Efter den mystiska kosmologiska singulariteten följer 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 har gravitationsinflytandet separerats 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 slingkvantgravitationsmodellen och strängteorin. Det visar sig att Planck-eran, liksom den kosmologiska singulariteten, är en extremt liten varaktighet, men betydande i termer av vetenskaplig vikt, en lucka i den tillgängliga kunskapen om det tidiga universum. Under Plancktiden fanns det också märkliga fluktuationer av rum och tid. För att beskriva detta kvantkaos kan man använda bilden av skummande kvantceller i rum-tiden.
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 enda helhet och utgjorde kraftfältet för den stora enandet.
När 10 -35 s hade passerat sedan Big Bang nådde universum en temperatur på 10 29 K. I det ögonblicket separerade den starka kraften från den elektrosvaga. Detta ledde till ett symmetribrott som skedde olika i olika delar av universum. Det finns en möjlighet att universum var uppdelat i delar som var inhägnade från varandra av defekter i rum-tid. 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 gas från gravitoner - hypotetiska kvanta av gravitationsfältet och bosoner från Grand Unification-styrkan. Samtidigt var det nästan ingen skillnad mellan leptoner och kvarkar.
När en separation av krafter inträffade i vissa delar av universum uppstod ett falskt vakuum. Energin har fastnat på en hög nivå, vilket gör att utrymmet fördubblas i storlek var 10-34:e sekund. Således flyttade universum från kvantskalor (en miljardte biljon biljondels centimeter) till storleken på en boll med en diameter på cirka 10 cm. Som ett resultat av den stora enandet inträffade en fasövergång av primär materia, som åtföljdes genom en kränkning av enhetligheten i dess täthet. Epok av den stora föreningen slutade ungefär 10 −34 sekunder efter Big Bang, då materiens densitet var 10 74 g/cm³ och temperaturen var 10 27 K. förhållanden. Denna separation ledde till nästa fasövergång och en storskalig expansion av universum, vilket ledde till en förändring av materiens densitet och dess fördelning över hela universum.
En av anledningarna till att vi vet så lite om tillståndet i universum före inflationen är att efterföljande händelser har förändrat det väldigt mycket och spridit partiklar innan inflationsåldern till universums yttersta hörn. Därför, även om dessa partiklar är bevarade, är det ganska svårt att upptäcka dem i modern materia.
Med den snabba utvecklingen av universum sker stora förändringar, och efter perioden för den stora föreningen kommer inflationens era (10 -35 - 10 -32). Denna epok kännetecknas av den ultrasnabba expansionen av det unga universum, det vill säga inflationen. I detta korta ögonblick 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).
Inflationen förklarar arten av explosionen vid Big Bang, det vill säga varför den snabba expansionen av universum inträffade. Einsteins allmänna relativitetsteori och kvantfältteori fungerade som grund för att beskriva detta fenomen. För att beskriva detta fenomen byggde fysiker ett hypotetiskt uppblåsningsfält som fyllde hela utrymmet. På grund av slumpmässiga fluktuationer antog den olika värden i godtyckliga rumsliga regioner och vid olika tidpunkter. Sedan bildades en enhetlig konfiguration av kritisk storlek i uppblåsningsfältet, varefter den rumsliga regionen som ockuperades av fluktuationen började snabbt öka i storlek. På grund av uppblåsningsfältets önskan att ta en position där dess energi är minimal, fick expansionsprocessen en ökande karaktär, vilket ledde till 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.
I universums historia börjar hadron-eran, 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 komponenterna i alla hadroner (protoner och neutroner), och neutrala partiklar är gluoner, bärare av den starka interaktionen, som säkerställer kvarkarnas vidhäftning till hadroner. I universums första ögonblick bildades dessa partiklar bara och var i ett fritt, gasformigt tillstånd.
Kromoplasman hos kvarkar och gluoner jämförs vanligtvis med vätsketillståndet hos interagerande materia. I en sådan fas frigörs 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 tillräckligt bundna tillsammans, 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 materia blir masslösa.
CMB-observationer visade att den initiala förekomsten av partiklar jämfört med antalet antipartiklar var en försumbar bråkdel av totalen. Och det var dessa överflödiga protoner som räckte för att skapa universums substans.
Vissa forskare tror att det under hadrontiden också fanns ett döljande av materia. Bäraren av den dolda massan är okänd, men sådana elementära partiklar som axioner anses vara de mest sannolika.
Under explosionens utveckling sjönk temperaturen och efter en tiondels sekund nådde den 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 elektronerna och positronerna skulle börja anagylera snabbare. Energin som frigjordes under angilationen saktade gradvis ned universums kylningshastighet, men temperaturen fortsatte att sjunka.
Perioden från 10-4 - 10 s kallas vanligtvis 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 efter några sekunder, när fotonenergin har minskat kraftigt och genereringen av elektron-positronpar har upphört.
Ungefär en hundradels sekund efter Big Bang var universums temperatur 10 11 grader Celsius. Detta är mycket varmare än mitten av någon stjärna som 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, de negativt laddade partiklarna 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 neutrinos och antineutrinos 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 den heta tidiga universummodellen. Men energierna hos dessa partiklar är nu för låga för att observera dem.
Under leptontiden fanns det partiklar som protoner och neutroner. Och slutligen fanns det ljus i universum, som enligt kvantteorin består av fotoner. Proportionellt sett fanns det tusen miljoner elektroner för en neutron och en proton. Alla dessa partiklar föddes kontinuerligt från ren energi och förintades sedan och bildade andra typer av partiklar. Tätheten i det tidiga universum vid dessa höga temperaturer var fyra tusen miljoner gånger vatten.
Som tidigare nämnts är det under denna period som en intensiv födelse i kärnreaktioner av olika typer av spökneutrino, som kallas relik, äger rum.
Strålningseran börjar, i början av vilken universum går in i strålningens era. I början av eran (10 s) interagerade strålningen intensivt med laddade partiklar av protoner och elektroner. På grund av temperaturfallet kyldes fotonerna, och som ett resultat av många spridningar på de vikande partiklarna 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 den starka nukleära attraktionen, och de börjar kombineras med varandra och bildar deuteriumtunga vätekärnor. Sedan fäster deuteriumkärnorna andra neutroner och protoner och förvandlas till heliumkärnor. Därefter bildas tyngre grundämnen - litium och beryllium. Den primära bildningen av atomkärnor av det framväxande ämnet varade inte länge. Efter tre minuter hade partiklarna spridits så långt ifrån varandra att kollisioner var sällsynta. Enligt den heta modellen av Big Bang ska 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 produktionen av helium och andra grundämnen. Under en miljon år fortsatte universum 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 räckte inte till för att övervinna den elektromagnetiska attraktionen mellan dem. De började kollidera med varandra och bildade de första atomerna av väte och helium (Fig. 2).
Big Bang. Detta är namnet på teorin, eller snarare en av teorierna, om ursprunget eller, om du så vill, skapandet av universum. Namnet är kanske för oseriöst för en sådan skrämmande och respektingivande händelse. Särskilt skrämmande om du någonsin har ställt dig själv mycket svåra frågor om universum.
Till exempel, om universum är allt som är, hur började det? Och vad hände innan det? Om rymden inte är oändlig, vad finns då bortom den? Och vad exakt ska detta något placeras i? Hur kan du förstå ordet "oändlig"?
Dessa saker är svåra att förstå. Dessutom, när du börjar tänka på det får du en kuslig känsla av något majestätiskt - hemskt. Men frågor om universum är en av de viktigaste frågorna som mänskligheten har ställt sig själv genom sin historia.
Relaterat material:
Stjärnor och konstellationer
Vad var början på universums existens?
De flesta forskare är övertygade om att början av universums existens lades av en storslagen stor explosion av materia som inträffade för omkring 15 miljarder år sedan. Under många år delade de flesta forskare hypotesen att universums början präglades av en enorm explosion, som forskare skämtsamt kallade "Big Bang". Enligt deras åsikt passade all materia och hela rymden, som nu representeras av miljarder och miljoner galaxer och stjärnor, för 15 miljarder år sedan i en liten rymd som inte är större än några få ord i denna mening.
Hur bildades universum?
Forskare tror att för 15 miljarder år sedan exploderade denna lilla volym till små partiklar som var mindre än atomer, vilket gav upphov till universums existens. Från början var det en nebulosa av små partiklar. Senare, när dessa partiklar kombinerades, bildades atomer. Stjärngalaxer bildades av atomer. Sedan Big Bang har universum fortsatt att expandera som en uppblåsande ballong.
Relaterat material:
Intressanta fakta om stjärnor
Tvivlar på Big Bang Theory
Men under de senaste åren har forskare som studerar universums struktur gjort några oväntade upptäckter. Några av dem ifrågasätter Big Bang-teorin. Vad kan du göra, vår värld överensstämmer inte alltid med våra bekväma idéer om den.
Fördelning av materia under en explosion
Ett problem är det sätt på vilket materien är fördelad över hela universum. När ett föremål exploderar sprids dess innehåll jämnt åt alla håll. Med andra ord, om materia från början komprimerades i en liten volym och sedan exploderade, borde materien ha varit jämnt fördelad över universums rymd.
Verkligheten är dock mycket annorlunda än de förväntade representationerna. Vi lever i ett väldigt ojämnt fyllt universum. När man tittar ut i rymden visas separata klumpar av materia långt ifrån varandra. Enorma galaxer är utspridda här och där i yttre rymden. Mellan
Idén om universums utveckling ledde naturligtvis till formuleringen av problemet med början av universums evolution (födelse) och dess
slut (döden). För närvarande finns det flera kosmologiska modeller som förklarar vissa aspekter av materiens ursprung i universum, men de förklarar inte orsakerna och processen för själva universums födelse. Av alla moderna kosmologiska teorier är det bara Gamows teori om Big Bang som har kunnat förklara nästan alla fakta relaterade till detta problem på ett tillfredsställande sätt. Huvuddragen i Big Bang-modellen har levt kvar till denna dag, även om de senare kompletterades med teorin om inflation, eller teorin om det expanderande universum, utvecklad av de amerikanska forskarna A. Gut och P. Steinhardt och kompletterad av sovjeten fysiker A.D. Linda.
År 1948 föreslog den framstående amerikanske fysikern av ryskt ursprung G. Gamow att det fysiska universum bildades som ett resultat av en gigantisk explosion som inträffade för cirka 15 miljarder år sedan. Sedan koncentrerades all materia och all energi i universum i en liten supertät propp. Om du tror på matematiska beräkningar, var universums radie i början av expansionen helt lika med noll och dess densitet är lika med oändligheten. Detta initiala tillstånd kallas singularitet - punktvolym med oändlig densitet. Fysikens kända lagar fungerar inte i singulariteten. I detta tillstånd förlorar begreppen rum och tid sin mening, så det är meningslöst att fråga sig var denna punkt var. Dessutom kan modern vetenskap inte säga något om orsakerna till utseendet av ett sådant tillstånd.
Men enligt Heisenbergs osäkerhetsprincip kan materia inte dras till en punkt, så man tror att universum i sitt initiala tillstånd hade en viss densitet och dimensioner. Enligt vissa uppskattningar, om hela det observerbara universums materia, som uppskattas till cirka 10 61 g, komprimeras till en densitet av 10 94 g/cm 3 , kommer det att uppta en volym på cirka 10 -33 cm 3 . Det skulle vara omöjligt att se det i något elektronmikroskop. Under lång tid kunde ingenting sägas om orsakerna till Big Bang och universums övergång till expansion. Men idag finns det några hypoteser som försöker förklara dessa processer. De ligger till grund för den inflationära modellen för universums utveckling.
"Början" av universum
Huvudidén med Big Bang-konceptet är att universum i sina tidiga uppkomststadier hade ett instabilt vakuumliknande tillstånd med hög energitäthet. Denna energi härrörde från kvantstrålning, d.v.s. som från ingenting. Faktum är att i det fysiska vakuumet finns det inga fasta
partiklar, fält och vågor, men detta är inte ett livlöst tomrum. I ett vakuum finns det virtuella partiklar som föds, har en flyktig tillvaro och omedelbart försvinner. Därför "kokar" vakuumet med virtuella partiklar och är mättat med komplexa interaktioner mellan dem. Dessutom är energin som finns i vakuum placerad så att säga på dess olika våningar, dvs. det finns ett fenomen med skillnader i vakuumets energinivåer.
Medan vakuumet är i jämvikt, finns det bara virtuella (spöklika) partiklar i det, som lånar energi från vakuumet under en kort tid för att födas, och snabbt återför den lånade energin för att försvinna. När vakuumet av någon anledning vid någon startpunkt (singularitet) exciterades och lämnade jämviktstillståndet, började virtuella partiklar fånga energi utan rekyl och förvandlades till riktiga partiklar. Till slut, vid en viss punkt i rymden, bildades ett stort antal riktiga partiklar, tillsammans med energin som är förknippad med dem. När det exciterade vakuumet kollapsade frigjordes en gigantisk strålningsenergi, och supermakten komprimerade partiklarna till supertät materia. De extrema förhållandena i "början", när till och med rumtiden deformerades, tyder på att vakuumet också var i ett speciellt tillstånd, vilket kallas ett "falskt" vakuum. Den kännetecknas av en energi med extremt hög densitet, vilket motsvarar en extremt hög densitet av materia. I detta tillstånd av materia kan starka spänningar, negativa tryck uppstå i den, motsvarande en gravitationsrepulsion av sådan storlek att den orsakade universums ohämmade och snabba expansion - Big Bang. Detta var den första impulsen, "början" av vår värld.
Från detta ögonblick börjar den snabba expansionen av universum, tid och rum uppstår. Vid denna tidpunkt finns det en ohämmad uppblåsning av "rymdens bubblor", embryon från ett eller flera universum, som kan skilja sig från varandra i sina grundläggande konstanter och lagar. En av dem blev embryot till vår Metagalaxi.
Enligt olika uppskattningar tar perioden av "inflation", som går exponentiellt, en ofattbart kort tid - upp till 10 - 33 s efter "början". Det kallas inflationsperioden. Under denna tid har universums storlek ökat 1050 gånger, från en miljarddel av storleken på en proton till storleken på en tändsticksask.
I slutet av inflationsfasen var universum tomt och kallt, men när inflationen torkade blev universum plötsligt extremt "hett". Denna värmeutbrott som lyste upp kosmos beror på de enorma energireserverna som finns i det "falska" vakuumet. Detta vakuumtillstånd är mycket instabilt och tenderar att förfalla. När
förfallet upphör, avstötningen försvinner och inflationen likaså. Och energin, bunden i form av många verkliga partiklar, frigjordes i form av strålning, som omedelbart värmde upp universum till 10 27 K. Från det ögonblicket utvecklades universum enligt standardteorin om den "heta" stora Smäll.
Tidig utveckling av universum
Omedelbart efter Big Bang var universum ett plasma av elementarpartiklar av alla slag och deras antipartiklar i ett tillstånd av termodynamisk jämvikt vid en temperatur av 10 27 K, som fritt omvandlades till varandra. Endast gravitationella och stora (stora) interaktioner fanns i detta gäng. Sedan började universum expandera, samtidigt minskade dess densitet och temperatur. Universums vidare utveckling skedde i etapper och åtföljdes å ena sidan av differentiering och å andra sidan av komplikationen av dess strukturer. Stadierna i universums utveckling skiljer sig åt i egenskaperna hos växelverkan mellan elementarpartiklar och kallas epoker. De viktigaste förändringarna tog mindre än tre minuter.
hadron eran varade 10-7 s. I detta skede sjunker temperaturen till 10 13 K. Samtidigt uppträder alla fyra grundläggande interaktioner, kvarkars fria existens upphör, de smälter samman till hadroner, varav de viktigaste är protoner och neutroner. Den viktigaste händelsen var det globala symmetribrottet som inträffade under de första ögonblicken av vårt universums existens. Antalet partiklar visade sig vara något större än antalet antipartiklar. Orsakerna till denna asymmetri är fortfarande okända. I ett vanligt plasmaliknande gäng, för varje miljard par partiklar och antipartiklar, visade sig en partikel vara fler, den saknade ett par för förintelse. Detta avgjorde det materiella universums ytterligare utseende med galaxer, stjärnor, planeter och intelligenta varelser på några av dem.
lepton eran varade upp till 1 s efter debuten. Universums temperatur sjönk till 10 10 K. Dess huvudelement var leptoner, som deltog i de ömsesidiga omvandlingarna av protoner och neutroner. I slutet av denna era blev materia genomskinlig för neutriner; de slutade interagera med materia och har sedan dess överlevt till våra dagar.
Strålningseran (fotontiden) varade 1 miljon år. Under denna tid minskade universums temperatur från 10 miljarder K till 3000 K. Under detta skede ägde processerna för primär nukleosyntes, den viktigaste för universums vidare utveckling, rum - kombinationen av protoner och neutroner (där var cirka 8 gånger mindre
mindre än protoner) till atomkärnor. Vid slutet av denna process bestod universums materia av 75 % protoner (vätekärnor), cirka 25 % var heliumkärnor, hundradelar av en procent föll på deuterium, litium och andra lätta element, varefter universum blev transparent för fotoner, eftersom strålningen separerade från materia och bildade det som i vår tid kallas relikstrålning.
Sedan, i nästan 500 tusen år, inträffade inga kvalitativa förändringar - universum kyldes långsamt och expanderade. Universum, även om det förblev homogent, blev allt mer sällsynt. När det svalnade till 3000 K kunde kärnorna av väte- och heliumatomer redan fånga fria elektroner och förvandlas till neutrala väte- och heliumatomer. Som ett resultat bildades ett homogent universum, som var en blandning av tre nästan icke-interagerande ämnen: baryonmateria (väte, helium och deras isotoper), leptoner (neutrinos och antineutrinos) och strålning (fotoner). Vid denna tidpunkt var det inga höga temperaturer och höga tryck. Det verkade som att universum på lång sikt väntade på ytterligare expansion och kylning, bildandet av en "leptonöken" - något som värmedöd. Men detta skedde inte; tvärtom, det skedde ett hopp som skapade det moderna strukturella universum, som enligt moderna uppskattningar tog från 1 till 3 miljarder år.
Alla har hört talas om Big Bang-teorin, som förklarar (åtminstone för nu) födelsen av vårt universum. Men i vetenskapliga kretsar kommer det alltid att finnas de som vill utmana idéer - förresten växer det ofta stora upptäckter ur detta.
Dikke insåg dock att om den här modellen var verklig, så skulle det inte finnas två sorters stjärnor - Population I och Population II, unga och gamla stjärnor. Och det var de. Detta innebär att universum omkring oss trots allt utvecklades från ett varmt och tätt tillstånd. Även om det inte var historiens enda Big Bang.
Underbart, eller hur? Plötsligt var det flera av dessa explosioner? Dussintals, hundratals? Vetenskapen har ännu inte tagit reda på det. Dicke föreslog sin kollega Peebles att beräkna den temperatur som är nödvändig för de beskrivna processerna och den sannolika temperaturen för den kvarvarande strålningen i våra dagar. Peebles grova beräkningar visade att idag borde universum fyllas med mikrovågsstrålning med en temperatur på mindre än 10 K, och Roll och Wilkinson förberedde sig redan för att leta efter denna strålning när klockan ringde ...
Översättningssvårigheter
Men här är det värt att transportera dig till ett annat hörn av världen - till Sovjetunionen. Närmast upptäckten av kosmisk mikrovågsbakgrund kom (och avslutade inte heller jobbet!) i Sovjetunionen. Efter att ha gjort en enorm mängd arbete under flera månader, vars rapport publicerades 1964, satte de sovjetiska forskarna ihop, det verkade, alla pusselbitarna, bara en saknades. Yakov Borisovich Zeldovich, en av den sovjetiska vetenskapens jättar, utförde beräkningar liknande de som utfördes av teamet av Gamow (en sovjetisk fysiker som bor i USA), och kom också till slutsatsen att universum måste ha börjat med en het Big Bang, som lämnade bakgrundsstrålning med en temperatur på några kelvin.
Yakov Borisovich Zeldovich, -
Han kände till och med om Ed Ohms artikel i Bell System Technical Journal, som grovt beräknade temperaturen på CMB, men misstolkade författarens slutsatser. Varför insåg inte de sovjetiska forskarna att Ohm redan hade upptäckt denna strålning? På grund av ett översättningsfel. Ohms artikel hävdade att han mätte temperaturen på himlen till cirka 3 K. Detta innebar att han hade subtraherat alla möjliga källor till radiostörningar och att 3 K var temperaturen på den återstående bakgrunden.
Men av en slump var samma (3 K) temperaturen för atmosfärens strålning, en korrigering för vilken Ohm också gjorde. De sovjetiska specialisterna beslutade felaktigt att det var dessa 3 K som Ohm hade lämnat efter alla tidigare justeringar, subtraherade dem också och lämnades med ingenting.
Idag skulle sådana missförstånd lätt kunna elimineras genom elektronisk korrespondens, men i början av 1960-talet var kommunikationen mellan vetenskapsmän i Sovjetunionen och USA mycket svår. Detta var anledningen till ett sådant skamligt misstag.
Nobelpriset som gled undan
Låt oss gå tillbaka till dagen då telefonen ringde i Dickes laboratorium. Det visar sig att astronomerna Arno Penzias och Robert Wilson samtidigt rapporterade att de av misstag lyckades fånga upp ett svagt radioljud från allt. De visste inte då att ett annat team av forskare självständigt kom på idén om förekomsten av sådan strålning och började till och med bygga en detektor för att söka efter den. Det var laget av Dicke och Peebles.
Ännu mer överraskande är det faktum att den kosmiska mikrovågsbakgrunden, eller, som den också kallas, relik, strålning beskrevs mer än tio år tidigare inom ramen för modellen för universums uppkomst som ett resultat av Big Bang av Georgy Gamow och hans kollegor. Ingen av forskargruppen visste om det.
Penzias och Wilson hörde av misstag om vetenskapsmäns arbete under ledning av Dicke och bestämde sig för att ringa dem för att diskutera det. Dicke lyssnade noga på Penzias och gjorde några kommentarer. Efter att ha lagt på vände han sig till sina kollegor och sa: "Gubbar, vi har hoppat."
Nästan 15 år senare, efter att många mätningar gjorda vid olika våglängder av många grupper av astronomer bekräftade att strålningen de upptäckte verkligen var relikekot från Big Bang, som har en temperatur på 2,712 K, delade Penzias och Wilson Nobelpriset för deras uppfinning. Även om de först inte ens ville skriva en artikel om sin upptäckt, eftersom de ansåg att den var ohållbar och inte passade in i modellen av det stationära universum som de höll sig till!
Det sägs att Penzias och Wilson skulle anse det vara tillräckligt för sig själva att nämnas som de femte och sjätte namnen på listan efter Dicke, Peebles, Roll och Wilkinson. I det här fallet skulle Nobelpriset tydligen ha gått till Dicke. Men allt hände som det blev.
P.S. Prenumerera på vårt nyhetsbrev. En gång varannan vecka kommer vi att skicka 10 av de mest intressanta och användbara materialen från MIF-bloggen.
Big Bang tillhör kategorin teorier som försöker spåra historien om universums födelse, för att bestämma de initiala, nuvarande och slutliga processerna i dess liv.
Fanns det något innan universum dök upp? Denna hörnsten, nästan metafysiska fråga ställs av forskare än i dag. Universums uppkomst och utveckling har alltid varit och förblir föremål för het debatt, otroliga hypoteser och ömsesidigt uteslutande teorier. Huvudversionerna av ursprunget till allt som omger oss, enligt kyrkans tolkning, var tänkt att vara gudomlig intervention, och den vetenskapliga världen stödde Aristoteles hypotes om universums statiska natur. Den senare modellen följs av Newton, som försvarade universums oändlighet och beständighet, och av Kant, som utvecklade denna teori i sina skrifter. 1929 förändrade den amerikanske astronomen och kosmologen Edwin Hubble radikalt forskarnas syn på världen.
Han upptäckte inte bara närvaron av många galaxer, utan också universums expansion - en kontinuerlig isotrop ökning av storleken på yttre rymden, som började i ögonblicket av Big Bang.
Vem är vi skyldiga upptäckten av Big Bang?
Albert Einsteins arbete med relativitetsteorin och hans gravitationsekvationer tillät de Sitter att skapa en kosmologisk modell av universum. Ytterligare forskning knöts till denna modell. 1923 föreslog Weyl att materia placerad i yttre rymden måste expandera. Arbetet av den framstående matematikern och fysikern A. A. Fridman är av stor betydelse för utvecklingen av denna teori. Redan 1922 tillät han universums expansion och drog rimliga slutsatser att början av all materia var i en oändligt tät punkt, och utvecklingen av allt gavs av Big Bang. År 1929 publicerade Hubble sina papper som förklarade underordningen av radiell hastighet till avstånd, senare blev detta verk känt som "Hubbles lag."
G. A. Gamov, som förlitade sig på Friedmans teori om Big Bang, utvecklade idén om en hög temperatur på det ursprungliga ämnet. Han föreslog också närvaron av kosmisk strålning, som inte försvann med världens expansion och avkylning. Forskaren gjorde preliminära beräkningar av den möjliga temperaturen för den kvarvarande strålningen. Värdet han antog låg i intervallet 1-10 K. År 1950 gjorde Gamow mer exakta beräkningar och tillkännagav resultatet vid 3 K. 1964 bestämde radioastronomer från Amerika, förbättra antennen genom att eliminera alla möjliga signaler, parametrarna av kosmisk strålning. Dess temperatur visade sig vara 3 K. Denna information blev den viktigaste bekräftelsen på Gamows arbete och existensen av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Efterföljande mätningar av den kosmiska bakgrunden, utförda i yttre rymden, bevisade slutligen riktigheten av vetenskapsmannens beräkningar. Du kan bekanta dig med reliktstrålningskartan på.
Moderna idéer om Big Bang-teorin: hur hände det?
Teorin om Big Bang har blivit en av modellerna som heltäckande förklarar uppkomsten och utvecklingen av universum som vi känner till. Enligt den version som är allmänt accepterad idag fanns det ursprungligen en kosmologisk singularitet - ett tillstånd av oändlig densitet och temperatur. Fysiker utvecklade en teoretisk motivering för universums födelse från en punkt som hade en extraordinär grad av densitet och temperatur. Efter uppkomsten av Big Bang började kosmos utrymme och materia en pågående process av expansion och stabil kylning. Enligt nyare studier lades universums början för minst 13,7 miljarder år sedan.
Startperioder i bildandet av universum
Det första ögonblicket, vars rekonstruktion tillåts av fysikaliska teorier, är Planck-epoken, vars bildande blev möjlig 10-43 sekunder efter Big Bang. Materiens temperatur nådde 10*32 K och dess densitet var 10*93 g/cm3. Under denna period fick gravitationen självständighet, separerade från de grundläggande interaktionerna. Den oupphörliga expansionen och temperaturminskningen orsakade en fasövergång av elementarpartiklar.
Nästa period, kännetecknad av exponentiell expansion av universum, kom efter ytterligare 10-35 sekunder. Det kallades "kosmisk inflation". Det skedde en abrupt expansion, många gånger större än vanligt. Denna period gav ett svar på frågan, varför är temperaturen på olika punkter i universum densamma? Efter Big Bang spreds saken inte omedelbart genom universum, i ytterligare 10-35 sekunder var den ganska kompakt och termisk jämvikt etablerades i den, som inte stördes under inflationsexpansion. Perioden gav basmaterialet, kvarg-gluonplasma, som användes för att bilda protoner och neutroner. Denna process ägde rum efter en ytterligare temperaturminskning, den kallas "baryogenes". Materiens ursprung åtföljdes av antimaterias samtidiga uppkomst. Två antagonistiska ämnen förintades och blev till strålning, men antalet vanliga partiklar rådde, vilket gjorde att universum kunde uppstå.
Nästa fasövergång, som inträffade efter temperaturminskningen, ledde till uppkomsten av elementära partiklar kända för oss. Eran av "nukleosyntes" som följde detta präglades av föreningen av protoner till lätta isotoper. De först bildade kärnorna hade en kort livslängd, de sönderföll vid oundvikliga kollisioner med andra partiklar. Mer stabila element uppstod redan efter tre minuter efter världens skapelse.
Nästa betydande milstolpe var gravitationens dominans över andra tillgängliga krafter. Efter 380 tusen år från tiden för Big Bang dök väteatomen upp. Ökningen av gravitationens inflytande fungerade som slutet av den första perioden av universums bildande och gav upphov till processen för uppkomsten av de första stjärnsystemen.
Även efter nästan 14 miljarder år finns den kosmiska mikrovågsbakgrunden fortfarande kvar. Dess existens i kombination med rödförskjutning ges som ett argument till stöd för giltigheten av Big Bang-teorin.
Kosmologisk singularitet
Om vi, med hjälp av den allmänna relativitetsteorin och faktumet om universums kontinuerliga expansion, återvänder till tidens början, kommer universums dimensioner att vara lika med noll. Det första ögonblicket eller vetenskapen kan inte korrekt beskriva med fysisk kunskap. De tillämpade ekvationerna är inte lämpliga för ett så litet objekt. Det behövs en symbios som kan kombinera kvantmekanik och allmän relativitetsteori, men den har tyvärr inte skapats ännu.
Universums utveckling: vad väntar den i framtiden?
Forskare överväger två möjliga scenarier: universums expansion kommer aldrig att ta slut, eller så kommer den att nå en kritisk punkt och den omvända processen kommer att börja - kompression. Detta grundläggande val beror på värdet av den genomsnittliga densiteten av ämnet i dess sammansättning. Om det beräknade värdet är mindre än det kritiska värdet är prognosen gynnsam, om den är större kommer världen att återgå till ett singulärt tillstånd. Forskare vet för närvarande inte det exakta värdet av den beskrivna parametern, så frågan om universums framtid är uppe i luften.
Religionens förhållande till Big Bang Theory
Mänsklighetens huvudreligioner: katolicism, ortodoxi, islam, stödjer på sitt eget sätt denna modell för världens skapelse. Liberala representanter för dessa religiösa samfund håller med om teorin om universums uppkomst som ett resultat av någon oförklarlig störning, definierad som Big Bang.
Det världsberömda namnet på teorin - "Big Bang" - presenterades omedvetet av motståndaren till versionen av universums expansion av Hoyle. Han ansåg att en sådan idé var "fullständigt otillfredsställande". Efter publiceringen av hans tematiska föreläsningar plockades den intressanta termen omedelbart upp av allmänheten.
Orsakerna till Big Bang är inte kända med säkerhet. Enligt en av de många versionerna, som ägs av A. Yu. Glushko, var den ursprungliga substansen komprimerad till en spets ett svart hyperhål, och explosionen orsakades av kontakten mellan två sådana föremål bestående av partiklar och antipartiklar. Under förintelsen överlevde materien delvis och gav upphov till vårt universum.
Ingenjörerna Penzias och Wilson, som upptäckte den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, fick Nobelpriset i fysik.
CMB-temperaturavläsningarna var initialt mycket höga. Efter flera miljoner år visade sig denna parameter ligga inom de gränser som säkerställer livets ursprung. Men vid denna period hade bara ett litet antal planeter lyckats bildas.
Astronomiska observationer och forskning hjälper till att hitta svar på de viktigaste frågorna för mänskligheten: "Hur såg allt ut, och vad väntar oss i framtiden?". Trots det faktum att inte alla problem har lösts, och grundorsaken till universums uppkomst inte har en strikt och harmonisk förklaring, har Big Bang-teorin hittat ett tillräckligt antal bekräftelser som gör den till den huvudsakliga och acceptabla modellen för universums uppkomst.
