opisuje przyczyny ekspansji wszechświata i wiele innych aspektów i zjawisk.
Chronologia wydarzeń w teorii Wielkiego Wybuchu
Opierając się na wiedzy o obecnym stanie Wszechświata, naukowcy sugerują, że wszystko powinno się zacząć od jednego punktu o nieskończonej gęstości i skończonym czasie, który zaczął się rozszerzać. Teoria mówi, że po początkowej ekspansji wszechświat przeszedł przez fazę ochładzania, która umożliwiła pojawienie się cząstek subatomowych, a później prostych atomów. Gigantyczne chmury tych starożytnych pierwiastków później, dzięki grawitacji, zaczęły formować gwiazdy i galaktyki.
Wszystko to, według naukowców, zaczęło się około 13,8 miliarda lat temu, dlatego ten punkt wyjścia jest uważany za wiek wszechświata. Poprzez badanie różnych zasad teoretycznych, eksperymenty z akceleratorami cząstek i stanami wysokoenergetycznymi, a także poprzez badania astronomiczne odległych zakątków Wszechświata, naukowcy wyprowadzili i zaproponowali chronologię wydarzeń, które rozpoczęły się wraz z Wielkim Wybuchem i ostatecznie doprowadziły Wszechświat do stanu ewolucji kosmicznej, która odbywa się teraz.
Film promocyjny:
Naukowcy uważają, że najwcześniejsze okresy narodzin Wszechświata - trwające od 10-43 do 10-11 sekund po Wielkim Wybuchu - są nadal przedmiotem kontrowersji i dyskusji. Biorąc pod uwagę, że prawa fizyki, które znamy teraz, nie mogły istnieć w tym czasie, bardzo trudno jest zrozumieć, w jaki sposób regulowano procesy we wczesnym Wszechświecie. Ponadto nie przeprowadzono jeszcze eksperymentów z wykorzystaniem tych możliwych rodzajów energii, które mogły być obecne w tym czasie. Tak czy inaczej, wiele teorii na temat powstania wszechświata ostatecznie zgadza się, że w pewnym momencie istniał punkt wyjścia, od którego wszystko się zaczęło.
Era osobliwości
Znany również jako era Plancka (lub era Plancka), uważa się, że jest to najwcześniejszy znany okres w ewolucji wszechświata. W tym czasie cała materia znajdowała się w jednym punkcie o nieskończonej gęstości i temperaturze. W tym okresie naukowcy uważają, że efekty kwantowe oddziaływań grawitacyjnych zdominowały zjawiska fizyczne, a żadna z sił fizycznych nie była równa sile grawitacji.
Era Plancka podobno trwała od 0 do 10-43 sekund i została nazwana tak, ponieważ jej czas trwania można mierzyć tylko czasem Plancka. Z powodu ekstremalnych temperatur i nieskończonej gęstości materii stan wszechświata w tym okresie był wyjątkowo niestabilny. Potem nastąpiły okresy ekspansji i ochłodzenia, które doprowadziły do pojawienia się podstawowych sił fizyki.
W przybliżeniu w okresie od 10-43 do 10-36 sekund we Wszechświecie miał miejsce proces zderzenia stanów temperatur przejścia. Uważa się, że w tym momencie fundamentalne siły rządzące obecnym wszechświatem zaczęły się od siebie oddzielać. Pierwszym krokiem na tym wydziale było pojawienie się sił grawitacyjnych, silnych i słabych oddziaływań jądrowych oraz elektromagnetyzmu.
W okresie od około 10-36 do 10-32 sekund po Wielkim Wybuchu temperatura Wszechświata stała się dostatecznie niska (1028 K), co doprowadziło do rozdzielenia sił elektromagnetycznych (oddziaływanie silne) i słabego oddziaływania jądrowego (oddziaływanie słabe).
Era inflacji
Wraz z pojawieniem się pierwszych fundamentalnych sił we Wszechświecie rozpoczęła się era inflacji, która trwała od 10-32 sekund według czasu Plancka do nieznanego punktu w czasie. Większość modeli kosmologicznych zakłada, że wszechświat był w tym okresie równomiernie wypełniony energią o dużej gęstości i że niewiarygodnie wysokie temperatury i ciśnienia doprowadziły do jego szybkiego rozszerzania się i ochładzania.
Zaczęło się w 10-37 sekundach, kiedy po fazie przejścia, która spowodowała rozdzielenie sił, nastąpiła wykładnicza ekspansja Wszechświata. W tym samym okresie Wszechświat znajdował się w stanie barioogenezy, kiedy temperatura była tak wysoka, że nieuporządkowany ruch cząstek w przestrzeni zachodził z prędkością bliską prędkości światła.
W tym czasie powstają pary cząstek - antycząstek, które natychmiast zderzają się, co, jak się uważa, doprowadziło do dominacji materii nad antymaterią we współczesnym Wszechświecie. Po zakończeniu inflacji Wszechświat składał się z plazmy kwarkowo-gluonowej i innych cząstek elementarnych. Od tego momentu Wszechświat zaczął się ochładzać, materia zaczęła się formować i łączyć.
Era chłodzenia
Wraz ze spadkiem gęstości i temperatury we Wszechświecie w każdej cząstce zaczął następować spadek energii. Ten stan przejściowy trwał do momentu, gdy siły podstawowe i cząstki elementarne przybrały swoją obecną postać. Ponieważ energia cząstek spadła do wartości, które można dziś osiągnąć w ramach eksperymentów, faktyczna możliwa obecność tego okresu budzi znacznie mniej kontrowersji wśród naukowców.
Na przykład naukowcy uważają, że 10-11 sekund po Wielkim Wybuchu energia cząstek znacznie się zmniejszyła. Około 10-6 sekund kwarki i gluony zaczęły tworzyć bariony - protony i neutrony. Kwarki zaczęły dominować nad antykwarkami, co z kolei doprowadziło do przewagi barionów nad antyarionami.
Ponieważ temperatura nie była już wystarczająco wysoka, aby stworzyć nowe pary proton-antyproton (lub pary neutron-antyneutron), nastąpiło masowe zniszczenie tych cząstek, co doprowadziło do pozostałej tylko 1/1010 liczby oryginalnych protonów i neutronów oraz całkowitego zaniku ich antycząstek. Podobny proces miał miejsce około 1 sekundy po Wielkim Wybuchu. Jedynymi „ofiarami” były tym razem elektrony i pozytony. Po masowej destrukcji pozostałe protony, neutrony i elektrony zatrzymały swój losowy ruch, a gęstość energii Wszechświata została wypełniona fotonami oraz w mniejszym stopniu neutrinami.
W pierwszych minutach ekspansji Wszechświata rozpoczął się okres nukleosyntezy (syntezy pierwiastków chemicznych). Ze względu na spadek temperatury do 1 miliarda kelwinów i spadek gęstości energii do wartości zbliżonych do gęstości powietrza, neutrony i protony zaczęły się mieszać i tworzyć pierwszy stabilny izotop wodoru (deuteru), a także atomy helu. Niemniej jednak większość protonów we Wszechświecie pozostała niespójnymi jądrami atomów wodoru.
Około 379 000 lat później elektrony połączyły się z tymi jądrami wodoru, tworząc atomy (znowu głównie wodór), podczas gdy promieniowanie oddzieliło się od materii i nadal prawie bez przeszkód rozszerzało się w przestrzeni. To promieniowanie jest zwykle nazywane promieniowaniem reliktowym i jest najstarszym źródłem światła we Wszechświecie.
Wraz z rozszerzaniem KMPT stopniowo tracił swoją gęstość i energię, a obecnie jego temperatura wynosi 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), a gęstość energii 0,25 eV (lub 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotonów / cm³). Reliktowe promieniowanie rozciąga się we wszystkich kierunkach i na odległość około 13,8 miliardów lat świetlnych, ale szacunki jego faktycznej propagacji mówią, że około 46 miliardów lat świetlnych od centrum Wszechświata.
Wiek struktury (wiek hierarchiczny)
W ciągu następnych kilku miliardów lat gęstsze obszary materii, niemal równomiernie rozmieszczone we Wszechświecie, zaczęły się przyciągać. W rezultacie stały się jeszcze gęstsze, zaczęły tworzyć obłoki gazu, gwiazd, galaktyk i innych struktur astronomicznych, które możemy obserwować w chwili obecnej. Ten okres nazywany jest erą hierarchiczną. W tym czasie Wszechświat, który teraz widzimy, zaczął nabierać kształtu. Materia zaczęła łączyć się w struktury różnej wielkości - gwiazdy, planety, galaktyki, gromady galaktyczne, a także galaktyczne supergromady, oddzielone międzygalaktycznymi barierami zawierającymi tylko kilka galaktyk.
Szczegóły tego procesu można opisać zgodnie z ideą ilości i rodzaju materii rozproszonej we Wszechświecie, która jest reprezentowana w postaci zimnej, ciepłej, gorącej ciemnej materii i materii barionowej. Jednak współczesnym standardowym kosmologicznym modelem Wielkiego Wybuchu jest model Lambda-CDM, zgodnie z którym cząstki ciemnej materii poruszają się wolniej niż prędkość światła. Został wybrany, ponieważ rozwiązuje wszystkie sprzeczności, które pojawiły się w innych modelach kosmologicznych.
Zgodnie z tym modelem zimna ciemna materia stanowi około 23 procent całej materii / energii we wszechświecie. Udział materii barionowej wynosi około 4,6 procent. Lambda CDM odnosi się do tak zwanej stałej kosmologicznej: teorii zaproponowanej przez Alberta Einsteina, która charakteryzuje właściwości próżni i przedstawia równowagę między masą a energią jako stałą, statyczną wielkość. W tym przypadku jest to związane z ciemną energią, która służy jako akcelerator rozszerzania się wszechświata i utrzymuje gigantyczne struktury kosmologiczne w dużej mierze jednorodne.
Długoterminowe prognozy dotyczące przyszłości wszechświata
Hipotezy, że ewolucja wszechświata ma punkt wyjścia, w naturalny sposób prowadzi naukowców do pytań o możliwy punkt końcowy tego procesu. Jeśli Wszechświat rozpoczął swoją historię od małego punktu o nieskończonej gęstości, który nagle zaczął się rozszerzać, czy to oznacza, że będzie również rozszerzał się w nieskończoność? A może pewnego dnia zabraknie mu siły ekspansywnej i rozpocznie się proces odwrotnej kompresji, którego końcowym rezultatem będzie ten sam nieskończenie gęsty punkt?
Odpowiedzi na te pytania były głównym celem kosmologów od samego początku debaty o tym, który kosmologiczny model Wszechświata jest poprawny. Wraz z przyjęciem teorii Wielkiego Wybuchu, ale w dużej mierze dzięki obserwacji ciemnej energii w latach 90., naukowcy doszli do porozumienia co do dwóch najbardziej prawdopodobnych scenariuszy ewolucji Wszechświata.
Zgodnie z pierwszą, zwaną „wielką kompresją”, Wszechświat osiągnie maksymalne rozmiary i zacznie się zapadać. Ten scenariusz będzie możliwy, jeśli tylko gęstość masy Wszechświata stanie się większa niż sama gęstość krytyczna. Innymi słowy, jeśli gęstość materii osiągnie określoną wartość lub stanie się wyższa od tej wartości (1-3 × 10-26 kg materii na m3), Wszechświat zacznie się kurczyć.
Alternatywą jest inny scenariusz, który stwierdza, że jeśli gęstość we Wszechświecie jest równa lub niższa od gęstości krytycznej, to jego ekspansja spowolni, ale nigdy całkowicie się nie zatrzyma. Hipoteza ta, nazwana „termiczną śmiercią Wszechświata”, będzie się dalej rozszerzać, aż proces formowania się gwiazd przestanie pochłaniać gaz międzygwiazdowy w każdej z otaczających galaktyk. Oznacza to, że transfer energii i materii z jednego obiektu do drugiego całkowicie się zatrzyma. Wszystkie istniejące gwiazdy w tym przypadku wypalą się i zamienią w białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury.
Stopniowo czarne dziury zderzają się z innymi czarnymi dziurami, co doprowadzi do powstawania coraz większych. Średnia temperatura Wszechświata zbliży się do zera absolutnego. Czarne dziury ostatecznie „wyparują”, uwalniając ostatnie promieniowanie Hawkinga. Ostatecznie entropia termodynamiczna we Wszechświecie osiągnie maksimum. Nadejdzie śmierć cieplna.
Współczesne obserwacje, które uwzględniają obecność ciemnej energii i jej wpływ na rozszerzanie się przestrzeni, skłoniły naukowców do wniosku, że z czasem coraz więcej przestrzeni we Wszechświecie będzie przekraczać nasz horyzont zdarzeń i stawać się dla nas niewidoczne. Ostateczny i logiczny skutek tego nie jest jeszcze znany naukowcom, ale „śmierć cieplna” może być końcowym punktem takich wydarzeń.
Istnieją inne hipotezy dotyczące dystrybucji ciemnej energii, a raczej jej możliwych typów (na przykład energia fantomowa). Według nich gromady galaktyczne, gwiazdy, planety, atomy, jądra atomów i sama materia zostaną rozerwane w wyniku jej niekończącej się ekspansji. Ten scenariusz ewolucyjny nazywany jest „wielką luką”. Zgodnie z tym scenariuszem sama ekspansja jest przyczyną śmierci wszechświata.
Historia teorii Wielkiego Wybuchu
Najwcześniejsza wzmianka o Wielkim Wybuchu pochodzi z początku XX wieku i jest związana z obserwacjami kosmosu. W 1912 roku amerykański astronom Vesto Slipher przeprowadził serię obserwacji galaktyk spiralnych (które pierwotnie pojawiły się jako mgławice) i zmierzył ich przesunięcie dopplerowskie. Prawie we wszystkich przypadkach obserwacje wykazały, że galaktyki spiralne oddalają się od naszej Drogi Mlecznej.
W 1922 r. Wybitny rosyjski matematyk i kosmolog Alexander Fridman wyprowadził z równań Einsteina tak zwane równania Friedmana dla ogólnej teorii względności. Pomimo postępu teorii Einsteina na rzecz stałej kosmologicznej, praca Friedmanna wykazała, że Wszechświat raczej się rozszerza.
W 1924 r. Pomiary odległości Edwina Hubble'a dotyczące odległości do najbliższej mgławicy spiralnej wykazały, że systemy te to w rzeczywistości inne galaktyki. W tym samym czasie Hubble zaczął opracowywać serię metryk odejmowania odległości za pomocą 2,5-metrowego teleskopu Hookera w Obserwatorium Mount Wilson. Do 1929 roku Hubble odkrył związek między odległością a szybkością oddalania się galaktyk, co później stało się prawem Hubble'a.
W 1927 r. Belgijski matematyk, fizyk i katolicki ksiądz Georges Lemaitre niezależnie doszedł do tych samych wyników, co równania Friedmanna i jako pierwszy sformułował zależność między odległością a prędkością galaktyk, podając pierwsze oszacowanie współczynnika tej zależności. Lemaitre uważał, że kiedyś w przeszłości cała masa wszechświata była skoncentrowana w jednym punkcie (atomie).
Te odkrycia i założenia wywołały wiele kontrowersji między fizykami w latach 20. i 30., z których większość uważała, że Wszechświat znajduje się w stanie stacjonarnym. Zgodnie z przyjętym wówczas modelem, wraz z nieskończoną ekspansją Wszechświata tworzy się nowa materia, która jest równomiernie i równomiernie rozłożona na całej swojej długości. Wśród popierających ją uczonych idea Wielkiego Wybuchu wydawała się bardziej teologiczna niż naukowa. Lemaitre był krytykowany za uprzedzenia wynikające z uprzedzeń religijnych.
Należy zauważyć, że w tym samym czasie istniały inne teorie. Na przykład model Wszechświata Milne'a i model cykliczny. Oba opierały się na postulatach ogólnej teorii względności Einsteina, a następnie otrzymały wsparcie od samego naukowca. Zgodnie z tymi modelami wszechświat istnieje w niekończącym się strumieniu powtarzających się cykli ekspansji i zapadania się.
Po II wojnie światowej wybuchła gorąca debata między zwolennikami stacjonarnego modelu Wszechświata (opisanego przez astronoma i fizyka Freda Hoyle'a) a zwolennikami teorii Wielkiego Wybuchu, która szybko zyskiwała popularność w środowisku naukowym. Jak na ironię, to Hoyle ukuł wyrażenie „wielki wybuch”, które później stało się nazwą nowej teorii. Stało się to w marcu 1949 roku w brytyjskim radiu BBC.
W końcu dalsze badania naukowe i obserwacje przemawiały coraz bardziej na korzyść teorii Wielkiego Wybuchu i coraz częściej kwestionowały model stacjonarnego wszechświata. Odkrycie i potwierdzenie KMPT w 1965 r. Ostatecznie utrwaliło Wielki Wybuch jako najlepszą teorię powstania i ewolucji wszechświata. Od późnych lat sześćdziesiątych do dziewięćdziesiątych XX wieku astronomowie i kosmolodzy przeprowadzili jeszcze więcej badań nad Wielkim Wybuchem i znaleźli rozwiązania wielu teoretycznych problemów, które stoją na przeszkodzie tej teorii.
Rozwiązania te obejmują na przykład prace Stephena Hawkinga i innych fizyków, którzy udowodnili, że osobliwość była niezaprzeczalnym początkowym stanem ogólnej teorii względności i kosmologicznym modelem Wielkiego Wybuchu. W 1981 roku fizyk Alan Guth opracował teorię opisującą okres gwałtownej ekspansji kosmicznej (epoka inflacji), która rozwiązała wiele wcześniej nierozwiązanych teoretycznych pytań i problemów.
W latach dziewięćdziesiątych wzrosło zainteresowanie ciemną energią, która była postrzegana jako klucz do rozwiązania wielu nierozwiązanych problemów kosmologii. Oprócz chęci znalezienia odpowiedzi na pytanie, dlaczego wszechświat wraz z matką ciemności traci swoją masę (hipotezę zaproponował jeszcze w 1932 roku Jan Oort), konieczne było także znalezienie wyjaśnienia, dlaczego wszechświat wciąż przyspiesza.
Dalszy postęp w badaniach jest wynikiem stworzenia bardziej zaawansowanych teleskopów, satelitów i modeli komputerowych, które umożliwiły astronomom i kosmologom dalsze spojrzenie na wszechświat i lepsze zrozumienie jego prawdziwego wieku. Rozwój teleskopów kosmicznych i pojawienie się takich jak na przykład Cosmic Background Explorer (lub COBE), Kosmiczny Teleskop Hubble'a, Mikrofalowa Sonda Anizotropowa Wilkinsona (WMAP) i Planck Space Observatory również wniosły nieoceniony wkład w badanie tego zagadnienia.
Dziś kosmolodzy mogą mierzyć różne parametry i cechy modelu teorii Wielkiego Wybuchu z dość dużą dokładnością, nie wspominając o dokładniejszych obliczeniach wieku otaczającej nas przestrzeni. Ale wszystko zaczęło się od zwykłej obserwacji masywnych obiektów kosmicznych znajdujących się wiele lat świetlnych od nas i powoli oddalających się od nas. I chociaż nie mamy pojęcia, jak to wszystko się skończy, zgodnie z kosmologicznymi standardami zrozumienie tego nie zajmie zbyt wiele czasu.
