کیهان چگونه شکل گرفت. نظریه های شکل گیری جهان. کیهان چگونه و از کجا شکل گرفت؟

چگونه به فضایی به ظاهر بی پایان تبدیل شد؟ و بعد از میلیون ها و میلیاردها سال چه خواهد شد؟ به نظر می‌رسد که این پرسش‌ها از ابتدا ذهن فیلسوفان و دانشمندان را آزار می‌دهد (و همچنان عذاب می‌دهد) و نظریه‌های جالب و گاه حتی دیوانه‌کننده بسیاری را به وجود آورده است.

امروزه، اکثر ستاره شناسان و کیهان شناسان به یک توافق کلی رسیده اند که جهان به گونه ای که ما می شناسیم، نتیجه یک انفجار غول پیکر است که نه تنها بخش عمده ای از ماده را ایجاد کرده است، بلکه منشأ قوانین فیزیکی اساسی است که بر اساس آن، کیهان ما را احاطه کرده است. همه اینها نظریه بیگ بنگ نامیده می شود.

اصول اولیه تئوری انفجار بزرگ نسبتا ساده است. بنابراین، به طور خلاصه، طبق آن، تمام موادی که وجود داشته و اکنون در جهان وجود دارد، در همان زمان - حدود 13.8 میلیارد سال پیش - ظاهر شدند. در آن لحظه از زمان، همه مواد به شکل یک توپ (یا نقطه) انتزاعی بسیار فشرده با چگالی و دمای بی نهایت وجود داشتند. به این حالت تکینگی می گفتند. ناگهان تکینگی شروع به انبساط کرد و کیهانی را که ما می شناسیم به دنیا آورد.

شایان ذکر است که نظریه انفجار بزرگ تنها یکی از بسیاری از فرضیه های ارائه شده برای منشاء جهان است (به عنوان مثال، نظریه جهان ساکن نیز وجود دارد)، اما بیشترین شناخت و محبوبیت را دریافت کرده است. نه تنها منبع همه مواد شناخته شده، قوانین فیزیک و ساختار بزرگتر جهان را توضیح می دهد، بلکه دلایل انبساط جهان و بسیاری از جنبه ها و پدیده های دیگر را نیز توضیح می دهد.

گاه‌شماری رویدادها در نظریه انفجار بزرگ.

بر اساس دانش وضعیت فعلی جهان، دانشمندان این نظریه را مطرح می کنند که همه چیز باید از یک نقطه با چگالی بی نهایت و زمان محدود شروع شده باشد، که شروع به گسترش کرد. بر اساس این نظریه، پس از انبساط اولیه، جهان یک فاز خنک کننده را طی کرد که امکان ظهور ذرات زیر اتمی و بعداً اتم های ساده را فراهم کرد. ابرهای غول پیکر این عناصر باستانی بعداً به لطف گرانش شروع به تشکیل ستاره ها و کهکشان ها کردند.

همه اینها، به گفته دانشمندان، حدود 13.8 میلیارد سال پیش آغاز شد و بنابراین این نقطه شروع، سن جهان در نظر گرفته می شود. دانشمندان با کاوش در اصول نظری مختلف، انجام آزمایش‌های مربوط به شتاب‌دهنده‌های ذرات و حالت‌های پرانرژی، و انجام مطالعات نجومی در دوردست‌های کیهان، گاه‌شماری از رویدادهایی را استنباط کرده و پیشنهاد کرده‌اند که با انفجار بزرگ آغاز شده و جهان در نهایت به آن حالت تکامل کیهانی که اکنون در حال وقوع است.

دانشمندان بر این باورند که دوره های اولیه پیدایش جهان - که از 10-43 تا 10-11 ثانیه پس از انفجار بزرگ به طول می انجامد - هنوز محل بحث و بحث است. توجه! فقط اگر در نظر بگیریم که قوانین فیزیک که اکنون می دانیم نمی توانستند در آن زمان وجود داشته باشند، درک چگونگی تنظیم فرآیندها در این جهان اولیه بسیار دشوار است. علاوه بر این، آزمایش‌هایی با استفاده از انواع انرژی‌های ممکن که می‌توانستند در آن زمان وجود داشته باشند، هنوز انجام نشده است. به هر حال، بسیاری از نظریه ها در مورد منشأ جهان در نهایت موافق هستند که در مقطعی از زمان نقطه شروعی وجود داشته است که همه چیز از آنجا شروع شده است.

دوران تکینگی.

همچنین به عنوان دوره پلانک (یا عصر پلانک) شناخته می شود، این دوره به عنوان اولین دوره شناخته شده در تکامل جهان در نظر گرفته می شود. در این زمان، تمام مواد در یک نقطه واحد با چگالی و دمای بی نهایت قرار داشتند. دانشمندان بر این باورند که در این دوره اثرات کوانتومی فعل و انفعالات گرانشی بر اثرات فیزیکی غالب بوده و هیچ نیروی فیزیکی از نظر قدرت با گرانش برابری نکرده است.

دوره پلانک ظاهراً بین 0 تا 10-43 ثانیه به طول انجامید و به این دلیل نامگذاری شده است که مدت زمان آن فقط با زمان پلانک قابل اندازه گیری است. به دلیل دماهای شدید و چگالی نامحدود ماده، وضعیت جهان در این دوره زمانی به شدت ناپایدار بود. به دنبال آن دوره‌هایی از انبساط و سرد شدن به وجود آمد که باعث پیدایش نیروهای بنیادی فیزیک شد.

تقریباً در بازه زمانی 10-43 تا 10-36 ثانیه، فرآیند برخورد حالت های دمای گذار در جهان رخ داد. اعتقاد بر این است که در این نقطه بود که نیروهای بنیادی حاکم بر جهان کنونی شروع به جدا شدن از یکدیگر کردند. اولین گام این جداسازی، ظهور نیروهای گرانشی، برهمکنش های هسته ای قوی و ضعیف و الکترومغناطیس بود.

در بازه زمانی حدود 10-36 تا 10-32 ثانیه پس از انفجار بزرگ، دمای جهان به اندازه کافی پایین آمد (1028 K) که منجر به جدا شدن نیروهای الکترومغناطیسی (نیروی قوی) و نیروی هسته ای ضعیف ( نیروی ضعیف).

دوران تورم.

با ظهور اولین نیروهای بنیادی در جهان، عصر تورم آغاز شد که از 10 تا 32 ثانیه در زمان پلانک تا یک نقطه زمانی نامعلوم به طول انجامید. اکثر مدل‌های کیهان‌شناسی نشان می‌دهند که جهان در این دوره به طور یکنواخت پر از انرژی با چگالی بالا بوده و دما و فشارهای فوق‌العاده بالا باعث انبساط و سرد شدن سریع آن شده است.

این در 10-37 ثانیه آغاز شد، زمانی که مرحله انتقالی که باعث جدایی نیروها شد با انبساط جهان در پیشرفت هندسی دنبال شد. در همان دوره زمانی، جهان در حالت باریوژنز قرار داشت، زمانی که دما به حدی بالا بود که حرکت تصادفی ذرات در فضا با سرعت نزدیک به نور رخ می داد.

در این زمان، جفت ذرات - پادذرات تشکیل می شوند و بلافاصله با هم برخورد می کنند و از بین می روند که اعتقاد بر این است که منجر به تسلط ماده بر ضد ماده در جهان مدرن شده است. پس از توقف تورم، جهان متشکل از پلاسمای کوارک-گلئون و دیگر ذرات بنیادی بود. از آن لحظه به بعد، جهان شروع به سرد شدن کرد، ماده شروع به تشکیل و ترکیب کرد.

عصر خنک شدن.

با کاهش چگالی و دمای درون کیهان، انرژی در هر ذره شروع به کاهش کرد. این حالت انتقالی تا زمانی که نیروهای بنیادی و ذرات بنیادی به شکل کنونی خود رسیدند ادامه داشت. از آنجایی که انرژی ذرات به مقادیری کاهش یافته است که امروزه می توان در آزمایشات به آن دست یافت، وجود واقعی احتمالی این دوره زمانی در میان دانشمندان بسیار کمتر مورد بحث است.

به عنوان مثال، دانشمندان بر این باورند که در 10-11 ثانیه پس از انفجار بزرگ، انرژی ذرات به طور قابل توجهی کاهش یافت. در حدود 10-6 ثانیه، کوارک ها و گلوئون ها شروع به تشکیل باریون ها - پروتون ها و نوترون ها کردند. کوارک ها شروع به غلبه بر آنتی کوارک ها کردند که به نوبه خود منجر به غلبه باریون ها بر ضد باریون ها شد.

از آنجایی که دما دیگر به اندازه کافی بالا نبود که بتواند جفت‌های پروتون-ضد پروتون (یا جفت‌های نوترون-ضد نوترون) جدید ایجاد کند، تخریب عظیم این ذرات به دنبال داشت که منجر به باقی‌مانده تنها 1010/1 از تعداد پروتون‌ها و نوترون‌های اولیه و کل آن شد. ناپدید شدن پاد ذرات آنها یک فرآیند مشابه حدود 1 ثانیه پس از انفجار بزرگ اتفاق افتاد. فقط "قربانیان" این بار الکترون ها و پوزیترون ها بودند. پس از تخریب انبوه، پروتون‌ها، نوترون‌ها و الکترون‌های باقی‌مانده حرکت تصادفی خود را متوقف کردند و چگالی انرژی جهان با فوتون‌ها و تا حدی نوترینوها پر شد.

در اولین دقایق انبساط کیهان، دوره ای از سنتز هسته (سنتز عناصر شیمیایی) با کاهش دما به 1 میلیارد کلوین و کاهش چگالی انرژی به مقادیر تقریباً معادل هوا، نوترون ها و کیهان آغاز شد. پروتون‌ها شروع به مخلوط شدن کردند و اولین ایزوتوپ پایدار هیدروژن (دوتریوم) و اتم‌های هلیوم را تشکیل دادند.

پس از حدود 379000 سال، الکترون‌ها با این هسته‌های هیدروژن ترکیب شدند و اتم‌ها را تشکیل دادند (دوباره عمدتاً هیدروژن)، در حالی که تابش از ماده جدا شد و تقریباً بدون مانع در فضا گسترش یافت. این تابش را تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی می نامند و قدیمی ترین منبع نور در جهان است.

با انبساط، پس زمینه مایکروویو کیهانی به تدریج چگالی و انرژی خود را از دست داد و در حال حاضر دمای آن 2.7260 0.0013 K (- 270.424 C) و چگالی انرژی 0.25 eV (یا 4.005x10-14 J/m? 400- است. 500 فوتون در سانتی متر CMB در تمام جهات و در فاصله ای حدود 13.8 میلیارد سال نوری گسترش می یابد، اما تخمین ها از توزیع واقعی آن نشان می دهد که تقریباً 46 میلیارد سال نوری از مرکز جهان فاصله دارد.

عصر ساختار (دوران سلسله مراتبی).

در طی چند میلیارد سال بعد، نواحی متراکم تری از ماده که تقریباً به طور مساوی در سراسر جهان توزیع شده بودند شروع به جذب یکدیگر کردند. در نتیجه، آنها حتی متراکم تر شدند و شروع به تشکیل ابرهایی از گاز، ستاره ها، کهکشان ها و دیگر ساختارهای نجومی کردند که امروزه می توانیم مشاهده کنیم. این دوره را دوران سلسله مراتبی می نامند. در این زمان، کیهانی که اکنون می بینیم شروع به شکل گرفتن کرد. ماده شروع به تبدیل شدن به ساختارهایی با اندازه‌های مختلف کرد - ستارگان، سیارات، کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی، و همچنین ابرخوشه‌های کهکشانی، که توسط پل‌های بین کهکشانی که تنها حاوی چند کهکشان هستند از هم جدا شدند.

جزئیات این فرآیند را می توان با توجه به مقدار و نوع ماده توزیع شده در جهان توصیف کرد که به صورت ماده تاریک سرد، گرم، گرم و ماده باریونی نمایش داده می شود. با این حال، مدل استاندارد کنونی کیهان‌شناسی بیگ بنگ، مدل لامبدا-CDM است که طبق آن، ذرات ماده تاریک کندتر از سرعت نور حرکت می‌کنند. به این دلیل انتخاب شد که تمام تضادهایی را که در سایر مدل‌های کیهان‌شناختی ظاهر شد، حل می‌کند.

طبق این مدل، ماده تاریک سرد حدود 23 درصد از کل ماده/انرژی جهان را تشکیل می دهد. نسبت ماده باریونی حدود 4.6 درصد است. لامبدا - CDM به به اصطلاح ثابت کیهانی اشاره دارد: نظریه ای که توسط آلبرت انیشتین ارائه شده است که ویژگی های خلاء را مشخص می کند و رابطه تعادل بین جرم و انرژی را به عنوان یک کمیت ثابت ثابت نشان می دهد. در این مورد، با انرژی تاریک مرتبط است، که به عنوان یک شتاب دهنده انبساط جهان عمل می کند و ساختارهای کیهانی غول پیکر را تا حد زیادی همگن نگه می دارد.

پیش بینی های بلند مدت در مورد آینده کیهان

فرضیه هایی مبنی بر اینکه تکامل جهان نقطه شروعی دارد، طبیعتاً دانشمندان را به سؤالاتی در مورد نقطه پایانی احتمالی این فرآیند سوق می دهد. فقط اگر جهان تاریخ خود را از یک نقطه کوچک با چگالی بی نهایت آغاز کرده باشد که ناگهان شروع به انبساط کرده است، این بدان معنا نیست که به طور نامحدود نیز منبسط می شود یا روزی نیروی انبساطش تمام می شود و روند معکوس فشرده سازی آغاز می شود. ، نتیجه نهایی آن همچنان همان نقطه بی نهایت متراکم خواهد بود؟

پاسخ به این سؤالات هدف اصلی کیهان شناسان از همان ابتدای بحث در مورد اینکه کدام مدل کیهان شناختی از جهان درست است، بوده است. با پذیرش نظریه انفجار بزرگ، اما عمدتاً به لطف مشاهده انرژی تاریک در دهه 1990، دانشمندان در مورد دو سناریوی محتمل برای تکامل جهان به اتفاق نظر رسیده اند.

طبق اولی که Big Crunch نام دارد، جهان به حداکثر اندازه خود می رسد و شروع به فروپاشی می کند. این سناریو تنها در صورتی امکان پذیر خواهد بود که چگالی جرمی جهان از خود چگالی بحرانی بیشتر شود. به عبارت دیگر، اگر چگالی ماده به مقدار معینی (1-3x10-26 کیلوگرم ماده در متر) برسد یا از آن بالاتر رود، جهان شروع به انقباض می کند.

یک جایگزین سناریوی دیگری است که بیان می‌کند که اگر چگالی در جهان برابر یا کمتر از مقدار چگالی بحرانی باشد، انبساط آن کند می‌شود، اما هرگز به طور کامل متوقف نمی‌شود. بر اساس این فرضیه که "مرگ گرمایی کیهان" نامیده می شود، انبساط تا زمانی ادامه می یابد که تشکیل ستاره از مصرف گاز بین ستاره ای در داخل هر یک از کهکشان های اطراف متوقف شود. یعنی انتقال انرژی و ماده از یک جسم به جسم دیگر کاملا متوقف می شود. تمام ستارگان موجود در این حالت می سوزند و به کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاه چاله تبدیل می شوند.

به تدریج، سیاهچاله ها با دیگر سیاهچاله ها برخورد می کنند و منجر به تشکیل سیاهچاله های بزرگتر و بزرگتر می شوند. میانگین دمای جهان به صفر مطلق نزدیک خواهد شد. سیاهچاله ها در نهایت "تبخیر" می شوند و آخرین تابش هاوکینگ خود را آزاد می کنند. در نهایت، آنتروپی ترمودینامیکی در جهان به حداکثر خود خواهد رسید. مرگ گرما رخ خواهد داد.

مشاهدات مدرن که حضور انرژی تاریک و تأثیر آن بر انبساط فضا را در نظر می گیرد، دانشمندان را به این نتیجه رسانده است که با گذشت زمان، تعداد بیشتری از جهان از افق رویداد ما عبور می کند و برای ما نامرئی می شود. نتیجه نهایی و منطقی این امر هنوز برای دانشمندان مشخص نیست، اما "مرگ گرمایی" ممکن است نقطه پایانی چنین رویدادهایی باشد.

فرضیه های دیگری در مورد توزیع انرژی تاریک یا به طور دقیق تر، انواع احتمالی آن (مثلاً انرژی فانتومی) وجود دارد. بر اساس آنها، خوشه های کهکشانی، ستارگان، سیارات، اتم ها، هسته های اتم و خود ماده در نتیجه از هم جدا می شوند. از انبساط بی پایان آن، چنین سناریویی، "شکاف بزرگ" نامیده می شود.

تاریخچه نظریه انفجار بزرگ.

اولین اشاره به انفجار بزرگ به اوایل قرن بیستم باز می گردد و با مشاهدات فضا مرتبط است. در سال 1912، ستاره شناس آمریکایی، وستو اسلیفر، مجموعه ای از مشاهدات کهکشان های مارپیچی (که در ابتدا تصور می شد سحابی هستند) انجام داد و انتقال به سرخ داپلر آنها را اندازه گیری کرد. تقریباً در همه موارد، مشاهدات نشان داده است که کهکشان های مارپیچی در حال دور شدن از راه شیری ما هستند.

در سال 1922، الکساندر فریدمن، ریاضیدان و کیهان شناس برجسته روسی، معادلات فریدمن را از معادلات اینشتین برای نسبیت عام استخراج کرد. علی‌رغم اینکه اینشتین نظریه‌ای را به نفع ثابت کیهانی ارائه کرد، کار فریدمن نشان داد که جهان در حالت انبساط قرار دارد.

در سال 1924، اندازه‌گیری ادوین هابل از فاصله تا یک سحابی مارپیچی نزدیک نشان داد که این سیستم‌ها در واقع کهکشان‌های واقعاً متفاوتی هستند. در همان زمان، هابل با استفاده از تلسکوپ 2.5 متری هوکر در رصدخانه مونت ویلسون شروع به توسعه یک سری معیارهای تفریق فاصله کرد. تا سال 1929، هابل رابطه ای بین فاصله و سرعت عقب نشینی کهکشان ها کشف کرد که بعداً به قانون هابل تبدیل شد.

در سال 1927، ژرژ لماتر، ریاضیدان، فیزیکدان و کشیش کاتولیک بلژیکی به طور مستقل به نتایج مشابه معادلات فریدمن رسید و اولین کسی بود که رابطه بین فاصله و سرعت کهکشان ها را فرموله کرد و اولین تخمین ضریب این رابطه را ارائه کرد. لماتر معتقد بود که در مقطعی از گذشته کل جرم جهان در یک نقطه (اتم.

این اکتشافات و مفروضات باعث ایجاد بحث های زیادی در بین فیزیکدانان دهه 20 و 30 شد که اکثر آنها معتقد بودند که جهان در یک حالت ساکن است. طبق مدلی که در آن زمان ایجاد شد، ماده جدید همراه با انبساط بی‌نهایت جهان ایجاد شد که به طور مساوی و یکسان از نظر چگالی در تمام وسعت آن توزیع شده است. در میان دانشمندانی که از آن حمایت کردند، ایده انفجار بزرگ بیش از آن که علمی باشد، الهیاتی به نظر می رسید. لماتر به دلیل جانبداری بر اساس تعصبات مذهبی مورد انتقاد قرار گرفت.

لازم به ذکر است که نظریه های دیگری در همان زمان وجود داشته است. به عنوان مثال، مدل میلن از جهان و مدل چرخه ای. هر دو بر اساس فرضیه های نظریه نسبیت عام اینشتین بودند و متعاقباً از حمایت خود دانشمند برخوردار شدند. بر اساس این مدل ها، جهان در جریان بی پایانی از چرخه های تکراری انبساط و فروپاشی وجود دارد.

1. عصر تکینگی (پلانکی). به عنوان دوره اولیه تکامل کیهان در نظر گرفته می شود. ماده در یک نقطه متمرکز شده بود که دما و چگالی نامحدود خود را داشت. دانشمندان استدلال می کنند که این دوره با غلبه اثرات کوانتومی متعلق به برهم کنش گرانشی بر اثرات فیزیکی مشخص می شود و هیچ نیروی فیزیکی واحدی که در آن زمان های دور وجود داشت از نظر قدرت با گرانش یکسان نبود ، یعنی با آن برابر نبود. مدت زمان دوره پلانک در محدوده 0 تا 10-43 ثانیه متمرکز است. این نام را به این دلیل دریافت کرد که فقط زمان پلانک می توانست وسعت آن را به طور کامل اندازه گیری کند. این فاصله زمانی بسیار ناپایدار در نظر گرفته می شود که به نوبه خود با دمای شدید و چگالی نامحدود ماده مرتبط است. پس از دوران تکینگی، دوره ای از انبساط و با آن سرد شدن رخ داد که منجر به تشکیل نیروهای فیزیکی اساسی شد.

کیهان چگونه متولد شد زایمان سرد

قبل از کیهان چه اتفاقی افتاد؟ مدل کیهان "خواب"

فیزیکدانانی مانند کرت هینتربیکلر، آستین جویس و جاستین خوری نظریه پردازی می کنند: «شاید قبل از بیگ بنگ، کیهان فضای ایستا بسیار فشرده و به آرامی در حال تکامل بوده است».

این کیهان «پیش از انفجار» باید حالتی فراپایدار داشته باشد، یعنی تا زمانی که حالتی حتی پایدارتر ظاهر شود، پایدار باشد. به قیاس، صخره ای را تصور کنید که در لبه آن تخته سنگی در حالت ارتعاش وجود دارد. هر گونه تماس با تخته سنگ منجر به سقوط آن به پرتگاه می شود یا - که به مورد ما نزدیک تر است - یک انفجار بزرگ رخ می دهد. طبق برخی نظریه ها، جهان "پیش از انفجار" می تواند به شکل متفاوتی وجود داشته باشد، به عنوان مثال، به شکل یک فضای صاف و بسیار متراکم. در نتیجه، این دوره فراپایدار به پایان رسید: به شدت گسترش یافت و شکل و حالت آنچه اکنون می بینیم به دست آورد.

کارول می گوید: «اما مدل جهان خواب نیز مشکلات خود را دارد.

همچنین فرض می‌کند که جهان ما سطح آنتروپی پایینی دارد، اما توضیح نمی‌دهد که چرا اینطور است.

با این حال، هینتربیکلر، فیزیکدان نظری در دانشگاه کیس وسترن رزرو، ظاهر آنتروپی پایین را به عنوان یک مشکل نمی بیند.

ما صرفاً به دنبال توضیحی از پویایی‌هایی هستیم که قبل از انفجار بزرگ رخ داده است و توضیح می‌دهد که چرا آنچه را که اکنون می‌بینیم می‌بینیم. هینتربیکلر می گوید در حال حاضر این تنها چیزی است که برای ما باقی مانده است.

با این حال، کارول معتقد است که نظریه دیگری درباره جهان «پیش از انفجار» وجود دارد که می تواند سطح پایین آنتروپی موجود در جهان ما را توضیح دهد.

چگونه جهان از هیچ پدیدار شد. کیهان چگونه کار می کند

بیایید در مورد نحوه عملکرد فیزیک با توجه به مفاهیم خود صحبت کنیم. از زمان نیوتن، پارادایم فیزیک بنیادی تغییر نکرده است. شامل سه بخش است اولین مورد "فضای حالت" است: اساساً فهرستی از تمام پیکربندی های ممکن که جهان می تواند در آنها وجود داشته باشد. حالت دوم حالت خاصی است که کیهان را در برهه‌ای از زمان، معمولاً فعلی، نشان می‌دهد. سومین قانون خاصی است که بر اساس آن جهان در زمان توسعه می یابد. امروز کیهان را به من بده، و قوانین فیزیک به شما خواهند گفت که در آینده چه اتفاقی برای آن خواهد افتاد. این طرز تفکر برای مکانیک کوانتومی یا نسبیت عام یا نظریه میدان کوانتومی کمتر از مکانیک نیوتنی یا الکترودینامیک ماکسول صادق نیست.

مکانیک کوانتومی، به ویژه، یک پیاده سازی خاص، اما بسیار همه کاره از این طرح است. (نظریه میدان کوانتومی فقط یک مثال خاص از مکانیک کوانتومی است، نه یک روش جدید تفکر). حالت ها "توابع موج" هستند و مجموعه همه توابع موج ممکن یک سیستم خاص "فضای هیلبرت" نامیده می شود. مزیت آن این است که مجموعه احتمالات را بسیار محدود می کند (زیرا یک فضای برداری است: نکته ای برای متخصصان). وقتی اندازه آن (تعداد ابعاد) را به من بگویید، فضای هیلبرت خود را کاملاً مشخص خواهید کرد. این به طور اساسی با مکانیک کلاسیک متفاوت است، که در آن فضای حالت می تواند بسیار پیچیده شود. و همچنین یک ماشین - "Hamiltonian" - وجود دارد که دقیقاً نحوه توسعه از یک حالت به حالت دیگر در طول زمان را نشان می دهد. تکرار می کنم که انواع زیادی از هامیلتونی ها وجود ندارد. کافی است فهرست مشخصی از مقادیر را بنویسید (مقادیر ویژه انرژی - توضیح برای شما کارشناسان آزاردهنده).

چگونگی پیدایش حیات بر روی زمین زندگی در زمین

زندگی با استفاده از شیمی متفاوت از زندگی ما ممکن است بیش از یک بار روی زمین ایجاد شود. شاید. و اگر شواهدی از چنین فرآیندی پیدا کنیم، به این معنی است که احتمال زیادی وجود دارد که حیات در بسیاری از نقاط جهان مستقل از یکدیگر پدید آید، همانطور که حیات در زمین به وجود آمد. اما از سوی دیگر، تصور کنید چه احساسی خواهیم داشت اگر در نهایت حیات را در سیاره دیگری کشف کنیم، احتمالاً به دور ستاره ای دوردست می چرخد، و معلوم شود که شیمی یکسان و شاید حتی ساختار DNA مشابه سیاره ما دارد.

احتمال اینکه حیات روی زمین کاملاً خود به خود و به طور تصادفی به وجود آمده باشد بسیار اندک به نظر می رسد. احتمال اینکه دقیقاً همان زندگی در مکانی دیگر به وجود بیاید بسیار کم است و عملاً برابر با صفر است. اما پاسخ‌های احتمالی برای این پرسش‌ها وجود دارد که اخترشناسان انگلیسی فرد هویل و چاندرا ویکراماسینگ در کتاب غیرمعمول خود که در سال 1979 به نام ابر زندگی نوشته شده است، بیان کردند.

با توجه به احتمال بسیار بعید که حیات روی زمین به خودی خود ظاهر شود، نویسندگان توضیح دیگری را ارائه می دهند. این در این واقعیت نهفته است که ظهور حیات در جایی در فضا رخ داده است و سپس از طریق پانسپرمی در سراسر جهان گسترش یافته است. حیات میکروسکوپی محبوس شده در زباله های ناشی از برخوردهای کیهانی می تواند در مدت زمان بسیار طولانی در حالت خاموش حرکت کند. پس از آن، هنگامی که به مقصد می رسد، جایی که دوباره شروع به توسعه می کند. بنابراین، تمام زندگی در جهان، از جمله حیات روی زمین، در واقع همان زندگی است.

ویدئو چگونه جهان ظاهر شد

چگونه جهان از هیچ پدیدار شد. زایمان سرد

با این حال، راه رسیدن به چنین وحدتی را می توان در سطح کیفی اندیشید و چشم اندازهای بسیار جالبی در اینجا به وجود می آید. یکی از آنها توسط کیهان شناس معروف، استاد دانشگاه آریزونا، لارنس کراوس، در کتاب اخیراً منتشر شده خود "جهانی از هیچ" مورد توجه قرار گرفت. فرضیه او فوق العاده به نظر می رسد، اما به هیچ وجه با قوانین ثابت شده فیزیک در تضاد نیست.

اعتقاد بر این است که جهان ما از یک حالت اولیه بسیار داغ با دمای حدود 1032 کلوین به وجود آمده است. با این حال، می توان تولد سرد جهان ها را از خلاء خالص - به طور دقیق تر، از نوسانات کوانتومی آن تصور کرد. به خوبی شناخته شده است که چنین نوساناتی باعث به وجود آمدن تعداد زیادی ذرات مجازی می شود که به معنای واقعی کلمه از نیستی برخاسته و متعاقباً بدون هیچ اثری ناپدید شدند. به عقیده کراوس، نوسانات خلاء، در اصل، می توانند جهان های اولیه ای به همان اندازه زودگذر را ایجاد کنند، که تحت شرایط خاص، از حالت مجازی به حالت واقعی می روند.

این سوال که کیهان چگونه به وجود آمده است همیشه مردم را نگران کرده است. این تعجب آور نیست، زیرا همه می خواهند منشاء خود را بدانند. دانشمندان، کشیشان و نویسندگان چندین هزار سال است که با این سوال دست و پنجه نرم می کنند. این سوال ذهن نه تنها متخصصان، بلکه هر فرد عادی را به هیجان می آورد. با این حال، ارزش این را دارد که فوراً بگوییم که هیچ پاسخی 100٪ برای این سؤال وجود ندارد که چگونه جهان به وجود آمده است. تنها یک نظریه وجود دارد که توسط اکثر دانشمندان پشتیبانی می شود.

در اینجا به تحلیل آن می پردازیم.

از آنجایی که هر چیزی که انسان را احاطه می کند آغاز خاص خود را دارد، جای تعجب نیست که از زمان های قدیم انسان در تلاش برای یافتن آغاز جهان بوده است. برای یک مرد قرون وسطی، پاسخ به این سوال بسیار ساده بود - خدا جهان را آفرید. با این حال، با پیشرفت علم، دانشمندان نه تنها در مورد خدا، بلکه این ایده را که جهان آغازی دارد نیز زیر سوال بردند.

در سال 1929، به لطف ستاره شناس آمریکایی هابل، دانشمندان به مسئله ریشه های کیهان بازگشتند. واقعیت این است که هابل ثابت کرد کهکشان هایی که کیهان را تشکیل می دهند دائما در حال حرکت هستند. علاوه بر حرکت، آنها همچنین می توانند افزایش پیدا کنند، به این معنی که جهان افزایش می یابد. و اگر رشد کند، معلوم می شود که زمانی مرحله ای از شروع این رشد وجود داشته است. این بدان معناست که جهان آغازی دارد.

کمی بعد، ستاره شناس بریتانیایی هویل یک فرضیه هیجان انگیز را مطرح کرد: جهان در لحظه انفجار بزرگ پدید آمد. نظریه او با این نام در تاریخ ثبت شد. جوهر ایده هویل در عین حال ساده و پیچیده است. او معتقد بود که زمانی مرحله ای به نام حالت تکینگی کیهانی وجود داشته است، یعنی زمان در صفر بوده و چگالی و دما برابر بی نهایت است. و در یک لحظه انفجاری رخ داد که در نتیجه آن تکینگی شکسته شد و در نتیجه چگالی و دما تغییر کرد ، رشد ماده شروع شد ، یعنی زمان شروع به شمارش کرد. بعداً خود هویل نظریه خود را غیرقابل قبول خواند، اما این امر مانع از تبدیل شدن آن به محبوب ترین فرضیه مبدأ جهان نشد.

آنچه هویل بیگ بنگ نامید چه زمانی اتفاق افتاد؟ دانشمندان محاسبات زیادی را انجام دادند، در نتیجه اکثر آنها بر روی رقم 13.5 میلیارد سال توافق داشتند. در آن زمان بود که جهان از هیچ ظاهر شد، فقط در یک ثانیه، کیهان به اندازه ای کوچکتر از یک اتم دست یافت و روند انبساط آغاز شد. جاذبه نقش کلیدی داشت. جالب‌ترین چیز این است که اگر کمی قوی‌تر بود، هیچ چیز و حداکثر یک سیاه‌چاله به وجود نمی‌آمد. و اگر گرانش اندکی ضعیف تر بود، اصلاً هیچ چیز بوجود نمی آمد.
چند ثانیه پس از انفجار، دمای جهان اندکی کاهش یافت که انگیزه ای برای ایجاد ماده و پادماده ایجاد کرد. در نتیجه، اتم ها شروع به ظاهر شدن کردند. بنابراین جهان از تک رنگ بودن متوقف شد. در جایی اتم های بیشتری وجود داشت، جایی کمتر. در برخی نقاط گرمتر و در برخی دیگر دما کمتر بود. اتم ها شروع به برخورد با یکدیگر کردند و ترکیبات و سپس مواد جدید و بعدا اجسام را تشکیل دادند. برخی از اجسام انرژی درونی زیادی داشتند. اینها ستاره ها بودند. آنها شروع به جمع آوری (به لطف نیروی گرانش) اجسام دیگری کردند که ما آنها را سیاره می نامیم. اینگونه بود که سیستم هایی پدید آمدند که یکی از آنها منظومه شمسی ماست.

مهبانگ. مشکلات مدل و حل آنها

مشکل مقیاس بزرگ و همسانگردی کیهان را می توان به دلیل این واقعیت حل کرد که در مرحله تورم انبساط با سرعت غیرمعمول بالایی رخ داد. از این نتیجه می شود که کل فضای کیهان قابل مشاهده نتیجه یک منطقه مرتبط با علی از دوران قبل از دوره تورمی است.
حل مشکل جهان تخت این امکان پذیر است زیرا در مرحله تورم شعاع انحنای فضا افزایش می یابد. این مقدار به گونه ای است که به پارامترهای چگالی مدرن اجازه می دهد تا مقداری نزدیک به بحرانی داشته باشند.
انبساط تورمی منجر به ظهور نوسانات چگالی با دامنه و شکل طیف معین می شود. این باعث می شود که این نوسانات (نوسانات) به ساختار فعلی جهان تبدیل شوند، در حالی که همگنی و همسانگردی در مقیاس بزرگ را حفظ می کنند. این یک راه حل برای مشکل ساختار مقیاس بزرگ جهان است.

عیب اصلی مدل تورم را می توان وابستگی آن به نظریه هایی دانست که هنوز به اثبات نرسیده و به طور کامل توسعه نیافته اند.

به عنوان مثال، این مدل بر اساس نظریه میدان یکپارچه است که هنوز فقط یک فرضیه است. در شرایط آزمایشگاهی نمی توان آن را آزمایش کرد. یکی دیگر از اشکالات این مدل، غیرقابل درک بودن این است که ماده فوق گرم شده و در حال انبساط از کجا آمده است. در اینجا سه احتمال در نظر گرفته شده است:

نظریه استاندارد بیگ بنگ شروع تورم را در مراحل اولیه تکامل کیهان پیشنهاد می کند. اما پس از آن مشکل تکینگی حل نمی شود.
احتمال دوم، ظهور جهان از هرج و مرج است. قسمت‌های مختلف آن دماهای متفاوتی داشتند، بنابراین در برخی نقاط فشرده‌سازی و در برخی دیگر انبساط رخ می‌داد. تورم در منطقه ای از جهان که بیش از حد گرم شده بود و در حال انبساط بود رخ می داد. اما مشخص نیست که آشوب اولیه از کجا آمده است.
گزینه سوم مسیر مکانیکی کوانتومی است که از طریق آن توده ای از ماده فوق گرم شده و در حال انبساط به وجود آمد. در واقع، جهان از هیچ به وجود آمد.

تکمیل شده توسط گروه دانشجویی PI-05-1: Tsaaeva D.B.

موسسه دولتی نفت گروزنی
به نام دانشگاهی M.D. میلیونشچیکووا

این اثر توصیفی از تصویر علمی جهان ارائه می دهد و همچنین شرح مختصری از ایده جهان (ایده ما از جهان، تولد جهان و غیره) ارائه می دهد.

این اثر شامل 10 صفحه می باشد.

تصویر علمی جهان یک سیستم کل نگر از ایده ها در مورد ویژگی ها و الگوهای کلی واقعیت است که در نتیجه تعمیم و ترکیب مفاهیم و اصول علمی بنیادی ساخته شده است.

تصویر علمی جهان به طور قابل توجهی با ایده های دینی در مورد جهان متفاوت است، که نه چندان بر اساس حقایق اثبات شده، بلکه بر اساس حجیت انبیا و سنت دینی است. تفاسیر دینی از مفهوم جهان دائما در حال تغییر است تا آنها را به تفاسیر علمی مدرن نزدیک کند. بنابراین، فقط چند صد سال پیش، مسیحیان، به معنای واقعی کلمه کتاب مقدس را تفسیر می کردند، معتقد بودند که آسمان جامد ("فلک") است، و مسلمانان، طبق قرآن، معتقد بودند که خورشید در "چاه گلی" غروب می کند. دگم های ادیان مختلف، قاعدتاً با یکدیگر تناقض دارند و غلبه بر این تضادها بسیار دشوار است (برخلاف تضادهای علمی که به صورت تجربی برطرف می شوند).

یک بار دانشمند معروف (می گویند برتراند راسل بود) یک سخنرانی عمومی در مورد نجوم ایراد کرد. او گفت که چگونه زمین به دور خورشید می چرخد و خورشید نیز به نوبه خود به دور مرکز یک خوشه بزرگ از ستاره ها به نام کهکشان ما می چرخد. وقتی سخنرانی به پایان رسید، یک خانم مسن کوچک از ردیف‌های عقب سالن بلند شد و گفت: «همه چیزهایی که به ما گفتید مزخرف است، در واقع، دنیای ما یک بشقاب صاف است که پشت یک لاک‌پشت غول‌پیکر ایستاده است " دانشمند در حال لبخند زدن از روی لطف پرسید: لاک پشت چه چیزی را پشتیبانی می کند؟ پیرزن جواب داد: «تو خیلی باهوشی، لاک‌پشتی روی لاک‌پشت دیگری است، آن یکی هم روی یک لاک‌پشت، و به همین ترتیب پایین و پایین‌تر.»

این تصور از جهان به عنوان یک برج بی پایان از لاک پشت ها برای اکثر ما خنده دار به نظر می رسد، اما چرا فکر می کنیم که خودمان بهتر می دانیم؟ ما در مورد کیهان چه می دانیم و چگونه آن را شناختیم؟ کیهان از کجا آمده و چه اتفاقی برای آن خواهد افتاد؟ آیا جهان آغازی داشته است، و اگر چنین است، قبل از آغاز چه اتفاقی افتاده است؟ ماهیت زمان چیست؟ آیا هرگز تمام خواهد شد؟ دستاوردهای فیزیک در سال‌های اخیر، که تا حدی مدیون فناوری جدید خارق‌العاده هستیم، این امکان را فراهم می‌آورد که در نهایت حداقل به برخی از این سؤالات دیرینه پاسخی به دست آوریم. با گذشت زمان، این پاسخ ها ممکن است به همان اندازه آشکار شوند که زمین به دور خورشید می چرخد، و شاید به مضحک بودن یک برج لاک پشت ها. فقط زمان (هر چه که باشد) تصمیم خواهد گرفت.

بر اساس داده های کیهان شناسی، کیهان در نتیجه یک فرآیند انفجاری به نام بیگ بنگ، که حدود 14 میلیارد سال پیش رخ داد، به وجود آمد. تئوری بیگ بنگ به خوبی با حقایق مشاهده شده مطابقت دارد (به عنوان مثال، انبساط کیهان و تسلط هیدروژن) و به ما این امکان را می دهد که پیش بینی های درستی به ویژه در مورد وجود و پارامترهای تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی داشته باشیم.

در لحظه انفجار بزرگ، جهان ابعاد میکروسکوپی و کوانتومی را اشغال کرد.

طبق مدل تورمی، کیهان در مرحله اولیه تکامل خود دوره ای از انبساط شتابان (تورم) را تجربه کرد. فرض بر این است که در این لحظه جهان "خالی و سرد" بود (فقط یک میدان اسکالر پرانرژی وجود داشت) و سپس پر از ماده داغ بود که به انبساط ادامه داد.

انتقال انرژی به جرم با قوانین فیزیکی در تضاد نیست، به عنوان مثال، تولد یک جفت ذره-پادذره از خلاء هنوز در برخی آزمایشات علمی قابل مشاهده است.

یکی از مهمترین ویژگی های کیهان این است که در حال انبساط و با سرعتی شتابان است. هر چه یک جسم از کهکشان ما دورتر باشد، سریعتر از ما دور می شود (اما این به این معنی نیست که ما در مرکز جهان هستیم: همین امر برای هر نقطه از فضا صادق است).

ماده مرئی در جهان به صورت خوشه های ستاره ای - کهکشان ها ساخته شده است. کهکشان ها گروه هایی را تشکیل می دهند که به نوبه خود در ابرخوشه های کهکشانی قرار می گیرند. ابرخوشه ها عمدتاً در داخل لایه های مسطح متمرکز شده اند که بین آنها فضایی عملاً عاری از کهکشان ها وجود دارد. بنابراین، در مقیاس بسیار بزرگ، جهان دارای ساختار سلولی است که یادآور ساختار اسفنجی نان است. با این حال، در فواصل حتی بیشتر (بیش از 1 میلیارد سال نوری)، ماده در کیهان به طور یکنواخت توزیع می شود.

اگر در یک شب صاف و بدون ماه به آسمان نگاه کنید، درخشان ترین اجرامی که خواهید دید احتمالا سیارات زهره، مریخ، مشتری و زحل هستند. علاوه بر این، تعداد زیادی ستاره مشابه خورشید ما خواهید دید، اما بسیار دورتر از ما قرار دارند. همانطور که زمین به دور خورشید می چرخد، برخی از این ستاره های "ثابت" کمی موقعیت خود را نسبت به یکدیگر تغییر می دهند، به این معنی که آنها در واقع اصلا ساکن نیستند!

واقعیت این است که آنها تا حدودی به ما نزدیکتر از دیگران هستند. از آنجایی که زمین به دور خورشید می چرخد، ستارگان مجاور همیشه در نقاط مختلف پس زمینه ستارگان دورتر قابل مشاهده هستند. به لطف این، می توان به طور مستقیم فاصله ما تا این ستارگان را اندازه گیری کرد: هر چه آنها نزدیکتر باشند، حرکت آنها قابل توجه تر است.

جالب است که وضعیت کلی تفکر علمی قبل از آغاز قرن بیستم چگونه بود: هرگز به فکر کسی نبود که جهان می تواند منبسط یا منقبض شود. همه بر این باور بودند که جهان یا همیشه در یک حالت بدون تغییر وجود داشته است، یا در مقطعی از زمان در گذشته تقریباً به شکل فعلی ایجاد شده است. این ممکن است تا حدی با گرایش مردم به باور به حقایق ابدی و همچنین با جذابیت خاص این ایده توضیح داده شود که حتی اگر خود پیر شوند و بمیرند، جهان ابدی و بدون تغییر باقی خواهد ماند.

گورلوف A.A. مفاهیم علوم طبیعی مدرن – م.: مرکز، 2002. – 208 ص.

Kanke V.A. مفاهیم علوم طبیعی مدرن کتاب درسی برای دانشگاه ها. اد. دوم، برگردان – م.: لوگوس، 2003. – 368 ص.

کارپنکوف اس.خ. مفاهیم علوم طبیعی مدرن شرکت واحد دولتی "انتشارات"، "مدرسه عالی"، 2001.

پس از تکینگی اسرارآمیز کیهانی، دوران نه چندان اسرارآمیز پلانک می آید (0-10-43 ثانیه). دشوار است که بگوییم چه فرآیندهایی در این لحظه کوتاه از کیهان تازه متولد شده رخ داده است. اما مطمئناً مشخص است که در پایان لحظه پلانک، تأثیر گرانشی از سه نیروی اساسی جدا شد و در یک گروه واحد از اتحاد بزرگ متحد شد.

برای توصیف لحظه اولیه، به یک نظریه جدید نیاز است که بخشی از آن می تواند مدل گرانش کوانتومی حلقه و نظریه ریسمان باشد. به نظر می رسد که دوران پلانک، مانند تکینگی کیهانی، شکاف بسیار کوتاهی در مدت زمان، اما از نظر وزن علمی، در دانش موجود از کیهان اولیه ایجاد می کند. همچنین در زمان پلانک نوسانات عجیبی در فضا و زمان وجود داشت. برای توصیف این هرج و مرج کوانتومی، می‌توانیم از تصویر سلول‌های کوانتومی کف‌زای فضا-زمان استفاده کنیم.

در مقایسه با دوران پلانک، رویدادهای بعدی در نوری روشن و قابل درک در برابر ما ظاهر می شوند. در دوره 43-10 تا 35-10 ثانیه، نیروهای گرانش و اتحاد بزرگ قبلاً در جهان جوان فعال بودند. در این دوره تأثیرات قوی، ضعیف و الکترومغناطیسی یکی بودند و میدان نیروی اتحاد بزرگ را تشکیل دادند.

هنگامی که 10 -35 ثانیه از انفجار بزرگ گذشته بود، جهان به دمای 10 29 کلوین رسید. در این لحظه، برهمکنش قوی از برهمکنش ضعیف الکتریکی جدا شد. این منجر به شکسته شدن تقارن شد که در نقاط مختلف کیهان به طور متفاوتی اتفاق افتاد. این احتمال وجود دارد که کیهان به بخش هایی تقسیم شده باشد که توسط نقص فضا-زمان از یکدیگر حصار شده اند. نقایص دیگری نیز ممکن است در آنجا وجود داشته باشد - رشته های کیهانی یا تک قطبی های مغناطیسی. با این حال، امروز ما نمی توانیم این را به دلیل تقسیم دیگری از قدرت اتحاد بزرگ ببینیم - تورم کیهانی.

در آن زمان، جهان با گازی از گراویتون ها پر شد - کوانتوم های فرضی میدان گرانشی و بوزون های نیروی متحد بزرگ. در عین حال، تقریباً هیچ تفاوتی بین لپتون ها و کوارک ها وجود نداشت.

زمانی که نیروها در برخی نقاط کیهان از هم جدا شدند، خلاء کاذبی ایجاد شد. انرژی در سطح بالایی گیر کرده و فضا را مجبور می کند هر 10 تا 34 ثانیه دو برابر شود. بنابراین، جهان از مقیاس های کوانتومی (یک میلیاردم تریلیونم یک تریلیونم) به اندازه یک توپ با قطر حدود 10 سانتی متر حرکت کرد ماده اولیه رخ داد که با نقض یکنواختی چگالی آن همراه بود. عصر اتحاد بزرگ تقریباً 34/10 ثانیه از لحظه انفجار بزرگ به پایان رسید، زمانی که چگالی ماده 1074 گرم بر سانتی متر مکعب و دما 1027 کلوین بود. در این برهه از زمان، برهمکنش هسته ای قوی است. جدا از تعامل اولیه، که شروع به ایفای نقش مهمی در شرایط ایجاد شده می کند. این جدایی منجر به انتقال فاز بعدی و گسترش گسترده کیهان شد که منجر به تغییر در چگالی ماده و توزیع آن در سراسر جهان شد.

یکی از دلایلی که ما اطلاعات کمی در مورد وضعیت کیهان قبل از تورم داریم این است که رویدادهای بعدی آن را به شدت تغییر دادند و ذرات پیش از تورم را به دورترین نقاط جهان پراکنده کردند. بنابراین، حتی اگر این ذرات حفظ شده باشند، تشخیص آنها در ماده مدرن بسیار دشوار است.

با توسعه سریع کیهان، تغییرات بزرگی رخ می دهد و به دنبال دوره اتحاد بزرگ، عصر تورم (10 -35 - 10 -32) فرا می رسد. این دوره با گسترش فوق سریع جهان جوان، یعنی تورم مشخص می شود. در آن لحظه کوتاه، جهان اقیانوسی از خلاء کاذب با چگالی انرژی بالا بود که به لطف آن انبساط ممکن شد. در همان زمان، پارامترهای خلاء به دلیل انفجارهای کوانتومی - نوسانات (فضا-زمان کف) دائماً در حال تغییر بودند.

تورم ماهیت انفجار در طول بیگ بنگ را توضیح می دهد، به این معنی که چرا انبساط سریع کیهان رخ داد. مبنای توصیف این پدیده، نظریه نسبیت عام و نظریه میدان کوانتومی اینشتین بود. برای توصیف این پدیده، فیزیکدانان یک میدان بادکننده فرضی ساختند که تمام فضا را پر می کرد. به لطف نوسانات تصادفی، مقادیر مختلفی در مناطق فضایی دلخواه و در مقاطع مختلف زمانی به خود گرفت. سپس یک پیکربندی همگن با اندازه بحرانی در میدان بادکننده شکل گرفت، پس از آن منطقه فضایی اشغال شده توسط نوسانات به سرعت شروع به افزایش اندازه کرد. با توجه به تمایل میدان بادکننده برای اشغال موقعیتی که در آن انرژی آن حداقل است، روند انبساط شخصیت فزاینده ای به دست آورد که در نتیجه جهان شروع به افزایش اندازه کرد. در لحظه انبساط (10-34)، خلاء کاذب شروع به از هم پاشیدگی کرد، در نتیجه ذرات و ضد ذرات با انرژی های بالا شروع به تشکیل می کنند.

عصر هادرون در تاریخ کیهان در راه است که یکی از ویژگی های مهم آن وجود ذرات و ضد ذرات است. بر اساس مفاهیم مدرن، در اولین میکروثانیه های پس از انفجار بزرگ، جهان در حالت پلاسمای کوارک-گلئون قرار داشت. کوارک ها اجزای همه هادرون ها (پروتون ها و نوترون ها) هستند و ذرات خنثی، گلوئون ها، حامل برهم کنش قوی هستند که چسبیدن کوارک ها به هادرون ها را تضمین می کند. در اولین لحظات کیهان، این ذرات تازه در حال شکل گیری بودند و در حالت آزاد و گازی قرار داشتند.

کروموپلاسم کوارک ها و گلوئون ها معمولاً با حالت مایع ماده در حال تعامل مقایسه می شود. در این فاز کوارک ها و گلوئون ها از ماده هادرونیک آزاد می شوند و می توانند آزادانه در فضای پلاسما حرکت کنند و در نتیجه رسانایی رنگ ایجاد می شود.

علیرغم دمای بسیار بالا، کوارک ها کاملاً به هم چسبیده بودند و حرکت آنها شبیه حرکت اتم ها در مایع بود تا گاز. همچنین در چنین شرایطی، انتقال فاز دیگری رخ می دهد که در آن کوارک های نوری که ماده را تشکیل می دهند بی جرم می شوند.

مشاهدات CMB نشان داد که فراوانی اولیه ذرات در مقایسه با تعداد پادذرات کسری ناچیز از کل بود. و همین پروتون های اضافی بودند که برای ایجاد ماده جهان کافی بودند.

برخی از دانشمندان بر این باورند که در دوران هادرون نیز ماده پنهان بوده است. حامل جرم پنهان ناشناخته است، اما ذرات بنیادی مانند آکسیون ها محتمل ترین در نظر گرفته می شوند.

با گسترش انفجار، دما کاهش یافت و پس از یک دهم ثانیه به 3*10 و 10 درجه سانتیگراد رسید. در یک ثانیه - ده هزار میلیون درجه و در سیزده ثانیه - سه هزار میلیون. این برای الکترونها و پوزیترونها کافی بود تا سریعتر شروع به نابودی کنند. انرژی آزاد شده در حین نابودی به تدریج سرعت سرد شدن کیهان را کاهش داد، اما دما همچنان به کاهش خود ادامه داد.

دوره 10-4 تا 10 ثانیه معمولاً دوره لپتون ها نامیده می شود. وقتی انرژی ذرات و فوتون ها صد برابر کاهش یافت، ماده با لپتون-الکترون و پوزیترون پر شد. عصر لپتون با واپاشی آخرین هادرون ها به میون ها و میون نوترینوها آغاز می شود و چند ثانیه بعد، زمانی که انرژی فوتون به شدت کاهش یافت و تولید جفت الکترون-پوزیترون متوقف شد، به پایان می رسد.

حدود یک صدم ثانیه پس از انفجار بزرگ، دمای جهان 10 و 11 درجه سانتیگراد بود. این بسیار داغتر از مرکز هر ستاره ای است که ما می شناسیم. این دما آنقدر زیاد است که هیچ یک از اجزای ماده معمولی، اتم ها و مولکول ها، نمی توانند وجود داشته باشند. در عوض، جهان جوان از ذرات بنیادی تشکیل شده بود. یکی از این ذرات الکترون ها بودند، ذرات با بار منفی که قسمت های بیرونی همه اتم ها را تشکیل می دهند. ذرات دیگر پوزیترون بودند، ذرات باردار مثبت با جرم دقیقاً برابر با جرم یک الکترون. علاوه بر این، انواع مختلفی از نوترینوها وجود داشت - ذرات شبح مانند که نه جرم داشتند و نه بار الکتریکی. اما نوترینوها و پادنوترینوها یکدیگر را نابود نکردند، زیرا این ذرات برهمکنش بسیار ضعیفی با یکدیگر و با ذرات دیگر دارند. بنابراین، آنها هنوز هم باید در اطراف ما پیدا شوند و می توانند راه خوبی برای آزمایش مدلی از یک جهان داغ اولیه باشند. با این حال، انرژی این ذرات اکنون برای مشاهده آنها بسیار کم است.

در دوران لپتون ها ذراتی مانند پروتون و نوترون وجود داشت. و بالاخره نوری در کیهان وجود داشت که طبق نظریه کوانتومی از فوتون تشکیل شده است. به نسبت، هزار میلیون الکترون در هر نوترون و پروتون وجود دارد. همه این ذرات به طور مداوم از انرژی خالص متولد شده و سپس نابود شده و انواع دیگری از ذرات را تشکیل می دهند. چگالی در کیهان اولیه در چنین دماهای بالایی چهار هزار میلیون بار بیشتر از چگالی آب بود.

همانطور که قبلا ذکر شد، در این دوره است که تولید فشرده انواع مختلف نوترینوهای ارواح، که نوترینوهای باقی مانده نامیده می شوند، در واکنش های هسته ای رخ می دهد.

عصر تشعشع آغاز می شود که در آغاز آن کیهان وارد عصر تابش می شود. در آغاز دوران (10 ثانیه)، تابش به شدت با ذرات باردار پروتون ها و الکترون ها برهم کنش داشت. در اثر افت دما، فوتون ها سرد شدند و در نتیجه پراکندگی های متعدد بر روی ذرات در حال عقب نشینی، بخشی از انرژی آنها با خود برده شد.

حدود صد ثانیه پس از انفجار بزرگ، دما به هزار میلیون درجه کاهش می یابد که دمای داغ ترین ستارگان است. در چنین شرایطی، انرژی پروتون ها و نوترون ها دیگر برای مقاومت در برابر جاذبه هسته ای قوی کافی نیست و آنها شروع به ترکیب با یکدیگر می کنند و هسته های دوتریوم - هیدروژن سنگین را تشکیل می دهند. سپس هسته های دوتریوم نوترون ها و پروتون های دیگر را می چسبانند و تبدیل به هسته هلیوم می شوند. پس از آن، عناصر سنگین تر تشکیل می شوند - لیتیوم و بریلیم. شکل‌گیری اولیه هسته‌های اتمی ماده نوپا چندان دوام نیاورد. پس از سه دقیقه، ذرات به قدری از هم پراکنده شده بودند که برخوردها نادر بود. بر اساس مدل انفجار بزرگ، حدود یک چهارم پروتون ها و نوترون ها به اتم های هلیوم، هیدروژن و عناصر دیگر تبدیل می شوند. ذرات بنیادی باقی مانده به پروتون تجزیه می شوند که نشان دهنده هسته های هیدروژن معمولی است.

چند ساعت پس از انفجار بزرگ، تشکیل هلیوم و سایر عناصر متوقف شد. برای یک میلیون سال، جهان به سادگی به انبساط ادامه داد و تقریبا هیچ اتفاق دیگری رخ نداد. موضوع موجود در آن زمان شروع به گسترش و سرد شدن کرد. خیلی بعد، پس از صدها هزار سال، دما به چند هزار درجه کاهش یافت و انرژی الکترون‌ها و هسته‌ها برای غلبه بر جاذبه الکترومغناطیسی موجود بین آنها کافی نبود. آنها شروع به برخورد با یکدیگر کردند و اولین اتم های هیدروژن و هلیوم را تشکیل دادند (شکل 2).

کیهان شناسان به پیشروی خود به سوی درک نهایی از فرآیندهایی که کیهان را ایجاد کرده و شکل داده اند، ادامه می دهند.

جهان از نظر مکان و زمان به قدری وسیع است که در بیشتر تاریخ بشریت هم برای ابزار و هم برای ذهن ما غیرقابل دسترس باقی مانده است. اما همه چیز در قرن بیستم تغییر کرد، زمانی که ایده های جدید ظاهر شد - از نظریه نسبیت عام اینشتین تا نظریه های مدرن ذرات بنیادی. موفقیت همچنین به لطف ابزارهای قدرتمند به دست آمد - از بازتابنده های 100 و 200 اینچی ایجاد شده توسط جورج الری هیل، که ما را به کهکشان های فراتر از راه شیری باز کرد، تا تلسکوپ فضایی هابل، که ما را به عصر تولد برد. کهکشان ها پیشرفت در 20 سال گذشته شتاب گرفته است. روشن شد که ماده تاریک از اتم های معمولی تشکیل نشده است، انرژی تاریک وجود دارد. ایده های جسورانه ای در مورد تورم کیهانی و کثرت جهان ها متولد شد.

صد سال پیش، کیهان ساده‌تر بود: ابدی و تغییرناپذیر، متشکل از یک کهکشان منفرد حاوی چندین میلیون ستاره قابل مشاهده. تصویر مدرن بسیار پیچیده تر و بسیار غنی تر است. کیهان 13.7 میلیارد سال پیش در نتیجه انفجار بزرگ پدید آمد. کسری از ثانیه پس از آغاز، جهان ترکیبی داغ و بی شکل از ذرات بنیادی - کوارک ها و لپتون ها بود. با گسترش و سرد شدن، ساختارها گام به گام پدیدار شدند: نوترون ها و پروتون ها، هسته های اتمی، اتم ها، ستارگان، کهکشان ها، خوشه های کهکشانی و در نهایت ابرخوشه ها. جهان قابل مشاهده اکنون شامل 100 میلیارد کهکشان است که هر کدام شامل حدود 100 میلیارد ستاره و احتمالاً به همان اندازه سیاره است. خود کهکشان ها به دلیل گرانش ماده تاریک مرموز از انبساط باز می مانند. و جهان به انبساط خود ادامه می دهد و حتی این کار را با شتاب تحت تأثیر انرژی تاریک انجام می دهد - شکلی حتی مرموزتر از انرژی که نیروی گرانشی آن جذب نمی کند، بلکه دفع می کند.

موضوع اصلی داستان ما در مورد کیهان، تکامل از کوارک ابتدایی "سوپ" به پیچیدگی فزاینده کهکشان ها، ستارگان، سیارات و حیاتی است که امروزه مشاهده می شود. این ساختارها یکی پس از دیگری در طی میلیاردها سال ظاهر شدند و از قوانین اساسی فیزیک پیروی کردند. کیهان‌شناسان با سفر به زمان به دوران پیدایش، ابتدا تاریخ دقیق کیهان را به اولین میکروثانیه برمی‌گردانند، سپس از ابتدا به 10^(-34) دلار می‌رسند (ایده‌های روشنی در مورد این زمان وجود دارد، اما هنوز نه. به وضوح تایید شد) و در نهایت تا لحظه تولد (که هنوز فقط حدس هایی در مورد آن وجود دارد). اگرچه ما هنوز به طور کامل درک نمی کنیم که کیهان چگونه متولد شده است، اما در حال حاضر فرضیه های شگفت انگیزی داریم، مانند مفهوم یک جهان چندگانه، از جمله تعداد نامحدودی از زیرجهان های نامرتبط.

نکات اساسی

جهان ما با یک انفجار بزرگ 13.7 میلیارد سال پیش آغاز شد و از آن زمان تاکنون در حال انبساط و سرد شدن بوده است. از مخلوطی بی شکل از ذرات بنیادی به کیهان بسیار ساختار یافته مدرن تکامل یافته است.
اولین میکروثانیه دوره تعیین کننده ای بود که ماده شروع به تسلط بر ضد ماده کرد، ساختار کهکشان های آینده و خوشه های آنها متولد شد و ماده تاریک پدید آمد - ماده ناشناخته ای که این ساختار را در خود جای داده است.
آینده کیهان توسط انرژی تاریک تعیین می شود - شکل ناشناخته ای از انرژی که باعث شتاب انبساط کیهانی می شود که چندین میلیارد سال پیش آغاز شد.

جهان در حال گسترش

در سال 1924، ادوین هابل با استفاده از تلسکوپ 100 اینچی هوکر رصدخانه مونت ویلسون، کشف کرد که سحابی های مبهمی که برای چندین قرن مرموز باقی مانده بودند، کهکشانی مانند کهکشان ما هستند. بنابراین، هابل درک ما از جهان را 100 میلیارد بار افزایش داد! و چند سال بعد او ثابت کرد که کهکشان ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند، با اطاعت از یک الگوی ریاضی که اکنون به نام قانون هابل شناخته می شود: هر چه کهکشان دورتر باشد، سریعتر حرکت می کند. از این قانون است که نتیجه می شود که انفجار بزرگ 13.7 میلیارد سال پیش رخ داده است.

گسترش فضا
تکامل کیهان در نتیجه انبساط فضا رخ می دهد. همانطور که فضا مانند پوسته بالون کشیده می شود، کهکشان ها از یکدیگر دور می شوند و امواج نور طولانی می شوند (قرمز می شوند).

در چارچوب نظریه نسبیت عام، قانون هابل به صورت زیر تفسیر می شود: فضا به خودی خود در حال انبساط است و کهکشان ها همراه با آن حرکت می کنند (شکل بالا). نور نیز کشیده می‌شود و تغییر رنگ قرمز را تجربه می‌کند که به معنای از دست دادن انرژی است، بنابراین جهان با انبساط سرد می‌شود. انبساط کیهانی به درک چگونگی شکل گیری جهان مدرن کمک می کند. اگر ذهنی به گذشته عجله کنید، جهان متراکم تر، داغ تر، غیرعادی تر و ساده تر می شود. با نزدیک شدن به همان آغاز، ما با عمیق‌ترین مکانیسم‌های طبیعت، با استفاده از شتاب‌دهنده‌ای قوی‌تر از هر شتاب‌دهنده‌ای که روی زمین ساخته شده است - خود انفجار بزرگ - در تماس هستیم.

ستاره شناسان با نگاه کردن از طریق تلسکوپ به فضا، به معنای واقعی کلمه خود را در گذشته می بینند - و هر چه تلسکوپ بزرگتر باشد، نگاه آنها به عمق بیشتری نفوذ می کند. نوری که از کهکشان‌های دور می‌آید، دوران باستان را به ما نشان می‌دهد، و انتقال به سرخ آن نشان می‌دهد که جهان در طول زمان چقدر منبسط شده است. رکورد فعلی انتقال به سرخ مشاهده شده حدود هشت است، به این معنی که این نور زمانی ساطع شد که اندازه کیهان 9 برابر کوچکتر از امروز بود و سن آن تنها چند صد میلیون سال بود. ابزارهایی مانند تلسکوپ فضایی هابل و تلسکوپ 10 متری کک در ماونا کیا به راحتی ما را به شکل گیری کهکشان هایی مانند ما، چندین میلیارد سال پس از انفجار بزرگ بازمی گرداند. نور دوران پیشین آنقدر به رنگ قرمز جابه جا می شود که ستاره شناسان مجبور می شوند آن را در طول موج های مادون قرمز و رادیویی تشخیص دهند. تلسکوپ های در حال ساخت، مانند تلسکوپ فضایی جیمز وب 6.5 متری مادون قرمز و آرایه میلی متری بزرگ آتاکاما (ALMA)، شبکه ای متشکل از 64 تلسکوپ رادیویی در شمال شیلی، ما را در زمان به عقب به تولد اولین ستارگان و کهکشان ها خواهند برد.

مدل‌سازی رایانه‌ای نشان می‌دهد که این ستاره‌ها و کهکشان‌ها زمانی پدیدار شدند که سن کیهان حدود 100 میلیون سال بود. پیش از این، کیهان دوره‌ای به نام دوران تاریک را پشت سر می‌گذاشت، زمانی که تاریک بود. فضا مملو از توده ای بی شکل از پنج قسمت ماده تاریک و یک قسمت هیدروژن و هلیوم بود که با انبساط کیهان کمیاب شد. این ماده از نظر چگالی کمی ناهمگن بود و گرانش به عنوان تقویت کننده ای برای این ناهمگنی ها عمل کرد: مناطق چگال تر آهسته تر از مناطق با چگالی کمتر گسترش می یابند. در زمان 100 میلیون سال، متراکم ترین مناطق نه تنها گسترش خود را کاهش دادند، بلکه حتی شروع به کوچک شدن کردند. هر یک از این مناطق حاوی حدود 1 میلیون جرم خورشیدی ماده بود. آنها اولین اجرام متصل به گرانش در فضا بودند.

بخش عمده جرم آنها ماده تاریک بود که همانطور که از نامش پیداست قادر به گسیل یا جذب نور نیست. بنابراین، ابرهای بسیار گسترده ای را تشکیل داد. از سوی دیگر، هیدروژن و هلیوم با انتشار نور، انرژی خود را از دست دادند و به سمت مرکز هر ابر منقبض شدند. در نهایت آنقدر کوچک شدند که تبدیل به ستاره شدند. این اجرام اولیه بسیار پرجرم تر از نمونه های مدرن بودند - صدها جرم خورشیدی. آنها با زندگی بسیار کوتاهی منفجر شدند و اولین عناصر سنگین را به فضا پرتاب کردند. پس از چندین میلیارد سال، این ابرها با جرم میلیون‌ها جرم خورشیدی تحت تأثیر گرانش در اولین کهکشان‌ها دسته‌بندی شدند.

تشعشع از اولین ابرهای هیدروژنی که به دلیل انبساط به شدت به قرمز منتقل شده است، می تواند توسط آرایه های عظیم آنتن های رادیویی با مساحت کل دریافتی در حدود یک کیلومتر مربع شناسایی شود. هنگامی که این تلسکوپ های رادیویی ساخته شوند، مشخص خواهد شد که چگونه اولین نسل از ستارگان و کهکشان ها هیدروژن را یونیزه کردند و در نتیجه به دوران تاریکی پایان دادند. (نگاه کنید به: Loeb A. Dark Ages of the Universe // VMN، شماره 3، 2007).

درخشش ضعیف یک شروع داغ

در پس دوران تاریکی، انعکاس انفجار بزرگ در انتقال به سرخ 1100 قابل توجه است. با نگاهی به آن دوران، تنها چیزی که می بینیم دیواری از تشعشعات مایکروویو است که تمام آسمان را پر می کند - تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی، که در سال 1964 توسط آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون کشف شد. این انعکاس ضعیفی از کیهان است که به مدت 380 هزار سال در دوران شکل گیری اتم ها در مراحل اولیه خود بود. قبل از آن، مخلوط تقریباً همگنی از هسته اتم، الکترون و فوتون بود. هنگامی که جهان تا دمای حدود 3000 کلوین سرد شد، هسته ها و الکترون ها شروع به ترکیب شدن به اتم کردند. فوتون ها توسط الکترون ها پراکنده نشدند و شروع به حرکت آزادانه در فضا کردند و نشان دادند که کیهان مدت ها قبل از تولد ستارگان و کهکشان ها چگونه بوده است.

در سال 1992، ماهواره کاوشگر پس زمینه کیهانی ناسا (COBE) دریافت که شدت این تابش کمی متفاوت است - حدود 0.001٪، که نشان دهنده ناهمگونی جزئی در توزیع ماده است. درجه ناهمگونی اولیه برای چگالی های کوچک کافی بود تا به یک "دانه" برای کهکشان های آینده و خوشه های آنها تبدیل شوند، که بعداً تحت تأثیر گرانش رشد کردند. توزیع ناهمگونی‌های تابش پس‌زمینه در سراسر آسمان، ویژگی‌های مهم کیهان را نشان می‌دهد: میانگین چگالی و ترکیب آن، و اولین مراحل تکامل آن. مطالعه دقیق این بی نظمی ها چیزهای زیادی در مورد جهان به ما آموخته است.

تشعشعات پس‌زمینه مایکروویو کیهانی تصویری از کیهان در مراحل اولیه 380 هزار ساله‌اش است. تغییرات ظریف در شدت این تابش (با کد رنگی) به عنوان یک سنگ روزتا کیهانی عمل می کند و سرنخ هایی از اسرار جهان - سن، چگالی، ترکیب و هندسه آن ارائه می دهد..

میدان فوق العاده عمیق هابل، حساس ترین تصویری که تاکنون از فضا گرفته شده است، بیش از 1000 کهکشان را در مراحل اولیه شکل گیری آنها ثبت کرده است.

با حرکت از این نقطه به آغاز تکامل کیهان، خواهیم دید که چگونه پلاسمای اولیه به طور فزاینده ای داغ تر و متراکم تر می شود. تا سن حدود 100 هزار سال، چگالی انرژی تشعشع از ماده بیشتر بود که این ماده را از تکه تکه شدن حفظ می کرد. و در آن لحظه، ازدحام گرانشی تمام ساختارهایی که اکنون در کیهان مشاهده می شوند آغاز شد. حتی نزدیک‌تر به آغاز، زمانی که سن کیهان کمتر از یک ثانیه بود، هیچ هسته اتمی وجود نداشت، بلکه فقط اجزای آنها - پروتون‌ها و نوترون‌ها - وجود داشت. هسته ها زمانی پدید آمدند که کیهان چند ثانیه ای از عمرش گذشت و دما و چگالی آن برای واکنش های هسته ای مناسب شد. در این هسته‌سازی بیگ بنگ، فقط عناصر شیمیایی سبک متولد شدند: مقدار زیادی هلیوم (حدود 25 درصد جرم کل اتم‌های جهان) و مقداری لیتیوم، دوتریوم و هلیوم-3. بقیه پلاسما (حدود 75 درصد) به شکل پروتون باقی ماند که در نهایت به اتم هیدروژن تبدیل شد. تمام عناصر دیگر جدول تناوبی میلیاردها سال بعد در اعماق ستارگان و در هنگام انفجار آنها متولد شدند.

جهان عمدتاً از انرژی تاریک و ماده تاریک تشکیل شده است. ماهیت هر دو ناشناخته است. ماده معمولی که از آن ستارگان، سیارات و گازهای بین ستاره ای تشکیل شده اند، تنها کسر کوچکی را تشکیل می دهند.

نظریه سنتز هسته به دقت فراوانی عناصر و ایزوتوپ‌های اندازه‌گیری شده در قدیمی‌ترین اجرام کیهان - قدیمی‌ترین ستارگان و ابرهای گازی با جابجایی بالا به سرخ را پیش‌بینی می‌کند. فراوانی دوتریوم، که به میانگین چگالی اتمی در جهان بسیار حساس است، نقش ویژه ای ایفا می کند: مقدار اندازه گیری شده آن نشان می دهد که ماده معمولی (4.5 ± 0.1)٪ از چگالی انرژی کل را تشکیل می دهد. بقیه ماده تاریک و انرژی تاریک است. این دقیقاً با داده های ترکیب به دست آمده از تجزیه و تحلیل تابش پس زمینه مطابقت دارد. این ثبات یک دستاورد بزرگ است. از این گذشته، اینها دو اندازه گیری کاملاً متفاوت هستند: اولی مبتنی بر فیزیک هسته ای است و به جهان در سن 1 ثانیه اشاره دارد و دومی مبتنی بر فیزیک اتمی و ویژگی های جهان در سن 380 هزار سال است. . سازگاری آنها نه تنها برای مدل‌های تکامل کیهانی ما، بلکه برای تمام فیزیک مدرن آزمایش مهمی است.

پاسخ در سوپ کوارک

قبل از سن یک میکروثانیه حتی پروتون و نوترون هم وجود نداشت. جهان مانند سوپ عناصر اصلی طبیعت بود: کوارک ها، لپتون ها و حامل های نیرو (فوتون ها، بوزون های W و Z و گلوئون ها). ما مطمئن هستیم که این "سوپ کوارکی" واقعا وجود داشته است، زیرا شرایط فیزیکی آن دوران اکنون در آزمایش‌هایی در شتاب‌دهنده‌های ذرات بازتولید می‌شود. (نگاه کنید به: Riorden M., Seits U. First microseconds // VMN، شماره 8، 2006).

کیهان شناسان امیدوارند آن دوران را نه با کمک تلسکوپ های بزرگ و تیز، بلکه با تکیه بر ایده های عمیق فیزیک ذرات مطالعه کنند. ایجاد مدل استاندارد فیزیک ذرات 30 سال پیش منجر به فرضیه های جسورانه ای شد، از جمله نظریه ریسمان، که تلاش می کند ذرات و نیروهای به ظاهر نامرتبط را متحد کند. به نوبه خود، این ایده های جدید در کیهان شناسی کاربرد پیدا کردند و به اندازه ایده اصلی انفجار بزرگ مهم شدند. آنها به یک ارتباط عمیق و غیرمنتظره بین کیهان کوچک و جهان بزرگتر اشاره کردند. ممکن است به زودی به سه سوال کلیدی پاسخ دهیم: ماهیت ماده تاریک چیست، چه چیزی باعث عدم تقارن بین ماده و پادماده می شود، و اینکه چگونه سوپ کوارک توده ای به وجود آمد.

ظاهرا ماده تاریک در عصر سوپ کوارک اولیه متولد شد. ماهیت ماده تاریک هنوز روشن نیست، اما وجود آن بدون تردید است. کهکشان ما و همه کهکشان‌های دیگر، و همچنین خوشه‌های آن‌ها، توسط گرانش ماده تاریک نامرئی کنار هم قرار گرفته‌اند. هر چه هست، باید با ماده معمولی برهمکنش ضعیفی داشته باشد، در غیر این صورت به نحوی خود را غیر از گرانش نشان می دهد. تلاش برای توصیف همه نیروها و ذرات مشاهده شده در طبیعت با یک نظریه واحد منجر به پیش‌بینی ذرات پایدار یا با عمر طولانی می‌شود که ماده تاریک می‌تواند از آنها تشکیل شود. این ذرات ممکن است یادگاری از دوران سوپ کوارک باشند و برهمکنش بسیار ضعیفی با اتم ها داشته باشند. یکی از کاندیداها نترالینو است، سبکترین کلاس از ذرات اخیرا پیش بینی شده که کپی عظیم ذرات شناخته شده هستند. جرم نول باید بین 100 تا 1000 برابر جرم یک پروتون باشد، یعنی. باید در آزمایش‌هایی در برخورد دهنده بزرگ هادرون در سرن در نزدیکی ژنو متولد شود. علاوه بر این، فیزیکدانان در تلاش برای گرفتن این ذرات از فضا (یا محصولات برهمکنش آنها)، آشکارسازهای فوق حساسی را در زیر زمین ایجاد کرده اند و همچنین آنها را روی بالن ها و ماهواره ها پرتاب کرده اند.

دومین نامزد آکسیون است، یک ذره فوق سبک با جرمی حدود یک تریلیون بار کمتر از جرم یک الکترون. وجود آن با تفاوت های ظریف پیش بینی شده توسط مدل استاندارد در رفتار کوارک ها نشان داده می شود. تلاش برای شناسایی یک محور بر این واقعیت استوار است که در یک میدان مغناطیسی بسیار قوی می تواند به یک فوتون تبدیل شود. هم نترالینو و هم آکسیون یک خاصیت مهم دارند: فیزیکدانان این ذرات را "سرد" می نامند. با وجود این واقعیت که آنها در دمای بسیار بالا متولد می شوند، به آرامی حرکت می کنند و بنابراین به راحتی در کهکشان ها گروه بندی می شوند.

شاید راز دیگری در عصر سوپ کوارک اولیه نهفته است: چرا جهان اکنون فقط ماده دارد و تقریباً هیچ پادماده ای ندارد. فیزیکدانان بر این باورند که در ابتدا جهان دارای مقدار مساوی از آنها بود، اما در نقطه ای مقدار کمی از ماده به وجود آمد - حدود یک کوارک اضافی برای هر میلیارد آنتی کوارک. به لطف این عدم تعادل، کوارک های کافی در هنگام نابودی کوارک ها با آنتی کوارک ها در طول انبساط و سرد شدن کیهان حفظ شدند. بیش از 40 سال پیش، آزمایشات روی شتاب دهنده ها نشان داد که قوانین فیزیک اندکی به نفع ماده است. دقیقاً همین ترجیح کوچک در فرآیند برهمکنش ذرات در مراحل اولیه بود که منجر به تولد کوارک‌های اضافی شد.

خود سوپ کوارک احتمالاً خیلی زود به وجود آمد - حدود 10^(-34) دلار در ثانیه پس از انفجار بزرگ، در یک انفجار کیهانی که به عنوان تورم شناخته می شود. دلیل این انفجار انرژی یک میدان جدید بود که یادآور میدان الکترومغناطیسی و به نام اینفلاتون است. این تورم است که باید ویژگی‌های اساسی فضا مانند همگنی کلی و نوسانات چگالی کوچک آن را توضیح دهد که باعث پیدایش کهکشان‌ها و ساختارهای دیگر در جهان شد. هنگامی که انفلاتون تجزیه شد، انرژی خود را به کوارک ها و ذرات دیگر منتقل کرد و در نتیجه گرمای انفجار بزرگ و خود سوپ کوارک را ایجاد کرد.

نظریه تورم ارتباط عمیق بین کوارک ها و کیهان را نشان می دهد: نوسانات کوانتومی تورم که در سطح زیر اتمی وجود داشت، از طریق انبساط سریع به ابعاد اخترفیزیکی رسید و به بذر تمام ساختارهای مشاهده شده امروز تبدیل شد. به عبارت دیگر، الگوی تشعشعات پس زمینه مایکروویو در آسمان تصویری غول پیکر از دنیای زیراتمی است. ویژگی‌های مشاهده‌شده این تابش با پیش‌بینی نظری مطابقت دارد و ثابت می‌کند که تورم یا چیزی شبیه به آن، در واقع در اوایل تاریخ کیهان رخ داده است.

تولد کیهان

همانطور که کیهان شناسان تلاش می کنند حتی بیشتر پیش بروند و همان آغاز جهان را درک کنند، قضاوت آنها کمتر مطمئن می شود. برای یک قرن، نظریه نسبیت عام اینشتین مبنای مطالعه تکامل جهان بود. اما با ستون دیگری از فیزیک مدرن - نظریه کوانتومی - موافق نیست، بنابراین مهمترین کار این است که آنها را با یکدیگر آشتی دهیم. تنها با چنین تئوری واحدی می‌توانیم به اولین لحظات تکامل کیهان پیش برویم، به دوره به اصطلاح پلانک با سن 10^(–43) دلار، زمانی که خود فضا-زمان شکل گرفت. .

نسخه های آزمایشی یک نظریه یکپارچه تصاویر شگفت انگیزی از همان لحظات اولیه به ما ارائه می دهند. به عنوان مثال، نظریه ریسمان وجود ابعاد اضافی فضا و شاید وجود جهان های دیگر را در این ابرفضا پیش بینی می کند. چیزی که ما بیگ بنگ می نامیم می تواند برخورد جهان ما با جهان دیگری باشد (نگاه کنید به: Veneziano G. The Myth of the Begining of Time // VMN، شماره 8، 2004). ترکیب نظریه ریسمان با نظریه تورم منجر به شاید بزرگ‌ترین ایده می‌شود - ایده یک جهان چندگانه، متشکل از تعداد نامتناهی بخش جدا شده، که هر کدام قوانین فیزیکی خاص خود را دارند. (نگاه کنید به: Busso R., Polchinski J. Landscape of string theory // VMN، شماره 12، 2004).

ایده یک جهان چندگانه هنوز در حال توسعه است و به دو مشکل عمده نظری می پردازد. اولاً، از معادلات توصیف کننده تورم، چنین برمی‌آید که اگر یک بار اتفاق بیفتد، این فرآیند بارها و بارها اتفاق می‌افتد و تعداد نامحدودی منطقه "تورم" ایجاد می‌کند. آنها به قدری بزرگ هستند که نمی توانند با یکدیگر ارتباط برقرار کنند و بنابراین روی یکدیگر تأثیر نمی گذارند. دوم، نظریه ریسمان نشان می دهد که این مناطق دارای پارامترهای فیزیکی متفاوتی هستند، مانند تعداد ابعاد فضایی و خانواده ذرات پایدار.

مفهوم جهان چندگانه به ما این امکان را می دهد که نگاهی تازه به دو مورد از پیچیده ترین مسائل علمی بیندازیم: قبل از انفجار بزرگ چه اتفاقی افتاده است و چرا قوانین فیزیک آن چیزی است که هستند؟ (سوال انیشتین، "آیا خدا انتخابی داشت؟" در مورد چنین قوانینی اعمال می شود.) جهان چندگانه این سوال را که چه چیزی قبل از بیگ بنگ رخ داده بی معنی می کند، زیرا تعداد بی نهایت بیگ بنگ وجود داشته است که هر کدام دارای تورم انفجاری خاص خود هستند. . سوال انیشتین نیز بی معنی است: در تعداد بی نهایت جهان، همه نسخه های ممکن از قوانین فیزیک محقق می شوند، بنابراین قوانین حاکم بر جهان ما چیز خاصی نیستند.

کیهان شناسان در مورد ایده جهان چندگانه احساسات متفاوتی دارند. اگر واقعاً هیچ ارتباطی بین زیرجهان‌های منفرد وجود نداشته باشد، ما نمی‌توانیم وجود آنها را تأیید کنیم. در واقع، آنها فراتر از دانش علمی هستند. بخشی از من می خواهد فریاد بزند، "لطفا، بیش از یک جهان!" اما از سوی دیگر، ایده یک جهان چندگانه تعدادی از مشکلات اساسی را حل می کند. اگر درست باشد، پس انبساط هابل جهان تنها 100 میلیارد برابر و اخراج کوپرنیکی زمین از مرکز کیهان در قرن شانزدهم است. به نظر می رسد تنها یک افزوده کوچک به آگاهی ما از جایگاه خود در کیهان است.

در تاریکی

مهمترین عنصر درک مدرن از کیهان و بزرگترین رمز و راز آن، انرژی تاریک است، شکلی از انرژی که اخیراً کشف شده و عمیقاً اسرارآمیز است و باعث شتاب انبساط کیهانی می شود. انرژی تاریک چندین میلیارد سال پیش کنترل ماده را به دست گرفت. قبل از این، انبساط توسط کشش گرانشی ماده کاهش می یافت و گرانش قادر به ایجاد ساختارهایی بود - از کهکشان ها تا ابرخوشه ها. امروزه به دلیل تأثیر انرژی تاریک، ساختارهایی بزرگتر از ابرخوشه ها نمی توانند تشکیل شوند. و اگر انرژی تاریک حتی زودتر پیروز می شد - مثلاً زمانی که سن جهان فقط 100 میلیون سال بود - تشکیل ساختارها قبل از ظهور کهکشان ها متوقف می شد و ما اینجا نبودیم.

کیهان شناسان هنوز تصور بسیار مبهمی از چیستی این انرژی تاریک دارند. برای شتاب گرفتن انبساط، نیروی دافعه مورد نیاز است. نظریه نسبیت عام انیشتین نشان می دهد که گرانش یک شکل بسیار کشسان انرژی در واقع می تواند باعث دافعه شود. انرژی کوانتومی که فضای خالی را پر می کند این کار را انجام می دهد. اما مشکل این است که برآوردهای نظری چگالی انرژی کوانتومی با الزامات رصدی مطابقت ندارد. در واقع، آنها به مراتب از آنها فراتر می روند. احتمال دیگر: شتاب کیهانی ممکن است نه توسط شکل جدیدی از انرژی، بلکه توسط چیزی که آن انرژی را تقلید می کند، به عنوان مثال، اشتباه نسبیت عام یا تأثیر ابعاد فضایی نامرئی هدایت شود. (نگاه کنید به: Cross L., Turner M. Space mystery // VMN, No. 12, 2004).

اگر جهان با سرعت فعلی خود به شتاب ادامه دهد، در 30 میلیارد سال آینده همه نشانه های انفجار بزرگ ناپدید خواهند شد. (نگاه کنید به: Cross L., Scherrer R. آیا پایان کیهان شناسی فرا خواهد رسید؟ // VMN، شماره 6، 2008). همه کهکشان‌های نزدیک به جز چند کهکشان، چنان تغییر بزرگی به سرخ را تجربه خواهند کرد که نامرئی خواهند شد. دمای تابش زمینه کیهانی کمتر از حساسیت ابزارها خواهد بود. این باعث می‌شود که کیهان شبیه چیزی شود که ستاره‌شناسان 100 سال پیش تصور می‌کردند، قبل از اینکه ابزارهای آن‌ها به اندازه‌ای قدرتمند شوند که جهان امروزی را ببینند.

کیهان شناسی مدرن اساساً ما را تحقیر می کند. ما از پروتون‌ها، نوترون‌ها و الکترون‌ها تشکیل شده‌ایم که روی هم فقط 4.5 درصد از جهان را تشکیل می‌دهند. ما فقط به لطف ظریف ترین ارتباطات بین کوچکترین و بزرگترین وجود داریم. قوانین میکروفیزیک تسلط ماده بر پادماده، پیدایش نوساناتی که کهکشان ها را به وجود آورد، و پر شدن فضا با ذرات ماده تاریک را تضمین کرد که زیرساخت گرانشی را فراهم می کرد که به کهکشان ها اجازه می داد تا قبل از اینکه انرژی تاریک و شروع به شتاب گرفتن شود، شکل بگیرند. درج شده در بالا). در عین حال کیهان شناسی ماهیتی متکبرانه دارد. این ایده که ما می توانیم هر چیزی را در چنین اقیانوس وسیعی از فضا و زمان مانند جهان خود درک کنیم، در نگاه اول پوچ به نظر می رسد. این مخلوط عجیب تواضع و اعتماد به نفس به ما این امکان را داده است که در قرن گذشته پیشرفت بسیار خوبی در درک ساختار جهان مدرن و تکامل آن داشته باشیم. من به پیشرفت بیشتر در سال های آینده خوشبین هستم و کاملاً مطمئن هستم که در عصر طلایی کیهان شناسی زندگی می کنیم.

اگر حتی انرژی تاریک بیشتری در کیهان وجود داشت، بدون ساختارهای بزرگی که می بینیم (راست) تقریباً بدون شکل (سمت چپ) باقی می ماند.

ترجمه: V.G. سوردین

ادبیات اضافی

کیهان اولیه. ادوارد دبلیو کولب و مایکل اس ترنر. مطبوعات Westview، 1994.
کیهان تورمی آلن گوث. پایه، 1998.
کوارک ها و کیهان مایکل اس. ترنر در علم، جلد. 315، صفحات 59-61; 5 ژانویه 2007.
انرژی تاریک و جهان شتاب دهنده جاشوا فریمن، مایکل اس. ترنر و دراگان هوترر در بررسی سالانه نجوم و اخترفیزیک، جلد. 46، صفحات 385-432; 2008. موجود آنلاین: arxiv.org.
Cherepashchuk A.M., Chernin A.D. افق های کیهان. نووسیبیرسک: انتشارات SB RAS، 2005.

مایکل اس. ترنر در ادغام فیزیک ذرات، اخترفیزیک و کیهان‌شناسی پیشگام بود و تلاش‌های آکادمی ملی را در این زمینه جدید تحقیقاتی در اوایل دهه رهبری کرد. او استاد مؤسسه بنیاد کاولی برای فیزیک کیهان‌شناسی در دانشگاه شیکاگو است. او از سال 2003 تا 2006 به عنوان مدیر بخش علوم فیزیک و ریاضی بنیاد ملی علوم خدمت کرد. جوایز او شامل جایزه وارنر انجمن نجوم آمریکا، جایزه لیلینفلد انجمن فیزیک آمریکا و جایزه کلوپشتگ از انجمن معلمان فیزیک آمریکا است.

بر اساس دانش وضعیت فعلی کیهان، دانشمندان این نظریه را مطرح می کنند که همه چیز باید از یک نقطه با چگالی بی نهایت و زمان محدود شروع شده باشد که شروع به گسترش کرد. بر اساس این نظریه، پس از انبساط اولیه، جهان یک فاز خنک کننده را طی کرد که امکان ظهور ذرات زیر اتمی و بعداً اتم های ساده را فراهم کرد. ابرهای غول پیکر این عناصر باستانی بعداً به لطف گرانش شروع به تشکیل ستاره ها و کهکشان ها کردند.

همه اینها، به گفته دانشمندان، حدود 13.8 میلیارد سال پیش آغاز شد و بنابراین این نقطه شروع، سن جهان در نظر گرفته می شود. دانشمندان با کاوش در اصول نظری مختلف، انجام آزمایش‌های مربوط به شتاب‌دهنده‌های ذرات و حالت‌های پرانرژی، و انجام مطالعات نجومی در دوردست‌های کیهان، گاه‌شماری از رویدادهایی را استنباط کرده و پیشنهاد کرده‌اند که با انفجار بزرگ آغاز شده و جهان در نهایت به وضعیت تکامل کیهانی که اکنون در حال وقوع است.

دانشمندان بر این باورند که دوره های اولیه پیدایش جهان - که از 10 -43 تا 10 -11 ثانیه پس از انفجار بزرگ به طول می انجامد - هنوز موضوع بحث و مناقشه است. اگر در نظر بگیریم که قوانین فیزیک که اکنون می‌دانیم در آن زمان نمی‌توانستند وجود داشته باشند، درک چگونگی تنظیم فرآیندها در این جهان اولیه بسیار دشوار است. علاوه بر این، آزمایش‌هایی با استفاده از انواع انرژی‌های ممکن که می‌توانستند در آن زمان وجود داشته باشند، هنوز انجام نشده است. به هر حال، بسیاری از نظریه ها در مورد منشأ جهان در نهایت موافق هستند که در مقطعی از زمان نقطه شروعی وجود داشته است که همه چیز از آنجا شروع شده است.

عصر تکینگی

این دوره که به عنوان دوره پلانک (یا عصر پلانک) نیز شناخته می شود، اولین دوره شناخته شده در تکامل کیهان است. در این زمان، تمام مواد در یک نقطه واحد با چگالی و دمای بی نهایت قرار داشتند. دانشمندان بر این باورند که در این دوره اثرات کوانتومی فعل و انفعالات گرانشی بر اثرات فیزیکی غالب بوده و هیچ نیروی فیزیکی از نظر قدرت با گرانش برابری نکرده است.

دوره پلانک ظاهراً از 0 تا 10-43 ثانیه طول کشید و به این دلیل نامگذاری شده است که مدت زمان آن فقط با زمان پلانک قابل اندازه گیری است. به دلیل دماهای شدید و چگالی نامحدود ماده، وضعیت کیهان در این بازه زمانی به شدت ناپایدار بود. به دنبال آن دوره‌هایی از انبساط و سرد شدن به وجود آمد که باعث پیدایش نیروهای بنیادی فیزیک شد.

تقریباً در بازه زمانی 10-43 تا 10-36 ثانیه، فرآیند برخورد حالت های دمای گذار در جهان رخ داد. اعتقاد بر این است که در این نقطه بود که نیروهای بنیادی حاکم بر جهان فعلی شروع به جدا شدن از یکدیگر کردند. اولین گام این جداسازی، ظهور نیروهای گرانشی، برهمکنش های هسته ای قوی و ضعیف و الکترومغناطیس بود.

در بازه زمانی 10-36 تا 10-32 ثانیه پس از انفجار بزرگ، دمای جهان به اندازه کافی پایین آمد (1028 K) که منجر به جدا شدن نیروهای الکترومغناطیسی (نیروی قوی) و نیروی هسته ای ضعیف شد. نیروی ضعیف).

عصر تورم

با ظهور اولین نیروهای بنیادی در جهان، عصر تورم آغاز شد که از 10 تا 32 ثانیه در زمان پلانک تا یک نقطه زمانی نامعلوم به طول انجامید. بیشتر مدل‌های کیهان‌شناسی نشان می‌دهند که کیهان در این دوره به طور یکنواخت پر از انرژی با چگالی بالا بوده و دما و فشارهای فوق‌العاده بالا منجر به انبساط و سرد شدن سریع آن شده است.

این در 10-37 ثانیه آغاز شد، زمانی که مرحله انتقالی که باعث جدایی نیروها شد با انبساط جهان در پیشرفت هندسی دنبال شد. در همان دوره زمانی، کیهان در حالت باریوژنز قرار داشت، زمانی که دما به حدی بالا بود که حرکت تصادفی ذرات در فضا با سرعت نزدیک به نور اتفاق افتاد.

در این زمان، جفت ذرات - پادذرات تشکیل می شوند و بلافاصله با هم برخورد می کنند و از بین می روند که اعتقاد بر این است که منجر به تسلط ماده بر ضد ماده در جهان مدرن شده است. پس از توقف تورم، جهان متشکل از پلاسمای کوارک گلوئون و دیگر ذرات بنیادی بود. از آن لحظه به بعد، جهان شروع به سرد شدن کرد، ماده شروع به تشکیل و ترکیب کرد.

دوران خنک کننده

از آنجایی که دما دیگر به اندازه کافی بالا نبود که جفت پروتون- پاد پروتون (یا جفت نوترون- پادنوترون) جدید ایجاد کند، تخریب عظیم این ذرات رخ داد که در نتیجه تنها 1010/1 از پروتون ها و نوترون های اولیه باقی ماند و پادذرات آنها به طور کامل ناپدید شدند. یک فرآیند مشابه حدود 1 ثانیه پس از انفجار بزرگ اتفاق افتاد. این بار فقط الکترون ها و پوزیترون ها "قربانی" شدند. پس از تخریب انبوه، پروتون‌ها، نوترون‌ها و الکترون‌های باقی‌مانده حرکت تصادفی خود را متوقف کردند و چگالی انرژی جهان با فوتون‌ها و تا حدی نوترینوها پر شد.

در اولین دقایق انبساط کیهان، دوره ای از سنتز هسته (سنتز عناصر شیمیایی) آغاز شد. با کاهش دما به 1 میلیارد کلوین و کاهش چگالی انرژی به مقادیر تقریباً معادل هوا، نوترون ها و پروتون ها شروع به مخلوط شدن کردند و اولین ایزوتوپ پایدار هیدروژن (دوتریوم) و همچنین اتم های هلیوم را تشکیل دادند. با این حال، بیشتر پروتون‌های جهان به‌عنوان هسته‌های جداشده اتم‌های هیدروژن باقی ماندند.

پس از حدود 379000 سال، الکترون‌ها با این هسته‌های هیدروژن ترکیب شدند و اتم‌ها را تشکیل دادند (دوباره عمدتاً هیدروژن)، در حالی که تابش از ماده جدا شد و تقریباً بدون مانع در فضا گسترش یافت. این تشعشع تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی نامیده می شود و قدیمی ترین منبع نور در کیهان است.

با انبساط، CMB به تدریج چگالی و انرژی خود را از دست داد و در حال حاضر دمای آن 0.0013 ± 2.7260 K (270.424- درجه سانتی گراد) و چگالی انرژی 0.25 eV (یا 4.005 × 10 -14 J/m³؛ 400– است. 500 فوتون/cm³). CMB در همه جهات و در فاصله ای حدود 13.8 میلیارد سال نوری گسترش یافته است، اما تخمینی از گسترش واقعی آن در حدود 46 میلیارد سال نوری از مرکز کیهان است.

عصر ساختار (عصر سلسله مراتبی)

در طی چند میلیارد سال آینده، مناطق متراکم‌تر از ماده، تقریباً به طور مساوی در کیهان، شروع به جذب یکدیگر کردند. در نتیجه، آنها حتی متراکم تر شدند و شروع به تشکیل ابرهایی از گاز، ستاره ها، کهکشان ها و دیگر ساختارهای نجومی کردند که امروزه می توانیم مشاهده کنیم. این دوره را دوران سلسله مراتبی می نامند. در این زمان، کیهانی که اکنون می بینیم شروع به شکل گرفتن کرد. ماده شروع به تبدیل شدن به ساختارهایی با اندازه‌های مختلف کرد - ستارگان، سیارات، کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی، و همچنین ابرخوشه‌های کهکشانی، که توسط پل‌های بین کهکشانی که تنها حاوی چند کهکشان هستند از هم جدا شدند.

جزئیات این فرآیند را می توان با توجه به ایده مقدار و نوع ماده توزیع شده در کیهان توصیف کرد که به صورت ماده تاریک سرد، گرم، گرم و ماده باریونی نشان داده می شود. با این حال، مدل استاندارد کنونی کیهان‌شناسی بیگ بنگ، مدل Lambda-CDM است که طبق آن، ذرات ماده تاریک کندتر از سرعت نور حرکت می‌کنند. به این دلیل انتخاب شد که تمام تضادهایی را که در سایر مدل‌های کیهان‌شناختی ظاهر شد، حل می‌کند.

طبق این مدل، ماده تاریک سرد حدود 23 درصد از کل ماده/انرژی جهان را تشکیل می دهد. نسبت ماده باریونی حدود 4.6 درصد است. Lambda-CDM به به اصطلاح ثابت کیهانی اشاره دارد: نظریه ای که توسط آلبرت انیشتین ارائه شده است که ویژگی های خلاء را مشخص می کند و رابطه تعادل بین جرم و انرژی را به عنوان یک کمیت ثابت ثابت نشان می دهد. در این مورد، با انرژی تاریک همراه است که به عنوان شتاب دهنده انبساط کیهان عمل می کند و ساختارهای کیهانی غول پیکر را تا حد زیادی همگن نگه می دارد.

پیش بینی های بلند مدت برای آینده کیهان

فرضیه هایی مبنی بر اینکه تکامل کیهان نقطه شروعی دارد، طبیعتاً دانشمندان را به سؤالاتی در مورد نقطه پایانی احتمالی این فرآیند سوق می دهد. اگر جهان تاریخ خود را از یک نقطه کوچک با چگالی بی نهایت آغاز کرد که ناگهان شروع به انبساط کرد، آیا این بدان معنا نیست که بی نهایت نیز منبسط خواهد شد؟ یا روزی نیروی انبساط آن تمام می شود و روند معکوس فشرده سازی آغاز می شود که نتیجه نهایی آن همان نقطه بی نهایت متراکم خواهد بود؟

پاسخ به این سؤالات هدف اصلی کیهان شناسان از همان ابتدای بحث در مورد اینکه کدام مدل کیهانی کیهان درست است، بوده است. با پذیرش نظریه بیگ بنگ، اما عمدتاً به لطف مشاهده انرژی تاریک در دهه 1990، دانشمندان در مورد دو سناریو محتمل برای تکامل کیهان به توافق رسیدند.

بر اساس اولین مورد، به نام "خراش بزرگ"، جهان به حداکثر اندازه خود می رسد و شروع به فروپاشی می کند. این سناریو تنها در صورتی امکان پذیر خواهد بود که چگالی جرمی کیهان از خود چگالی بحرانی بیشتر شود. به عبارت دیگر، اگر چگالی ماده به مقدار معینی برسد یا از این مقدار بیشتر شود (1-3x10 -26 کیلوگرم ماده در مترمربع)، جهان شروع به انقباض می کند.

بیگ بنگ - مانند این

یک جایگزین، سناریوی دیگری است که بیان می‌کند اگر چگالی در کیهان برابر یا کمتر از مقدار چگالی بحرانی باشد، انبساط آن کند می‌شود، اما هرگز به طور کامل متوقف نمی‌شود. بر اساس این فرضیه که «مرگ گرمایی کیهان» نامیده می‌شود، انبساط تا زمانی ادامه می‌یابد که شکل‌گیری ستاره از مصرف گاز بین‌ستاره‌ای در هر یک از کهکشان‌های اطراف متوقف شود. یعنی انتقال انرژی و ماده از یک جسم به جسم دیگر کاملا متوقف می شود. تمام ستارگان موجود در این حالت می سوزند و به کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاه چاله تبدیل می شوند.

به تدریج، سیاهچاله ها با دیگر سیاهچاله ها برخورد می کنند و منجر به تشکیل سیاهچاله های بزرگتر و بزرگتر می شوند. میانگین دمای کیهان به صفر مطلق نزدیک خواهد شد. سیاهچاله ها در نهایت "تبخیر" می شوند و آخرین تابش هاوکینگ خود را آزاد می کنند. در نهایت، آنتروپی ترمودینامیکی در کیهان به حداکثر خود خواهد رسید. مرگ گرما رخ خواهد داد.

فرضیه های دیگری در مورد توزیع انرژی تاریک، یا به طور دقیق تر، انواع احتمالی آن (به عنوان مثال، انرژی فانتوم) وجود دارد. به گفته آنها، خوشه‌های کهکشانی، ستارگان، سیارات، اتم‌ها، هسته‌های اتم و خود ماده در نتیجه انبساط بی‌پایان آن از هم پاشیده می‌شوند. این سناریوی تکاملی "شکاف بزرگ" نامیده می شود. علت مرگ کیهان طبق این سناریو خود انبساط است.

تاریخچه نظریه انفجار بزرگ

اولین ذکر بیگ بنگ به اوایل قرن بیستم باز می گردد و با مشاهدات فضا مرتبط است. در سال 1912، ستاره شناس آمریکایی وستو اسلیفر، مجموعه ای از مشاهدات کهکشان های مارپیچی (که در ابتدا تصور می شد سحابی هستند) انجام داد و انتقال به سرخ داپلر آنها را اندازه گیری کرد. تقریباً در همه موارد، مشاهدات نشان داده است که کهکشان های مارپیچی در حال دور شدن از راه شیری ما هستند.

در سال 1922، الکساندر فریدمن، ریاضیدان و کیهان شناس برجسته روسی، معادلات فریدمن را از معادلات اینشتین برای نسبیت عام استخراج کرد. علیرغم اینکه انیشتین نظریه ای را به نفع ثابت کیهانی ارائه کرد، کار فریدمن نشان داد که جهان در حالت انبساط قرار دارد.

در سال 1927، ژرژ لماتر، ریاضیدان، فیزیکدان و کشیش کاتولیک بلژیکی به طور مستقل به نتایج مشابه معادلات فریدمن رسید و اولین کسی بود که رابطه بین فاصله و سرعت کهکشان ها را فرموله کرد و اولین تخمین ضریب این رابطه را ارائه کرد. لماتر معتقد بود که در زمانی در گذشته، کل جرم کیهان در یک نقطه (یک اتم) متمرکز شده است.

این اکتشافات و مفروضات باعث ایجاد بحث های زیادی در بین فیزیکدانان دهه 20 و 30 شد که اکثر آنها معتقد بودند که جهان در یک حالت ساکن است. طبق مدلی که در آن زمان ایجاد شد، ماده جدید همراه با انبساط بی‌نهایت کیهان ایجاد می‌شود که به طور مساوی و یکسان از نظر چگالی در تمام وسعت آن توزیع شده است. در میان دانشمندانی که از آن حمایت کردند، ایده بیگ بنگ بیشتر الهیاتی به نظر می رسید تا علمی. لمائتر به دلیل تعصبات مذهبی مورد انتقاد قرار گرفته است.

لازم به ذکر است که نظریه های دیگری در همان زمان وجود داشته است. به عنوان مثال، مدل میلن از جهان و مدل چرخه ای. هر دو بر اساس فرضیه های نظریه نسبیت عام اینشتین بودند و متعاقباً از حمایت خود دانشمند برخوردار شدند. بر اساس این مدل‌ها، جهان در جریانی بی‌پایان از چرخه‌های تکراری انبساط و فروپاشی وجود دارد.

پس از جنگ جهانی دوم، بحث داغی بین حامیان مدل حالت پایدار جهان (که در واقع توسط ستاره شناس و فیزیکدان فرد هویل توصیف شد) و طرفداران نظریه بیگ بنگ که به سرعت در میان جامعه علمی محبوبیت پیدا می کرد، درگرفت. از قضا، این هویل بود که عبارت "" را ابداع کرد، که بعداً نام نظریه جدید شد. این اتفاق در مارس 1949 در رادیو بی بی سی بریتانیا رخ داد.

در نهایت، تحقیقات و مشاهدات علمی بیشتر به طور فزاینده ای به نفع نظریه انفجار بزرگ بود و به طور فزاینده ای در مورد مدل یک جهان ساکن تردید ایجاد کرد. کشف و تایید CMB در سال 1965 در نهایت انفجار بزرگ را به عنوان بهترین نظریه برای منشاء و تکامل کیهان تثبیت کرد. از اواخر دهه 1960 تا 1990، اخترشناسان و کیهان شناسان تحقیقات بیشتری در مورد بیگ بنگ انجام دادند و راه حل هایی را برای بسیاری از مشکلات نظری که بر سر راه این نظریه قرار داشتند، یافتند.

برای مثال، این راه حل ها شامل کار استیون هاوکینگ و سایر فیزیکدانانی است که ثابت کردند تکینگی حالت اولیه غیرقابل انکار نسبیت عام و مدل کیهانی بیگ بنگ است. در سال 1981، آلن گوث، فیزیکدان، نظریه ای را ارائه کرد که دوره ای از انبساط سریع کیهانی (دوران تورم) را توصیف می کند، که بسیاری از مسائل و مشکلات نظری را که قبلاً حل نشده بود، حل کرد.

در دهه 1990 شاهد افزایش علاقه به انرژی تاریک بود که به عنوان کلید حل بسیاری از سوالات برجسته در کیهان شناسی تلقی می شد. علاوه بر میل به یافتن پاسخی برای این سوال که چرا جهان همراه با مادر تاریک جرم خود را از دست می دهد (فرضیه ای که در سال 1932 توسط یان اورت ارائه شد)، همچنین لازم بود توضیحی برای چرایی جهان هستی پیدا شود. هنوز در حال شتاب

پیشرفت بیشتر در این مطالعه به دلیل ایجاد تلسکوپ‌ها، ماهواره‌ها و مدل‌های رایانه‌ای پیشرفته‌تر است که به اخترشناسان و کیهان‌شناسان این امکان را می‌دهد تا بیشتر به جهان نگاه کنند و سن واقعی آن را بهتر درک کنند. توسعه تلسکوپ‌های فضایی مانند کاوشگر پس‌زمینه کیهانی (یا COBE)، تلسکوپ فضایی هابل، کاوشگر ناهمسانگردی مایکروویو ویلکینسون (WMAP) و رصدخانه فضایی پلانک نیز کمک‌های ارزشمندی به این مطالعه کرده‌اند.

امروزه کیهان‌شناسان می‌توانند پارامترها و ویژگی‌های مختلف مدل تئوری بیگ بنگ را با دقت نسبتاً بالایی اندازه‌گیری کنند، بدون این‌که به محاسبات دقیق‌تر از سن کیهان اطرافمان اشاره کنیم. اما همه چیز با مشاهده معمول اجرام فضایی عظیم شروع شد که سال‌های نوری از ما فاصله داشتند و به آرامی به دور شدن از ما ادامه می‌دادند. و حتی با وجود اینکه ما نمی دانیم که همه اینها چگونه به پایان می رسد، با معیارهای کیهان شناختی زمان زیادی طول نمی کشد تا بفهمیم.