» » » » » Nașterea Universului: Big Bang

Nașterea Universului: Big Bang

postat în: Astronomie, Fizica 0

Astronomul american Edwin Hubble a observat că distanțele față de galaxiile îndepărtate au fost puternic corelate cu deplasările spre roșu. Aceasta a fost interpretată astfel încât toate galaxiile și grupurile îndepărtate se îndepărtează de punctul nostru de vedere cu o viteză aparentă proporțională cu distanța lor: adică cu cât sunt mai departe, cu atât mai repede se îndepărtează de noi, indiferent de direcție. Presupunând principiul Copernican (că Pământul nu este centrul universului), singura interpretare rămasă este că toate regiunile observabile ale universului se retrag față de toate celelalte. De vreme ce știm că distanța dintre galaxii crește astăzi, trebuie să însemne că în trecut galaxiile erau mai apropiate. Expansiunea continuă a universului implică faptul că universul a fost mai dens și mai fierbinte în trecut.

Acceleratoarele de particule mari pot replica condițiile care au predominat după primele momente ale universului, rezultând o confirmare și rafinare a detaliilor modelului Big Bang. Dar starea universului în primele momente ale expansiunii Big Bang este încă puțin înțeleasă și este încă o zonă de investigație și speculații deschise.

Primele particule subatomice care urmau să fie formate au inclus protoni, neutroni și electroni. Deși nucleele simple atomice s-au format în primele trei minute după Big Bang, au trecut mii de ani înainte ca primii atomi neutri din punct de vedere electric să se formeze. Majoritatea atomilor produsi de Big Bang erau hidrogen, împreună cu heliul și urme de litiu. Nori uriași ai acestor elemente primordiale s-au coalizat ulterior prin gravitație pentru a forma stele și galaxii, iar elementele mai grele au fost sintetizate fie în interiorul stelelor, fie în timpul supernovelor.

Teoria Big Bang oferă o explicație cuprinzătoare pentru o gamă largă de fenomene observate, inclusiv abundența elementelor ușoare, CMB, structura la scară largă și Legea lui Hubble. Cadrul pentru modelul Big Bang se bazează pe teoria relativității generale a lui Albert Einstein și pe simplificarea ipotezelor, cum ar fi omogenitatea și izotropia spațiului. Ecuațiile de guvernare au fost formulate de Alexander Friedmann, iar soluții similare au fost elaborate de Willem de Sitter. De atunci, astrofizicienii au încorporat adăugări teoretice și observaționale în modelul Big Bang, iar parametrizarea sa ca model Lambda-CDM servește drept cadru pentru investigațiile curente ale cosmologiei teoretice. Modelul Lambda-CDM este actualul „model standard” al cosmologiei Big Bang, consensul este că acesta este cel mai simplu model care poate explica diferitele măsurători și observații relevante pentru cosmologie.

Inflația și bariogeneza

Cele mai vechi faze ale Big Bang-ului sunt supuse multor speculații. În cele mai modele comune, universul a fost umplut omogen și izotropic cu o densitate foarte mare de energie și temperaturi și presiuni uriașe și s-a extins și răcit foarte rapid. După aproximativ 10-37 secunde de la începutul expansiunii, o tranziție de fază a provocat o inflație cosmică, în timpul căreia universul a crescut exponențial, în timpul căruia fluctuațiile densității în timp care au apărut din cauza principiului de incertitudine s-au amplificat în germenii care ulterior vor forma structura pe scară largă a universul. După ce inflația s-a oprit, reîncălzirea a apărut până când universul a ajuns la temperaturile necesare pentru producerea unei plasme cuarc-gluon, precum și a tuturor celorlalte particule elementare. Temperaturile au fost atât de mari încât mișcările aleatorii ale particulelor au fost la viteze relativiste, iar perechi de particule-antiparticule de toate tipurile au fost create în mod continuu și distruse în coliziuni. La un moment dat, o reacție necunoscută numită bariogeneză a încălcat conservarea numărului de barioni, ducând la un exces foarte mic de cuarci și leptoni față de anticuarci și antileptoni – de ordinul unei părți din 30 de milioane. Aceasta a dus la predominarea materiei asupra antimateriei în universul prezent.

Răcirea

Vedere panoramică a întregului cer aproape de infraroșu dezvăluie distribuția galaxiilor dincolo de Calea Lactee  (Vedere panoramică a întregului cer aproape de infraroșu dezvăluie distribuția galaxiilor dincolo de Calea Lactee. Galaxiile sunt colorate în roșu.)

Universul a continuat să scadă în densitate și temperatură, de aceea energia tipică a fiecărei particule a scăzut. Tranzițiile de fază de rupere a simetriei au pus forțele fundamentale ale fizicii și parametrii particulelor elementare în forma lor actuală. După aproximativ 10-11 secunde, imaginea devine mai puțin speculativă, deoarece energia particulelor scade la valori care pot fi atinse în acceleratoarele de particule. În aproximativ 10-6 secunde, cuarcii și gluonii se combină pentru a forma barioni, cum ar fi protonii și neutronii. Excesul redus de cuarci asupra anticuarcilor a condus la un mic exces de barioni asupra antibarionilor. Temperatura nu mai era suficient de mare pentru a crea noi perechi de protoni-antiprotoni (în mod similar și pentru neutroni-antineutroni), așa că imediat a urmat o anihilare în masă, lăsând doar unul din 1010 din protonii și neutronii originali și niciuna din antiparticulele lor. Un proces similar a avut loc la aproximativ 1 secundă pentru electroni și positroni. După aceste anihilare, protonii, neutronii și electronii rămași nu se mai mișcau relativist, iar densitatea energetică a universului era dominată de fotoni (cu o contribuție minoră de la neutrini).

La câteva minute de la expansiune, atunci când temperatura era de aproximativ un miliard de kelvin și densitatea era cea a aerului, neutronii s-au combinat cu protonii pentru a forma nucleele deuteriului și heliului universului într-un proces numit nucleosinteză Big Bang Majoritatea protonilor au rămas necombinați ca nuclei de hidrogen.

Pe măsură ce universul se răcește, densitatea energetică a masei de repaus a materiei a ajuns să domine gravitațional cea a radiației fotonice. După aproximativ 379.000 de ani, electronii și nucleele se combină în atomi (în cea mai mare parte hidrogen); prin urmare, radiația s-a decuplat de materie și a continuat prin spațiu, în mare parte fără obstacole. Această radiație relicvă este cunoscută sub denumirea de radiație cosmică de fond de microunde. Chimia vieții poate să fi început la scurt timp după Big Bang, cu 13,8 miliarde de ani în urmă, în timpul unei epoci locuibile, când universul avea doar 10-17 milioane de ani.

Formarea structurii

Clusterul galaxiilor Abell 2744 - vizualizarea Hubble Frontier Fields (Clusterul galaxiilor Abell 2744 – vizualizarea Hubble Frontier Fields.)

Într-o perioadă lungă de timp, regiunile ușor mai dense ale materiei distribuite aproape uniform au atras în mod gravitațional materia din apropiere și, astfel, au devenit și mai dense, formând nori de gaz, stele, galaxii și alte structuri astronomice observabile astăzi. Detaliile acestui proces depind de cantitatea și tipul materiei din univers. Cele patru tipuri posibile de materie sunt cunoscute sub denumirea de materie rece întunecată, materie caldă întunecată, materie neagră caldă și materie barionică. Cele mai bune măsurători disponibile, provenite de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), arată că datele sunt bine adaptate unui model Lambda-CDM în care se presupune că materia întunecată este rece (materia caldă întunecată este exclusă prin reionizarea timpurie) și se estimează că reprezintă aproximativ 23% din materia/energia universului, în timp ce materia barionică reprezintă aproximativ 4,6%. Într-un „model extins” care include materia fierbinte întunecată sub formă de neutrini, atunci dacă „densitatea barionului fizic” Ωbh2 este estimată la aproximativ 0,023 (aceasta este diferită de „densitatea barionului” Ωb exprimată ca o fracțiune din densitatea totală a materiei/energiei, care, după cum s-a menționat mai sus, este de aproximativ 0,046), iar densitatea corespunzătoare a materiei întunecate Ωch2 este de aproximativ 0,11, densitatea neutrinică corespunzătoare Ωvh2 este estimată la să fie mai mică de 0,0062.

Accelerarea cosmică

Liniile independente de dovezi ale supernovelor de tip Ia și CMB implică faptul că astăzi universul este dominat de o formă misterioasă de energie cunoscută sub numele de energie întunecată, care aparent permează tot spațiul. Observațiile sugerează că 73% din densitatea totală a energiei din universul de astăzi este în această formă. Când universul era foarte tânăr, probabil că era infuzat de energie întunecată, dar cu mai puțin spațiu și totul mai strâns, gravitația predomina și încetinea expansiunea. Dar în cele din urmă, după numeroase miliarde de ani de expansiune, abundența tot mai mare de energie întunecată a determinat expansiunea universului să înceapă încet să se accelereze.

Energia întunecată în cea mai simplă formulare ia forma termenului constantei cosmologice în ecuațiile câmpului Einstein de relativitate generală, dar compoziția și mecanismul său sunt necunoscute și, în general, detaliile ecuației sale de stare și relația cu modelul standard al fizicii particulelor continuă să fie investigată atât prin observație, cât și teoretic.

Toată această evoluție cosmică după epoca inflaționistă poate fi riguros descrisă și modelabilă de modelul de cosmologie al ΛCDM, care folosește cadrele independente ale mecanicii cuantice și relativității generale a lui Einstein. Nu există un model bine susținut care să descrie acțiunea înainte de 10-15 secunde sau cam așa ceva. Se pare că este necesară o nouă teorie unificată a gravitației cuantice pentru a sparge această barieră. Înțelegerea acestei epoci mai vechi din istoria universului este în prezent una dintre cele mai mari probleme nerezolvate în fizică.

Lasă un răspuns

Adresa ta de email nu va fi publicată. Câmpurile obligatorii sunt marcate cu *