Как се появи нашата вселена? Как се превърна в привидно безкрайно пространство? И какво ще стане след много милиони и милиарди години? Тези въпроси измъчват (и продължават да мъчат) умовете на философи и учени, изглежда, от началото на времето, като същевременно пораждат много интересни, а понякога дори и луди теории. Днес повечето астрономи и космолози стигнаха до общо съгласие, че Вселената, каквато я познаваме, се е появила в резултат на гигантска експлозия, генерираща не само основната част от материята, но е била източникът на основните физически закони, според които космосът, който ни заобикаля, съществува. Всичко това се нарича теория за Големия взрив.
Основите на теорията за Големия взрив са сравнително прости. Накратко, според нея цялата материя, съществуваща и съществуваща във Вселената, се появи едновременно - преди около 13,8 милиарда години. В този момент цялата материя съществуваше под формата на много компактна абстрактна топка (или точка) с безкрайна плътност и температура. Това състояние се нарича сингулярност. Изведнъж сингулярността започна да се разширява и породи Вселената, както я познаваме.
Заслужава да се отбележи, че теорията за Големия взрив е само една от многото предложени хипотези за произхода на Вселената (например има и теория за неподвижна Вселена), но тя получи най-широко признание и популярност. Той не само обяснява източника на цялата известна материя, законите на физиката и голямата структура на Вселената, а също така описва причините за разширяването на Вселената и много други аспекти и явления.
Хронология на събитията в теорията за Големия взрив
Въз основа на знанията за настоящото състояние на Вселената учените предполагат, че всичко е трябвало да започне от една точка с безкрайна плътност и ограничено време, която започна да се разширява. След първоначалното разширение, според теорията, Вселената премина през охлаждаща фаза, която позволи появата на субатомни частици и по-късно прости атоми. Гигантски облаци от тези древни елементи по-късно, благодарение на гравитацията, започнаха да образуват звезди и галактики.
Всичко това според учените е започнало преди около 13,8 милиарда години и затова тази отправна точка се счита за епохата на Вселената. Чрез изучаването на различни теоретични принципи, експерименти с участието на ускорители на частици и високоенергийни състояния, както и чрез астрономически проучвания на далечните кътчета на Вселената, учените извличат и предлагат хронология на събитията, които започват с Големия взрив и доведоха Вселената в крайна сметка до състоянието на космическата еволюция, която се извършва сега.
Промоционално видео:
Учените смятат, че най-ранните периоди от раждането на Вселената - продължителни от 10-43 до 10-11 секунди след Големия взрив - все още са обект на спорове и дискусии. Като се има предвид, че законите на физиката, които сега знаем, не биха могли да съществуват по това време, е много трудно да разберем как са били регулирани процесите в тази ранна Вселена. Освен това експериментите, използващи онези възможни видове енергии, които биха могли да присъстват по това време, все още не са проведени. Както и да е, много теории за произхода на Вселената в крайна сметка се съгласяват, че в даден момент от време е имало отправна точка, от която всичко е започнало.
Ерата на сингулярността
Известна още като ерата на Планк (или епохата на Планк), тя се приема като най-ранният известен период в еволюцията на Вселената. По това време цялата материя се съдържаше в единна точка на безкрайната плътност и температура. През този период учените смятат, че квантовите ефекти на гравитационното взаимодействие доминират над физическото и никоя от физическите сили не е била равна по сила на гравитацията.
Предполага се, че ерата на Планк е продължила от 0 до 10-43 секунди и е наречена така, тъй като продължителността й може да бъде измерена само с времето на Планк. Поради екстремните температури и безкрайната плътност на материята, състоянието на Вселената през този период от време беше изключително нестабилно. Това беше последвано от периоди на разширяване и охлаждане, които доведоха до появата на основни сили на физиката.
Приблизително в периода от 10-43 до 10-36 секунди във Вселената протича процесът на сблъсък на състояния на преходни температури. Смята се, че точно в този момент основните сили, които управляват сегашната Вселена, започнаха да се отделят една от друга. Първата стъпка в този отдел беше появата на гравитационни сили, силни и слаби ядрени взаимодействия и електромагнетизъм.
В периода от около 10-36 до 10-32 секунди след Големия взрив температурата на Вселената стана достатъчно ниска (1028 К), което доведе до разделяне на електромагнитните сили (силно взаимодействие) и слабо ядрено взаимодействие (слабо взаимодействие).
Ерата на инфлацията
С появата на първите фундаментални сили във Вселената започва ерата на инфлацията, която продължи от 10-32 секунди според времето на Планк до неизвестен момент. Повечето космологични модели приемат, че Вселената е била равномерно изпълнена с енергия с висока плътност през този период и невероятно висока температура и налягане са довели до нейното бързо разширяване и охлаждане.
Той започна в 10-37 секунди, когато фазата на прехода, която предизвика разделянето на силите, беше последвана от експоненциално разширяване на Вселената. В същия период на време Вселената беше в състояние на бариогенеза, когато температурата беше толкова висока, че нарушеното движение на частици в пространството се случи с почти светлинна скорост.
По това време се образуват двойки частици - античастици и веднага се сблъскват сблъсъци, което се смята, че е довело до доминирането на материята над антиматерията в съвременната Вселена. След края на инфлацията Вселената се състоеше от кварк-глюонна плазма и други елементарни частици. От този момент нататък Вселената започна да се охлажда, материята започна да се формира и комбинира.
Ерата на охлаждането
С намаляване на плътността и температурата вътре във Вселената, започва намаляване на енергията във всяка частица. Това преходно състояние продължи, докато основните сили и елементарните частици дойдат до сегашната си форма. Тъй като енергията на частиците е спаднала до стойности, които могат да бъдат постигнати днес в рамките на експериментите, действителното възможно присъствие на този период предизвиква много по-малко противоречия сред учените.
Например учените смятат, че 10-11 секунди след Големия взрив енергията на частиците е намаляла значително. След около 10-6 секунди кваркове и глюони започнаха да образуват бариони - протони и неутрони. Кварките започнаха да преобладават над антикварки, което от своя страна доведе до преобладаването на бариони над антибарионите.
Тъй като температурата вече не беше достатъчно висока, за да създаде нови двойки протон-антипротон (или двойки неутрон-антинейтрон), последва масово унищожаване на тези частици, което доведе до остатъка от само 1/1010 от броя на първоначалните протони и неутрони и пълното изчезване на техните античастици. Подобен процес се проведе около 1 секунда след Големия взрив. Само "жертвите" този път бяха електрони и позитрони. След масовото унищожаване останалите протони, неутрони и електрони спряха случайното си движение, а енергийната плътност на Вселената се изпълни с фотони и в по-малка степен неутрино.
През първите минути от разширяването на Вселената започва периодът на нуклеосинтеза (синтез на химични елементи). Поради спада на температурата до 1 милиард келвин и намаляването на енергийната плътност до приблизително стойности, еквивалентни на плътността на въздуха, неутроните и протоните започнаха да се смесват и образуват първия стабилен изотоп на водород (деутерий), както и хелиеви атоми. Независимо от това, повечето от протоните във Вселената останаха като непоследователни ядра на водородни атоми.
Около 379 000 години по-късно, електроните се комбинират с тези водородни ядра и образуват атоми (отново предимно водород), докато радиацията се отделя от материята и продължава да се разширява почти безпрепятствено в пространството. Това лъчение обикновено се нарича реликтово лъчение и е най-старият източник на светлина във Вселената.
С разширяването реликтовото излъчване постепенно губи плътността и енергията си и в момента температурата му е 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), а енергийната му плътност е 0.25 eV (или 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 фотона / cm³). Мощното излъчване се простира във всички посоки и на разстояние от около 13,8 милиарда светлинни години, но оценката на действителното му разпространение гласи на около 46 милиарда светлинни години от центъра на Вселената.
Възраст на структурата (йерархична епоха)
През следващите няколко милиарда години по-плътните региони на материята, почти равномерно разпределени във Вселената, започнаха да се привличат един друг. В резултат на това те станаха още по-плътни, започнаха да образуват облаци от газ, звезди, галактики и други астрономически структури, които можем да наблюдаваме в момента. Този период се нарича йерархична ера. По това време Вселената, която виждаме сега, започна да приема своята форма. Материята започна да се комбинира в структури с различни размери - звезди, планети, галактики, галактически клъстери, както и галактически суперклъстери, разделени от междугалактични бариери, съдържащи само няколко галактики.
Детайлите на този процес могат да бъдат описани според идеята за количеството и вида на материята, разпределена във Вселената, която е представена под формата на студена, топла, гореща тъмна материя и барионова материя. Въпреки това, настоящият стандартен космологичен модел на Големия взрив е моделът Ламбда-CDM, според който частиците от тъмна материя се движат по-бавно от скоростта на светлината. Избран е, защото решава всички противоречия, появили се в други космологични модели.
Според този модел студената тъмна материя представлява около 23 процента от цялата материя / енергия във Вселената. Делът на барионната материя е около 4,6 процента. Ламбда CDM се отнася до така наречената космологична константа: теория, предложена от Алберт Айнщайн, която характеризира свойствата на вакуум и показва баланса между маса и енергия като постоянно, статично количество. В този случай тя се свързва с тъмната енергия, която служи като ускорител за разширяването на Вселената и поддържа гигантските космологични структури до голяма степен хомогенни.
Дългосрочни прогнози за бъдещето на Вселената
Хипотезите, че еволюцията на Вселената има отправна точка, естествено водят учените към въпроси за възможната крайна точка на този процес. Ако Вселената започна своята история от малка точка с безкрайна плътност, която изведнъж започна да се разширява, това означава ли, че тя също ще се разширява безкрайно? Или един ден ще изтече разширяващата се сила и ще започне процес на обратна компресия, чийто краен резултат ще бъде същата безкрайно плътна точка?
Отговорите на тези въпроси бяха основната цел на космолозите от самото начало на дебата за това кой космологичен модел на Вселената е правилен. С приемането на теорията за Големия взрив, но до голяма степен благодарение на наблюдението на тъмната енергия през 90-те години на миналия век, учените постигнаха споразумение за два най-вероятни сценария за еволюцията на Вселената.
Според първия, наречен „голямо компресиране“, Вселената ще достигне максималния си размер и ще започне да се разпада. Този сценарий ще бъде възможен, ако само плътността на масата на Вселената стане по-голяма от самата критична плътност. С други думи, ако плътността на материята достигне определена стойност или стане по-висока от тази стойност (1-3 × 10-26 kg материя на m³), Вселената ще започне да се свива.
Алтернатива е друг сценарий, който гласи, че ако плътността във Вселената е равна на или под критичната плътност, тогава нейното разширяване ще се забави, но никога напълно няма да спре. Тази хипотеза, наречена "термична смърт на Вселената", ще продължи да се разширява, докато звездообразуването не престане да консумира междузвезден газ във всяка от околните галактики. Тоест, прехвърлянето на енергия и материя от един обект в друг напълно ще спре. Всички съществуващи звезди в този случай ще изгорят и ще се превърнат в бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки.
Постепенно черните дупки ще се сблъскат с други черни дупки, което ще доведе до образуването на по-големи и по-големи. Средната температура на Вселената ще се приближи до абсолютна нула. Черните дупки в крайна сметка "ще се изпарят", освобождавайки последното си лъчение на Хокинг. В крайна сметка термодинамичната ентропия във Вселената ще стане максимална. Топлината смърт ще дойде.
Съвременните наблюдения, които отчитат наличието на тъмна енергия и нейния ефект върху разширяването на пространството, подтикнаха учените да заключат, че с течение на времето все повече и повече пространство във Вселената ще премине отвъд нашия хоризонт на събитията и ще стане невидимо за нас. Окончателният и логичен резултат от това все още не е известен на учените, но „топлинната смърт“може да бъде крайна точка на подобни събития.
Съществуват и други хипотези относно разпределението на тъмната енергия, или по-скоро нейните възможни видове (например фантомна енергия). Според тях галактическите клъстери, звезди, планети, атоми, ядра на атоми и самата материя ще бъдат разкъсани в резултат на нейното безкрайно разширяване. Този еволюционен сценарий се нарича "голямата пропаст". Според този сценарий самото разрастване е причина за смъртта на Вселената.
История на теорията за Големия взрив
Най-ранното споменаване на Големия взрив датира от началото на 20-ти век и е свързано с наблюдения на космоса. През 1912 г. американският астроном Весто Слипър провежда серия от наблюдения на спирални галактики (които първоначално изглеждаха като мъглявини) и измерва тяхното доплерово червено изместване. Почти във всички случаи наблюденията показват, че спиралните галактики се отдалечават от нашия Млечен път.
През 1922 г. изключителният руски математик и космолог Александър Фридман извежда т. Нар. Уравнения на Фридман от уравненията на Айнщайн за общата теория на относителността. Въпреки напредъка на Айнщайн в теорията в полза на космологична константа, работата на Фридман показва, че Вселената по-скоро се разширява.
През 1924 г. измерванията на Едвин Хъбъл за разстоянието до най-близката спирала мъглявина показват, че тези системи всъщност са други галактики. В същото време Хъбъл започна да разработва серия от метрики за изваждане на разстояния, използвайки 2.5-метровия телескоп Хукър в обсерваторията Маунт Уилсън. До 1929 г. Хъбъл е открил връзка между разстоянието и скоростта на отстъпване на галактиките, което по-късно става Закон на Хъбъл.
През 1927 г. белгийският математик, физик и католически свещеник Жорж Лемайтре независимо постигна същите резултати, както са показани от уравненията на Фридман, и е първият, формулирал връзката между разстоянието и скоростта на галактиките, предлагайки първата оценка на коефициента на тази връзка. Лемайтер вярваше, че в известно време в миналото цялата маса на Вселената е концентрирана в една точка (атом).
Тези открития и предположения предизвикаха много спорове между физиците през 20-те и 30-те години, повечето от които вярваха, че Вселената е в неподвижно състояние. Според модела, създаден по това време, се създава нова материя заедно с безкрайното разширение на Вселената, като е равномерно и с еднаква плътност, разпределена по цялата му дължина. Сред учени, които го подкрепят, идеята за Големия взрив изглеждаше повече богословска, отколкото научна. Lemaitre е критикуван за пристрастия, основани на религиозни пристрастия.
Трябва да се отбележи, че по същото време са съществували и други теории. Например моделът на Милн на Вселената и цикличният модел. И двете се основаваха на постулатите на общата теория на относителността на Айнщайн и впоследствие получиха подкрепа от самия учен. Според тези модели Вселената съществува в безкраен поток от повтарящи се цикли на разширение и колапс.
След Втората световна война избухна бурен дебат между привържениците на неподвижен модел на Вселената (който всъщност беше описан от астронома и физика Фред Хойл) и привържениците на теорията за Големия взрив, която бързо набира популярност сред научната общност. По ирония на съдбата именно Хойл измисли фразата "голям взрив", която по-късно стана името на новата теория. Това се случи през март 1949 г. по британското радио BBC.
В крайна сметка по-нататъшните научни изследвания и наблюдения все повече и повече в полза на теорията за Големия взрив и все повече поставят под въпрос модела на неподвижна вселена. Откриването и потвърждаването на CMB през 1965 г. окончателно втвърди Големия взрив като най-добрата теория за произхода и развитието на Вселената. От края на 60-те до 90-те години астрономите и космолозите провеждат още повече изследвания на Големия взрив и намират решения на много от теоретичните проблеми, които стоят на пътя на тази теория.
Тези решения включват, например, работата на Стивън Хокинг и други физици, които са доказали, че сингулярността е безспорното първоначално състояние на обща относителност и космологичният модел на Големия взрив. През 1981 г. физикът Алън Гут разработва теория, описваща периода на бърза космическа експанзия (инфлационна епоха), която решава много нерешени досега теоретични въпроси и проблеми.
През 90-те години се наблюдава засилен интерес към тъмната енергия, което се разглежда като ключ към решаването на много нерешени въпроси в космологията. Освен желанието да се намери отговор на въпроса защо Вселената губи своята маса заедно с тъмната майка (хипотезата беше предложена още през 1932 г. от Ян Оорт), беше необходимо да се намери и обяснение защо Вселената все още се ускорява.
По-нататъшният напредък в изследванията се дължи на създаването на по-модерни телескопи, сателити и компютърни модели, които позволиха на астрономите и космолозите да погледнат по-нататък във Вселената и да разберат по-добре нейната истинска възраст. Развитието на космическите телескопи и появата на такива, като например, космическият изследовател на фона (или COBE), космическият телескоп Хъбъл, микровълновата анизотропия на Уилкинсън (WMAP) и космическата обсерватория Планк, също са направили безценен принос за изследването на въпроса.
Днес космолозите могат да измерват различни параметри и характеристики на модела на теорията за Големия взрив с доста висока точност, да не говорим за по-точни изчисления на възрастта на пространството около нас. Но всичко започна с обичайното наблюдение на масивни космически обекти, разположени на много светлинни години от нас и бавно продължаващи да се отдалечават от нас. И въпреки че нямаме представа как всичко ще приключи, космологичните стандарти няма да отнемат много време, за да го разберем.