Kā radās mūsu Visums? Kā tas pārvērtās šķietami bezgalīgā telpā? Un kas tas būs pēc daudziem miljoniem un miljardiem gadu? Šķiet, ka šie jautājumi kopš laika sākuma mocīja (un turpina mocīt) filozofu un zinātnieku prātus, vienlaikus radot daudz interesantu un reizēm pat traku teoriju. Mūsdienās vairums astronomu un kosmologu ir panākuši vispārēju vienošanos, ka Visums, kā mēs zinām, parādījās milzu sprādziena rezultātā, kurš radīja ne tikai lielāko daļu vielas, bet arī bija fizisko pamatlikumu avots, saskaņā ar kuru eksistē mūs ieskaujošais kosmoss. To visu sauc par Lielā sprādziena teoriju.
Lielā sprādziena teorijas pamati ir samērā vienkārši. Īsāk sakot, pēc viņas teiktā, visa matērija, kas pastāvēja un eksistē tagad Visumā, parādījās tajā pašā laikā - apmēram pirms 13,8 miljardiem gadu. Tajā laikā visa matērija pastāvēja ļoti kompaktas abstraktas bumbiņas (vai punkta) formā ar bezgalīgu blīvumu un temperatūru. Šo stāvokli sauca par singularitāti. Pēkšņi singularitāte sāka paplašināties un radīja Visumu, kā mēs to zinām.
Ir vērts atzīmēt, ka Lielā sprādziena teorija ir tikai viena no daudzajām ierosinātajām Visuma izcelsmes hipotēzēm (piemēram, pastāv arī stacionāra Visuma teorija), taču tā ir saņēmusi visplašāko atzinību un popularitāti. Tas ne tikai izskaidro visu zināmo matērijas avotu, fizikas likumus un Visuma lielo struktūru, bet arī apraksta Visuma paplašināšanās iemeslus un daudzus citus aspektus un parādības.
Notikumu hronoloģija lielā sprādziena teorijā
Balstoties uz zināšanām par pašreizējo Visuma stāvokli, zinātnieki ierosina, ka visam vajadzēja sākties no viena punkta ar bezgalīgu blīvumu un ierobežotu laiku, kas sāka paplašināties. Pēc sākotnējās paplašināšanās, teorija saka, Visums izgāja dzesēšanas fāzi, kas ļāva parādīties subatomiskās daļiņas un vēlāk vienkāršos atomus. Šo seno elementu milzu mākoņi vēlāk, pateicoties gravitācijai, sāka veidot zvaigznes un galaktikas.
Tas viss, pēc zinātnieku domām, sākās apmēram pirms 13,8 miljardiem gadu, un tāpēc šis sākumpunkts tiek uzskatīts par Visuma vecumu. Izpētot dažādus teorētiskos principus, eksperimentus, kuros iesaistīti daļiņu paātrinātāji un lielās enerģijas stāvokļi, kā arī veicot Visuma tālāko stūru astronomiskos pētījumus, zinātnieki atvasināja un ierosināja notikumu hronoloģiju, kas sākās ar Lielo sprādzienu un noveda Visumu līdz kosmiskās evolūcijas stāvoklim, kas notiek tagad.
Reklāmas video:
Zinātnieki uzskata, ka agrākie Visuma dzimšanas periodi - ilgst no 10-43 līdz 10-11 sekundēm pēc Lielā sprādziena - joprojām ir diskusiju un diskusiju priekšmets. Ņemot vērā, ka fizikas likumi, kurus mēs tagad zinām, šajā laikā nevarēja pastāvēt, ir ļoti grūti saprast, kā tika regulēti procesi šajā agrīnajā Visumā. Turklāt vēl nav veikti eksperimenti, izmantojot tos iespējamos enerģijas veidus, kuri tajā laikā varēja būt. Lai kā arī būtu, daudzas teorijas par Visuma izcelsmi galu galā vienojas, ka kādā brīdī bija izejas punkts, no kura tas viss sākās.
Savdabības laikmets
Pazīstams arī kā Planka laikmets (vai Planka laikmets), tas tiek uzskatīts par agrāko zināmo periodu Visuma evolūcijā. Šajā laikā visa matērija atradās vienā bezgalīga blīvuma un temperatūras punktā. Šajā periodā zinātnieki uzskata, ka gravitācijas mijiedarbības kvantu ietekme dominēja fiziskajā, un neviens no fiziskajiem spēkiem nebija līdzvērtīgs gravitācijas spēkam.
Planka laikmets it kā ilga no 0 līdz 10-43 sekundēm un tiek nosaukts tāpēc, ka tā ilgumu var izmērīt tikai pēc Planka laika. Sakarā ar ārkārtējām temperatūrām un bezgalīgo matērijas blīvumu Visuma stāvoklis šajā laika posmā bija ārkārtīgi nestabils. Tam sekoja paplašināšanās un atdzišanas periodi, kas noveda pie fizikas pamatjomu parādīšanās.
Aptuveni laika posmā no 10-43 līdz 10-36 sekundēm Visumā notika pārejas temperatūru stāvokļu sadursmes process. Tiek uzskatīts, ka tieši šajā brīdī pamata spēki, kas pārvalda pašreizējo Visumu, sāka atdalīties viens no otra. Pirmais solis šajā departamentā bija gravitācijas spēku parādīšanās, spēcīga un vāja kodolieroču mijiedarbība un elektromagnētisms.
Laika posmā no apmēram 10-36 līdz 10-32 sekundēm pēc Lielā sprādziena Visuma temperatūra kļuva pietiekami zema (1028 K), kas noveda pie elektromagnētisko spēku (stipra mijiedarbība) un vājas kodoliedarbības (vājas mijiedarbības) atdalīšanas.
Inflācijas laikmets
Ar pirmo pamata spēku parādīšanos Visumā sākās inflācijas laikmets, kas ilga no 10-32 sekundēm pēc Planka laika līdz nezināmam laika brīdim. Lielākā daļa kosmoloģisko modeļu pieņem, ka Visums šajā periodā tika vienmērīgi piepildīts ar augsta blīvuma enerģiju, un neticami augstā temperatūra un spiediens noveda pie tā straujas izplešanās un atdzišanas.
Tas sākās 10-37 sekundes, kad pārejas fāzei, kas izraisīja spēku atdalīšanos, sekoja Visuma eksponenciālais izplešanās. Tajā pašā laika posmā Visums bija baryogenesis stāvoklī, kad temperatūra bija tik augsta, ka daļiņu nesakārtota kustība telpā notika gandrīz gaismas ātrumā.
Šajā laikā veidojas daļiņu pāri - daļiņas un tūlīt notiek sadursme, kas, domājams, noveda pie matērijas dominēšanas pār antimatēriju mūsdienu Visumā. Pēc inflācijas beigām Visumu veidoja kvarka-gluona plazma un citas elementāras daļiņas. Kopš šī brīža Visums sāka atdzist, matērija sāka veidoties un apvienoties.
Dzesēšanas laikmets
Samazinoties blīvumam un temperatūrai Visuma iekšienē, katrā daļiņā sāka notikt enerģijas samazināšanās. Šis pārejas stāvoklis turpinājās, kamēr pamata spēki un elementārdaļiņas nonāca pašreizējā formā. Tā kā daļiņu enerģija ir samazinājusies līdz vērtībām, kuras šodien var sasniegt eksperimentu ietvaros, šī laika perioda faktiskā iespējamā klātbūtne izraisa daudz mazāk strīdu starp zinātniekiem.
Piemēram, zinātnieki uzskata, ka 10-11 sekundes pēc Lielā sprādziena daļiņu enerģija ir ievērojami samazinājusies. Ap 10-6 sekundēm kvarki un gluoni sāka veidot baronus - protonus un neitronus. Kvarki sāka dominēt pār antikvarkiem, kas savukārt noveda pie tā, ka baroni bija pārsvarā pār antikaroniem.
Tā kā temperatūra vairs nebija tik augsta, lai izveidotu jaunus protonu-antiprotonu pārus (vai neitronu-antineutronu pārus), sekoja šo daļiņu masveida iznīcināšana, kā rezultātā atlikušie bija tikai 1/1010 no sākotnējo protonu un neitronu skaita un to antidaļiņu pilnīga izzušana. Līdzīgs process notika apmēram 1 sekundi pēc Lielā sprādziena. Tikai "upuri" šoreiz bija elektroni un pozitroni. Pēc masveida iznīcināšanas atlikušie protoni, neitroni un elektroni pārtrauca savu nejaušo kustību, un Visuma enerģijas blīvums tika piepildīts ar fotoniem un mazākā mērā ar neitrīniem.
Pirmajās Visuma izplešanās minūtēs sākās nukleosintēzes (ķīmisko elementu sintēzes) periods. Sakarā ar temperatūras pazemināšanos līdz 1 miljardam kelvinu un enerģijas blīvuma samazināšanos līdz aptuveni vērtībām, kas līdzvērtīgas gaisa blīvumam, neitroni un protoni sāka sajaukties un veidot pirmo stabilo ūdeņraža (deitērija) izotopu, kā arī hēlija atomus. Neskatoties uz to, lielākā daļa Visuma protonu palika kā nesakarīgi ūdeņraža atomu kodoli.
Apmēram 379 000 gadus vēlāk elektroni apvienojumā ar šiem ūdeņraža kodoliem veidoja atomus (atkal galvenokārt ūdeņradi), bet starojums atdalījās no matērijas un turpināja gandrīz netraucēti izplesties caur kosmosu. Šo starojumu parasti sauc par relikta starojumu, un tas ir visvecākais gaismas avots Visumā.
Ar paplašināšanos CMB pakāpeniski zaudēja blīvumu un enerģiju, un šobrīd tā temperatūra ir 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), un enerģijas blīvums ir 0,25 eV (vai 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). Relikcija izstaro visu virzienu un aptuveni 13,8 miljardu gaismas gadu attālumā, bet tā faktiskās izplatīšanās aprēķini vēsta, ka no Visuma centra ir aptuveni 46 miljardi gaismas gadu.
Struktūras vecums (hierarhiskais vecums)
Nākamo vairāku miljardu gadu laikā blīvākie matērijas reģioni, gandrīz vienmērīgi sadalīti Visumā, sāka piesaistīt viens otru. Tā rezultātā viņi kļuva vēl blīvāki, sāka veidoties gāzes, zvaigžņu, galaktiku un citu astronomisku struktūru mākoņi, kurus mēs varam novērot šobrīd. Šo periodu sauc par hierarhisko laikmetu. Šajā laikā Visums, ko mēs tagad redzam, sāka ieņemt savu formu. Materiālu sāka apvienot dažāda lieluma struktūrās - zvaigznēs, planētās, galaktikās, galaktiku kopās, kā arī galaktiskajās superklasteros, atdalot tos ar starpgalaktiskiem stieņiem, kas satur tikai dažas galaktikas.
Sīkāku informāciju par šo procesu var aprakstīt saskaņā ar ideju par Visumā izplatīto matērijas daudzumu un veidu, kas tiek attēlots aukstas, siltas, karstas tumšās vielas un baryonic vielas veidā. Tomēr pašreizējais Lielā sprādziena standarta kosmoloģiskais modelis ir Lambda-CDM modelis, saskaņā ar kuru tumšās vielas daļiņas pārvietojas lēnāk nekā gaismas ātrums. Tas tika izvēlēts, jo tas atrisina visas pretrunas, kas parādījās citos kosmoloģiskajos modeļos.
Saskaņā ar šo modeli aukstā tumšā viela veido apmēram 23 procentus no visas Visuma matērijas / enerģijas. Baryonic vielas īpatsvars ir aptuveni 4,6 procenti. Lambda CDM attiecas uz tā saukto kosmoloģisko konstanti: Alberta Einšteina piedāvāto teoriju, kas raksturo vakuuma īpašības un parāda masas un enerģijas līdzsvaru kā nemainīgu, statisku lielumu. Šajā gadījumā tas ir saistīts ar tumšo enerģiju, kas kalpo kā paātrinātājs Visuma paplašināšanai un uztur milzu kosmoloģiskās struktūras lielākoties viendabīgas.
Ilgtermiņa prognozes par Visuma nākotni
Hipotēzes, ka Visuma evolūcijai ir sākumpunkts, zinātniekus dabiski ved uz jautājumiem par šī procesa iespējamo beigu punktu. Ja Visums savu vēsturi sāka no neliela punkta ar bezgalīgu blīvumu, kas pēkšņi sāka paplašināties, vai tas nozīmē, ka tas paplašināsies arī bezgalīgi? Vai arī kādu dienu tam izzudīs ekspansīvais spēks un sāksies apgriezts saspiešanas process, kura gala rezultāts būs tāds pats bezgalīgi blīvs punkts?
Atbildes uz šiem jautājumiem jau no diskusijas sākuma ir bijis kosmologu galvenais mērķis par to, kurš Visuma kosmoloģiskais modelis ir pareizs. Pieņemot Lielā sprādziena teoriju, taču lielā mērā pateicoties tumšās enerģijas novērojumiem 90. gados, zinātnieki panāca vienošanos par diviem visdrīzāk iespējamiem Visuma evolūcijas scenārijiem.
Saskaņā ar pirmo, ko sauc par “lielo saspiešanu”, Visums sasniegs maksimālo izmēru un sāks sabrukt. Šis scenārijs būs iespējams, ja tikai Visuma masas blīvums kļūs lielāks par pašu kritisko blīvumu. Citiem vārdiem sakot, ja matērijas blīvums sasniedz noteiktu vērtību vai kļūst lielāks par šo vērtību (1–3 × 10–26 kg vielas uz m³), Visums sāks samazināties.
Alternatīva ir vēl viens scenārijs, kurā teikts: ja blīvums Visumā ir vienāds ar kritisko blīvumu vai zemāks, tad tā izplešanās palēnināsies, bet nekad pilnībā neapstāsies. Šī hipotēze, saukta par “Visuma termisko nāvi”, turpinātu izvērsties, līdz zvaigžņu veidošanās pārstāj patērēt starpzvaigžņu gāzi katrā no apkārtējām galaktikām. Tas ir, enerģijas un matērijas pārnešana no viena objekta uz otru tiks pilnībā pārtraukta. Visas esošās zvaigznes šajā gadījumā izdegsies un pārvērtīsies baltajos punduros, neitronu zvaigznēs un melnajos caurumos.
Pakāpeniski melnie caurumi saduras ar citiem melnajiem caurumiem, kas novedīs pie lielākiem un lielākiem. Visuma vidējā temperatūra tuvosies absolūtai nullei. Melnie caurumi galu galā "iztvaiko", atbrīvojot savu pēdējo Hawking starojumu. Galu galā termodinamiskā entropija Visumā kļūs maksimāla. Nāks karsta nāve.
Mūsdienu novērojumi, kas ņem vērā tumšās enerģijas klātbūtni un tās ietekmi uz kosmosa paplašināšanos, ir likuši zinātniekiem secināt, ka laika gaitā arvien vairāk kosmosa kosmosa izies ārpus mūsu notikumu horizonta un kļūs mums neredzami. To galīgais un loģiskais rezultāts zinātniekiem vēl nav zināms, taču "karstuma nāve" var būt arī šādu notikumu beigu punkts.
Pastāv arī citas hipotēzes attiecībā uz tumšās enerģijas vai drīzāk tās iespējamo veidu izplatību (piemēram, fantoma enerģija). Pēc viņu teiktā, galaktikas puduri, zvaigznes, planētas, atomi, atomu kodoli un pati matērija tās bezgalīgās izplešanās rezultātā tiks saplēsti. Šo evolūcijas scenāriju sauc par “lielo plaisu”. Saskaņā ar šo scenāriju Visuma nāves iemesls ir pati paplašināšanās.
Lielā sprādziena teorijas vēsture
Agrākais Lielā sprādziena pieminējums datēts ar 20. gadsimta sākumu un ir saistīts ar kosmosa novērojumiem. 1912. gadā amerikāņu astronoms Vesto Sliders veica virkni spirālveida galaktiku (kas sākotnēji šķita miglāji) novērojumu un izmērīja to Doplera sarkano nobīdi. Gandrīz visos gadījumos novērojumi ir parādījuši, ka spirālveida galaktikas virzās prom no mūsu Piena ceļa.
1922. gadā izcilais krievu matemātiķis un kosmologs Aleksandrs Fridmens no Einšteina vienādojumiem atvasināja tā saucamos Frīdmana vienādojumus vispārējai relativitātes teorijai. Neskatoties uz Einšteina teorijas attīstību par labu kosmoloģiskajai konstantei, Frīdmana darbs parādīja, ka Visums ir diezgan paplašinājies.
1924. gadā Edvina Habla veiktie attāluma mērījumi līdz tuvākajam spirālveida miglājam parādīja, ka šīs sistēmas patiesībā ir citas galaktikas. Tajā pašā laikā Habls sāka attīstīt attāluma atņemšanas metriku sēriju, izmantojot 2,5 metru Hookera teleskopu Mount Wilson Observatory. Līdz 1929. gadam Habls bija atklājis saistību starp attālumu un galaktiku aizejošo ātrumu, kas vēlāk kļuva par Habla likumu.
1927. gadā beļģu matemātiķis, fiziķis un katoļu priesteris Georges Lemaitre patstāvīgi ieradās pie tādiem pašiem rezultātiem, kādus parādīja Frīdmaņa vienādojumi, un bija pirmais, kurš formulēja attiecības starp attālumu un galaktiku ātrumu, piedāvājot pirmo šo attiecību koeficienta novērtējumu. Lemaitre uzskatīja, ka kādreiz pagātnē visa Visuma masa bija koncentrēta vienā punktā (atomā).
Šie atklājumi un pieņēmumi izraisīja daudz diskusiju starp 20. un 30. gadu fiziķiem, no kuriem lielākā daļa uzskatīja, ka Visums atrodas nekustīgā stāvoklī. Saskaņā ar tajā laikā izveidoto modeli, līdz ar Visuma bezgalīgo paplašināšanos, tiek radīta jauna matērija, vienmērīgi un vienādi blīvi sadalot visā tā garumā. Starp zinātniekiem, kas to atbalstīja, Lielā sprādziena ideja šķita vairāk teoloģiska nekā zinātniska. Lemaitre ir kritizēts par aizspriedumiem, kas balstīti uz reliģioziem aizspriedumiem.
Jāatzīmē, ka vienlaikus pastāvēja arī citas teorijas. Piemēram, Milnes Universa modelis un cikliskais modelis. Abas balstījās uz Einšteina vispārējās relativitātes teorijas postulātiem un vēlāk saņēma atbalstu no paša zinātnieka. Saskaņā ar šiem modeļiem Visums pastāv bezgalīgā straumē ar atkārtotiem izplešanās un sabrukšanas cikliem.
Pēc Otrā pasaules kara izcēlās karstas debates starp stacionārā Visuma modeļa atbalstītājiem (ko faktiski aprakstīja astronoms un fiziķis Freds Hoilejs) un Lielā sprādziena teorijas atbalstītājiem, kas zinātnes aprindās strauji ieguva popularitāti. Ironiski, ka tieši Hoils izgudroja frāzi “lielais sprādziens”, kas vēlāk kļuva par jaunās teorijas nosaukumu. Tas notika 1949. gada martā britu radio BBC.
Galu galā turpmāki zinātniskie pētījumi un novērojumi arvien vairāk runāja par Lielā sprādziena teoriju un aizvien vairāk apšaubīja stacionārā Visuma modeli. CMB atklāšana un apstiprināšana 1965. gadā beidzot nostiprināja Lielo sprādzienu kā labāko Visuma rašanās un attīstības teoriju. No 1960. gadu beigām līdz 1990. gadiem astronomi un kosmologi veica vēl lielākus pētījumus par Lielo sprādzienu un atrada risinājumus daudzām teorētiskām problēmām, kas kavē šo teoriju.
Šajos risinājumos ietilpst, piemēram, Stefana Hokinga un citu fiziķu darbs, kuri ir pierādījuši, ka singularitāte bija nenoliedzams vispārējās relativitātes sākotnējais stāvoklis un Lielā sprādziena kosmoloģiskais modelis. 1981. gadā fiziķis Alans Gūts izstrādāja teoriju, kurā aprakstīts straujās kosmiskās izplešanās periods (inflācijas laikmets), un tas atrisināja daudzus iepriekš neatrisinātus teorētiskus jautājumus un problēmas.
Deviņdesmitajos gados palielinājās interese par tumšo enerģiju, kas tika uzskatīta par atslēgu daudzu neatrisinātu kosmoloģijas jautājumu risināšanai. Papildus vēlmei rast atbildi uz jautājumu, kāpēc Visums zaudē savu masu kopā ar tumšo māti (hipotēzi 1932. gadā ierosināja Jans Oorts), bija jārod arī skaidrojums, kāpēc Visums joprojām paātrinās.
Turpmākais pētniecības progress ir saistīts ar progresīvāku teleskopu, satelītu un datoru modeļu izveidi, kas ļāva astronomiem un kosmologiem tālāk ieskatīties Visumā un labāk izprast tā patieso vecumu. Kosmosa teleskopu attīstība un tādu parādīšanās kā, piemēram, Cosmic Background Explorer (vai COBE), Habla kosmiskais teleskops, Wilkinson mikroviļņu anizotropijas zonde (WMAP) un Planck Space Observatory arī ir devuši nenovērtējamu ieguldījumu jautājuma izpētē.
Mūsdienās kosmologi ar diezgan augstu precizitāti var izmērīt dažādus Lielā sprādziena teorijas modeļa parametrus un raksturlielumus, nemaz nerunājot par precīzākiem apkārtējās telpas vecuma aprēķiniem. Bet viss sākās ar parasto masīvo kosmosa objektu novērošanu, kas atradās daudzus gaismas gadus no mums un lēnām turpināja attālināties no mums. Un, kaut arī mums nav ne mazākās nojausmas, kā tas viss beigsies, kosmoloģiskie standarti to izdomās ne pārāk ilgi.