Hvordan blev vores univers skabt? Hvordan blev det til en tilsyneladende uendelig plads? Og hvad bliver det efter mange millioner og milliarder af år? Disse spørgsmål plagede (og fortsætter med at plage) sindet hos filosoffer og videnskabsfolk, det ser ud til siden begyndelsen af tiden, mens de giver anledning til mange interessante og til tider endda vanvittige teorier. I dag er de fleste astronomer og kosmologer nået til en generel aftale om, at universet, som vi kender det, optrådte som et resultat af en kæmpeeksplosion, som ikke kun frembragte størstedelen af materien, men var kilden til de grundlæggende fysiske love, i henhold til hvilke kosmos, der omgiver os, eksisterer. Alt dette kaldes Big Bang-teorien.
Grundlæggende i Big Bang-teorien er relativt enkel. Kort sagt, ifølge hende, optrådte alt stof, der eksisterede og eksisterer nu i universet på samme tid - for omkring 13,8 milliarder år siden. I det øjeblik eksisterede al materie i form af en meget kompakt abstrakt kugle (eller punkt) med uendelig massefylde og temperatur. Denne tilstand blev kaldt singulariteten. Pludselig begyndte singulariteten at udvide sig og gød universet, som vi kender det.
Det er værd at bemærke, at Big Bang-teorien kun er en af mange foreslåede hypoteser om universets oprindelse (for eksempel er der også teorien om et stationært univers), men den har modtaget den bredeste anerkendelse og popularitet. Det forklarer ikke kun kilden til al kendt stof, fysikens love og universets store struktur, det beskriver også årsagerne til udvidelsen af universet og mange andre aspekter og fænomener.
Kronologi af begivenheder i Big Bang-teorien
Baseret på viden om universets nuværende tilstand antyder forskere, at alt burde have startet fra et enkelt punkt med uendelig tæthed og begrænset tid, som begyndte at udvide. Efter den første udvidelse, siger teorien, gennemgik universet en afkølingsfase, der gjorde det muligt for subatomære partikler og senere enkle atomer at vises. Kæmpe skyer af disse gamle elementer begyndte senere takket være tyngdekraften at danne stjerner og galakser.
Alt dette, ifølge forskere, begyndte for ca. 13,8 milliarder år siden, og derfor betragtes dette udgangspunkt som universets alder. Gennem studiet af forskellige teoretiske principper, eksperimenter, der involverer partikelacceleratorer og højenergitilstander, samt gennem astronomiske undersøgelser af de fjerne hjørner af Universet, afledte og foreslog forskere en kronologi af begivenheder, der begyndte med Big Bang og førte universet i sidste ende til den kosmiske evolutionstilstand, som finder sted nu.
Salgsfremmende video:
Forskere mener, at de tidligste perioder af universets fødsel - som varer 10-43 til 10-11 sekunder efter Big Bang - stadig er genstand for kontrovers og diskussion. I betragtning af at fysiklovene, som vi nu ved, ikke kunne eksistere på dette tidspunkt, er det meget vanskeligt at forstå, hvordan processerne i dette tidlige univers blev reguleret. Derudover er eksperimenter, der bruger de mulige typer energier, der kunne være til stede på det tidspunkt, endnu ikke blevet udført. Det er som det er, mange teorier om universets oprindelse i sidste ende er enige om, at der på et tidspunkt var et udgangspunkt, hvorfra det hele begyndte.
Singularitetens æra
Også kendt som Planck-æraen (eller Planck-æraen) anses det for at være den tidligste kendte periode i universets udvikling. På dette tidspunkt var alt stof indeholdt i et enkelt punkt med uendelig tæthed og temperatur. I denne periode mener forskere, at kvanteeffekten af gravitationsinteraktion dominerede den fysiske, og ingen af de fysiske kræfter var lige så stærke som tyngdekraften.
Planck-æraen angiveligt varede fra 0 til 10-43 sekunder og er navngivet sådan, fordi dens varighed kun kan måles med Planck-tid. På grund af de ekstreme temperaturer og den uendelige tæthed af stof, var universets tilstand i denne tidsperiode ekstremt ustabil. Dette blev efterfulgt af perioder med ekspansion og afkøling, der førte til fremkomsten af fysiske grundlæggende kræfter.
Cirka i perioden 10-43 til 10-36 sekunder foregik processen med kollision af tilstande med overgangstemperaturer i universet. Det antages, at det var på dette tidspunkt, at de grundlæggende kræfter, der styrer det nuværende univers, begyndte at adskille sig fra hinanden. Det første trin i denne afdeling var fremkomsten af tyngdekræfter, stærke og svage nukleare interaktioner og elektromagnetisme.
I perioden 10-36 til 10-32 sekunder efter Big Bang blev temperaturen i universet tilstrækkelig lav (1028 K), hvilket førte til adskillelse af elektromagnetiske kræfter (stærk interaktion) og svag nuklear interaktion (svag interaktion).
Tidspunktet for inflation
Med udseendet af de første grundlæggende kræfter i universet begyndte inflationstiden, som varede fra 10-32 sekunder i henhold til Planck-tid til et ukendt tidspunkt. De fleste kosmologiske modeller antager, at universet var ensartet fyldt med høj densitet energi i denne periode, og at utroligt høje temperaturer og tryk førte til dets hurtige ekspansion og afkøling.
Det startede 10-37 sekunder, da overgangsfasen, der forårsagede adskillelse af styrker, blev efterfulgt af en eksponentiel udvidelse af universet. I samme periode var universet i en tilstand af baryogenese, da temperaturen var så høj, at den forstyrrede bevægelse af partikler i rummet skete ved en nær lyshastighed.
På dette tidspunkt dannes par af partikler - antipartikler og kolliderer straks sammen, hvilket antages at have ført til dominans af stof i forhold til antimateriale i det moderne univers. Efter afslutningen af inflationen bestod universet af quark-gluon-plasma og andre elementære partikler. Fra det øjeblik begyndte universet at køle ned, materien begyndte at dannes og kombinere.
Tiden med køling
Med et fald i densitet og temperatur inde i universet begyndte et fald i energi at forekomme i hver partikel. Denne overgangstilstand varede, indtil de grundlæggende kræfter og elementære partikler kom til deres nuværende form. Da partiklenes energi er faldet til værdier, der kan opnås i dag inden for rammerne af eksperimenter, medfører den faktiske mulige tilstedeværelse af denne tidsperiode langt mindre kontrovers blandt forskere.
For eksempel mener forskere, at partiklenes energi er faldet markant 10-11 sekunder efter Big Bang. På ca. 10-6 sekunder begyndte kvarker og gluoner at danne baryoner - protoner og neutroner. Kvarker begyndte at dominere over antikvarker, hvilket igen førte til overherredømme af baryoner over antibaryoner.
Da temperaturen ikke længere var høj nok til at skabe nye proton-antiproton-par (eller neutron-antineutron-par), fulgte massiv ødelæggelse af disse partikler, hvilket førte til den resterende del af kun 1/1010 af antallet af originale protoner og neutroner og den fuldstændige forsvinden af deres antipartikler. En lignende proces fandt sted cirka 1 sekund efter Big Bang. Kun "ofrene" denne gang var elektroner og positroner. Efter masseødelæggelsen stoppede de resterende protoner, neutroner og elektroner deres tilfældige bevægelse, og universets energitæthed blev fyldt med fotoner og i mindre grad neutrinoer.
I løbet af de første minutter af udvidelsen af universet begyndte perioden med nukleosyntesen (syntese af kemiske elementer). På grund af faldet i temperatur til 1 milliard kelvin og faldet i energitæthed til ca. værdier, der svarer til lufttætheden, begyndte neutroner og protoner at blande og danne den første stabile isotop af brint (deuterium) såvel som heliumatomer. Ikke desto mindre forblev de fleste af protoner i universet som usammenhængende kerner af hydrogenatomer.
Cirka 379.000 år senere kombinerede elektroner med disse brintkerner til atomer (igen, for det meste brint), mens stråling adskiltes fra stof og fortsatte med at ekspandere næsten uhindret gennem rummet. Denne stråling kaldes normalt relikstråling, og det er den ældste lyskilde i universet.
Med udvidelsen mistede CMB gradvist sin densitet og energi, og i øjeblikket er temperaturen 2.7260 ± 0,0013 K (-270.424 ° C), og dens energitetthet er 0,25 eV (eller 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotoner / cm³). Relikstrålingen strækker sig i alle retninger og over en afstand på ca. 13,8 milliarder lysår, men estimatet af dens faktiske udbredelse siger ca. 46 milliarder lysår fra universets centrum.
Strukturens alder (hierarkisk alder)
I løbet af de næste flere milliarder år begyndte tættere regioner af stof, næsten jævnt fordelt i universet, at tiltrække hinanden. Som et resultat blev de endnu tættere, begyndte at danne skyer af gas, stjerner, galakser og andre astronomiske strukturer, som vi kan observere på det nuværende tidspunkt. Denne periode kaldes den hierarkiske æra. På dette tidspunkt begyndte universet, som vi ser nu, at tage sin form. Materiale begyndte at forene sig i strukturer i forskellige størrelser - stjerner, planeter, galakser, galaktiske klynger såvel som galaktiske superklynger, adskilt af intergalaktiske barrierer, der kun indeholdt et par galakser.
Detaljerne i denne proces kan beskrives i henhold til ideen om mængden og typen af stof, der er distribueret i universet, som er repræsenteret i form af kold, varm, varm mørk stof og baryonisk stof. Imidlertid er den nuværende standardkosmologiske model for Big Bang Lambda-CDM-modellen, ifølge hvilken mørke stofpartikler bevæger sig langsommere end lysets hastighed. Det blev valgt, fordi det løser alle de modsætninger, der optrådte i andre kosmologiske modeller.
I henhold til denne model udgør kold mørk stof omkring 23 procent af al materie / energi i universet. Andelen af baryonisk stof er omkring 4,6 procent. Lambda CDM henviser til den såkaldte kosmologiske konstant: en teori foreslået af Albert Einstein, der karakteriserer egenskaberne ved et vakuum og viser balancen mellem masse og energi som en konstant statisk mængde. I dette tilfælde er det forbundet med mørk energi, der tjener som en accelerator til udvidelsen af universet og holder de gigantiske kosmologiske strukturer stort set homogene.
Langsigtede forudsigelser om universets fremtid
Hypoteser om, at universets udvikling har et udgangspunkt, fører naturligvis forskere til spørgsmål om det mulige slutpunkt på denne proces. Hvis universet begyndte sin historie fra et lille punkt med uendelig tæthed, som pludselig begyndte at udvide sig, betyder det da, at det også vil udvide sig uendeligt? Eller en dag vil det løbe tør for en ekspansiv kraft, og en omvendt komprimeringsproces vil begynde, hvis slutresultat vil være det samme uendeligt tætte punkt?
Svarene på disse spørgsmål har været hovedmålet for kosmologer helt fra starten af debatten om, hvilken universets kosmologiske model er korrekt. Med vedtagelsen af Big Bang-teorien, men stort set takket være observation af mørk energi i 1990'erne, kom forskere til enighed om to mest sandsynlige scenarier for universets udvikling.
I henhold til den første, kaldet "den store komprimering", vil universet nå sin maksimale størrelse og begynde at kollapse. Dette scenarie vil være muligt, hvis kun universets massetæthed bliver større end selve den kritiske tæthed. Med andre ord, hvis materialetætheden når en bestemt værdi eller bliver højere end denne værdi (1-3 × 10-26 kg stof pr. M³), vil universet begynde at trække sig sammen.
Et alternativ er et andet scenario, der siger, at hvis tætheden i universet er lig med eller under den kritiske tæthed, vil dens ekspansion blive langsommere, men aldrig helt stoppe. Denne hypotese, kaldet "universets termiske død", ville fortsætte med at ekspandere, indtil stjernedannelse ophører med at forbruge interstellar gas i hver af de omkringliggende galakser. Det vil sige, overførslen af energi og stof fra et objekt til et andet vil helt stoppe. Alle eksisterende stjerner i dette tilfælde vil brænde ud og blive til hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller.
Efterhånden vil sorte huller kollidere med andre sorte huller, hvilket vil føre til dannelse af større og større huller. Universets gennemsnitstemperatur nærmer sig absolut nul. De sorte huller vil til sidst "fordampe" og frigive deres sidste Hawking-stråling. Til sidst vil den termodynamiske entropi i universet blive maksimal. Varmedød kommer.
Moderne observationer, der tager højde for tilstedeværelsen af mørk energi og dens virkning på udvidelsen af rummet, fik forskere til at konkludere, at med tiden vil mere og mere plads i universet passere ud over vores begivenhedshorisont og blive usynlige for os. Det endelige og logiske resultat heraf er endnu ikke kendt af videnskabsmænd, men "varmedød" kan godt være slutpunktet på sådanne begivenheder.
Der er andre hypoteser om distributionen af mørk energi eller rettere sagt dens mulige typer (for eksempel fantomenergi). Ifølge dem vil galaktiske klynger, stjerner, planeter, atomer, atomkerner og materie i sig selv blive revet fra hinanden som et resultat af dens uendelige ekspansion. Dette evolutionære scenarie kaldes "det store kløft". I henhold til dette scenarie er selve udvidelsen årsagen til Universets død.
Historien om Big Bang-teorien
Den tidligste omtale af Big Bang stammer tilbage fra begyndelsen af det 20. århundrede og er forbundet med observationer af rummet. I 1912 gennemførte den amerikanske astronom Vesto Slipher en række observationer af spiralgalakser (som oprindeligt syntes at være tåger) og målte deres Doppler-rødskift. I næsten alle tilfælde har observationer vist, at spiralgalakser bevæger sig væk fra vores Mælkevej.
I 1922 afledte den fremragende russiske matematiker og kosmolog Alexander Fridman de såkaldte Friedman-ligninger fra Einsteins ligninger for den generelle relativitetsteori. På trods af Einsteins fremskridt med teorien til fordel for en kosmologisk konstant, viste Friedmanns arbejde, at universet snarere ekspanderede.
I 1924 viste Edwin Hubbles målinger af afstanden til den nærmeste spiralnebula, at disse systemer faktisk er andre galakser. På samme tid begyndte Hubble at udvikle en serie af afstandssubtraktionsmetrik ved hjælp af det 2,5 meter høje teleskop ved Mount Wilson Observatory. I 1929 havde Hubble opdaget et forhold mellem afstand og den tilbagevendende hastighed for galakser, som senere blev Hubbles lov.
I 1927 ankom den belgiske matematiker, fysiker og katolske præst Georges Lemaitre uafhængigt af de samme resultater som vist af Friedmanns ligninger og var den første til at formulere forholdet mellem afstanden og hastigheden af galakser, hvilket gav det første skøn over koefficienten for dette forhold. Lemaitre mente, at på et tidspunkt i fortiden var hele universets masse koncentreret i et punkt (atom).
Disse opdagelser og antagelser udløste en masse kontrovers mellem fysikere i 20'erne og 30'erne, hvoraf de fleste troede, at universet var i en stationær tilstand. I henhold til den model, der blev etableret på det tidspunkt, skabes nyt stof sammen med den uendelige ekspansion af universet, der fordeles jævnt og lige i densitet over hele dens længde. Blandt de lærde, der støtter den, syntes ideen om Big Bang mere teologisk end videnskabelig. Lemaitre er blevet kritiseret for bias baseret på religiøs bias.
Det skal bemærkes, at andre teorier eksisterede på samme tid. For eksempel Milnes model af universet og den cykliske model. Begge var baseret på postulaterne af Einsteins generelle relativitetsteori og modtog derefter støtte fra forskeren selv. I henhold til disse modeller findes universet i en endeløs strøm af gentagne cykler med ekspansion og sammenbrud.
Efter 2. verdenskrig brød der en ophedet debat mellem fortalerne for en stationær model af universet (som faktisk blev beskrevet af astronom og fysiker Fred Hoyle) og fortalere for Big Bang-teorien, som hurtigt voksede popularitet blandt det videnskabelige samfund. Ironisk nok var det Hoyle, der opfandt udtrykket "big bang", som senere blev navnet på den nye teori. Det skete i marts 1949 på den britiske radio BBC.
Til sidst talte yderligere videnskabelig forskning og observationer mere og mere til fordel for Big Bang-teorien og stillede i stigende grad spørgsmålstegn ved modellen for et stationært univers. Opdagelsen og bekræftelsen af CMB i 1965 størkede endelig Big Bang som den bedste teori om universets oprindelse og udvikling. Fra slutningen af 1960'erne til 1990'erne forskede astronomer og kosmologer endnu mere forskning i Big Bang og fandt løsninger på mange af de teoretiske problemer, der står i vejen for denne teori.
Disse løsninger inkluderer for eksempel arbejdet fra Stephen Hawking og andre fysikere, der har bevist, at singulariteten var den ubestridelige oprindelige tilstand af generel relativitet og den kosmologiske model for Big Bang. I 1981 udviklede fysikeren Alan Guth en teori, der beskrev perioden med hurtig kosmisk ekspansion (inflationær epoke), som løste mange tidligere uopløste teoretiske spørgsmål og problemer.
I 1990'erne var der en øget interesse for mørk energi, som blev betragtet som nøglen til at løse mange uopløste problemer i kosmologien. Foruden ønsket om at finde et svar på spørgsmålet om, hvorfor universet mister sin masse sammen med den mørke mor (hypotesen blev foreslået tilbage i 1932 af Jan Oort), var det også nødvendigt at finde en forklaring på, hvorfor universet stadig accelererer.
Yderligere forskningsfremskridt skyldes oprettelsen af mere avancerede teleskoper, satellitter og computermodeller, der har gjort det muligt for astronomer og kosmologer at se længere ind i universet og bedre forstå dets sande alder. Udviklingen af rumteleskoper og fremkomsten af f.eks. Den kosmiske baggrundsforsker (eller COBE), Hubble-rumteleskopet, Wilkinson mikrobølgeovn anisotropi-probe (WMAP) og Planck-rumobservatoriet har også ydet uvurderlige bidrag til studiet af emnet.
I dag kan kosmologer måle forskellige parametre og egenskaber ved Big Bang-teorimodellen med ret høj nøjagtighed, for ikke at nævne mere nøjagtige beregninger af alderen på rummet omkring os. Men det hele startede med den sædvanlige observation af massive rumgenstande placeret mange lysår fra os og langsomt fortsætter med at bevæge sig væk fra os. Og selvom vi ikke har nogen idé om, hvordan det hele vil ende, vil det ikke tage for lang tid efter kosmologiske standarder at finde ud af det.