Cum a apărut universul nostru? Cum s-a transformat într-un spațiu aparent nesfârșit? Și ce va deveni după multe milioane și miliarde de ani? Aceste întrebări au chinuit (și continuă să chinuie) mintea filozofilor și a oamenilor de știință, se pare, încă de la începutul timpului, dând naștere la multe teorii interesante și uneori chiar nebunești. Astăzi, majoritatea astronomilor și cosmologilor au ajuns la un acord general potrivit căruia Universul așa cum îl știm a apărut ca urmare a unei explozii uriașe, care a generat nu numai cea mai mare parte a materiei, dar a fost sursa legilor fizice de bază conform cărora cosmosul care ne înconjoară există. Toate acestea se numesc teoria Big Bang.
Bazele teoriei Big Bang sunt relativ simple. Pe scurt, potrivit ei, toată materia care a existat și există acum în Univers a apărut în același timp - acum aproximativ 13,8 miliarde de ani. În acel moment în timp, toată materia exista sub forma unei bile abstracte (sau punct) foarte compacte, cu densitate și temperatură infinită. Această stare a fost numită singularitate. Deodată, singularitatea a început să se extindă și a născut universul așa cum îl știm.
Este demn de remarcat faptul că teoria Big Bang este doar una dintre multe ipoteze propuse despre originea Universului (de exemplu, există și teoria unui Univers staționar), dar a primit cea mai largă recunoaștere și popularitate. Nu numai că explică sursa întregii materii cunoscute, legile fizicii și marea structură a universului, ci descrie și motivele pentru extinderea universului și multe alte aspecte și fenomene.
Cronologia evenimentelor din teoria Big Bang
Pe baza cunoașterii stării actuale a Universului, oamenii de știință sugerează că totul ar fi trebuit să înceapă dintr-un singur punct cu densitate infinită și timp finit, care a început să se extindă. După expansiunea inițială, spune teoria, universul a trecut printr-o fază de răcire care a permis apariția particulelor subatomice și ulterior a atomilor simpli. Nori uriași din aceste elemente antice mai târziu, grație gravitației, au început să formeze stele și galaxii.
Toate acestea, potrivit oamenilor de știință, au început în urmă cu aproximativ 13,8 miliarde de ani și, prin urmare, acest punct de plecare este considerat vârsta universului. Prin studiul diverselor principii teoretice, experimente care implică acceleratoare de particule și stări de mare energie, precum și prin studii astronomice ale colțurilor îndepărtate ale Universului, oamenii de știință au derivat și au propus o cronologie a evenimentelor care au început cu Big Bang-ul și au condus Universul în final la starea evoluției cosmice, care are loc acum.
Video promotional:
Oamenii de știință consideră că primele perioade ale nașterii universului - care durează între 10-43 și 10-11 secunde după Big Bang - sunt încă subiect de controverse și discuții. Având în vedere că legile fizicii pe care le cunoaștem acum nu ar putea exista la acel moment, este foarte dificil să înțelegem cum au fost reglementate procesele din acest Univers timpuriu. În plus, experimentele care utilizează acele tipuri posibile de energii care ar putea fi prezente la acel moment nu au fost încă efectuate. Oricum ar fi, multe teorii despre originea universului sunt de acord că, la un moment dat, a existat un punct de plecare de la care a început totul.
Era epocii singularității
Cunoscută și sub denumirea de era Planck (sau era Planck), este considerată cea mai timpurie perioadă cunoscută din evoluția universului. În acest moment, toată materia era conținută într-un singur punct de densitate și temperatură infinită. În această perioadă, oamenii de știință consideră că efectele cuantice ale interacțiunii gravitaționale au dominat fizicul și niciuna dintre forțele fizice nu a fost egală cu forța cu gravitația.
Se presupune că era Planck a durat de la 0 până la 10-43 secunde și este numită astfel, deoarece durata sa poate fi măsurată doar prin timpul Planck. Datorită temperaturilor extreme și a densității infinite a materiei, starea universului în această perioadă a fost extrem de instabilă. Aceasta a fost urmată de perioade de expansiune și răcire care au dus la apariția forțelor fundamentale ale fizicii.
Aproximativ în perioada cuprinsă între 10-43 până la 10-36 secunde, procesul de coliziune a stărilor de temperatură de tranziție a avut loc în Univers. Se crede că în acest moment forțele fundamentale care guvernează universul actual au început să se separe între ele. Primul pas în acest departament a fost apariția forțelor gravitaționale, interacțiuni nucleare puternice și slabe și electromagnetism.
În perioada cuprinsă între aproximativ 10-36 și 10-32 secunde după Big Bang, temperatura Universului a devenit suficient de scăzută (1028 K), ceea ce a dus la separarea forțelor electromagnetice (interacțiune puternică) și interacțiune nucleară slabă (interacțiune slabă).
Era erei inflației
Odată cu apariția primelor forțe fundamentale în Univers, a început epoca inflației, care a durat de la 10-32 de secunde conform timpului Planck până la un moment necunoscut în timp. Majoritatea modelelor cosmologice presupun că universul a fost umplut uniform cu energie de înaltă densitate în această perioadă și că temperaturile și presiunile incredibil de ridicate au dus la extinderea rapidă și la răcire.
A început la 10-37 de secunde, când faza de tranziție, care a determinat separarea forțelor, a fost urmată de o extindere exponențială a Universului. În aceeași perioadă de timp, Universul se afla într-o stare de barogeneză, când temperatura era atât de ridicată încât mișcarea dezordonată a particulelor în spațiu a avut loc la o viteză aproape de lumină.
În acest moment, perechi de particule - antiparticule se formează și se ciocnesc imediat, ceea ce se crede că a dus la dominarea materiei peste antimaterie în Universul modern. După sfârșitul inflației, Universul a fost format din plasma de quark-gluon și alte particule elementare. Din acel moment, Universul a început să se răcească, materia a început să se formeze și să se combine.
Era de răcire
Odată cu scăderea densității și a temperaturii în interiorul Universului, a început să apară o scădere a energiei în fiecare particulă. Această stare de tranziție a durat până când forțele fundamentale și particulele elementare au ajuns la forma lor actuală. Deoarece energia particulelor a scăzut la valori care pot fi obținute astăzi în cadrul experimentelor, prezența reală posibilă a acestei perioade de timp provoacă controverse mult mai puține în rândul oamenilor de știință.
De exemplu, oamenii de știință cred că la 10-11 secunde de la Big Bang, energia particulelor a scăzut semnificativ. La aproximativ 10-6 secunde, quark-urile și gluonii au început să formeze baroni - protoni și neutroni. Quark-urile au început să predomine peste anticarici, ceea ce la rândul său a condus la predominanța barionilor peste antibiotoni.
Întrucât temperatura nu mai era suficient de ridicată pentru a crea noi perechi proton-antiproton (sau perechi neutron-antineutron), a urmat distrugerea masivă a acestor particule, ceea ce a dus la restul a numai 1/1010 din numărul de protoni și neutroni originali și dispariția completă a antiparticulelor lor. Un proces similar a avut loc la aproximativ 1 secundă după Big Bang. Doar „victimele” de data aceasta au fost electroni și pozitroni. După distrugerea în masă, protonii, neutronii și electronii rămași și-au oprit mișcarea aleatorie, iar densitatea energetică a universului a fost umplută cu fotoni și, într-o măsură mai mică, cu neutrini.
În primele minute ale extinderii Universului a început perioada de nucleosinteză (sinteza elementelor chimice). Datorită scăderii temperaturii la 1 miliard de kelvin și scăderii densității energiei până la valori echivalente cu densitatea aerului, neutronii și protonii au început să se amestece și să formeze primul izotop stabil al hidrogenului (deuteriu), precum și atomii de heliu. Cu toate acestea, majoritatea protonilor din univers au rămas ca nuclei incoerenti de atomi de hidrogen.
Aproximativ 379.000 de ani mai târziu, electronii combinați cu acești nuclei de hidrogen pentru a forma atomi (din nou, în mare parte hidrogen), în timp ce radiațiile s-au separat de materie și au continuat să se extindă aproape nestingheriți prin spațiu. Această radiație este de obicei numită radiație relicvă și este cea mai veche sursă de lumină din Univers.
Odată cu extinderea, radiația relicvă și-a pierdut treptat densitatea și energia, iar în momentul de față temperatura acesteia este de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), iar densitatea energetică a acesteia este de 0,25 eV (sau 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). Radiația relicvă se extinde în toate direcțiile și pe o distanță de aproximativ 13,8 miliarde de ani-lumină, dar estimările propagării sale reale spun aproximativ 46 de miliarde de ani-lumină din centrul universului.
Vârsta structurii (Epoca ierarhică)
În următorii câțiva miliarde de ani, regiunile mai dense ale materiei, distribuite aproape uniform în Univers, au început să se atragă reciproc. Drept urmare, au devenit și mai densi, au început să formeze nori de gaz, stele, galaxii și alte structuri astronomice pe care le putem observa în prezent. Această perioadă se numește era ierarhică. În acest moment, Universul pe care îl vedem acum a început să-și ia forma. Materia a început să se combine în structuri de diferite dimensiuni - stele, planete, galaxii, ciorchini galactici, precum și în supercluzele galactice, separate prin bariere intergalactice care conțin doar câteva galaxii.
Detaliile acestui proces pot fi descrise în funcție de ideea cantității și tipului de materie distribuite în Univers, care este reprezentată sub formă de materie rece, caldă, întunecată și de materie baryonică. Cu toate acestea, modelul cosmologic standard actual al Big Bang-ului este modelul Lambda-CDM, conform căruia particulele de materie întunecată se mișcă mai lent decât viteza luminii. A fost aleasă pentru că rezolvă toate contradicțiile apărute în alte modele cosmologice.
Conform acestui model, materia întunecată rece reprezintă aproximativ 23 la sută din toată materia / energia din univers. Proporția materiei barionare este de aproximativ 4,6%. Lambda CDM se referă la așa-numita constantă cosmologică: o teorie propusă de Albert Einstein care caracterizează proprietățile unui vid și arată echilibrul dintre masă și energie ca o cantitate statică constantă. În acest caz, este asociată cu energia întunecată, care servește ca un accelerator pentru extinderea universului și menține structurile cosmologice gigant în mare parte omogene.
Predicții pe termen lung despre viitorul universului
Ipotezele conform cărora evoluția universului are un punct de plecare îi determină în mod natural pe oamenii de știință la întrebări despre posibilul punct final al acestui proces. Dacă Universul și-a început istoria dintr-un punct mic, cu densitate infinită, care a început brusc să se extindă, asta înseamnă că se va extinde și la infinit? Sau, într-o zi, va rămâne fără forță expansivă și va începe un proces de compresie inversă, al cărui rezultat final va fi același punct infinit de dens?
Răspunsurile la aceste întrebări au fost obiectivul principal al cosmologilor încă de la începutul dezbaterii despre care modelul cosmologic al Universului este corect. Odată cu adoptarea teoriei Big Bang, dar în mare parte datorită observării energiei întunecate în anii 90, oamenii de știință au ajuns la un acord cu privire la două scenarii cel mai probabil pentru evoluția universului.
Conform primului, numit „compresia mare”, Universul va atinge dimensiunea maximă și va începe să se prăbușească. Acest scenariu va fi posibil dacă numai densitatea de masă a Universului devine mai mare decât densitatea critică în sine. Cu alte cuvinte, dacă densitatea materiei atinge o anumită valoare sau devine mai mare decât această valoare (1-3 × 10-26 kg de materie pe m³), Universul va începe să se contracte.
O alternativă este un alt scenariu, care afirmă că, dacă densitatea din Univers este egală sau mai mică decât densitatea critică, atunci expansiunea sa se va încetini, dar niciodată nu se va opri complet. Această ipoteză, supranumită „moartea termică a universului”, ar continua să se extindă până când formarea stelelor încetează să mai consume gaz interstelar în fiecare dintre galaxiile din jur. Adică, transferul de energie și materie de la un obiect la altul se va opri complet. Toate stelele existente în acest caz se vor arde și se vor transforma în pitici albe, stele cu neutroni și găuri negre.
Treptat, găurile negre se vor ciocni cu alte găuri negre, ceea ce va duce la formarea celor mai mari și mai mari. Temperatura medie a Universului se va apropia de zero absolut. În cele din urmă, găurile negre se vor „evapora”, eliberând ultima lor radiație Hawking. În cele din urmă, entropia termodinamică din Univers va deveni maximă. Moartea căldurii va veni.
Observațiile moderne care iau în calcul prezența energiei întunecate și efectul acesteia asupra extinderii spațiului i-au determinat pe oamenii de știință să concluzioneze că, în timp, tot mai mult spațiu în univers va trece dincolo de orizontul evenimentului nostru și va deveni invizibil pentru noi. Rezultatul final și logic al acestui lucru nu este încă cunoscut de oamenii de știință, dar „moartea prin căldură” poate fi punctul final al unor astfel de evenimente.
Există și alte ipoteze cu privire la distribuția energiei întunecate sau, mai degrabă, la tipurile sale posibile (de exemplu, energia fantomă). Potrivit acestora, grupurile galactice, stelele, planetele, atomii, nucleii de atomi și materia în sine vor fi sfărâmate ca urmare a expansiunii sale nesfârșite. Acest scenariu evolutiv este denumit „mare decalaj”. Conform acestui scenariu, expansiunea în sine este cauza morții universului.
Istoria teoriei Big Bang
Cea mai veche mențiune despre Big Bang datează de la începutul secolului XX și este asociată cu observații ale spațiului. În 1912, astronomul american Vesto Slipher a efectuat o serie de observații asupra galaxiilor spiralate (care inițial păreau a fi nebuloase) și a măsurat redshift-ul lor Doppler. În aproape toate cazurile, observațiile au arătat că galaxiile spiralate se îndepărtează de Calea Lactee.
În 1922, excelentul matematician și cosmolog rus Alexander Fridman a derivat așa-numitele ecuații Friedman din ecuațiile lui Einstein pentru teoria generală a relativității. În ciuda avansării Einstein a teoriei în favoarea unei constante cosmologice, opera lui Friedmann a arătat că universul se extinde mai degrabă.
În 1924, măsurătorile lui Edwin Hubble ale distanței până la cea mai apropiată nebuloasă spirală au arătat că aceste sisteme sunt de fapt alte galaxii. În același timp, Hubble a început să dezvolte o serie de metrici de scădere la distanță folosind telescopul Hooker de 2,5 metri de la Observatorul Mount Wilson. Până în 1929, Hubble descoperise o relație între distanță și rata de descărcare a galaxiilor, care ulterior a devenit Legea lui Hubble.
În 1927, matematicianul, fizicianul și preotul catolic belgian Georges Lemaitre au ajuns, în mod independent, la aceleași rezultate pe care le arată ecuațiile lui Friedmann și a fost primul care a formulat relația dintre distanța și viteza galaxiilor, oferind prima estimare a coeficientului acestei relații. Lemaitre credea că, la un moment dat, în trecut, întreaga masă a universului era concentrată într-un singur punct (atom).
Aceste descoperiri și presupuneri au stârnit o mulțime de controverse între fizicienii din anii 20 și 30, majoritatea crezând că universul se află într-o stare staționară. Conform modelului stabilit la acea vreme, materia nouă este creată împreună cu expansiunea infinită a Universului, fiind uniformă și egală în densitate distribuită pe întreaga sa lungime. Printre savanții care îl susțin, ideea Big Bang-ului părea mai mult teologică decât științifică. Lemaitre a fost criticat pentru părtinirea bazată pe părtinirea religioasă.
Trebuie menționat că alte teorii au existat în același timp. De exemplu, modelul lui Milne al Universului și modelul ciclic. Ambele s-au bazat pe postulatele teoriei generale a relativității lui Einstein și au primit ulterior sprijin din partea omului de știință. Conform acestor modele, universul există într-un flux nesfârșit de cicluri repetate de expansiune și colaps.
După cel de-al doilea război mondial, o dezbatere aprinse a izbucnit între susținătorii unui model staționar al universului (descris de fapt de astronomul și fizicianul Fred Hoyle) și susținătorii teoriei Big Bang, care câștiga rapid popularitate în rândul comunității științifice. În mod ironic, Hoyle a inventat sintagma „big bang”, care a devenit ulterior numele noii teorii. S-a întâmplat în martie 1949 pe radioul britanic BBC.
În cele din urmă, cercetări și observații științifice suplimentare au vorbit tot mai mult în favoarea teoriei Big Bang și au contestat din ce în ce mai mult modelul unui univers staționar. Descoperirea și confirmarea CMB în 1965 a consolidat în cele din urmă Big Bang-ul ca cea mai bună teorie a originii și evoluției universului. De la sfârșitul anilor 1960 până în anii 90, astronomii și cosmologii au efectuat și mai multe cercetări în Big Bang și au găsit soluții pentru multe dintre problemele teoretice care stau în calea acestei teorii.
Aceste soluții includ, de exemplu, opera lui Stephen Hawking și a altor fizicieni, care au dovedit că singularitatea era starea inițială de necontestat a relativității generale și modelul cosmologic al Big Bang-ului. În 1981, fizicianul Alan Guth a dezvoltat o teorie care descrie perioada de expansiune cosmică rapidă (epoca inflaționistă), care a rezolvat multe întrebări și probleme teoretice nerezolvate anterior.
În anii 90, a existat un interes crescut pentru energia întunecată, care a fost văzută ca cheia rezolvării multor probleme nerezolvate în cosmologie. Pe lângă dorința de a găsi un răspuns la întrebarea de ce universul își pierde masa împreună cu mama întunecată (ipoteza a fost propusă în 1932 de Jan Oort), a fost, de asemenea, necesară găsirea unei explicații pentru ce universul încă se accelerează.
Progresele ulterioare ale cercetării se datorează creării de telescoape, sateliți și modele de computer mai avansate care au permis astronomilor și cosmologilor să privească mai departe în univers și să înțeleagă mai bine vârsta sa. Dezvoltarea telescoapelor spațiale și apariția, cum ar fi, de exemplu, Cosmic Background Explorer (sau COBE), Telescopul spațial Hubble, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) și Observatorul Spațial Planck, au adus contribuții de neprețuit la studiul problemei.
Astăzi, cosmologii pot măsura diverși parametri și caracteristici ale modelului teoriei Big Bang cu o precizie destul de ridicată, ca să nu mai vorbim de calcule mai precise ale vârstei spațiului din jurul nostru. Dar totul a început cu obișnuita observație a obiectelor spațiale masive situate la mulți ani lumină de noi și încet continuând să se îndepărteze de noi. Și chiar dacă nu avem nici o idee despre cum se va termina toate acestea, nu va dura prea mult timp prin standarde cosmologice pentru a-și da seama.
