Kako je nastalo naše vesolje? Kako se je spremenil v na videz neskončen prostor? In kaj bo postalo po mnogih milijonih in milijardah let? Ta vprašanja so mučila (in še naprej mučijo) misli filozofov in znanstvenikov, kot kaže, že od začetka časa, hkrati pa so sprožila številne zanimive in včasih celo nore teorije. Danes se je večina astronomov in kozmologov strinjala, da se je Vesolje, kot ga poznamo, pojavilo kot posledica velikanske eksplozije, ki ni ustvarila le glavnine snovi, ampak je bila vir osnovnih fizikalnih zakonov, po katerih kozmos, ki nas obdaja, obstaja. Vse to se imenuje teorija velikega poka.
Osnove teorije Big Bang so razmeroma preproste. Skratka, po njenem mnenju se je vsa materija, ki je obstajala in obstaja zdaj v vesolju, pojavila hkrati - pred približno 13,8 milijarde let. V tistem trenutku je vsa materija obstajala v obliki zelo kompaktne abstraktne kroglice (ali točke) z neskončno gostoto in temperaturo. To stanje so poimenovali singularnost. Nenadoma se je singularnost začela širiti in je sprožila vesolje, kot ga poznamo.
Omeniti velja, da je teorija velikega poka le ena od mnogih predlaganih hipotez o nastanku vesolja (na primer obstaja tudi teorija stacionarnega vesolja), vendar je dobila najširše priznanje in priljubljenost. Ne le da razloži izvor vse znane materije, zakone fizike in veliko strukturo vesolja, opiše tudi razloge za širitev vesolja in številne druge vidike in pojave.
Kronologija dogodkov v teoriji velikega poka
Na podlagi poznavanja trenutnega stanja vesolja znanstveniki predlagajo, da bi se vse moralo začeti z ene točke z neskončno gostoto in končnim časom, ki se je začelo širiti. Po začetni širitvi je, kot pravi teorija, vesolje skozi fazo hlajenja, ki je omogočila pojavljanje subatomskih delcev in kasneje preprostih atomov. Ogromni oblaki teh starodavnih elementov so pozneje, zahvaljujoč gravitaciji, začeli tvoriti zvezde in galaksije.
Vse to se je po mnenju znanstvenikov začelo pred približno 13,8 milijarde let, zato to izhodišče velja za starost vesolja. Znanstveniki so skozi preučevanje različnih teoretičnih načel, poskusov, ki so vključevali pospeševalce delcev in visokoenergijska stanja, pa tudi skozi astronomske študije oddaljenih kotičkov vesolja, predlagali kronologijo dogodkov, ki so se začeli z velikim praskom in vesolje pripeljali do stanja kozmične evolucije, ki je poteka zdaj.
Promocijski video:
Znanstveniki verjamejo, da so najstarejša obdobja rojstva vesolja - ki trajajo od 10 do 43 do 10-11 sekund po velikem udaru - še vedno predmet polemike in razprav. Glede na to, da zakoni fizike, ki jih zdaj poznamo, trenutno ne bi mogli obstajati, je zelo težko razumeti, kako so bili urejeni procesi v tem zgodnjem Vesolju. Poleg tega poskusi z uporabo tistih možnih vrst energije, ki bi bili takrat lahko prisotni, še niso bili izvedeni. Kakor koli že, številne teorije o nastanku vesolja se na koncu strinjajo, da je bilo v nekem trenutku izhodišče, s katerega se je vse začelo.
Doba singularnosti
Znano tudi kot Planckova doba (ali Planckova doba), velja za najstarejše znano obdobje evolucije vesolja. V tem času je bila vsa materija vsebovana v eni sami točki neskončne gostote in temperature. V tem obdobju znanstveniki verjamejo, da so kvantni učinki gravitacijske interakcije prevladovali nad fizikalnimi in da nobena fizikalna sila ni bila enaka moči gravitaciji.
Planckova doba naj bi trajala od 0 do 10-43 sekund in je tako imenovana, ker lahko njeno trajanje izmerimo le s Planckovim časom. Zaradi ekstremnih temperatur in neskončne gostote snovi je bilo stanje vesolja v tem časovnem obdobju izjemno nestabilno. Sledila so obdobja širjenja in ohlajanja, ki so privedla do nastanka osnovnih sil fizike.
Približno v obdobju od 10–43 do 10–36 sekund je v vesolju potekal proces trčenja stanj prehodnih temperatur. Verjame se, da so se ravno v tem trenutku temeljne sile, ki upravljajo sedanjim vesoljem, ločile druga od druge. Prvi korak v tem oddelku je bil pojav gravitacijskih sil, močnih in šibkih jedrskih interakcij in elektromagnetizma.
V obdobju od približno 10-36 do 10-32 sekund po velikem udaru je temperatura vesolja postala dovolj nizka (1028 K), kar je povzročilo ločitev elektromagnetnih sil (močna interakcija) in šibka jedrska interakcija (šibka interakcija).
Doba inflacije
S pojavom prvih temeljnih sil v vesolju se je začelo obdobje inflacije, ki je trajalo od 10 do 32 sekund po Planckovem času do neznanega časa. Večina kozmoloških modelov domneva, da je bilo vesolje v tem obdobju enakomerno napolnjeno z energijo visoke gostote in da so neverjetno visoke temperature in pritiski privedli do njegovega hitrega širjenja in hlajenja.
Začelo se je pri 10-37 sekundah, ko je fazi prehoda, ki je povzročila ločitev sil, sledila eksponentna ekspanzija Vesolja. V istem obdobju je bilo vesolje v stanju bariogeneze, ko je bila temperatura tako visoka, da je pri skoraj močni hitrosti prišlo do motenega gibanja delcev v vesolju.
V tem času nastanejo pari delcev - proti delcev in se takoj trčijo, kar naj bi privedlo do prevlade snovi nad antimaterijo v sodobnem vesolju. Po koncu inflacije je vesolje sestavljalo kvark-gluonska plazma in drugi osnovni delci. Od tega trenutka se je Vesolje začelo ohlajati, materija se je začela oblikovati in združevati.
Doba hlajenja
Z zmanjšanjem gostote in temperature v vesolju se je v vsakem delcu začelo zmanjševati energija. To prehodno stanje je trajalo, dokler temeljne sile in elementarni delci niso prišli do trenutne oblike. Ker je energija delcev padla na vrednosti, ki jih je danes mogoče doseči v okviru poskusov, dejanska možna prisotnost tega časovnega obdobja povzroča veliko manj polemike med znanstveniki.
Na primer, znanstveniki verjamejo, da se je 10-11 sekund po velikem udaru energija delcev močno zmanjšala. Približno 10–6 sekund so kvarki in gluoni začeli tvoriti barione - protone in nevtrone. Kvarki so začeli prevladovati nad antikvarki, kar je posledično vodilo v prevlado barionov nad antibarioni.
Ker temperatura ni bila več dovolj visoka, da bi ustvarila nove pare proton-antiproton (ali pa nevtronsko-antineutronski pari), je sledilo množično uničenje teh delcev, kar je povzročilo preostanek le 1/1010 števila prvotnih protonov in nevtronov ter popolno izginotje njihovih delcev. Podoben postopek se je zgodil približno 1 sekundo po velikem udaru. Samo "žrtve" so bili tokrat elektroni in pozitroni. Po množičnem uničenju so preostali protoni, nevtroni in elektroni ustavili svoje naključno gibanje, energijsko gostoto vesolja pa so napolnili fotoni in v manjši meri nevtrini.
V prvih minutah širitve Vesolja se je začelo obdobje nukleosinteze (sinteza kemičnih elementov). Zaradi padca temperature na milijardo kelvin in zmanjšanja energijske gostote na približno vrednosti, enakovredne gostoti zraka, so se nevtroni in protoni začeli mešati in tvorili prvi stabilen izotop vodika (devterij), pa tudi helijeve atome. Kljub temu je večina protonov v vesolju ostala kot nekoherentna jedra vodikovih atomov.
Približno 379.000 let kasneje so se elektroni združili s temi vodikovimi jedri, da so tvorili atome (spet večinoma vodik), medtem ko se je sevanje ločilo od materije in se še naprej nemoteno širilo skozi vesolje. To sevanje običajno imenujemo reliktno sevanje in je najstarejši vir svetlobe v vesolju.
S širjenjem je relikvijsko sevanje postopoma izgubilo svojo gostoto in energijo, trenutno pa je njegova temperatura 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), njegova energijska gostota pa je 0,25 eV (ali 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotonov / cm³). Relikvijsko sevanje sega v vse smeri in na razdaljo približno 13,8 milijarde svetlobnih let, vendar ocena njegovega dejanskega širjenja pravi približno 46 milijard svetlobnih let od središča vesolja.
Doba strukture (hierarhična doba)
V naslednjih nekaj milijardah let so se gostejša področja snovi, skoraj enakomerno razporejena v vesolju, začela privabljati druga drugo. Posledično so postali še gostejši, začeli so sestavljati oblaki plina, zvezde, galaksije in druge astronomske strukture, ki jih lahko opazujemo v današnjem času. To obdobje imenujemo hierarhična doba. V tem času je vesolje, ki ga vidimo zdaj, začelo dobivati obliko. Materija se je začela združevati v strukture različnih velikosti - zvezde, planeti, galaksije, galaktični grozdi, pa tudi galaktični superklusti, ločeni z medgalaktičnimi ovirami, ki vsebujejo le nekaj galaksij.
Podrobnosti tega postopka lahko opišemo glede na idejo o količini in vrsti snovi, razporejene v vesolju, ki je predstavljena v obliki hladne, tople, vroče temne snovi in barionske snovi. Vendar je trenutno standardni kozmološki model Velikega praska model Lambda-CDM, po katerem se delci temne snovi gibljejo počasneje od hitrosti svetlobe. Izbrana je bila zato, ker rešuje vsa nasprotja, ki so se pojavljala v drugih kozmoloških modelih.
Po tem modelu hladna temna snov predstavlja približno 23 odstotkov vse snovi / energije v vesolju. Delež barionske snovi je približno 4,6 odstotka. Lambda CDM se nanaša na tako imenovano kozmološko konstanto: teorijo, ki jo je predlagal Albert Einstein, ki označuje lastnosti vakuuma in prikazuje ravnovesje med maso in energijo kot konstantno statično količino. V tem primeru je povezana s temno energijo, ki služi kot pospeševalec širjenja vesolja in ohranja velikanske kozmološke strukture v veliki meri homogene.
Dolgoročne napovedi o prihodnosti vesolja
Hipoteze, da ima evolucija vesolja izhodišče, seveda vodijo znanstvenike k vprašanjem o možni končni točki tega procesa. Če je Vesolje začelo svojo zgodovino od majhne točke z neskončno gostoto, ki se je nenadoma začela širiti, ali to pomeni, da se bo tudi neskončno širila? Ali pa bo nekega dne zmanjkalo sile in začel se bo postopek obratnega stiskanja, katerega končni rezultat bo enaka neskončno gosta točka?
Odgovori na ta vprašanja so bili glavni cilj kozmologov že od samega začetka razprave o tem, kateri kozmološki model Vesolja je pravilen. S sprejetjem teorije o velikem udaru, toda v veliki meri zahvaljujoč opazovanju temne energije v 90. letih prejšnjega stoletja, so se znanstveniki dogovorili o dveh najverjetnejših scenarijih razvoja vesolja.
Po prvem, imenovanem "velika kompresija", bo Vesolje doseglo največjo velikost in začelo propadati. Ta scenarij bo mogoč, če le masna gostota Vesolja postane večja od same kritične gostote. Z drugimi besedami, če gostota snovi doseže določeno vrednost ali postane višja od te vrednosti (1-3 × 10-26 kg snovi na m³), se bo Vesolje začelo skrčiti.
Druga možnost je drug scenarij, ki pravi, da če je gostota v Vesolju enaka ali pod kritično gostoto, se bo njeno širjenje upočasnilo, vendar se nikoli ne bo popolnoma ustavilo. Ta hipoteza, ki so jo poimenovali "toplotna smrt vesolja", bi se še naprej širila, dokler zvezdna tvorba ne bo več porabila medzvezdnega plina v vsaki od okoliških galaksij. Se pravi, prenos energije in snovi z enega predmeta na drugega se bo popolnoma ustavil. Vse obstoječe zvezde bodo v tem primeru izgorele in se spremenile v bele palčke, nevtronske zvezde in črne luknje.
Postopoma se bodo črne luknje trkale v druge črne luknje, kar bo povzročilo nastanek večjih in večjih. Povprečna temperatura vesolja se bo približala absolutni ničli. Črne luknje bodo sčasoma "izhlapele" in sprostile zadnje Hawkingove sevanje. Sčasoma bo termodinamična entropija v Vesolju postala največja. Prišla bo vročinska smrt.
Sodobna opazovanja, ki upoštevajo prisotnost temne energije in njen vpliv na širitev vesolja, so znanstvenike spodbudila k sklepu, da bo sčasoma vse več prostora v vesolju prehajalo onkraj našega obzorja dogodkov in nam postalo nevidno. Končni in logični rezultat tega znanstvenikom še ni znan, vendar je "toplotna smrt" morda končna točka takšnih dogodkov.
Obstajajo tudi druge hipoteze glede porazdelitve temne energije ali bolje rečeno njenih možnih vrst (na primer fantomska energija). Po njihovem se bodo galaktični grozdi, zvezde, planeti, atomi, jedra atomov in same snovi raztrgali kot posledica njegove neskončne širitve. Ta evolucijski scenarij imenujemo "velika vrzel". Po tem scenariju je samo širjenje vzrok smrti vesolja.
Zgodovina teorije velikega poka
Najstarejša omemba velikega poka je v začetku 20. stoletja in je povezana z opazovanji vesolja. Leta 1912 je ameriški astronom Vesto Slipher opravil vrsto opazovanj spiralnih galaksij (za katere se je sprva zdelo, da so meglice) in izmeril njihovo Dopplerjevo rdeče premikanje. Skoraj v vseh primerih so opažanja pokazala, da se spiralne galaksije oddaljujejo od naše Mlečne poti.
Leta 1922 je izjemni ruski matematik in kozmolog Aleksander Fridman dobil tako imenovane Friedmanove enačbe iz Einsteinovih enačb za splošno teorijo relativnosti. Kljub Einsteinovemu napredku teorije v prid kozmološke konstante je Friedmannovo delo pokazalo, da se vesolje precej širi.
Leta 1924 so meritve Edwina Hubbleja oddaljene do najbližje spiralne meglice pokazale, da so ti sistemi v resnici druge galaksije. Hubble je istočasno začel razvijati vrsto meritev odštevanja razdalj s pomočjo 2,5-metrskega teleskopa Hooker v observatoriju Mount Wilson. Do leta 1929 je Hubble odkril razmerje med razdaljo in hitrostjo odmika galaksij, ki je kasneje postala Hubblov zakon.
Leta 1927 je belgijski matematik, fizik in katoliški duhovnik Georges Lemaitre neodvisno dosegel enake rezultate, kot jih kažejo Friedmannove enačbe, in je prvi oblikoval razmerje med razdaljo in hitrostjo galaksij, saj je ponudil prvo oceno koeficienta tega razmerja. Lemaitre je verjel, da je bila nekoč v preteklosti celotna masa vesolja koncentrirana v eni točki (atomu).
Ta odkritja in domneve so sprožile veliko polemike med fiziki v 20-ih in 30-ih letih, večina jih je verjela, da je vesolje v mirujočem stanju. Po takrat vzpostavljenem modelu nastaja nova snov skupaj z neskončnim širjenjem Vesolja, ki je enakomerno in enakomerno porazdeljen po gostoti po celotni dolžini. Med učenjaki, ki ga podpirajo, se je ideja o Velikem prasku zdela bolj teološka kot znanstvena. Lemaitra so kritizirali zaradi pristranskosti, ki temelji na verski pristranskosti.
Treba je opozoriti, da so hkrati obstajale tudi druge teorije. Na primer Milnov model vesolja in ciklični model. Oboje je temeljilo na postulatih Einsteinove splošne teorije relativnosti in je kasneje znanstvenik dobil podporo. V skladu s temi modeli vesolje obstaja v neskončnem toku večkratnih ciklov širjenja in propada.
Po drugi svetovni vojni je med zagovorniki stacionarnega modela vesolja (ki ga je pravzaprav opisal astronom in fizik Fred Hoyle) in zagovorniki teorije Big Bang, ki je hitro pridobivala na popularnosti med znanstveno skupnostjo, vroča razprava. Ironično je, da je Hoyle skoval besedno zvezo "big bang", ki je kasneje postala ime nove teorije. Zgodilo se je marca 1949 na britanskem radiu BBC.
Sčasoma so nadaljnja znanstvena raziskovanja in opažanja vse bolj in bolj govorila v prid teoriji velikega poka in vedno bolj dvomila o modelu stacionarnega vesolja. Odkritje in potrditev CMB leta 1965 je končno utrdila Big Bang kot najboljšo teorijo nastanka in razvoja vesolja. Od poznih šestdesetih do devetdesetih let prejšnjega stoletja so astronomi in kozmologi opravili še več raziskav o velikem udaru in našli rešitve za številne teoretične težave, ki jim ovirajo teorije.
Te rešitve vključujejo na primer delo Stephena Hawkinga in drugih fizikov, ki so dokazali, da je posebnost nesporno začetno stanje splošne relativnosti in kozmološki model Velikega poka. Leta 1981 je fizik Alan Guth razvil teorijo, v kateri je opisal obdobje hitre kozmične ekspanzije (inflacijska epoha), ki je rešila številna prej nerešena teoretična vprašanja in težave.
V 90. letih prejšnjega stoletja se je povečalo zanimanje za temno energijo, kar je bilo ključno za reševanje številnih nerešenih vprašanj v kozmologiji. Poleg želje po iskanju odgovora na vprašanje, zakaj vesolje izgublja svojo maso skupaj s temno materjo (hipotezo je leta 1932 predlagal Jan Oort), je bilo treba najti tudi razlago, zakaj se vesolje še pospešuje.
Nadaljnji napredek pri raziskavah je posledica ustvarjanja naprednejših teleskopov, satelitov in računalniških modelov, ki so astronomom in kozmologom omogočili, da pogledajo naprej v vesolje in bolje razumejo njegovo resnično starost. Razvoj vesoljskih teleskopov in pojav takšnih, kot so na primer Cosmic Background Explorer (ali COBE), vesoljski teleskop Hubble, mikrovalovna anizotropna sonda Wilkinson (WMAP) in vesoljski observatorij Planck, so prav tako prispevali k proučevanju tega vprašanja.
Danes lahko kozmologi z dokaj visoko natančnostjo merijo različne parametre in značilnosti modela teorije Big Bang, da ne omenjam natančnejših izračunov starosti prostora okoli nas. A vse se je začelo z običajnim opazovanjem masivnih vesoljskih predmetov, ki se nahajajo veliko svetlobnih let od nas in se počasi še naprej odmikajo od nas. In čeprav nimamo pojma, kako se bo vse to končalo, kozmološki standardi ne bodo trajali predolgo, da bi to ugotovili.