Hur universum bildades. Teorier om universums bildande. Hur och när universum bildades Var började universums ursprung?

Hur förvandlades det till ett till synes oändligt utrymme? Och vad kommer det att bli efter många miljoner och miljarder år? Dessa frågor har plågat (och fortsätter att plåga) filosofers och vetenskapsmäns sinnen, det verkar, sedan tidernas begynnelse, gett upphov till många intressanta och ibland till och med galna teorier

Idag har de flesta astronomer och kosmologer kommit överens om att universum som vi känner det var resultatet av en gigantisk explosion som inte bara skapade huvuddelen av materien, utan var källan till de grundläggande fysiska lagarna enligt vilka kosmos som omger oss finns. Allt detta kallas big bang-teorin.

Grunderna i big bang-teorin är relativt enkla. Alltså, kort sagt, enligt den, dök all materia som existerade och nu finns i universum samtidigt - för cirka 13,8 miljarder år sedan. I det ögonblicket existerade all materia i form av en mycket kompakt abstrakt kula (eller punkt) med oändlig densitet och temperatur. Detta tillstånd kallades singularitet. Plötsligt började singulariteten expandera och födde det universum vi känner till.

Det är värt att notera att big bang-teorin bara är en av många föreslagna hypoteser för universums ursprung (till exempel finns det också teorin om ett stationärt universum), men den har fått det bredaste erkännandet och populariteten. Den förklarar inte bara källan till all känd materia, fysikens lagar och universums större struktur, den beskriver också orsakerna till universums expansion och många andra aspekter och fenomen.

Kronologi av händelser i big bang-teorin.

Baserat på kunskap om universums nuvarande tillstånd, teoretiserar forskare att allt måste ha börjat från en enda punkt med oändlig täthet och ändlig tid, som började expandera. Efter den första expansionen, enligt teorin, gick universum igenom en avkylningsfas som möjliggjorde uppkomsten av subatomära partiklar och senare enkla atomer. Jättemoln av dessa forntida element började senare, tack vare gravitationen, bilda stjärnor och galaxer.

Allt detta, enligt forskare, började för cirka 13,8 miljarder år sedan, och därför anses denna utgångspunkt vara universums ålder. Genom att utforska olika teoretiska principer, genomföra experiment som involverar partikelacceleratorer och högenergitillstånd, och genomföra astronomiska studier av universums avlägsna delar, har forskare härlett och föreslagit en kronologi över händelser som började med big bang och ledde till att universum slutligen det tillstånd av kosmisk evolution som äger rum nu.

Forskare tror att de tidigaste perioderna av universums ursprung - som varar från 10-43 till 10-11 sekunder efter big bang - fortfarande är en fråga om debatt och debatt. Uppmärksamhet! Bara om vi tar hänsyn till att fysikens lagar som vi nu känner till inte kunde existera vid den tiden, då är det mycket svårt att förstå hur processerna i detta tidiga universum reglerades. Dessutom har experiment med användning av möjliga typer av energier som kunde finnas vid den tiden ännu inte utförts. Hur det än må vara, många teorier om universums ursprung är i slutändan överens om att det någon gång i tiden fanns en startpunkt från vilken allt började.

Singularitetens era.

Även känd som Planck-epoken (eller Planck-eran), anses det vara den tidigaste kända perioden i universums utveckling. Vid denna tidpunkt fanns all materia i en enda punkt med oändlig densitet och temperatur. Under denna period, tror forskare, dominerade kvanteffekterna av gravitationsinteraktioner de fysiska, och ingen fysisk kraft var lika i styrka som gravitationen.

Planck-eran varade förmodligen från 0 till 10-43 sekunder och heter så eftersom dess varaktighet endast kan mätas med Planck-tid. På grund av de extrema temperaturerna och materiens oändliga densitet var universums tillstånd under denna tidsperiod extremt instabilt. Detta följdes av perioder av expansion och avkylning som gav upphov till fysikens grundläggande krafter.

Ungefär under perioden från 10-43 till 10-36 sekunder inträffade en process av kollision av övergångstemperaturtillstånd i universum. Man tror att det var vid denna tidpunkt som de grundläggande krafterna som styr det nuvarande universum började separera från varandra. Det första steget i denna separation var uppkomsten av gravitationskrafter, starka och svaga nukleära interaktioner och elektromagnetism.

Under perioden från cirka 10-36 till 10-32 sekunder efter big bang blev universums temperatur tillräckligt låg (1028 K), vilket ledde till separation av elektromagnetiska krafter (den starka kraften) och den svaga kärnkraften ( den svaga kraften).

Inflationens era.

Med tillkomsten av de första fundamentala krafterna i universum började inflationens era, som varade från 10-32 sekunder i Planck-tid till en okänd tidpunkt. De flesta kosmologiska modeller tyder på att universum under denna period var enhetligt fyllt med högdensitetsenergi, och otroligt höga temperaturer och tryck fick det att snabbt expandera och svalna.

Detta började vid 10-37 sekunder, när övergångsfasen som orsakade separationen av krafter följdes av universums expansion i geometrisk progression. Under samma tidsperiod befann sig universum i ett tillstånd av baryogenes, när temperaturen var så hög att den slumpmässiga rörelsen av partiklar i rymden skedde med nästan ljusets hastighet.

Vid denna tidpunkt bildas par av partiklar - antipartiklar som omedelbart kolliderar och förstörs, vilket tros ha lett till att materia dominerar över antimateria i det moderna universum. Efter att inflationen upphörde bestod universum av kvarg-gluonplasma och andra elementarpartiklar. Från det ögonblicket började universum svalna, materia började formas och kombineras.

Kylans era.

När densiteten och temperaturen inuti universum minskade började energin i varje partikel att minska. Detta övergångstillstånd varade tills de grundläggande krafterna och elementarpartiklarna nådde sin nuvarande form. Eftersom partiklarnas energi har sjunkit till värden som kan uppnås idag i experiment, är den faktiska möjliga existensen av denna tidsperiod mycket mindre kontroversiell bland forskare.

Till exempel tror forskare att 10-11 sekunder efter big bang minskade partiklarnas energi avsevärt. Vid ungefär 10-6 sekunder började kvarkar och gluoner bilda baryoner - protoner och neutroner. Kvarkar började dominera över antikvarker, vilket i sin tur ledde till att baryonerna dominerade över antibaryonerna.

Eftersom temperaturen inte längre var tillräckligt hög för att skapa nya proton-antiproton-par (eller neutron-antineutron-par), följde en massiv förstörelse av dessa partiklar, vilket resulterade i återstoden av endast 1/1010 av antalet ursprungliga protoner och neutroner och den fullständiga deras antipartiklar försvinner. En liknande process inträffade cirka 1 sekund efter big bang. Endast "Offren" denna gång var elektroner och positroner. Efter massförstörelsen upphörde de återstående protonerna, neutronerna och elektronerna sin slumpmässiga rörelse, och universums energitäthet fylldes med fotoner och, i mindre utsträckning, neutriner.

Under de första minuterna av universums expansion började en period av nukleosyntes (syntesen av kemiska grundämnen) med temperaturen som sjönk till 1 miljard kelvin och energitätheten minskade till värden som är ungefär lika med den för luft, neutroner och. protoner började blandas och bildade den första stabila isotopen av väte (deuterium) och heliumatomer. Men de flesta protonerna i universum förblev som de frånkopplade kärnorna av väteatomer.

Efter cirka 379 000 år kombinerades elektronerna med dessa vätekärnor för att bilda atomer (återigen till övervägande del väte), medan strålningen separerade från materia och fortsatte att expandera praktiskt taget obehindrat genom rymden. Denna strålning kallas den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, och den är den äldsta ljuskällan i universum.

Med expansion förlorade den kosmiska mikrovågsbakgrunden gradvis sin densitet och energi, och för närvarande är dess temperatur 2,7260 0,0013 K (- 270,424 C), och energitätheten är 0,25 eV (eller 4,005x10-14 J/m? ; 400- 500 fotoner/cm CMB sträcker sig i alla riktningar och över ett avstånd på cirka 13,8 miljarder ljusår, men uppskattningar av dess faktiska utbredning indikerar cirka 46 miljarder ljusår från universums centrum.

Strukturens era (hierarkisk era).

Under de närmaste miljarderna åren började tätare områden av materia som var nästan jämnt fördelade över hela universum att attrahera varandra. Som ett resultat av detta blev de ännu tätare och började bilda moln av gas, stjärnor, galaxer och andra astronomiska strukturer som vi kan observera idag. Denna period kallas den hierarkiska eran. Vid den här tiden började universum som vi ser nu ta sin form. Materia började förenas till strukturer av olika storlekar - stjärnor, planeter, galaxer, galaxhopar, såväl som galaktiska superkluster, åtskilda av intergalaktiska broar som bara innehåller ett fåtal galaxer.

Detaljerna i denna process kan beskrivas enligt idén om mängden och typen av materia fördelad i universum, som representeras som kall, varm, varm mörk materia och baryonisk materia. Den nuvarande vanliga kosmologiska modellen av big bang är dock lambda-CDM-modellen, enligt vilken mörk materia partiklar rör sig långsammare än ljusets hastighet. Det valdes för att det löser alla motsägelser som förekom i andra kosmologiska modeller.

Enligt denna modell står kall mörk materia för cirka 23 procent av all materia/energi i universum. Andelen baryonmateria är cirka 4,6 procent. Lambda - CDM hänvisar till den så kallade kosmologiska konstanten: en teori föreslagen av Albert Einstein som kännetecknar vakuumets egenskaper och visar balansförhållandet mellan massa och energi som en konstant statisk storhet. I det här fallet är det associerat med mörk energi, som fungerar som en accelerator för universums expansion och håller gigantiska kosmologiska strukturer i stort sett homogena.

Långsiktiga förutsägelser om universums framtid.

Hypoteser om att universums utveckling har en utgångspunkt leder naturligtvis forskare till frågor om den möjliga slutpunkten för denna process. Bara om universum började sin historia från en liten punkt med oändlig densitet, som plötsligt började expandera, betyder det inte att det också kommer att expandera på obestämd tid, eller en dag kommer det att ta slut på expansiv kraft och den omvända kompressionsprocessen kommer att börja , vars slutresultat blir det fortfarande samma oändligt täta punkt?

Att besvara dessa frågor har varit kosmologernas huvudmål ända från början av debatten om vilken kosmologisk modell av universum som är korrekt. Med acceptansen av big bang-teorin, men till stor del tack vare observationen av mörk energi på 1990-talet, har forskare kommit till enighet om de två mest troliga scenarierna för universums utveckling.

Enligt den första, kallad Big Crunch, kommer universum att nå sin maximala storlek och börja kollapsa. Detta scenario kommer att vara möjligt endast om universums masstäthet blir större än den kritiska densiteten i sig. Med andra ord, om materiens densitet når eller stiger över ett visst värde (1-3x10-26 kg materia per m), kommer universum att börja dra ihop sig.

Ett alternativ är ett annat scenario, som säger att om densiteten i universum är lika med eller under det kritiska densitetsvärdet, så kommer dess expansion att sakta ner, men aldrig helt sluta. Enligt denna hypotes, kallad "universums värmedöd", kommer expansionen att fortsätta tills stjärnbildningen slutar konsumera den interstellära gasen inuti var och en av de omgivande galaxerna. Det vill säga att överföringen av energi och materia från ett objekt till ett annat kommer att sluta helt. Alla befintliga stjärnor i detta fall kommer att brinna ut och förvandlas till vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.

Gradvis kommer svarta hål att kollidera med andra svarta hål, vilket leder till att det bildas större och större. Medeltemperaturen i universum närmar sig absolut noll. De svarta hålen kommer så småningom att "avdunsta" och släpper ut sin sista hawkingstrålning. Så småningom kommer termodynamisk entropi i universum att nå sitt maximum. Värmedöd kommer att inträffa.

Moderna observationer som tar hänsyn till närvaron av mörk energi och dess inflytande på utvidgningen av rymden har fått forskare att dra slutsatsen att med tiden kommer mer och mer av universum att passera bortom vår händelsehorisont och bli osynligt för oss. Det slutliga och logiska resultatet av detta är ännu inte känt för forskare, men "Heat Death" kan mycket väl vara slutpunkten för sådana händelser.

Det finns andra hypoteser angående fördelningen av mörk energi, eller mer exakt, dess möjliga typer (till exempel fantomenergi. Enligt dem kommer galaktiska hopar, stjärnor, planeter, atomer, atomkärnor och själva materien att slitas isär som ett resultat av detta. av dess ändlösa expansion kallas "Big Rip" enligt detta scenario.

Historien om Big Bang Theory.

Det tidigaste omnämnandet av big bang går tillbaka till tidigt 1900-tal och är förknippat med observationer av rymden. År 1912 gjorde den amerikanske astronomen Vesto Slifer en serie observationer av spiralgalaxer (som ursprungligen troddes vara nebulosor) och mätte deras Dopplerrödförskjutning. I nästan alla fall har observationer visat att spiralgalaxer rör sig bort från vår Vintergatan.

År 1922 härledde den framstående ryske matematikern och kosmologen Alexander Friedman de så kallade Friedmann-ekvationerna från Einsteins ekvationer för allmän relativitet. Trots Einsteins främjande av en teori till förmån för en kosmologisk konstant, visade Friedmans arbete att universum snarare var i ett tillstånd av expansion.

1924 visade Edwin Hubbles mätningar av avståndet till en närliggande spiralnebulosa att dessa system i själva verket var olika galaxer. Samtidigt började Hubble utveckla en serie av avståndssubtraktionsmått med hjälp av 2,5-meters Hooker-teleskopet vid Mount Wilson Observatory. År 1929 hade Hubble upptäckt ett samband mellan avståndet och hastigheten med vilken galaxer drar sig tillbaka, vilket senare blev Hubbles lag.

År 1927 kom den belgiske matematikern, fysikern och den katolske prästen Georges Lemaître självständigt fram till samma resultat som Friedmanns ekvationer och var den första som formulerade sambandet mellan avstånd och hastighet hos galaxer, vilket gav den första uppskattningen av koefficienten för detta förhållande. Lemaitre trodde att vid någon tidpunkt i det förflutna var hela universums massa koncentrerad till en punkt (atom.

Dessa upptäckter och antaganden orsakade mycket debatt bland fysiker på 20- och 30-talen, av vilka de flesta trodde att universum var i ett stationärt tillstånd. Enligt den modell som etablerades vid den tiden skapades ny materia tillsammans med universums oändliga expansion, fördelad jämnt och lika i densitet över hela dess utbredning. Bland de vetenskapsmän som stödde den verkade big bang-idén mer teologisk än vetenskaplig. Lemaitren kritiserades för att vara partisk på grund av religiösa fördomar.

Det bör noteras att andra teorier också existerade samtidigt. Till exempel Milne-modellen av universum och den cykliska modellen. Båda var baserade på postulaten från Einsteins allmänna relativitetsteori och fick sedan stöd av vetenskapsmannen själv. Enligt dessa modeller existerar universum i en oändlig ström av upprepade cykler av expansion och kollaps.

1. Singularitetens era (Planckian). Det anses vara primärt, som universums tidiga evolutionära period. Materia koncentrerades vid en punkt, som hade sin egen temperatur och oändliga densitet. Forskare hävdar att denna era kännetecknas av dominansen av kvanteffekter som hör till gravitationsinteraktion över fysiska, och inte en enda fysisk kraft som existerade i dessa avlägsna tider var identisk i styrka med gravitationen, det vill säga den var inte lika med den. Varaktigheten av Planck-eran är koncentrerad till intervallet från 0 till 10-43 sekunder. Den fick detta namn eftersom endast Planck-tiden kunde mäta dess omfattning fullt ut. Detta tidsintervall anses vara mycket instabilt, vilket i sin tur är nära relaterat till den extrema temperaturen och gränslösa densiteten hos materia. Efter singularitetens era inträffade en period av expansion, och med den avkylning, vilket ledde till bildandet av grundläggande fysiska krafter.

Hur universum föddes. Kall förlossning

Vad hände före universum? Modell av det "sovande" universum

"Kanske före Big Bang var universum ett mycket kompakt, långsamt utvecklande statiskt utrymme," teoretiserar fysiker som Kurt Hinterbichler, Austin Joyce och Justin Khoury.

Detta "förexplosionerade" universum måste ha ett metastabilt tillstånd, det vill säga vara stabilt tills ett ännu mer stabilt tillstånd uppträder. I analogi, föreställ dig en klippa, på vars kant det finns ett stenblock i ett tillstånd av vibration. All kontakt med stenblocket kommer att leda till att det faller ner i avgrunden eller - vilket är närmare vårt fall - kommer en Big Bang att inträffa. Enligt vissa teorier kan "förexplosionens" universum existera i en annan form, till exempel i form av ett oblatet och mycket tätt utrymme. Som ett resultat av detta tog denna metastabila period ett slut: den expanderade kraftigt och fick formen och tillståndet som det vi ser nu.

"Den sovande universumsmodellen har dock också sina problem", säger Carroll.

"Det antar också att vårt universum har en låg nivå av entropi, men förklarar inte varför det är så."

Hinterbichler, en teoretisk fysiker vid Case Western Reserve University, ser dock inte uppkomsten av låg entropi som ett problem.

"Vi letar helt enkelt efter en förklaring av dynamiken som inträffade före Big Bang som förklarar varför vi ser det vi ser nu. För nu är det det enda vi har kvar”, säger Hinterbichler.

Carroll menar dock att det finns en annan teori om ett "förexplosionsuniversum" som kan förklara den låga nivån av entropi som finns i vårt universum.

Hur universum dök upp från ingenting. Hur universum fungerar

Låt oss prata om hur fysiken faktiskt fungerar, enligt våra koncept. Sedan Newtons tid har paradigmet för fundamental fysik inte förändrats; den innehåller tre delar. Den första är "tillståndsrymden": i huvudsak en lista över alla möjliga konfigurationer där universum skulle kunna existera. Det andra är ett visst tillstånd som representerar universum vid någon tidpunkt, vanligtvis det nuvarande. Den tredje är en viss regel enligt vilken universum utvecklas i tiden. Ge mig universum idag, så kommer fysikens lagar att berätta vad som kommer att hända med det i framtiden. Detta sätt att tänka är inte mindre sant för kvantmekanik eller allmän relativitet eller kvantfältteori än för newtonsk mekanik eller Maxwells elektrodynamik.

Kvantmekanik, i synnerhet, är en speciell, men mycket mångsidig implementering av detta schema. (Kvantfältteori är bara ett specifikt exempel på kvantmekanik, inte ett nytt sätt att tänka). Tillstånd är "vågfunktioner", och uppsättningen av alla möjliga vågfunktioner i ett visst system kallas "Hilbert-rymd". Dess fördel är att det i hög grad begränsar uppsättningen av möjligheter (eftersom det är ett vektorutrymme: en anteckning för experter). När du berättar för mig dess storlek (antal dimensioner) kommer du att helt definiera ditt Hilbert-utrymme. Detta skiljer sig radikalt från klassisk mekanik, där tillståndsrummet kan bli extremt komplext. Och det finns också en maskin - "Hamiltonian" - som indikerar exakt hur man utvecklas från ett tillstånd till ett annat över tiden. Jag upprepar att det inte finns många varianter av Hamiltonianer; det räcker med att skriva ner en viss lista över kvantiteter (egenvärden av energi - förtydligande för dig, irriterande experter).

Hur livet uppstod på jorden. Livet på jorden

Liv som använder kemi som skiljer sig från vår kan uppstå på jorden mer än en gång. Kanske. Och om vi hittar bevis på en sådan process betyder det att det är stor sannolikhet att liv kommer att uppstå på många platser i universum oberoende av varandra, precis som liv uppstod på jorden. Men å andra sidan, föreställ dig hur vi skulle känna om vi så småningom upptäckte liv på en annan planet, kanske kretsar kring en avlägsen stjärna, och den visade sig ha identisk kemi och kanske till och med en identisk DNA-struktur som vår.

Chanserna att livet på jorden uppstod helt spontant och av en slump verkar mycket små. Chansen att exakt samma liv uppstår på en annan plats är otroligt liten och praktiskt taget lika med noll. Men det finns möjliga svar på dessa frågor, som de engelska astronomerna Fred Hoyle och Chandra Wickramasinghe beskrev i sin ovanliga bok, skriven 1979, Life cloud.

Med tanke på den extremt osannolika chansen att livet på jorden dök upp på egen hand, föreslår författarna en annan förklaring. Det ligger i det faktum att livets uppkomst inträffade någonstans i rymden och sedan spreds över hela universum genom panspermia. Mikroskopiskt liv instängt i skräp från kosmiska kollisioner kan färdas medan det är vilande under mycket långa tidsperioder. Därefter, när den anländer till sin destination, där den kommer att börja utvecklas igen. Allt liv i universum, inklusive livet på jorden, är alltså i själva verket samma liv.

Video Hur universum såg ut

Hur universum dök upp från ingenting. Kall förlossning

Vägen till en sådan enande kan dock tänkas ut på en kvalitativ nivå, och här uppstår mycket intressanta utsikter. En av dem övervägdes av den berömda kosmologen, professor vid University of Arizona Lawrence Krauss i sin nyligen publicerade bok "A Universe From Nothing". Hans hypotes ser fantastisk ut, men motsäger inte alls fysikens etablerade lagar.

Man tror att vårt universum uppstod från ett mycket varmt initialt tillstånd med en temperatur på cirka 1032 Kelvin. Men det är också möjligt att föreställa sig universums kalla födelse från rent vakuum - närmare bestämt från dess kvantfluktuationer. Det är välkänt att sådana fluktuationer ger upphov till väldigt många virtuella partiklar som bokstavligen uppstod ur intetheten och sedan försvann spårlöst. Enligt Krauss är vakuumfluktuationer i princip kapabla att ge upphov till lika efemära protouniverser, som under vissa förutsättningar övergår från ett virtuellt tillstånd till ett verkligt.

Frågan om hur universum kom till har alltid oroat människor. Detta är inte förvånande, eftersom alla vill veta sitt ursprung. Forskare, präster och författare har kämpat med denna fråga i flera årtusenden. Denna fråga väcker sinnena hos inte bara specialister utan också hos varje vanlig människa. Det är dock värt att säga direkt att det inte finns något hundraprocentigt svar på frågan om hur universum uppstod. Det finns bara en teori som stöds av de flesta forskare.

Här kommer vi att analysera det.

Eftersom allt som omger människan har sin egen början är det inte förvånande att människan sedan urminnes tider har försökt hitta universums början. För en man från medeltiden var svaret på denna fråga ganska enkelt - Gud skapade universum. Men med utvecklingen av vetenskapen började forskare ifrågasätta inte bara frågan om Gud, utan också tanken att universum hade en början.

1929, tack vare den amerikanske astronomen Hubble, återvände forskare till frågan om universums rötter. Faktum är att Hubble bevisade att galaxerna som utgör universum ständigt rör sig. Förutom rörelse kan de också öka, vilket innebär att universum ökar. Och om det växer, visar det sig att det en gång fanns ett skede i början av denna tillväxt. Detta betyder att universum har en början.

Lite senare lade den brittiske astronomen Hoyle fram en sensationell hypotes: universum uppstod i ögonblicket för Big Bang. Hans teori gick till historien under det namnet. Kärnan i Hoyles idé är enkel och komplex på samma gång. Han trodde att det en gång funnits ett stadium som kallas tillståndet för kosmisk singularitet, det vill säga tiden stod på noll, och densitet och temperatur var lika med oändlighet. Och i ett ögonblick inträffade en explosion, som ett resultat av vilken singulariteten bröts, och därför förändrades tätheten och temperaturen, materiens tillväxt började, vilket betyder att tiden började räknas. Senare kallade Hoyle själv sin teori för föga övertygande, men detta hindrade den inte från att bli den mest populära hypotesen om universums ursprung.

När hände det som Hoyle kallade Big Bang? Forskare utförde många beräkningar, som ett resultat var de flesta överens om siffran 13,5 miljarder år. Det var då som universum började dyka upp ur ingenting På bara en bråkdel av en sekund fick universum en storlek som var mindre än en atom, och expansionsprocessen startade. Tyngdkraften spelade en nyckelroll. Det mest intressanta är att om det hade varit lite starkare så hade inget uppstått, högst ett svart hål. Och om tyngdkraften var lite svagare så skulle ingenting uppstå alls.
Några sekunder efter explosionen minskade temperaturen i universum något, vilket gav impulser till skapandet av materia och antimateria. Som ett resultat började atomer dyka upp. Så universum upphörde att vara monokromatiskt. Någonstans fanns det fler atomer, någonstans mindre. I vissa delar var det varmare, i andra var temperaturen lägre. Atomer började kollidera med varandra och bildade föreningar, sedan nya ämnen och senare kroppar. Vissa föremål hade stor inre energi. Dessa var stjärnorna. De började samla runt sig (tack vare tyngdkraften) andra kroppar som vi kallar planeter. Så här uppstod system, varav ett är vårt solsystem.

Big Bang. Modellproblem och deras lösning

Problemet med universums storskalighet och isotropi kan lösas på grund av det faktum att expansionen under inflationsstadiet skedde i en ovanligt hög takt. Det följer av detta att hela det observerbara universums rymd är resultatet av ett kausalt relaterat område av epok som föregår den inflationära.
Att lösa problemet med ett platt universum. Detta är möjligt eftersom vid uppblåsningsstadiet ökar utrymmets krökningsradie. Detta värde är sådant att det tillåter moderna densitetsparametrar att ha ett värde nära kritiskt.
Inflationsexpansion leder till uppkomsten av densitetsfluktuationer med en viss amplitud och spektrumform. Detta gör det möjligt för dessa oscillationer (fluktuationer) att utvecklas till universums nuvarande struktur, samtidigt som storskalig homogenitet och isotropi bibehålls. Detta är en lösning på problemet med universums storskaliga struktur.

Den största nackdelen med inflationsmodellen kan anses vara dess beroende av teorier som ännu inte har bevisats och inte är fullt utvecklade.

Till exempel bygger modellen på unified field theory, som fortfarande bara är en hypotes. Det kan inte testas experimentellt i laboratorieförhållanden. En annan nackdel med modellen är obegripligheten av varifrån det överhettade och expanderande materialet kom. Tre möjligheter övervägs här:

Standard Big Bang-teorin antyder att inflationen börjar i ett mycket tidigt skede av universums utveckling. Men då är problemet med singularitet inte löst.
Den andra möjligheten är uppkomsten av universum från kaos. Olika delar av den hade olika temperaturer, så kompression skedde på vissa ställen och expansion på andra. Inflation skulle ha inträffat i en region av universum som var överhettad och expanderade. Men det är inte klart varifrån det primära kaoset kom.
Det tredje alternativet är den kvantmekaniska banan, genom vilken en klump av överhettad och expanderande materia uppstod. I själva verket kom universum till ur ingenting.

Slutförd av elevgrupp PI-05-1: Tsaaeva D.B.

Grozny State Oil Institute
uppkallad efter akademiker M.D. Millionshchikova

Detta arbete ger en beskrivning av vad den vetenskapliga bilden av världen är, och ger också en kort beskrivning av idén om universum (Vår idé om universum, födelsen av universum, etc.).

Detta arbete omfattar 10 sidor.

Den vetenskapliga bilden av världen är ett holistiskt system av idéer om verklighetens allmänna egenskaper och mönster, byggt som ett resultat av generalisering och syntes av grundläggande vetenskapliga begrepp och principer.

Den vetenskapliga bilden av världen skiljer sig väsentligt från religiösa idéer om världen, som inte så mycket bygger på bevisade fakta, utan på profeternas auktoritet och religiösa traditioner. Religiösa tolkningar av begreppet universum förändras ständigt för att föra dem närmare moderna vetenskapliga tolkningar. Således, för bara några hundra år sedan, trodde kristna, som bokstavligen tolkade Bibeln, att himlen var solid ("himlen"), och muslimer, enligt Koranen, trodde att solen gick ner i en "lerig brunn". De olika religionernas dogmer motsäger som regel varandra, och dessa motsättningar är mycket svåra att övervinna (till skillnad från vetenskapliga motsättningar, som övervinns experimentellt).

En gång höll en berömd vetenskapsman (de säger att det var Bertrand Russell) en offentlig föreläsning om astronomi. Han berättade hur jorden kretsar runt solen och solen i sin tur kretsar kring mitten av en enorm stjärnhop som kallas vår galax. När föreläsningen tog slut reste sig en liten gammal dam från de bakre raderna i salen och sa: ”Allt du berättade för oss är faktiskt nonsens, vår värld är en platt tallrik som står på ryggen av en jättesköldpadda .” Forskaren log nedlåtande och frågade: "Vad stöder sköldpaddan?" "Du är mycket smart, unge man," svarade den gamla damen "En sköldpadda är på en annan sköldpadda, den är också på en sköldpadda, och så vidare lägre och lägre."

Denna idé om universum som ett oändligt torn av sköldpaddor kommer att verka rolig för de flesta av oss, men varför tror vi att vi själva vet bättre? Vad vet vi om universum och hur visste vi det? Var kom universum ifrån och vad kommer att hända med det? Hade universum en början, och i så fall, vad hände innan början? Vad är tidens väsen? Kommer det någonsin att ta slut? Fysikens prestationer de senaste åren, som vi delvis kan tacka fantastisk ny teknik, gör det möjligt att äntligen få svar på åtminstone några av dessa långvariga frågor. Allt eftersom tiden går kan dessa svar bli lika uppenbara som det faktum att jorden kretsar runt solen, och kanske lika löjliga som ett torn av sköldpaddor. Det är bara tiden (vad det nu är) som avgör.

Enligt kosmologiska data uppstod universum som ett resultat av en explosiv process som kallas Big Bang, som inträffade för cirka 14 miljarder år sedan. Big Bang-teorin passar bra med observerade fakta (till exempel universums expansion och vätgas dominans) och gjorde det möjligt för oss att göra korrekta förutsägelser, särskilt om existensen och parametrarna för den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen.

Vid ögonblicket av Big Bang upptog universum mikroskopiska, kvantdimensioner.

Enligt inflationsmodellen upplevde universum i det inledande skedet av sin utveckling en period av accelererad expansion (inflation). Det antas att universum i detta ögonblick var "tomt och kallt" (bara ett högenergiskalärfält existerade) och sedan fyllt med het materia som fortsatte att expandera.

Övergången av energi till massa strider inte mot fysiska lagar, till exempel kan födelsen av ett partikel-antipartikelpar från ett vakuum fortfarande observeras i vissa vetenskapliga experiment.

En av universums viktigaste egenskaper är att det expanderar, och i en accelererad takt. Ju längre ett objekt är från vår galax, desto snabbare rör sig det bort från oss (men det betyder inte att vi är i världens centrum: detsamma gäller för vilken punkt som helst i rymden).

Synlig materia i universum är strukturerad i stjärnhopar - galaxer. Galaxer bildar grupper, som i sin tur ingår i superkluster av galaxer. Superkluster är huvudsakligen koncentrerade i platta lager, mellan vilka det finns ett utrymme som är praktiskt taget fritt från galaxer. Således har universum i mycket stor skala en cellstruktur som påminner om brödets svampiga struktur. Men på ännu större avstånd (över 1 miljard ljusår) är materia i universum jämnt fördelad.

Om du tittar på himlen en klar, månlös natt, är de ljusaste föremålen du kommer att se troligen planeterna Venus, Mars, Jupiter och Saturnus. Dessutom kommer du att se ett stort antal stjärnor som liknar vår sol, men som ligger mycket längre från oss. När jorden kretsar runt solen ändrar några av dessa "fasta" stjärnor sin position något relativt varandra, vilket betyder att de faktiskt inte är stationära alls!

Faktum är att de är något närmare oss än andra. Eftersom jorden kretsar runt solen, är närliggande stjärnor synliga hela tiden på olika punkter i bakgrunden av mer avlägsna stjärnor. Tack vare detta är det möjligt att direkt mäta avståndet från oss till dessa stjärnor: ju närmare de är, desto mer märkbar deras rörelse.

Det är intressant hur det allmänna tillståndet för det vetenskapliga tänkandet var före början av 1900-talet: det föll aldrig någon in att universum kunde expandera eller dra ihop sig. Alla trodde att universum antingen alltid existerade i oförändrat tillstånd, eller skapades någon gång i det förflutna ungefär som det är nu. Detta kan delvis förklaras av människors tendens att tro på eviga sanningar, och också av den speciella attraktionen av tanken att även om de själva blir gamla och dör, kommer universum att förbli evigt och oförändrat.

Gorelov A.A. Begrepp av modern naturvetenskap. – M.: Center, 2002. – 208 sid.

Kanke V.A. Begrepp av modern naturvetenskap. Lärobok för universitet. Ed. 2:a, rev. – M.: Logos, 2003. – 368 sid.

Karpenkov S.Kh. Begrepp av modern naturvetenskap. State Unitary Enterprise "Publishing House", "Higher School", 2001.

Efter den mystiska kosmologiska singulariteten kommer den inte mindre mystiska Planck-eran (0 -10 -43 s). Det är svårt att säga vilka processer som ägde rum i detta korta ögonblick av det nyfödda universum. Men det är säkert känt att vid slutet av Planck-ögonblicket var gravitationsinflytandet separerat från de tre grundläggande krafterna, förenade till en enda grupp av den stora enandet.

För att beskriva det tidigare ögonblicket behövs en ny teori, varav en del kan vara modellen för loopkvantgravitation och strängteori. Det visar sig att Planck-eran, liksom den kosmologiska singulariteten, utgör ett extremt kort gap i varaktighet, men betydande i vetenskaplig vikt, i den tillgängliga kunskapen om det tidiga universum. Också inom Plancktiden förekom märkliga fluktuationer av rum och tid. För att beskriva detta kvantkaos kan vi använda bilden av skummande kvantceller i rumtiden.

Jämfört med Planck-eran framträder ytterligare händelser framför oss i ett ljust och begripligt ljus. Under perioden från 10 -43 s till 10 -35 s verkade tyngdkrafterna och den stora föreningen redan i det unga universum. Under denna period var starka, svaga och elektromagnetiska influenser en och bildade kraftfältet för den stora enandet.

När 10 -35 s hade passerat sedan Big Bang nådde universum en temperatur på 10 29 K. I detta ögonblick separerade den starka växelverkan från den elektrosvaga växelverkan. Detta ledde till symmetribrott, vilket skedde olika i olika delar av universum. Det finns en möjlighet att universum var uppdelat i delar som var inhägnade från varandra av rum-tidsdefekter. Andra defekter kan också finnas där - kosmiska strängar eller magnetiska monopoler. Men idag kan vi inte se detta på grund av en annan uppdelning av den Stora Enandets makt - kosmologisk inflation.

Vid den tiden var universum fyllt med en gas av gravitoner - hypotetiska kvanta av gravitationsfältet och bosoner av den stora förenade kraften. Samtidigt var det nästan ingen skillnad mellan leptoner och kvarkar.

När det fanns en separation av krafter i vissa delar av universum skapades ett falskt vakuum. Energin har fastnat på en hög nivå, vilket tvingar utrymmet att fördubblas var 10-34:e s. Således flyttade universum från kvantskalor (en miljarddels biljondel av en biljondels centimeter) till storleken på en boll med en diameter på cirka 10 cm primär materia inträffade, vilket åtföljdes av en kränkning av enhetligheten i dess densitet. Eran av den stora föreningen slutade ungefär 10–34 sekunder från ögonblicket av Big Bang, då materiens densitet var 10 74 g/cm³ och temperaturen var 10 27 K. Vid denna tidpunkt är den starka kärnväxelverkan skild från den primära interaktionen, som börjar spela en viktig roll i de skapade förutsättningarna. Denna separation ledde till nästa fasövergång och storskalig expansion av universum, vilket ledde till en förändring av materiens täthet och dess fördelning över hela universum.

En av anledningarna till att vi vet så lite om universums tillstånd före inflationen är att efterföljande händelser förändrade det avsevärt och spredde pre-inflationära partiklar till universums yttersta hörn. Därför, även om dessa partiklar har bevarats, är det ganska svårt att upptäcka dem i modern materia.

Med den snabba utvecklingen av universum sker stora förändringar, och efter perioden av den stora enandet kommer inflationens era (10 -35 - 10 -32). Denna era kännetecknas av ultrasnabb expansion av det unga universum, det vill säga inflation. Vid det korta ögonblicket var universum ett hav av falskt vakuum med hög energitäthet, tack vare vilken expansion blev möjlig. Samtidigt förändrades vakuumparametrarna ständigt på grund av kvantskurar - fluktuationer (rum-tidsskumning).

Inflation förklarar arten av explosionen under Big Bang, det vill säga varför den snabba expansionen av universum inträffade. Grunden för att beskriva detta fenomen var Einsteins allmänna relativitetsteori och kvantfältteori. För att beskriva detta fenomen byggde fysiker ett hypotetiskt uppblåsningsfält som fyllde hela utrymmet. Tack vare slumpmässiga fluktuationer antog den olika värden i godtyckliga rumsliga regioner och vid olika tidpunkter. Sedan bildades en homogen konfiguration av en kritisk storlek i uppblåsningsfältet, varefter den rumsliga regionen som ockuperades av fluktuationen började snabbt öka i storlek. På grund av uppblåsningsfältets önskan att inta en position där dess energi är minimal, fick expansionsprocessen en ökande karaktär, vilket resulterade i att universum började öka i storlek. Vid expansionsögonblicket (10 -34) började det falska vakuumet sönderfalla, vilket resulterade i att partiklar och antipartiklar med höga energier börjar bildas.

Hadron-eran börjar i universums historia, en viktig egenskap är förekomsten av partiklar och antipartiklar. Enligt moderna koncept var universum under de första mikrosekunderna efter Big Bang i ett tillstånd av kvarg-gluonplasma. Kvarkar är komponenter i alla hadroner (protoner och neutroner), och neutrala partiklar, gluoner, är bärare av den starka växelverkan, som säkerställer att kvarkar fastnar i hadroner. Under de första ögonblicken av universum bildades dessa partiklar precis och var i ett fritt, gasformigt tillstånd.

Kromoplasman hos kvarkar och gluoner jämförs vanligtvis med vätsketillståndet hos interagerande materia. I denna fas befrias kvarkar och gluoner från hadronisk materia och kan röra sig fritt i plasmautrymmet, vilket resulterar i bildandet av färgledningsförmåga.

Trots de extremt höga temperaturerna var kvarkarna ganska sammanbundna, och deras rörelse liknade atomernas rörelse i en vätska snarare än i en gas. Under sådana förhållanden inträffar också en annan fasövergång, där de lätta kvarkarna som utgör materien blir masslösa.

Observationer av CMB visade att den initiala förekomsten av partiklar jämfört med antalet antipartiklar var en försumbar bråkdel av totalen. Och det var dessa överflödiga protoner som var tillräckligt för att skapa universums materia.

Vissa forskare tror att det också gömdes materia under hadrontiden. Bäraren av den dolda massan är okänd, men elementarpartiklar som axioner anses vara de mest sannolika.

Allt eftersom explosionen fortskred sjönk temperaturen och nådde efter en tiondels sekund 3*10 10 grader Celsius. På en sekund - tio tusen miljoner grader, och på tretton sekunder - tre tusen miljoner. Detta var redan tillräckligt för att elektroner och positroner skulle börja förintas snabbare. Energin som frigjordes under förintelsen saktade gradvis ned universums kylningshastighet, men temperaturen fortsatte att sjunka.

Perioden från 10-4 - 10 s brukar kallas leptonernas era. När energin hos partiklar och fotoner minskade hundra gånger fylldes materien med leptoner-elektroner och positroner. Leptoneran börjar med att de sista hadronerna sönderfaller till myoner och myonneutriner, och slutar några sekunder senare, när fotonenergin minskade kraftigt och genereringen av elektron-positronpar upphörde.

Ungefär en hundradels sekund efter Big Bang var universums temperatur 10 11 grader Celsius. Detta är mycket varmare än mitten av någon stjärna vi känner till. Denna temperatur är så hög att ingen av komponenterna i vanlig materia, atomer och molekyler, skulle kunna existera. Istället bestod det unga universum av elementarpartiklar. En av dessa partiklar var elektroner, negativt laddade partiklar som bildar de yttre delarna av alla atomer. De andra partiklarna var positroner, positivt laddade partiklar med en massa exakt lika med massan av en elektron. Dessutom fanns det neutriner av olika slag – spöklika partiklar som varken hade massa eller elektrisk laddning. Men neutriner och antineutriner utplånade inte varandra, eftersom dessa partiklar interagerar mycket svagt med varandra och med andra partiklar. Därför bör de fortfarande finnas runt omkring oss, och de kan vara ett bra sätt att testa en modell av ett hett tidigt universum. Men energierna hos dessa partiklar är nu för låga för att observera dem.

Under leptonernas tidevarv fanns det partiklar som protoner och neutroner. Och slutligen fanns det ljus i universum, som enligt kvantteorin består av fotoner. Proportionellt finns det tusen miljoner elektroner per neutron och proton. Alla dessa partiklar föddes kontinuerligt från ren energi och förintades sedan och bildade andra typer av partiklar. Tätheten i det tidiga universum vid så höga temperaturer var fyra tusen miljoner gånger större än vatten.

Som tidigare nämnts är det under denna period som intensiv produktion av olika typer av spökneutriner, som kallas reliktneutriner, sker vid kärnreaktioner.

Strålningseran börjar, i början av vilken universum går in i strålningens era. I början av eran (10 s) interagerade strålning intensivt med laddade partiklar av protoner och elektroner. På grund av temperaturfallet svalnade fotonerna, och som ett resultat av många spridningar på partiklar som vikit sig tillbaka fördes en del av deras energi bort.

Ungefär hundra sekunder efter Big Bang sjunker temperaturen till tusen miljoner grader, vilket är temperaturen på de hetaste stjärnorna. Under sådana förhållanden räcker inte energin hos protoner och neutroner längre för att motstå stark nukleär attraktion, och de börjar kombineras med varandra och bildar kärnor av deuterium - tungt väte. Deuteriumkärnor fäster sedan andra neutroner och protoner och blir till heliumkärnor. Efteråt bildas tyngre grundämnen - litium och beryllium. Den primära bildningen av atomkärnor av det begynnande ämnet varade inte länge. Efter tre minuter hade partiklarna spridits så långt ifrån varandra att kollisioner blev sällsynta. Enligt den heta Big Bang-modellen skulle ungefär en fjärdedel av protonerna och neutronerna ha förvandlats till atomer av helium, väte och andra grundämnen. De återstående elementarpartiklarna sönderföll till protoner, representerande kärnorna av vanligt väte.

Några timmar efter Big Bang upphörde bildandet av helium och andra grundämnen. Under en miljon år fortsatte universum helt enkelt att expandera och nästan ingenting annat hände. Den materia som fanns på den tiden började expandera och svalna. Långt senare, efter hundratusentals år, sjönk temperaturen till flera tusen grader, och energin från elektroner och kärnor blev otillräcklig för att övervinna den elektromagnetiska attraktionen mellan dem. De började kollidera med varandra och bildade de första atomerna av väte och helium (Figur 2).

Kosmologer fortsätter att avancera mot en slutlig förståelse av de processer som skapade och formade universum.

Universum är så stort i rum och tid att det under större delen av mänsklighetens historia förblev otillgängligt för både våra instrument och våra sinnen. Men allt förändrades under 1900-talet, när nya idéer dök upp – från Einsteins allmänna relativitetsteori till moderna teorier om elementarpartiklar. Framgång uppnåddes också tack vare kraftfulla instrument - från 100- och 200-tumsreflektorerna skapade av George Ellery Hale, som öppnade oss för galaxer bortom Vintergatan, till rymdteleskopet Hubble, som tog oss till eran av födelsen av galaxer. Framstegen har accelererat under de senaste 20 åren. Det blev tydligt att mörk materia inte består av vanliga atomer, att mörk energi finns. Djärva idéer om kosmisk inflation och mångfalden av universum föddes.

För hundra år sedan var universum enklare: evigt och oföränderligt, bestående av en enda galax som innehåller flera miljoner synliga stjärnor. Den moderna bilden är mycket mer komplex och mycket rikare. Kosmos uppstod för 13,7 miljarder år sedan som ett resultat av Big Bang. En bråkdel av en sekund efter början var universum en het, formlös blandning av elementarpartiklar - kvarkar och leptoner. När det expanderade och svalnade uppstod strukturer steg för steg: neutroner och protoner, atomkärnor, atomer, stjärnor, galaxer, galaxhopar och slutligen superkluster. Det observerbara universum innehåller nu 100 miljarder galaxer, var och en innehåller cirka 100 miljarder stjärnor och förmodligen lika många planeter. Galaxerna själva hålls tillbaka från expansion av gravitationen av mystisk mörk materia. Och universum fortsätter att expandera och gör det till och med med acceleration under påverkan av mörk energi - en ännu mer mystisk form av energi, vars gravitationskraft inte attraherar, utan stöter bort.

Huvudtemat i vår berättelse om universum är utvecklingen från den primitiva kvark-"soppan" till den ökande komplexiteten hos galaxer, stjärnor, planeter och liv som observeras idag. Dessa strukturer dök upp en efter en under miljarder år och lydde fysikens grundläggande lagar. När de reser tillbaka i tiden till ursprungstiden, går kosmologer först genom universums detaljerade historia tillbaka till den första mikrosekunden, sedan till $10^(-34)$ från början (det finns tydliga idéer om denna tid, men inte ännu klart bekräftad) och slutligen till själva födelseögonblicket (som det fortfarande bara finns gissningar). Även om vi ännu inte helt förstår hur universum föddes, har vi redan fantastiska hypoteser, som konceptet med ett multipeluniversum, inklusive ett oändligt antal orelaterade subuniversum.

GRUNDPUNKTER

Vårt universum började med en het Big Bang för 13,7 miljarder år sedan och har expanderat och svalnat sedan dess. Den har utvecklats från en formlös blandning av elementära partiklar till det moderna högstrukturerade kosmos.
Den första mikrosekunden var den definierande perioden när materia började dominera över antimateria, strukturen av framtida galaxer och deras kluster föddes och mörk materia uppstod - det okända ämnet som håller denna struktur.
Universums framtid bestäms av mörk energi - en okänd form av energi som orsakar accelerationen av den kosmologiska expansionen som började för flera miljarder år sedan.

Expanderande universum

1924, med hjälp av 100-tums Hooker-teleskopet från Mount Wilson Observatory, upptäckte Edwin Hubble att vaga nebulosor, som förblev mystiska i flera århundraden, var galaxer som vår. Således ökade Hubble vår förståelse av universum med 100 miljarder gånger! Och några år senare bevisade han att galaxer rör sig bort från varandra och lyder ett matematiskt mönster som nu kallas Hubbles lag: ju längre bort en galax är, desto snabbare rör sig den. Det är av denna lag som det följer att Big Bang ägde rum för 13,7 miljarder år sedan.

UTVIDGNING AV RYMD
Universums utveckling sker som ett resultat av utvidgningen av rymden. När rymden sträcker sig som skalet på en ballong, rör sig galaxer bort från varandra och ljusvågorna förlängs (röda).

Inom ramen för den allmänna relativitetsteorin tolkas Hubbles lag på följande sätt: själva rymden expanderar och galaxer rör sig tillsammans med den (Fig. ovan). Ljus sträcker sig också och upplever ett rött skifte, vilket innebär att energi förloras, så universum svalnar när det expanderar. Kosmisk expansion hjälper till att förstå hur det moderna universum bildades. Om du mentalt rusar in i det förflutna kommer universum att bli tätare, varmare, ovanligare och enklare. När vi närmar oss själva början kommer vi i kontakt med naturens djupaste mekanismer, med hjälp av en accelerator som är kraftfullare än någon annan byggd på jorden - själva Big Bang.

Astronomer tittar genom ett teleskop ut i rymden och befinner sig bokstavligen i det förflutna - och ju större teleskopet är, desto djupare tränger blicken in. Ljus som kommer från avlägsna galaxer visar oss gamla tider, och dess rödförskjutning visar hur mycket universum har expanderat över tiden. Den nuvarande rekordrödförskjutningen som observerats är cirka åtta, vilket betyder att detta ljus sänds ut när universums storlek var nio gånger mindre än det är idag, och dess ålder var bara några hundra miljoner år. Instrument som rymdteleskopet Hubble och 10-meters Keck-teleskopen på Mauna Kea tar oss lätt tillbaka till bildandet av galaxer som vår, flera miljarder år efter Big Bang. Ljus från tidigare epoker är så rödförskjutet att astronomer tvingas upptäcka det i infraröda och radiovåglängder. Teleskop under uppbyggnad, som det 6,5 m infraröda rymdteleskopet James Webb och Atacama Large Millimeter Array (ALMA), ett nätverk av 64 radioteleskop i norra Chile, kommer att ta oss tillbaka i tiden till födelsen av de första stjärnorna och galaxerna.

Datormodellering visar att dessa stjärnor och galaxer dök upp när universums ålder var cirka 100 miljoner år. Innan detta gick universum igenom en period som kallas den mörka eran, då det var kolsvart. Utrymmet fylldes med en formlös massa av fem delar mörk materia och en del väte och helium, vilket blev försålt när universum expanderade. Materien var något inhomogen i densitet, och gravitationen fungerade som en förstärkare för dessa inhomogeniteter: tätare områden expanderade långsammare än mindre täta. Vid tiden för 100 miljoner år bromsade de tätaste regionerna inte bara sin expansion, utan började till och med krympa. Var och en av dessa zoner innehöll omkring 1 miljon solmassor av materia; De blev de första gravitationsbundna föremålen i rymden.

Huvuddelen av deras massa var mörk materia, som, som namnet antyder, är oförmögen att avge eller absorbera ljus. Därför bildade det mycket utsträckta moln. Å andra sidan förlorade väte och helium, som avgav ljus, energi och drog sig samman mot mitten av varje moln. Till slut krympte de så mycket att de förvandlades till stjärnor. Dessa första föremål var mycket mer massiva än moderna - hundratals solmassor. Efter att ha levt ett mycket kort liv exploderade de och kastade de första tunga elementen ut i rymden. Efter flera miljarder år grupperades dessa moln med massor av miljoner solmassor under påverkan av gravitationen i de första galaxerna.

Strålningen från de allra första vätemolnen, starkt rödförskjutna på grund av expansion, kunde detekteras av enorma uppsättningar av radioantenner med en total mottagningsyta på cirka en kvadratkilometer. När dessa radioteleskop byggs kommer det att bli känt hur den första generationen stjärnor och galaxer joniserade väte och därmed avslutade den mörka eran (se: Loeb A. Dark Ages of the Universe // VMN, nr 3, 2007).

Svag glöd av en varm start

Bakom den mörka eran märks reflektionen av den heta Big Bang vid rödförskjutning 1100. Denna initialt synliga (röd-orange) strålning, på grund av rödförskjutningen, blev inte ens infraröd, utan mikrovågor. När vi ser tillbaka på den eran, är allt vi ser en vägg av mikrovågsstrålning som fyller hela himlen - den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, upptäckt 1964 av Arno Penzias och Robert Wilson. Detta är en svag återspegling av universum, som var i sin linda i 380 tusen år, i en tid präglad av bildandet av atomer. Innan dess var det en nästan homogen blandning av atomkärnor, elektroner och fotoner. När universum svalnade till en temperatur på cirka 3000 K började kärnor och elektroner att kombineras till atomer. Fotoner slutade spridas av elektroner och började röra sig fritt genom rymden, vilket visar hur universum var långt innan stjärnorna och galaxerna föddes.

År 1992 fann NASA:s Cosmic Background Explorer (COBE) satellit att intensiteten av denna strålning varierade något - med cirka 0,001%, vilket tyder på en liten heterogenitet i distributionen av materia. Graden av primär heterogenitet visade sig vara tillräcklig för att små tätheter skulle bli ett "frö" för framtida galaxer och deras kluster, som senare växte under inverkan av gravitationen. Fördelningen av bakgrundsstrålningsinhomogeniteter över himlen indikerar viktiga egenskaper hos universum: dess genomsnittliga densitet och sammansättning, och de tidigaste stadierna av dess utveckling. Noggranna studier av dessa oegentligheter har lärt oss mycket om universum.

KOSMISK BAKGRUNDSSTRÅLNING AV MIKROVÅGSGREN är en bild av universum i dess linda på 380 tusen år. Subtila variationer i intensiteten av denna strålning (färgkodad) fungerar som en kosmisk Rosettasten, som ger ledtrådar till universums mysterier - dess ålder, densitet, sammansättning och geometri..

HUBBLES ULTRA-DJUPA FÄLT, den känsligaste bilden av rymden som någonsin tagits, fångar mer än 1 000 galaxer i de tidiga stadierna av deras bildande.

Genom att flytta från denna punkt tillbaka till början av universums utveckling, kommer vi att se hur urplasman blir allt varmare och tätare. Fram till en ålder av cirka 100 tusen år var strålningsenergitätheten högre än ämnets, vilket höll ämnet från fragmentering. Och i det ögonblicket började gravitationsträngningen av alla strukturer som nu observeras i universum. Ännu närmare början, när universums ålder var mindre än en sekund, fanns det inga atomkärnor, utan bara deras komponenter - protoner och neutroner. Kärnor uppstod när universum var några sekunder gammalt och temperaturen och densiteten blev lämpliga för kärnreaktioner. I denna Big Bang-nukleosyntes föddes bara lätta kemiska grundämnen: mycket helium (cirka 25 viktprocent av alla atomer i universum) och lite litium, deuterium och helium-3. Resten av plasman (cirka 75%) fanns kvar i form av protoner, som så småningom blev väteatomer. Alla andra element i det periodiska systemet föddes miljarder år senare i stjärnornas djup och under deras explosioner.

UNIVERSUM BESTÅR huvudsakligen av mörk energi och mörk materia; arten av båda är okänd. Den vanliga materia som stjärnor, planeter och interstellär gas bildas av utgör bara en liten bråkdel.

Nukleosynteorin förutsäger noggrant mängden av element och isotoper som mäts i de äldsta objekten i universum - de äldsta stjärnorna och gasmoln med hög rödförskjutning. Deuteriummängden, som är mycket känslig för den genomsnittliga atomdensiteten i universum, spelar en speciell roll: dess uppmätta värde visar att vanlig materia står för (4,5 ± 0,1) % av den totala energitätheten. Resten är mörk materia och mörk energi. Detta överensstämmer exakt med sammansättningsdata som erhållits från bakgrundsstrålningsanalys. Denna konsekvens är en enorm prestation. Det är trots allt två helt olika mätningar: den första är baserad på kärnfysik och hänvisar till universum vid en ålder av 1 s, och den andra är baserad på atomfysik och universums egenskaper vid en ålder av 380 tusen år . Deras konsistens är ett viktigt test inte bara för våra modeller av kosmisk evolution, utan för all modern fysik.

Svar i kvargsoppa

Före en mikrosekunds ålder fanns det inte ens protoner och neutroner; Universum var som en soppa av naturens grundelement: kvarkar, leptoner och kraftbärare (fotoner, W- och Z-bosoner och gluoner). Vi är övertygade om att denna "kvarksoppa" verkligen existerade, eftersom de fysiska förhållandena från den eran nu reproduceras i experiment med partikelacceleratorer (se: Riorden M., Seits U. First microseconds // VMN, nr 8, 2006).

Kosmologer hoppas kunna studera den eran inte med hjälp av stora och vassa teleskop, utan genom att förlita sig på djupa idéer från partikelfysik. Skapandet av standardmodellen för partikelfysik för 30 år sedan ledde till djärva hypoteser, inklusive strängteori, som försöker förena till synes orelaterade partiklar och krafter. I sin tur fann dessa nya idéer tillämpning inom kosmologin, och blev lika viktiga som den ursprungliga idén om den heta Big Bang. De pekade på en djup och oväntad koppling mellan mikrokosmos och det större universum. Vi kan snart ha svar på tre nyckelfrågor: vad är mörk materias natur, vad som orsakar asymmetrin mellan materia och antimateria och hur klumpig kvargsoppa blev till.

Tydligen föddes mörk materia under den ursprungliga kvargsoppans tid. Den mörka materiens natur är ännu inte klarlagd, men dess existens är utom tvivel. Vår galax och alla andra galaxer, såväl som deras kluster, hålls samman av gravitationen av osynlig mörk materia. Vad det än är måste det interagera svagt med vanlig materia, annars skulle det på något sätt manifestera sig annat än gravitationen. Försök att med en enda teori beskriva alla krafter och partiklar som observeras i naturen leder till förutsägelsen av stabila eller långlivade partiklar som mörk materia kan bestå av. Dessa partiklar kan vara en kvarleva från kvarksoppens era och interagerar mycket svagt med atomer. En kandidat är neutralino, den lättaste av en nyligen förutspådd klass av partiklar som är massiva repliker av kända partiklar. Neutralinon måste ha en massa från 100 till 1000 gånger massan av en proton, d.v.s. den borde vara född i experiment vid Large Hadron Collider vid CERN nära Genève. Dessutom, för att försöka fånga dessa partiklar från rymden (eller produkterna av deras interaktion), har fysiker skapat ultrakänsliga detektorer under jorden och även skicka dem på ballonger och satelliter.

Den andra kandidaten är axionen, en ultralätt partikel med en massa ungefär en biljon gånger mindre än en elektrons. Dess existens indikeras av subtila skillnader som förutspås av standardmodellen i kvarkars beteende. Försök att detektera en axion förlitar sig på det faktum att den i ett mycket starkt magnetfält kan förvandlas till en foton. Både neutralino och axion har en viktig egenskap: fysiker kallar dessa partiklar "kalla". Trots att de föds vid mycket höga temperaturer rör de sig långsamt och grupperar sig därför lätt i galaxer.

Kanske en annan hemlighet ligger i den ursprungliga kvargsoppans era: varför universum nu bara innehåller materia och nästan ingen antimateria. Fysiker tror att universum till en början hade lika mycket av dem, men vid något tillfälle uppstod ett litet överskott av materia - ungefär en extra kvark för varje miljard antikvarkar. Tack vare denna obalans bevarades tillräckligt många kvarkar under förintelsen av kvarkar med antikvarkar under universums expansion och avkylning. För mer än 40 år sedan visade experiment med acceleratorer att fysikens lagar var något för materia; Det var just denna lilla preferens i processen för partikelinteraktion i ett mycket tidigt skede som ledde till födelsen av ett överskott av kvarkar.

Själva kvarksoppan uppstod förmodligen mycket tidigt - cirka $10^(-34)$ s efter Big Bang, i en explosion av kosmisk expansion som kallas inflation. Anledningen till denna explosion var energin från ett nytt fält, som påminner om ett elektromagnetiskt fält och kallas inflaton. Det är inflationen som måste förklara sådana grundläggande egenskaper hos rymden som dess övergripande homogenitet och små densitetsfluktuationer som gav upphov till galaxer och andra strukturer i universum. När inflatonen avklingade överförde den sin energi till kvarkar och andra partiklar, vilket skapade värmen från Big Bang och själva kvarksoppan.

Inflationsteorin visar ett djupt samband mellan kvarkar och kosmos: kvantfluktuationer av inflatonen, som fanns på subatomär nivå, växte till astrofysiska proportioner genom snabb expansion och blev fröet till alla strukturer som observeras idag. Med andra ord är mönstret av mikrovågsbakgrundsstrålning på himlen en gigantisk bild av den subatomära världen. De observerade egenskaperna hos denna strålning överensstämmer med den teoretiska förutsägelsen, vilket bevisar att inflation, eller något liknande det, faktiskt inträffade mycket tidigt i universums historia.

Universums födelse

När kosmologer försöker driva ännu längre och förstå själva början av universum, blir deras omdöme mindre självsäkert. Under ett sekel var Einsteins allmänna relativitetsteori grunden för att studera universums utveckling. Men det stämmer inte överens med en annan pelare i modern fysik - kvantteorin, så den viktigaste uppgiften är att förena dem med varandra. Endast med en sådan enhetlig teori kommer vi att kunna avancera till de tidigaste ögonblicken av universums evolution, till den så kallade Planck-eran med en ålder av $10^(–43)$ s, då rumtiden själv bildades .

Provversioner av en enhetlig teori ger oss fantastiska bilder av de allra första ögonblicken. Till exempel förutsäger strängteorin existensen av extra dimensioner av rymden och kanske existensen av andra universum i denna superrymd. Det vi kallar Big Bang kunde ha varit vårt universums kollision med ett annat (se: Veneziano G. Myten om tidens början // VMN, nr 8, 2004). Att kombinera strängteori med inflationsteori leder till den kanske största idén hittills - idén om ett multiversum, bestående av ett oändligt antal frånkopplade delar, var och en med sina egna fysiska lagar. (se: Busso R., Polchinski J. Landscape of string theory // VMN, nr 12, 2004).

Idén om ett multipeluniversum utvecklas fortfarande och tar upp två stora teoretiska problem. För det första, från ekvationerna som beskriver inflation, följer det att om det hände en gång, så kommer processen att inträffa om och om igen, vilket genererar ett oändligt antal "uppblåsta" områden. De är så stora att de inte kan kommunicera med varandra och påverkar därför inte varandra. För det andra indikerar strängteorin att dessa regioner har olika fysiska parametrar, såsom antalet rumsliga dimensioner och familjer av stabila partiklar.

Konceptet med ett multipeluniversum tillåter oss att ta en ny titt på två av de mest komplexa vetenskapliga problemen: vad hände före Big Bang och varför fysikens lagar är vad de är? (Einsteins fråga, "Hade Gud ett val?" tillämpas på sådana lagar.) Multipeluniversum gör frågan om vad som kom före Big Bang meningslös, eftersom det fanns ett oändligt antal big bang, var och en med sin egen inflationsspridning . Einsteins fråga är inte heller meningsfull: i ett oändligt antal universum realiseras alla möjliga versioner av fysikens lagar, så lagarna som styr vårt universum är inte något speciellt.

Kosmologer har blandade känslor om idén om ett multipeluniversum. Om det verkligen inte finns något samband mellan de enskilda underuniversumen, då kommer vi inte att kunna verifiera deras existens; i själva verket ligger de bortom vetenskaplig kunskap. En del av mig vill skrika, "Snälla, inte mer än ett universum!" Men å andra sidan löser idén om ett multipelt universum ett antal grundläggande problem. Om det är korrekt, så är Hubble-expansionen av universum bara 100 miljarder gånger och den kopernikanska utvisningen av jorden från universums centrum på 1500-talet. verkar bara vara ett litet tillägg till vår medvetenhet om vår plats i kosmos.

I MÖRKRET

Den viktigaste delen av den moderna förståelsen av universum och dess största mysterium är mörk energi, en nyligen upptäckt och djupt mystisk form av energi som orsakar accelerationen av kosmisk expansion. Mörk energi tog kontroll över materia för flera miljarder år sedan. Innan detta bromsades expansionen av materiens gravitationskraft och gravitationen kunde skapa strukturer - från galaxer till superkluster. Nuförtiden, på grund av mörk energis inverkan, kan strukturer större än superkluster inte bildas. Och om mörk energi hade vunnit ännu tidigare – säg, när universums ålder bara var 100 miljoner år – så skulle bildningen av strukturer ha upphört innan galaxer uppstod, och vi skulle inte vara här.

Kosmologer har fortfarande en mycket vag uppfattning om vad denna mörka energi är. För att expansionen ska accelerera behövs en frånstötande kraft. Einsteins allmänna relativitetsteori indikerar att gravitationen hos en extremt elastisk energiform verkligen kan orsaka repulsion. Kvantenergi som fyller tomt utrymme gör just det. Men problemet är att teoretiska uppskattningar av kvantenergitäthet inte överensstämmer med observationskrav; i själva verket överskrider de dem med många storleksordningar. En annan möjlighet: den kosmiska accelerationen kan inte drivas av en ny form av energi, utan av något som efterliknar den energin, säg, den allmänna relativitetsteoriets felslutning eller inflytandet av osynliga rumsliga dimensioner (se: Cross L., Turner M. Space mystery // VMN, nr 12, 2004).

Om universum fortsätter att accelerera i sin nuvarande takt kommer alla tecken på Big Bang att försvinna om 30 miljarder år (se: Cross L., Scherrer R. Kommer slutet på kosmologin? // VMN, nr 6, 2008). Alla utom några närliggande galaxer kommer att uppleva en så stor rödförskjutning att de kommer att bli osynliga. Temperaturen på den kosmiska bakgrundsstrålningen kommer att sjunka under instrumentens känslighet. Detta kommer att få universum att se ut som vad astronomer föreställde sig för 100 år sedan, innan deras instrument blev tillräckligt kraftfulla för att se det universum vi känner till idag.

Modern kosmologi förnedrar oss i huvudsak. Vi består av protoner, neutroner och elektroner, som tillsammans bara utgör 4,5 % av universum; vi existerar bara tack vare de subtilaste kopplingarna mellan de minsta och de största. Mikrofysikens lagar säkerställde materiens dominans över antimateria, uppkomsten av fluktuationer som sådde galaxer och fyllningen av rymden med partiklar av mörk materia som tillhandahöll gravitationsinfrastrukturen som tillät galaxer att bildas innan mörk energi tog över och expansionen började accelerera ( infogat ovan). Samtidigt är kosmologin arrogant till sin natur. Tanken att vi kan förstå vad som helst i ett så stort hav av rum och tid som vårt universum verkar absurt vid första anblicken. Denna märkliga blandning av blygsamhet och självförtroende har gjort det möjligt för oss att göra mycket goda framsteg under det senaste århundradet när det gäller att förstå strukturen i det moderna universum och dess utveckling. Jag är optimistisk inför ytterligare framsteg under de kommande åren och är ganska säker på att vi lever i en kosmologis guldålder.

Om det fanns ännu mer mörk energi i universum skulle den förbli nästan formlös (vänster), utan de stora strukturerna vi ser (höger).

Översättning: V.G. Surdin

YTTERLIGARE LITTERATUR

Det tidiga universum. Edward W. Kolb och Michael S. Turner. Westview Press, 1994.
Det inflationära universum. Alan Guth. Basic, 1998.
Quarks och kosmos. Michael S. Turner i Science, vol. 315, sidorna 59–61; 5 januari 2007.
Mörk energi och det accelererande universum. Joshua Frieman, Michael S. Turner och Dragan Huterer i Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 46, sidorna 385–432; 2008. Tillgänglig online: arxiv.org.
Cherepashchuk A.M., Chernin A.D. Universums horisonter. Novosibirsk: Förlaget SB RAS, 2005.

Michael S. Turner var pionjär för integrationen av partikelfysik, astrofysik och kosmologi och ledde National Academys ansträngningar inom detta nya forskningsfält tidigt på decenniet. Han är professor vid Kavli Foundation Institute for Cosmological Physics vid University of Chicago. Från 2003 till 2006 var han chef för National Science Foundations avdelning för fysikaliska och matematiska vetenskaper. Hans utmärkelser inkluderar Warner-priset från American Astronomical Society, Lilienfeld-priset från American Physical Society och Klopsteg-priset från American Association of Physics Teachers.

Allt detta, enligt forskare, började för cirka 13,8 miljarder år sedan, och därför anses denna utgångspunkt vara universums ålder. Genom att utforska olika teoretiska principer, utföra experiment som involverar partikelacceleratorer och högenergitillstånd, och genomföra astronomiska studier av universums avlägsna delar, har forskare härlett och föreslagit en kronologi av händelser som började med Big Bang och ledde till att universum slutligen det tillstånd av kosmisk evolution som äger rum nu.

Forskare tror att de tidigaste perioderna av universums ursprung - som varar från 10 -43 till 10 -11 sekunder efter Big Bang - fortfarande är föremål för kontroverser och diskussioner. Om vi betänker att fysikens lagar som vi nu känner till inte kunde existera vid den tiden, då är det mycket svårt att förstå hur processerna i detta tidiga universum reglerades. Dessutom har experiment med användning av möjliga typer av energier som kunde finnas vid den tiden ännu inte utförts. Hur det än må vara, många teorier om universums ursprung är i slutändan överens om att det någon gång i tiden fanns en startpunkt från vilken allt började.

Age of Singularity

Planck-eran varade förmodligen från 0 till 10 -43 sekunder och heter så eftersom dess varaktighet endast kan mätas med Planck-tid. På grund av de extrema temperaturerna och materiens oändliga densitet var universums tillstånd under denna tidsperiod extremt instabilt. Detta följdes av perioder av expansion och avkylning som gav upphov till fysikens grundläggande krafter.

Ungefär under perioden från 10 -43 till 10 -36 sekunder ägde en process av kollision av övergångstemperaturtillstånd rum i universum. Man tror att det var vid denna tidpunkt som de grundläggande krafterna som styr det nuvarande universum började separera från varandra. Det första steget i denna separation var uppkomsten av gravitationskrafter, starka och svaga nukleära interaktioner och elektromagnetism.

Under perioden från cirka 10 -36 till 10 -32 sekunder efter Big Bang blev universums temperatur tillräckligt låg (1028 K) för att det ledde till separation av elektromagnetiska krafter (den starka kraften) och den svaga kärnkraften ( den svaga kraften).

Inflationstiden

Med tillkomsten av de första fundamentala krafterna i universum började inflationens era, som varade från 10 -32 sekunder i Planck-tid till en okänd tidpunkt. De flesta kosmologiska modeller tyder på att universum under denna period var enhetligt fyllt med högdensitetsenergi, och otroligt höga temperaturer och tryck ledde till dess snabba expansion och kylning.

Detta började vid 10 -37 sekunder, när övergångsfasen som orsakade separationen av krafter följdes av universums expansion i geometrisk progression. Under samma tidsperiod befann sig universum i ett tillstånd av baryogenes, när temperaturen var så hög att den slumpmässiga rörelsen av partiklar i rymden skedde med nästan ljusets hastighet.

Vid denna tidpunkt bildas par av partiklar - antipartiklar som omedelbart kolliderar och förstörs, vilket tros ha lett till materiens dominans över antimateria i det moderna universum. Efter att uppblåsningen upphörde bestod universum av kvarg-gluonplasma och andra elementarpartiklar. Från det ögonblicket började universum svalna, materia började formas och kombineras.

Svalkande era

När densiteten och temperaturen inuti universum minskade, började energin i varje partikel att minska. Detta övergångstillstånd varade tills de grundläggande krafterna och elementarpartiklarna nådde sin nuvarande form. Eftersom partiklarnas energi har sjunkit till värden som kan uppnås idag i experiment, är den faktiska möjliga existensen av denna tidsperiod mycket mindre kontroversiell bland forskare.

Till exempel tror forskare att 10 -11 sekunder efter Big Bang minskade partikelenergin avsevärt. Vid cirka 10 -6 sekunder började kvarkar och gluoner bilda baryoner - protoner och neutroner. Kvarkar började dominera över antikvarker, vilket i sin tur ledde till att baryonerna dominerade över antibaryonerna.

Eftersom temperaturen inte längre var tillräckligt hög för att skapa nya proton-antiproton-par (eller neutron-antineutron-par) följde en massiv förstörelse av dessa partiklar, vilket resulterade i att endast 1/1010 av de ursprungliga protonerna och neutronerna fanns kvar och att deras antipartiklar helt försvann. En liknande process inträffade ungefär 1 sekund efter Big Bang. Endast elektroner och positroner blev "offren" denna gång. Efter massförstörelsen upphörde de återstående protonerna, neutronerna och elektronerna sin slumpmässiga rörelse, och universums energitäthet fylldes med fotoner och, i mindre utsträckning, neutriner.

Under de första minuterna av universums expansion började en period av nukleosyntes (syntes av kemiska element). När temperaturen sjunkit till 1 miljard kelvin och energitätheten minskade till värden som ungefär motsvarar luftens, började neutroner och protoner blandas och bilda den första stabila isotopen av väte (deuterium), såväl som heliumatomer. Men de flesta av protonerna i universum förblev som de frånkopplade kärnorna av väteatomer.

Efter cirka 379 000 år kombinerades elektronerna med dessa vätekärnor för att bilda atomer (återigen till övervägande del väte), medan strålningen separerade från materia och fortsatte att expandera praktiskt taget obehindrat genom rymden. Denna strålning kallas kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning, och det är den äldsta ljuskällan i universum.

Med expansion förlorade CMB gradvis sin densitet och energi, och för närvarande är dess temperatur 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C), och energitätheten är 0,25 eV (eller 4,005 × 10 -14 J/m³; 400– 500 fotoner/cm³). CMB sträcker sig i alla riktningar och över ett avstånd på cirka 13,8 miljarder ljusår, men en uppskattning av dess faktiska spridning är cirka 46 miljarder ljusår från universums centrum.

The Age of Structure (hierarkisk tidsålder)

Under de närmaste miljarderna åren började tätare områden av materia, nästan jämnt fördelade i universum, attrahera varandra. Som ett resultat av detta blev de ännu tätare och började bilda moln av gas, stjärnor, galaxer och andra astronomiska strukturer som vi kan observera idag. Denna period kallas den hierarkiska eran. Vid den här tiden började universum som vi nu ser ta sin form. Materia började förenas till strukturer av olika storlekar - stjärnor, planeter, galaxer, galaxhopar, såväl som galaktiska superkluster, åtskilda av intergalaktiska broar som bara innehåller ett fåtal galaxer.

Detaljerna i denna process kan beskrivas enligt idén om mängden och typen av materia fördelad i universum, som representeras som kall, varm, varm mörk materia och baryonisk materia. Den nuvarande vanliga kosmologiska modellen av Big Bang är dock Lambda-CDM-modellen, enligt vilken partiklar av mörk materia rör sig långsammare än ljusets hastighet. Det valdes för att det löser alla motsägelser som förekom i andra kosmologiska modeller.

Enligt denna modell står kall mörk materia för cirka 23 procent av all materia/energi i universum. Andelen baryonmateria är cirka 4,6 procent. Lambda-CDM hänvisar till den så kallade kosmologiska konstanten: en teori föreslagen av Albert Einstein som kännetecknar vakuumets egenskaper och visar balansförhållandet mellan massa och energi som en konstant statisk storhet. I det här fallet är det associerat med mörk energi, som fungerar som en accelerator för universums expansion och håller gigantiska kosmologiska strukturer i stort sett homogena.

Långsiktiga förutsägelser för universums framtid

Hypoteser om att universums utveckling har en utgångspunkt leder naturligtvis forskare till frågor om den möjliga slutpunkten för denna process. Om universum började sin historia från en liten punkt med oändlig täthet, som plötsligt började expandera, betyder det inte att det också kommer att expandera oändligt? Eller kommer dess expansiva kraft en dag att ta slut och den omvända kompressionsprocessen börja, vars slutresultat kommer att bli samma oändligt täta punkt?

Att besvara dessa frågor har varit kosmologernas huvudmål ända från början av debatten om vilken kosmologisk modell av universum som är korrekt. Med acceptansen av Big Bang-teorin, men till stor del tack vare observationen av mörk energi på 1990-talet, har forskare kommit överens om två mest troliga scenarier för universums utveckling.

Enligt den första, kallad "den stora kritan", kommer universum att nå sin maximala storlek och börja kollapsa. Detta scenario kommer bara att vara möjligt om universums masstäthet blir större än den kritiska densiteten i sig. Med andra ord, om materiens densitet når ett visst värde eller blir högre än detta värde (1-3x10 -26 kg materia per m³), kommer universum att börja dra ihop sig.

The Big Bang - så här

Ett alternativ är ett annat scenario, som säger att om densiteten i universum är lika med eller lägre än det kritiska densitetsvärdet, kommer dess expansion att sakta ner, men kommer aldrig att sluta helt. Enligt denna hypotes, kallad "universums värmedöd", kommer expansionen att fortsätta tills stjärnbildningen slutar konsumera interstellär gas inuti var och en av de omgivande galaxerna. Det vill säga att överföringen av energi och materia från ett objekt till ett annat kommer att sluta helt. Alla befintliga stjärnor i detta fall kommer att brinna ut och förvandlas till vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.

Gradvis kommer svarta hål att kollidera med andra svarta hål, vilket leder till att det bildas större och större. Universums medeltemperatur kommer att närma sig absolut noll. De svarta hålen kommer så småningom att "dunsta" och släpper ut sin sista Hawking-strålning. Så småningom kommer termodynamisk entropi i universum att nå sitt maximum. Värmedöd kommer att inträffa.

Moderna observationer som tar hänsyn till närvaron av mörk energi och dess inflytande på utvidgningen av rymden har fått forskare att dra slutsatsen att med tiden kommer mer och mer av universum att passera bortom vår händelsehorisont och bli osynligt för oss. Det slutliga och logiska resultatet av detta är ännu inte känt för forskare, men "värmedöd" kan mycket väl vara slutpunkten för sådana händelser.

Det finns andra hypoteser om fördelningen av mörk energi, eller mer exakt, dess möjliga typer (till exempel fantomenergi). Enligt dem kommer galaxhopar, stjärnor, planeter, atomer, atomkärnor och själva materien att slitas isär som ett resultat av dess oändliga expansion. Detta evolutionära scenario kallas det "stora gapet". Orsaken till universums död enligt detta scenario är själva expansionen.

Historien om Big Bang Theory

Det tidigaste omnämnandet av Big Bang går tillbaka till tidigt 1900-tal och är förknippat med observationer av rymden. 1912 gjorde den amerikanske astronomen Vesto Slipher en serie observationer av spiralgalaxer (som ursprungligen troddes vara nebulosor) och mätte deras Dopplerrödförskjutning. I nästan alla fall har observationer visat att spiralgalaxer rör sig bort från vår Vintergatan.

År 1927 kom den belgiske matematikern, fysikern och den katolske prästen Georges Lemaitre självständigt fram till samma resultat som Friedmanns ekvationer och var den första som formulerade sambandet mellan avstånd och hastighet hos galaxer, vilket gav den första uppskattningen av koefficienten för detta förhållande. Lemaitre trodde att någon gång i det förflutna var hela universums massa koncentrerad till en punkt (en atom).

Dessa upptäckter och antaganden orsakade mycket debatt bland fysiker på 20- och 30-talen, av vilka de flesta trodde att universum var i ett stationärt tillstånd. Enligt den modell som etablerades vid den tiden skapas ny materia tillsammans med universums oändliga expansion, fördelad jämnt och lika i densitet över hela dess utbredning. Bland de vetenskapsmän som stödde den verkade Big Bang-idén mer teologisk än vetenskaplig. Lemaître har kritiserats för att vara partisk på grund av religiösa fördomar.

Efter andra världskriget utbröt en het debatt mellan anhängare av universums steady-state-modell (som faktiskt beskrevs av astronomen och fysikern Fred Hoyle) och anhängare av Big Bang-teorin, som snabbt ökade i popularitet bland forskarvärlden. Ironiskt nog var det Hoyle som myntade frasen "", som senare blev namnet på den nya teorin. Detta hände i mars 1949 på den brittiska BBC-radion.

Så småningom gynnade ytterligare vetenskaplig forskning och observationer alltmer Big Bang-teorin och kastade alltmer tvivel på modellen för ett stationärt universum. Upptäckten och bekräftelsen av CMB 1965 cementerade slutligen Big Bang som den bästa teorin för universums ursprung och evolution. Från slutet av 1960-talet till 1990-talet forskade astronomer och kosmologer ännu mer om Big Bang och hittade lösningar på många av de teoretiska problem som stod i vägen för teorin.

Dessa lösningar inkluderar till exempel Stephen Hawkings och andra fysikers arbete som bevisade att singulariteten var det obestridliga initiala tillståndet för allmän relativitet och den kosmologiska modellen för Big Bang. 1981 utvecklade fysikern Alan Guth en teori som beskrev en period av snabb kosmisk expansion (inflationens era), som löste många tidigare olösta teoretiska frågor och problem.

På 1990-talet sågs ett ökat intresse för mörk energi, vilket sågs som nyckeln till att lösa många utestående frågor inom kosmologi. Förutom önskan att hitta ett svar på frågan om varför universum förlorar sin massa tillsammans med den mörka modern (en hypotes som föreslogs redan 1932 av Jan Oort), var det också nödvändigt att hitta en förklaring till varför universum är accelererar fortfarande.

Ytterligare framsteg i studien beror på skapandet av mer avancerade teleskop, satelliter och datormodeller, som har gjort det möjligt för astronomer och kosmologer att titta längre in i universum och bättre förstå dess verkliga ålder. Utvecklingen av rymdteleskop som Cosmic Background Explorer (eller COBE), Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) och Planck Space Observatory har också gett ovärderliga bidrag till studien.

Idag kan kosmologer mäta olika parametrar och egenskaper hos Big Bang teorimodellen med ganska hög noggrannhet, för att inte tala om mer exakta beräkningar av åldern på kosmos omkring oss. Men allt började med den vanliga observationen av massiva rymdobjekt som ligger många ljusår bort från oss och som sakta fortsätter att röra sig bort från oss. Och även om vi inte har någon aning om hur allt detta kommer att sluta, kommer det inte att ta särskilt lång tid med kosmologiska standarder att ta reda på det.