Kuinka maailmankaikkeus syntyi? Kuinka se muuttui näennäisesti loputtomaksi avaruudeksi? Ja mitä siitä tulee monien miljoonien ja miljardien vuosien jälkeen? Nämä kysymykset kiusasivat (ja jatkavat kiusaamista) filosofien ja tutkijoiden mielessä, näyttää siltä, että ajan alusta lähtien on syntynyt monia mielenkiintoisia ja joskus jopa hulluja teorioita. Nykyään suurin osa tähtitieteilijöistä ja kosmologeista on päässyt yleiseen sopimukseen siitä, että sen universumin sellaisena kuin sen tiedämme, se ilmestyi jättiläisräjähdyksen seurauksena, joka ei pelkästään tuottanut suurta osaa aineesta, vaan oli fyysisten peruslakien lähde, jonka mukaan meitä ympäröivä kosmos on olemassa. Kaikkia tätä kutsutaan Big Bang -teoriaksi.
Big Bang -teorian perusteet ovat suhteellisen yksinkertaisia. Lyhyesti sanottuna, hänen mukaansa kaikki se asia, joka oli olemassa ja olemassa nykyään maailmankaikkeudessa, ilmestyi samaan aikaan - noin 13,8 miljardia vuotta sitten. Tuona ajankohtana kaikki aine oli olemassa erittäin kompaktion abstraktin pallon (tai pisteen) muodossa, jolla oli ääretön tiheys ja lämpötila. Tätä tilaa kutsuttiin singulaarisuudeksi. Yhtäkkiä singulaarisuus alkoi laajentua ja synnytti maailmankaikkeuden sellaisena kuin me sen tunnemme.
On syytä huomata, että Big Bang -teoria on vain yksi monista ehdotetuista hypoteesista maailmankaikkeuden alkuperästä (esimerkiksi on olemassa myös paikallaan olevan maailmankaikkeuden teoria), mutta se on saanut laajimman tunnustuksen ja suosion. Se ei vain selitä kaiken tunnetun aineen lähdettä, fysiikan lakeja ja maailmankaikkeuden suurta rakennetta, vaan se kuvaa myös syitä maailmankaikkeuden laajentumiseen ja moniin muihin näkökohtiin ja ilmiöihin.
Tapahtumien kronologia Big Bang -teoriassa
Perustuen tietoa maailmankaikkeuden nykytilasta, tutkijat ehdottavat, että kaiken olisi pitänyt alkaa yhdestä pisteestä äärettömällä tiheydellä ja rajallisella ajanjaksolla, joka alkoi laajentua. Alkuperäisen laajentumisen jälkeen, teoria sanoo, maailmankaikkeus meni jäähdytysvaiheen läpi, joka sallii subatomisten hiukkasten ja myöhemmin yksinkertaisten atomien esiintymisen. Näiden muinaisten elementtien jättiläiset pilvet myöhemmin, painovoiman ansiosta, muodostivat tähtiä ja galakseja.
Kaikki tämä alkoi tutkijoiden mukaan noin 13,8 miljardia vuotta sitten, ja siksi tätä lähtökohtaa pidetään maailmankaikkeuden ikänä. Tutkimalla erilaisia teoreettisia periaatteita, hiukkaskiihdyttimiä ja korkeaenergiatiloja sisältäviä kokeita sekä maailmankaikkeuden kauimpana sijaitsevien astronomisten tutkimusten avulla tutkijat päättelivät ja ehdottivat tapahtumien kronologiaa, joka alkoi Isosta räjähdyksestä ja johti maailmankaikkeuden lopulta siihen kosmisen evoluution tilaan, joka tapahtuu nyt.
Mainosvideo:
Tutkijoiden mielestä maailmankaikkeuden syntymisen varhaisimmat ajanjaksot - 10–43–10–11 sekuntia Ison räjähdyksen jälkeen - ovat edelleen kiistanalaisten ja keskustelujen aiheita. Kun otetaan huomioon, että fysiikan lakeja, joita nyt tiedämme, ei voinut olla olemassa tällä hetkellä, on erittäin vaikea ymmärtää, kuinka prosessit tässä varhaisessa universumissa säädettiin. Lisäksi kokeita, joissa käytetään sellaisia mahdollisia energialähteitä, joita voi olla läsnä tuolloin, ei ole vielä suoritettu. Olkoon niin, monet maailmankaikkeuden alkuperää koskevat teoriat ovat viime kädessä yhtä mieltä siitä, että jossain vaiheessa oli lähtökohta, josta kaikki alkoi.
Ainutlaatuisuuden aikakausi
Tunnetaan myös nimellä Planck-aikakausi (tai Planck-aikakausi), sen katsotaan olevan varhaisin tunnettu ajanjakso maailmankaikkeuden evoluutiossa. Tällöin kaikki aine oli mukana yhdessä pisteessä ääretön tiheys ja lämpötila. Tänä aikana tutkijat uskovat, että painovoimaisen vuorovaikutuksen kvanttivaikutukset hallitsivat fyysistä, eikä mikään fyysisistä voimista ollut yhtä vahvoja kuin painovoima.
Planck-aikakausi kesti oletettavasti 0–10–43 sekuntia, ja sille on annettu nimi, koska sen kesto voidaan mitata vain Planckin ajan perusteella. Äärimmäisten lämpötilojen ja äärettömän ainetiheyden vuoksi maailmankaikkeuden tila oli tällä ajanjaksolla erittäin epävakaa. Tätä seurasi laajenemisen ja jäähtymisen jaksot, jotka johtivat fysiikan perusvoimien syntymiseen.
Noin ajanjaksolla 10-43 - 10-36 sekuntia siirtymälämpötilojen törmäysprosessi tapahtui maailmankaikkeudessa. Uskotaan, että juuri tällä hetkellä nykyistä maailmankaikkeutta hallitsevat perusvoimat alkoivat erottua toisistaan. Ensimmäinen askel tässä osastossa oli gravitaatiovoimien, voimakkaiden ja heikkojen ydinvuorovaikutusten ja sähkömagneettisuuden syntyminen.
Noin 10-36 - 10-32 sekuntia ison räjähdyksen jälkeen maailmankaikkeuden lämpötila laski riittävän matalaksi (1028 K), mikä johti sähkömagneettisten voimien (vahva vuorovaikutus) ja heikon ydinvuorovaikutuksen (heikko vuorovaikutus) erottumiseen.
Inflaation aikakausi
Ensimmäisten perusvoimien ilmestyessä maailmankaikkeuteen alkoi inflaation aikakausi, joka kesti 10-32 sekunnista Planckin ajan mukaan tuntemattomaan ajankohtaan. Useimmissa kosmologisissa malleissa oletetaan, että maailmankaikkeus oli tänä aikana tasaisesti täytetty tiheällä energialla ja uskomattoman korkea lämpötila ja paine johti sen nopeaan laajenemiseen ja jäähtymiseen.
Se alkoi 10-37 sekunnissa, kun siirtymävaihetta, joka aiheutti voimien erottumisen, seurasi maailmankaikkeuden eksponentiaalinen laajeneminen. Samana ajanjaksona maailmankaikkeus oli baryogeneesin tilassa, kun lämpötila oli niin korkea, että hiukkasten epäjärjestyvä liikkuminen avaruudessa tapahtui melkein valon nopeudella.
Tällä hetkellä muodostuu paria hiukkasia - antihiukkasia, jotka törmäävät välittömästi törmäykseen, jonka uskotaan johtaneen aineen hallitsemiseen antimateriaa vastaan nykymaailmassa. Inflaation päättymisen jälkeen maailmankaikkeus koostui kvarki-gluoniplasmasta ja muista alkuainehiukkasista. Siitä hetkestä lähtien maailmankaikkeus alkoi jäähtyä, aine alkoi muodostua ja yhdistyä.
Jäähtymisen aikakausi
Kun tiheys ja lämpötila laskivat maailmankaikkeuden sisällä, energian lasku alkoi tapahtua jokaisessa hiukkasessa. Tämä siirtymätila kesti, kunnes perusvoimat ja alkuainehiukkaset tulivat nykyiseen muotoonsa. Koska hiukkasten energia on pudonnut arvoihin, jotka voidaan tänään saavuttaa kokeiden puitteissa, tämän ajanjakson todellinen mahdollinen läsnäolo aiheuttaa paljon vähemmän kiistoja tutkijoiden keskuudessa.
Esimerkiksi tutkijat uskovat, että hiukkasten energia on vähentynyt huomattavasti 10–11 sekunnin ajan ison räjähdyksen jälkeen. Noin 10-6 sekunnissa kvarkit ja gluonit alkoivat muodostaa baryoneja - protoneja ja neutroneja. Kvarkit alkoivat ylivoimaisesti antiikkärien suhteen, mikä puolestaan johti baryonien ylivoimaan antaryaryoneihin.
Koska lämpötila ei ollut enää tarpeeksi korkea uusien protoni-antiprotoni-parien (tai neutronien ja antineutronien parien) luomiseksi, seurasi näiden hiukkasten massatuhoaminen, mikä johti jäljelle jääneisiin vain 1/1010 alkuperäisten protonien ja neutronien lukumäärästä ja niiden antihiukkasten täydellisestä häviämisestä. Samanlainen prosessi tapahtui noin sekunnin ajan ison iskun jälkeen. Vain "uhrit" olivat tällä kertaa elektronit ja positronit. Massan tuhoamisen jälkeen jäljellä olevat protonit, neutronit ja elektronit lopettivat satunnaisen liikkeen, ja maailmankaikkeuden energiatiheys täytettiin fotoneilla ja vähemmässä määrin neutriinoilla.
Universumin laajentumisen ensimmäisten minuuttien aikana alkoi nukleosynteesin (kemiallisten elementtien synteesi) jakso. Lämpötilan pudottua 1 miljardiin kelviniin ja energian tiheyden laskiessa noin arvoihin, jotka vastaavat ilman tiheyttä, neutronit ja protonit alkoivat sekoittua ja muodostaa vety (deuterium), samoin kuin heliumiatomien ensimmäinen vakaa isotooppi. Siitä huolimatta suurin osa maailmankaikkeuden protoneista pysyi epäyhtenäisinä vetyatomien ytiminä.
Noin 379 000 vuotta myöhemmin, elektronit yhdistyivät näiden vetyydinten kanssa ja muodostivat atomeja (jälleen, enimmäkseen vety), kun taas säteily erottui aineesta ja jatkoi melkein esteettömästi laajentumista avaruuden läpi. Tätä säteilyä kutsutaan yleensä jäännössäteilyksi, ja se on maailmankaikkeuden vanhin valonlähde.
Laajentuessa relikin säteily menetti vähitellen tiheytensä ja energiansa, ja tällä hetkellä sen lämpötila on 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), ja sen energiatiheys on 0,25 eV (tai 4,005 x 10-14 J / m³; 400–500 fotonia / cm³). Jäännössäteily ulottuu kaikkiin suuntiin ja noin 13,8 miljardin valovuoden etäisyydeltä, mutta sen todellisen leviämisen arvioidaan olevan noin 46 miljardia valovuotta maailmankaikkeuden keskustasta.
Rakenteen ikä (hierarkkinen ikä)
Seuraavan usean miljardin vuoden aikana tiheämmät ainealueet, jotka ovat jakaantuneet lähes tasaisesti maailmankaikkeudessa, alkoivat houkutella toisiaan. Seurauksena oli, että ne tiivistyivät, alkoivat muodostaa kaasupilviä, tähtiä, galakseja ja muita tähtitieteellisiä rakenteita, joita voimme havaita tällä hetkellä. Tätä ajanjaksoa kutsutaan hierarkkiseksi aikakaudeksi. Tällä hetkellä näkemämme maailmankaikkeus alkoi ottaa muodonsa. Aine alkoi yhdistyä erikokoisiksi rakenteiksi - tähteiksi, planeeteiksi, galakseiksi, galaktisiksi klustereiksi, samoin kuin galaktisiin superluokkiin, joita erottivat galaktien väliset palkit, joissa oli vain muutama galaksi.
Tämän prosessin yksityiskohdat voidaan kuvata ajatuksen mukaan universumissa jakautuneesta aineen määrästä ja tyypistä, joka on esitetty kylmän, lämpimän, kuuman tumman aineen ja baryonisen aineen muodossa. Nykyinen ison räjähdyksen kosmologinen malli on kuitenkin Lambda-CDM-malli, jonka mukaan tumman aineen hiukkaset liikkuvat hitaammin kuin valon nopeus. Se valittiin, koska se ratkaisee kaikki ristiriidat, jotka esiintyivät muissa kosmologisissa malleissa.
Tämän mallin mukaan kylmän pimeän aineen osuus on noin 23 prosenttia kaikesta universumin aineesta / energiasta. Baryonisen aineen osuus on noin 4,6 prosenttia. Lambda CDM viittaa ns. Kosmologiseen vakioon: Albert Einsteinin ehdottamaan teoriaan, joka kuvaa alipaineen ominaisuuksia ja osoittaa massan ja energian tasapainon vakiona staattisena määränä. Tässä tapauksessa se liittyy pimeään energiaan, joka toimii kiihdyttimenä maailmankaikkeuden laajenemiselle ja pitää jättiläiset kosmologiset rakenteet suurelta osin homogeenisina.
Pitkän aikavälin ennusteet maailmankaikkeuden tulevaisuudesta
Oletus, että maailmankaikkeuden evoluutiolla on lähtökohta, johtaa luonnollisesti tutkijoita kysymyksiin tämän prosessin mahdollisesta loppupisteestä. Jos maailmankaikkeus aloitti historiansa pienestä pisteestä, jonka tiheys oli ääretön ja joka yhtäkkiä alkoi laajentua, tarkoittaako tämä sitä, että se laajenee myös äärettömästi? Tai jonain päivänä sen laaja voima loppuu ja käänteinen puristusprosessi alkaa, jonka lopputulos on sama äärettömän tiheä piste?
Vastaukset näihin kysymyksiin ovat olleet kosmologien päätavoite heti keskustelun alusta alkaen siitä, mikä maailmankaikkeuden kosmologinen malli on oikea. Hyväksyttyään Big Bang -teorian, mutta pääosin pimeän energian havaitsemisen ansiosta 1990-luvulla, tutkijat pääsivät sopimukseen kahdesta todennäköisimmästä skenaariosta maailmankaikkeuden evoluutiolle.
Ensimmäisen, nimeltään "iso puristus", mukaan maailmankaikkeus saavuttaa maksimikokoisensa ja alkaa romahtaa. Tämä skenaario on mahdollinen, jos vain maailmankaikkeuden massatiheydestä tulee suurempi kuin itse kriittinen tiheys. Toisin sanoen, jos aineen tiheys saavuttaa tietyn arvon tai nousee tätä arvoa korkeammaksi (1-3 x 10 - 26 kg ainetta / m³), maailmankaikkeus alkaa supistua.
Vaihtoehto on toinen skenaario, jonka mukaan jos tiheys maailmankaikkeudessa on yhtä suuri tai pienempi kuin kriittinen tiheys, niin sen laajeneminen hidastuu, mutta ei koskaan lopu kokonaan. Tämä hypoteesi, jota kutsutaan "maailmankaikkeuden termiseksi kuolemaksi", jatkaisi laajentumistaan, kunnes tähtien muodostuminen lakkaa käyttämästä tähteiden välistä kaasua kullakin ympäröivällä galaksilla. Eli energian ja aineen siirto esineestä toiseen pysähtyy kokonaan. Kaikki olemassa olevat tähdet tässä tapauksessa palavat ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, neutronitähteiksi ja mustiksi reikiksi.
Vähitellen mustat aukot törmäävät muihin mustiin reikiin, mikä johtaa suurempien ja suurempien muodostumiseen. Universumin keskilämpötila lähestyy absoluuttista nollaa. Mustat aukot lopulta "haihtuvat" vapauttaen viimeisen Hawking-säteilynsä. Lopulta termodynaamisesta entropiasta maailmankaikkeudessa tulee maksimiarvo. Lämmin kuolema tulee.
Nykyaikaiset havainnot, joissa otetaan huomioon pimeän energian läsnäolo ja sen vaikutus avaruuden laajentumiseen, ovat saaneet tutkijat päättelemään, että ajan myötä yhä useampi avaruus maailmankaikkeudessa siirtyy tapahtumahorisontin ulkopuolelle ja tulee meille näkymättömäksi. Tämän lopullista ja loogista tulosta ei tiedetä vielä tutkijoille, mutta "kuolemantapaus" voi hyvinkin olla tällaisten tapahtumien päätepiste.
Pimeän energian tai pikemminkin sen mahdollisten tyyppien jakautumiseen liittyy muita hypoteeseja (esimerkiksi fantomienergia). Heidän mukaan galaktiset klusterit, tähdet, planeetat, atomit, atomien ytimet ja itse aine repeytyvät sen loputtoman laajentumisen seurauksena. Tätä evoluutioskenaariota kutsutaan "suureksi aukkoksi". Tämän skenaarion mukaan itse laajentuminen on syy maailmankaikkeuden kuolemaan.
Big Bang -teorian historia
Varhaisin maininta Isosta räjähdyksestä juontaa juurensa 1900-luvun alkupuolelle, ja se liittyy avaruushavaintoihin. Vuonna 1912 amerikkalainen tähtitieteilijä Vesto Slipher suoritti sarjan spiraaligalakseja (jotka alun perin näyttivät olevan sumuisia) ja mittasi niiden Doppler-punasiirtymän. Melkein kaikissa tapauksissa havainnot ovat osoittaneet, että spiraaligalaksiat ovat siirtymässä Linnunrajalta.
Vuonna 1922 erinomainen venäläinen matemaatikko ja kosmologi Alexander Fridman sai Einsteinin yhtälöistä ns. Friedman-yhtälöt yleisen suhteellisuusteorian saamiseksi. Huolimatta Einsteinin etenemisestä teoriaan kosmologisen vakion hyväksi, Friedmannin työ osoitti, että maailmankaikkeus oli melko laajentumassa.
Vuonna 1924 Edwin Hubblen mitat etäisyydestä lähimpään spiraalimakuun osoittivat, että nämä järjestelmät ovat itse asiassa muita galakseja. Samanaikaisesti Hubble aloitti etäisyysvähennysmittarien kehittämisen käyttämällä 2,5 metrin Hooker-kaukoputkea Mount Wilsonin observatoriossa. Vuoteen 1929 mennessä Hubble oli löytänyt suhteen etäisyyden ja galaksien vähentymisnopeuden välillä, josta tuli myöhemmin Hubblen laki.
Vuonna 1927 belgialainen matemaatikko, fyysikko ja katolinen pappi Georges Lemaitre saapuivat itsenäisesti samoihin tuloksiin, jotka Friedmannin yhtälöt osoittavat, ja hän muotoili ensimmäisenä etäisyyden ja galaksien nopeuden välisen suhteen tarjoamalla ensimmäisen arvioinnin tämän suhteen kertoimesta. Lemaitre uskoi, että jossain vaiheessa aiemmin koko maailmankaikkeuden massa oli keskittynyt yhteen pisteeseen (atomiin).
Nämä löytöt ja oletukset herättivät paljon kiistaa 20–30-luvun fyysikkojen välillä, joista suurin osa uskoi maailmankaikkeuden olevan paikallaan. Tuolloin vakiintuneen mallin mukaan uutta ainetta luodaan maailmankaikkeuden äärettömän laajentumisen myötä, jaettuna tiheydessä tasaisesti ja tasaisesti koko pituudeltaan. Sitä tukevien tutkijoiden joukossa Big Bang -idea näytti enemmän teologiselta kuin tieteelliseltä. Lemaitre on kritisoitu uskonnollisiin puolueellisuuteen perustuvasta puolueellisuudesta.
On huomattava, että muita teorioita oli olemassa samaan aikaan. Esimerkiksi Milnen malli maailmankaikkeudesta ja suhdannemalli. Molemmat perustuivat Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian oletuksiin ja saivat sittemmin tukea tiedemieheltä itseltään. Näiden mallien mukaan maailmankaikkeus esiintyy loputtomassa toistuvien laajentumis- ja romahdusvirtojen virrassa.
Toisen maailmansodan jälkeen vilkasta keskustelua puhkesi maailmankaikkeuden liikkumattoman mallin kannattajista (jotka itse kuvasi tähtitieteilijä ja fyysikko Fred Hoyle) ja Big Bang -teorian puolustajien välillä, joka sai nopeasti suosiota tiedeyhteisössä. Ironista kyllä, Hoyle keksi lauseen "iso bang", josta myöhemmin tuli uuden teorian nimi. Se tapahtui maaliskuussa 1949 Britannian radiossa BBC.
Lopulta jatkotutkimukset ja havainnot puhuivat yhä enemmän Big Bang -teorian hyväksi ja kyseenalaistivat yhä enemmän paikallaan olevan maailmankaikkeuden mallia. CMB: n löytö ja vahvistus vuonna 1965 vahvisti lopulta Ison räjähdyksen parhaana teoriana maailmankaikkeuden alkuperästä ja kehityksestä. 1960-luvun lopulta 1990-luvulle astronomit ja kosmologit suorittivat vielä enemmän tutkimusta Big Bangista ja löysivät ratkaisuja moniin teoreettisiin ongelmiin, jotka ovat tämän teorian tiellä.
Näihin ratkaisuihin kuuluu esimerkiksi Stephen Hawkingin ja muiden fyysikkojen työ, jotka ovat osoittaneet, että singulaarisuus oli kiistaton yleisen suhteellisuussuhteen alkutila ja Ison räjähdyksen kosmologinen malli. Fyysikko Alan Guth kehitti vuonna 1981 nopean kosmisen laajentumisen aikaa kuvaavan teorian (inflaatiokausi), joka ratkaisi monia aiemmin ratkaisematta jääneitä teoreettisia kysymyksiä ja ongelmia.
1990-luvulla kiinnostui pimeästä energiasta, jota pidettiin avaimena ratkaisematta monia kosmologian ratkaisemattomia kysymyksiä. Sen lisäksi, että haluttiin löytää vastaus kysymykseen siitä, miksi maailmankaikkeus on menettämässä massaansa tumman äidin mukana (Jan Oort ehdotti hypoteesia vuonna 1932), oli myös tarpeen löytää selitys miksi maailmankaikkeus edelleen kiihtyy.
Tutkimuksen edistyminen johtuu edistyneempien kaukoputkien, satelliittien ja tietokonemallien luomisesta, joiden avulla tähtitieteilijät ja kosmologit ovat voineet katsoa kauemmas maailmankaikkeuteen ja ymmärtää paremmin sen todellista ikää. Avarusteleskooppien kehitys ja esimerkiksi kosmisen taustatutkijan (tai COBE), Hubble-avaruus teleskoopin, Wilkinson-mikroaaltouunin anototrooppisen koettimen (WMAP) ja Planck Space Observatoryn esiintyminen ovat myös antaneet arvokkaan panoksen aiheen tutkimukseen.
Nykyään kosmologit voivat mitata Big Bang -teoriamallin erilaisia parametrejä ja ominaisuuksia melko suurella tarkkuudella puhumattakaan tarkemmista laskelmista ympärillämme olevan tilan ikästä. Mutta kaikki alkoi tavanomaisella massiivisten avaruusobjektien havainnoinnilla, jotka sijaitsivat meistä monien valovuosien päässä ja jatkoivat hitaasti siirtymistä pois meistä. Ja vaikka meillä ei ole aavistustakaan, kuinka tämä kaikki päättyy, kosmologisten standardien mukainen ratkaisu ei vie liian kauan.