Η θεωρία του Big Bang

Περίπου πριν 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, ολόκληρο το σύμπαν ήταν συμπιεσμένο στα όρια ενός ατομικού πυρήνα. Μια κατάσταση γνωστή ως ιδιομορφία, είναι η στιγμή πριν από τη δημιουργία όταν δεν υπήρχε ούτε χώρος ούτε χρόνος. Σύμφωνα με το καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο που εξηγεί τον Κόσμο μας, μια απίστευτη έκρηξη, θερμοκρασίας τρισεκατομμυρίων βαθμών και απείρως πυκνή, δημιούργησε όχι μόνο τα θεμελιώδη υποατομικά σωματίδια και από εκεί την υπόλοιπη ύλη, αλλά και τον ίδιο τον χώρο και χρόνο. Οι θεωρίες της κοσμολογίας συνδυασμένες με τις παρατηρήσεις των  αστρονόμων επέτρεψαν στους κοσμολόγους να αναδημιουργήσουν την αρχέγονη χρονολογία των γεγονότων, γνωστών ως Μεγάλη Έκρηξη.

Timeline_portrait

Η κβαντική θεωρία προτείνει ότι λίγες στιγμές μετά από την Έκρηξη, σε 10-43 δευτερόλεπτα, οι τέσσερις δυνάμεις της φύσης, η ισχυρή πυρηνική, η ασθενής πυρηνική, η ηλεκτρομαγνητική και τέλος η βαρύτητα ήταν ενωμένες σε μια «υπερ-δύναμη». Τα στοιχειώδη σωματίδια κουάρκς αρχίζουν να ενώνονται ανά τρία, να σχηματίζονται τα φωτόνια, τα ποζιτρόνια και τα νετρίνα, ενώ  δημιουργήθηκαν συγχρόνως και τα αντισωμάτιά τους. Σε αυτή τη φάση υπάρχουν πολύ μικρές ποσότητες πρωτονίων και νετρονίων, περίπου 1 για κάθε 1 δισεκατομμύριο φωτόνια, νετρίνα ή ηλεκτρόνια. Η πυκνότητα του σύμπαντος στην πρώτη στιγμή της ζωής του θεωρείται πως ήταν 1094 g/cm3 με την πλειοψηφία να είναι σε μορφή ακτινοβολίας. Για κάθε ένα δισεκατομμύριο ζεύγη σωματιδίων ύλης και αντιύλης  που δημιουργήθηκαν στις απαρχές του Κόσμου, μόνο το ένα σωματίδιο ύλης επέζησε και αυτά αποτελούν τον σημερινό Κόσμο μας. Τα υπόλοιπα σωματίδια- αντισωματίδια εξαϋλώθηκαν ακαριαία προς ακτινοβολία.

Κατά τη διάρκεια αυτής της δημιουργίας αλλά και εξαΰλωσης των σωματιδίων το σύμπαν υποβλήθηκε σε ένα ρυθμό επέκτασης πολλαπλάσια αυτής της ταχύτητας του φωτός. Στην εποχή αυτή που έμεινε γνωστή ως πληθωριστική εποχή, το σύμπαν σε λιγότερο από ένα χιλιοστό του δευτερολέπτου διπλασιάστηκε σε μέγεθος τουλάχιστον εκατό φορές, έτσι ξεκίνησε με διαστάσεις ενός ατομικού πυρήνα και σήμερα φτάνει τα 1030 μέτρα. Ένας ισοτροπικός πληθωρισμός του σύμπαντος τελειώνει μόλις σε 10-35 δευτερόλεπτα φτιάχνοντας τον σχεδόν με τέλεια ομαλότητα. Εάν δεν υπήρχε όμως μια μικρή διακύμανση στην κατανομή της πυκνότητας της ύλης, όπως υποστηρίζουν οι θεωρητικοί, δεν θα μπορούσαν να σχηματιστούν οι γαλαξίες.

Το σύμπαν ήταν σε αυτό το σημείο ένα ιονισμένο πλάσμα όπου η ύλη και η ακτινοβολία ήταν αδιάσπαστα ενωμένα. Επιπλέον, υπήρχαν ίσα ποσά σωματιδίων και αντισωματιδίων. Η αναλογία των νετρονίων και των πρωτονίων αν και μικρή είναι ίση. Όταν το σύμπαν γέρασε κατά ένα εκατοστό του δευτερολέπτου τα νετρόνια άρχισαν να διασπώνται μαζικά. Αυτή η διάσπαση επέτρεψε στα ελεύθερα ηλεκτρόνια και πρωτόνια να συνδυαστούν με άλλα σωματίδια. Τελικά τα υπόλοιπα νετρόνια ενώθηκαν με τα πρωτόνια και σχημάτισαν το βαρύ υδρογόνο (το δευτέριο). Αυτοί οι πυρήνες του δευτερίου συνδυάστηκαν ανά δύο και σχημάτισαν τους πυρήνες του ηλίου. Ο σχηματισμός της ύλης από την ενέργεια πραγματοποιείται από τα φωτόνια που υλοποιούνται σε βαρυόνια και αντιβαρυόνια, ενώ όταν ακολούθως εξαϋλώνονται να μετασχηματίζονται σε καθαρή ενέργεια. Λόγω αυτών των συγκρούσεων και εξαϋλώσεων η ύλη ήταν ανίκανη να παραμείνει βιώσιμη για πάνω από μερικά νανοδευτερόλεπτα προτού έρθει ένας βομβαρδισμός με ηλεκτρόνια που θα σκέδαζε αυτά τα φωτόνια. Όπως το νερό που παγιδεύεται μέσα σε ένα σφουγγάρι, έτσι και η ακτινοβολία ήταν τόσο πυκνή (1014g/cm3) που καμιά ακτινοβολία δεν ήταν ορατή. Την εποχή αυτή, γνωστή ως «εποχή της τελευταίας σκέδασης», η θερμοκρασία έχει μειωθεί δραματικά σε 1013 K μόνο με τις ισχυρές πυρηνικές, ασθενείς πυρηνικές και ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις να είναι τώρα ικανές να ασκήσουν τη δύναμή τους χωριστά.

Καθώς το νέφος του αερίου επεκτείνεται ένα ολόκληρο δευτερόλεπτο μετά από την αρχική Έκρηξη, και η θερμοκρασία του Κόσμου μας έχει μειωθεί σε δέκα δισεκατομμύρια βαθμούς, τα φωτόνια δεν έχουν πλέον την ενέργεια να αναστατώσουν τη δημιουργία της ύλης καθώς επίσης και να μετασχηματίσουν την ενέργεια σε ύλη. Μετά από τρία λεπτά η θερμοκρασία γίνεται ένα δισεκατομμύριο βαθμούς, ενώ τα πρωτόνια και τα νετρόνια επιβραδύνθηκαν τόσο που ήταν ικανά να πραγματοποιήσουν την πυρηνοσύνθεση. Δημιουργήθηκαν πυρήνες του ηλίου από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια, και για κάθε πυρήνα του ηλίου που σχηματίστηκε έμειναν περίπου δέκα πρωτόνια ελεύθερα επιτρέποντας έτσι το 25% του σύμπαντος να αποτελείται από ήλιο. Η επόμενη σημαντική φάση της διαστολής εμφανίστηκε περίπου τριάντα λεπτά αργότερα όταν αυξήθηκε η δημιουργία των φωτονίων μέσω της εξαΰλωσης ζευγαριών ηλεκτρονίων – ποζιτρονίων. Το γεγονός ότι το σύμπαν άρχισε με ελαφρώς περισσότερα ηλεκτρόνια από ποζιτρόνια είχε εξασφαλιστεί ότι το σύμπαν μας ήταν σε θέση να διαμορφωθεί όπως το βλέπουμε σήμερα.

Part-7B2

Το σύμπαν για τα επόμενα 380.000 χρόνια θα αρχίσει να επεκτείνεται και να ψύχεται μέχρι μια θερμοκρασία 10.000 K. Αυτές οι συνθήκες επέτρεψαν στους πυρήνες του ηλίου να απορροφήσουν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και να σχηματιστούν τα πρώτα άτομα ηλίου. Εν τω μεταξύ συνδέθηκαν μαζί άτομα του υδρογόνου και σχημάτισαν το λίθιο. Είναι η εποχή που η πυκνότητα του σύμπαντος έχει φτάσει στο σημείο όπου το φως μπορεί να γίνει πια αντιληπτό. Μέχρι τότε τα φωτόνια συνέχισαν να παγιδεύονται μέσα στην ύλη. Τελικά η διαστολή επέτρεψε στο φως και την ύλη να διαχωριστούν, καθώς η ακτινοβολία γίνεται όλο και λιγότερο πυκνή. Από εκεί και πέρα διαχωρίστηκε η ύλη και η ακτινοβολία, ενώ από τότε υπάρχει και η παλαιότερη ακτινοβολία λείψανο, που γεννήθηκε στο σύμπαν.

Η εξέλιξη του σύμπαντος

Ηλικία

Θερμοκρασία

Κατάσταση

Πριν το Big Bang

Εποχή του Αυγουστίνου: Το 1952 ο George Gamow, ένας από τους πατέρες της θεωρίας της κοσμολογίας του Big Bang, πρότεινε ότι η περίοδος πριν το Big Bang λέγεται εποχή Αυγουστίνου, από τον φιλόσοφο Άγιο Αυγουστίνο, που πίστευε ότι ο χρόνος ήταν απλώς μια ιδιότητα του Θεού, που έφτιαξε το σύμπαν. Όπως έλεγε «Ο Κόσμος φτιάχτηκε μαζί με τον χρόνο κι όχι στον χρόνο». Ακόμα κι αν κάποιος θα μπορούσε φιλοσοφικά να υποστηρίξει την έννοια της φράσης «που έφτιαξε», μέσω της θεωρίας της γενικής σχετικότητας ο χρόνος και ο χώρος μπορεί να σχετίζονται. Η φράση «Εποχή του Αυγουστίνου» λοιπόν αναφέρεται σε μια «εποχή» όπου ούτε ο χώρος ούτε ο χρόνος υπήρχε. 
<10-43 sec άπειρη Εποχή Planck. Αν η υπερσυμμετρία είναι σωστή τότε κατά την διάρκεια αυτής της περιόδου όλες οι δυνάμεις είναι ενωμένες σε μια υπερ-δύναμη. Δεν ισχύουν οι γνωστοί νόμοι αυτή την περίοδο γι αυτό και δεν ξέρουμε τι ακριβώς υπήρχε τότε. Το σύμπαν έχει άπειρη πυκνότητα και θερμοκρασία και ξεκινά από ένα σημείο σχεδόν μηδενικής διαμέτρου. Η θεωρία του Αϊνστάιν προτείνει μια βαρυτική ανωμαλία πριν αυτή την εποχή, αλλά δεν μπορεί να προβλέψει τι συνέβαινε λόγω κβαντικών φαινομένων. Γι αυτό και οι φυσικοί ελπίζουν να αναπτυχθεί μια θεωρία κβαντικής βαρύτητας – η θεωρία υπερχορδών και η κβαντική βαρύτητα βρόγχων είναι οι πιο υποσχόμενες θεωρίες γι αυτήν – ώστε να καταλάβουμε το κρύβεται στην εποχή Planck.
10-43 sec άπειρη Περίοδος κβαντικής βαρύτητας
~10-43 sec 1032 C Το σύμπαν έχει διαστάσεις ~10-34  μέτρα, Όλα τα σωματίδια (κουάρκ, λεπτόνια, μποζόνια βαθμίδας, σωματίδιο Higgs, υπερ-συμμετρικά σωματίδια, βαρυτόνια) και τα αντισωματίδια τους είναι σε θερμική ισορροπία (δημιουργία και εξαΰλωση με ίσο ρυθμό). Συνυπάρχουν με τα φωτόνια της ακτινοβολίας. Μέσα από μια φάση μετάβασης η βαρύτητα ‘παγώνει’ και χωρίζεται από τις υπόλοιπες τρεις δυνάμεις (Μεγάλη Ενοποίηση των υπόλοιπων δυνάμεων). Τα λεπτόνια και τα κουάρκ δεν ξεχωρίζουν την δράση των τριών δυνάμεων (ηλεκτρική, ασθενής, ισχυρή) πάνω τους. Είναι το πρώτο σπάσιμο της συμμετρίας ανάμεσα στις δυνάμεις. 
~10-36 sec 1027 C Εποχή πληθωρισμού: Το σύμπαν είναι ~10-32  μέτρα και περνά από μια υπερταχύτατη διαστολή, από 10-36 sec έως 10-32 sec, στην οποία διπλασιάζεται κάθε 10-34 sec. Αυτό σημαίνει ότι στα μέσα σε 10-32 sec διπλασιάζεται 100 φορές. Ήδη όμως έχει προλάβει και αυξήθηκε σε όγκο κατά 1078 φορές ή κατά 1026 φορές η γραμμική διάσταση. Γι αυτό και μια έκταση όσο 10-32 μέτρα έγινε μια έκταση όσο ένα πορτοκάλι 10 εκατοστά. 
Στο τέλος του πληθωρισμού μόνο το ορατό σύμπαν είχε διαστάσεις ~ 3 μέτρα (από 10-32  μέτρα που ήταν στην αρχή, και το μέγεθος αυτό επιτεύχθηκε γιατί η διαστολή έγινε με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός.
Γι αυτό (λόγω της διαστολής με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός) το σύμπαν πρόλαβε κι έγινε επίπεδο (η πυκνότητα του έγινε τόση ώστε το σύμπαν να είναι επίπεδο, κι αυτή η πυκνότητα λέγεται κρίσιμη), ενώ έγινε ομογενές και ισότροπο.
Λύθηκε έτσι το κοσμολογικό πρόβλημα του ορίζοντα (πώς είναι δυνατόν δύο αντίθετα σημεία στο παρόν σύμπαν να είναι στην ίδια θερμοκρασία, αφού δεν πρόλαβαν να αλληλεπιδράσουν μεταξύ τους πριν την επανασύνδεση) και της επιπεδότητας (δηλαδή η πυκνότητα του σύμπαντος να είναι κοντά στην κρίσιμη τιμή).
Επίσης, κάποια ενέργεια από τα φωτόνια τότε μετατρέπεται σε εικονικά κουάρκ και υπερόνια, όμως αυτά τα σωματίδια διασπώνται γρήγορα. Ένα σενάριο λέει ότι πριν την κοσμική διαστολή (πληθωρισμός), το σύμπαν ήταν ψυχρό και άδειο, και η πυκνή ενέργεια και η έντονη θερμότητα που συνδέονται με τα αρχικά στάδια του big bang, δημιουργήθηκαν μέσω της αλλαγής φάσης που σχετίζεται με το τέλος του πληθωρισμού.
Ας σημειωθεί πως η
φάση αυτή της ταχύτατης διαστολής κράτησε πάρα πολύ λίγο, ενώ μετά από αυτή την περίοδο της εκθετικής διαστολής το σύμπαν μπορεί να περιγραφεί με τη παραδοσιακή φυσική.

Στο τέλος της εποχής του πληθωρισμού το σύμπαν είναι ένα πυκνό μίγμα από κουάρκ (ύλη), αντικουάρκ (αντιύλη) και γκλουόνια.

Ένα σενάριο που προτάθηκε από την κοσμολογία του πληθωρισμού λέει ότι, μετά από τον πληθωρισμό το σύμπαν επαναθερμαίνεται (reheating) γρήγορα σε μια θερμοκρασία, που είναι συγκρίσιμη με την ενεργειακή πυκνότητα που αποθηκεύεται στην αρχική συμμετρική προ-πληθωριστική φάση της ύλης. Αυτή η επαναθέρμανση εμφανίζεται λόγω της παραγωγής σωματιδίων από την ταλάντωση του πεδίου ινφλατον (inflaton).

Είναι σημαντικό να πούμε πως στο πληθωριστικό σενάριο όλη η ύλη από την οποία αποτελείται το σύμπαν δημιουργήθηκε με την διαδικασία της επαναθέρμανσης.

10-32 sec <1027 C Η ηλεκτρασθενής εποχή: Κρατάει από 10-36 sec έως 10-32 sec. Η ισχυρή δύναμη παγώνει και μένουν ενωμένες μόνο η ηλεκτρική και η ασθενής. Υπάρχει μια ελαφριά υπεροχή της ύλης έναντι της αντι-ύλης. Αυτή η υπεροχή είναι 1:1.000.000.000 και είναι ικανοποιητική για να φτιαχτεί το ορατό σύμπαν. Η θερμοκρασία είναι πάρα πολύ υψηλή ακόμα οπότε τα κουάρκ είναι ακόμα ελεύθερα. Γι αυτό και στην μετα-πληθωριστική εποχή του σύμπαντος ο Κόσμος αποτελείται από μια ταραγμένη, καυτή σούπα ηλεκτρονίων, κουάρκ και άλλων σωματιδίων.
10-10 sec 1015 C Εποχή της βαρυογένεσης. Διαχωρίζεται η ασθενής από την ηλεκτρική δύναμη. Όλα τα αντι-κουάρκ εξαϋλώνονται από τα κουάρκ και μένει μόνο η ύλη, γιατί με την πτώση της θερμοκρασίας η ακτινοβολία δεν έχει πια την ενέργεια για να κάνει ζεύγη κουάρκ-αντικουάρκ. Οι συνθήκες του Sakharov εξηγούν γιατί έμεινε η ύλη και εξαφανίστηκε η αντιύλη. Τέλος, διασπώνται τα μποζόνια W και Z.
10-4 sec 1013 C Αρχίζει η εποχή των αδρονίων: Μια ταχύτητα ψύξη του Κόσμου επιτρέπει στα κουάρκ να φυλακιστούν για πάντα μέσα στα πρωτόνια και νετρόνια. Το σύμπαν είναι τώρα στο μέγεθος του ηλιακού συστήματος. 
1 sec 1010 C Τα νετρίνα δεν συμμετέχουν πια στις αλληλεπιδράσεις. Όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώνονται με τα ηλεκτρόνια και δεν ξαναδημιουργούνται. Μένουν μόνο τα ηλεκτρόνια (ύλη) που περίσσεψαν. Ο λόγος νετρονίων-πρωτονίων πέφτει από 50:50 σε 25:75. 
100 sec Σχηματίζονται οι πρώτοι πυρήνες ηλίου
3 min 109 C Οι συνθήκες είναι όμοιες με αυτές του εσωτερικού των άστρων. Σχηματίζονται δευτέριο, λίθιο και ήλιο απορροφώντας τα νετρόνια που περίσσευαν. Όποια νετρόνια περισσεύουν διασπώνται. Ο λόγος νετρονίων-πρωτονίων πέφτει σε 13:87. Το σύμπαν αποτελείται τώρα από 75% πρωτόνια και 35% πυρήνες ηλίου. Είναι ακόμα πολύ καυτό το σύμπαν για να σχηματιστούν τα άτομα. Τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια εμποδίζουν το φως να λάμψει. Το σύμπαν είναι μια υπέρθερμη ομίχλη.
380.000 έτη 6.000 C Τα ηλεκτρόνια επιτέλους μπορούν να συνδεθούν με τα πρωτόνια ή τους άλλους πυρήνες φτιάχνοντας άτομα υδρογόνου, ηλίου και λιθίου. Το φως τώρα μπορεί τελικά να λάμψει γιατί κυκλοφορεί μέσα στο σύμπαν ελεύθερο χωρίς να σκεδάζεται συνεχώς.
1 δισ. έτη -255 C Σχηματισμός γαλαξιών. Η βαρύτητα αναγκάζει το αέριο του υδρογόνου και ηλίου να σχηματίσουν τεράστια νέφη που θα γίνουν γαλαξίες, ενώ τα μικρότερα τμήματα νέφους γίνονται τα πρώτα άστρα. Μέσα στα άστρα αρχίζουν να σχηματίζονται βαρύτεροι πυρήνες από τον άνθρακα έως τον σίδηρο. Τα ακόμα βαρύτερα στοιχεία σχηματίζονται μόνο στις υπερκαινοφανείς εκρήξεις.
13.7 δισ. έτη -270 C
ή 2.7 Κέλβιν
Σχηματίζονται σμήνη γαλαξιών κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, ενώ τα πρώτα άστρα πεθαίνουν, και διασκορπίζονται βαριά στοιχεία στο διάστημα. Αυτά τελικά θα σχηματίσουν νέα άστρα και πλανήτες.

tlbigbangΤα φάσματα ένα τέλειο εργαλείο

Το 1814 αναπτύχθηκε η επιστήμη της φασματοσκοπίας από τον άγγλο φυσικό William Wollaston, που παρατήρησε ότι υπήρχαν διάφορες σκοτεινές γραμμές μέσα στο συνεχές φάσμα του ήλιου μας. Αυτές οι γραμμές κέντρισαν το ενδιαφέρον του γερμανού φυσικού Joseph von Fraunhofer, που σχεδίασε προσεκτικά τη θέση αυτών των γραμμών. Λίγο αργότερα, το 1850, ο  γερμανός φυσικός Gustav Kirchhoff καθώς και ο Robert Bunsen βελτίωσαν το φασματοσκόπιο. Έπειτα έμαθαν να θερμαίνουν μέχρι λευκοπυρώσεως διάφορα στοιχεία και να χρησιμοποιούν το φασματοσκόπιο ώστε να προσδιορίζουν τις αντίστοιχες γραμμές των στοιχείων στο ορατό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Το 1863 ο William Huggins, ένας ερασιτέχνης αστρονόμος είδε ένα κοντινό αστέρι μέσω της διόπτρας του των 8 ιντσών με ένα φασματοσκόπιο, που είχε προσκολλήσει στην διόπτρα του. Βρήκε κάτι που είχε αρχικά υποθέσει: τις ίδιες γραμμές του φάσματος που παρατηρήθηκαν και στον ήλιό μας. Εν τω μεταξύ, οι Kirchhoff και Bunsen είχαν ταξινομήσει με επιτυχία τις γραμμές του φάσματος πολλών στοιχείων, συμπεριλαμβανομένων εκείνων του υδρογόνου, του νατρίου και του μαγνησίου. Ο Huggins βρήκε κι αυτός τις ίδιες γραμμές του φάσματος στα απόμακρα αστέρια που είχε παρατηρήσει και είχε προβλέψει σωστά, ότι μερικά από τα ίδια στοιχεία που οι Kirchhoff και Bunsen είχαν καταχωρήσει προέρχονταν από αυτά τα ουράνια σώματα.

Ο αυστριακός Christian Doppler ανακάλυψε είκοσι χρόνια νωρίτερα ότι η συχνότητα ενός ηχητικού κύματος εξαρτιόταν από τη σχετική ταχύτητα της πηγής του ήχου. Καθώς δε ένας ήχος θα απομακρύνεται από έναν παρατηρητή ο ήχος αυτός θα γίνεται βαρύτερος (με μικρότερη συχνότητα). Επιπλέον εάν η πηγή δεν κινείται αλλά  κινείται ο παρατηρητής, θα υπάρχει μια αντίστοιχη αλλαγή στη συχνότητα του ήχου. Ο Doppler υπέθεσε ότι αυτή η ίδια μετατόπιση στα ηχητικά κύματα συμβαίνει και στα φωτεινά κύματα. Ο δε γάλλος φυσικός Armand Fizeau είχε αποδείξει το 1848 ότι όταν απομακρύνεται ένα άστρο από έναν παρατηρητή, οι γραμμές του στο ορατό φάσμα θα μετατοπίζονταν προς το ερυθρό άκρο. Αντιθέτως, όταν κινείται ένα αντικείμενο προς τον παρατηρητή, ο Fizeau διαπίστωσε ότι οι γραμμές στο φάσμα μετατοπίστηκαν προς το μπλε άκρο. Ο Huggins παρατήρησε μια μετατόπιση στις γραμμές του υδρογόνου του Σείριου προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Αυτή η μετατόπιση προς το ερυθρό έδειξε ότι το άστρο Σείριος απομακρυνόταν από μας. Μερικά χρόνια αργότερα ήταν σε θέση να υπολογίσει την ακτινωτή ταχύτητα του Σείριου μεταξύ 42 έως 58 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Κατά τη διάρκεια του 1890 το παρατηρητήριο Lick στην Καλιφόρνια άρχισε να παρακολουθεί και να υπολογίζει την ακτινωτή ταχύτητα (που είναι στην πραγματικότητα η ταχύτητα με την οποία το άστρο φαίνεται να κινείται όταν παρατηρείται) πολλών άστρων, καθώς επίσης και τα αεριώδη και πλανητικά νεφελώματα. Οι αστρονόμοι στο Lick υπολόγισαν τις ταχύτητες 400 άστρων συμπεριλαμβανομένης και της ακτινικής ταχύτητας τους όπως και της πραγματικής ταχύτητάς τους. Το 1910 ο Vesto Slipher μέτρησε ότι η ταχύτητα του νεφελώματος Ανδρομέδα ήταν 300 km/sec, τριάντα φορές μεγαλύτερη από όσο προηγουμένως είχε παρατηρηθεί. Τέσσερα χρόνια αργότερα, ο Slipher επιβεβαιώνει τις ακτινικές ταχύτητες 14 σπειροειδών νεφελωμάτων, με τη συντριπτική πλειοψηφία τους να μετατοπίζεται προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Οι παρατηρήσεις του Slipper έδειξαν ότι η πλειοψηφία των σπειρών που μέτρησε απομακρυνόταν από μας.

Ο νόμος του Hubble

Περίπου το 1913 αρκετοί αστρονόμοι, μεταξύ τους και ο Edwin Hubble, χρησιμοποίησαν μεταβλητά άστρα γνωστά ως Κηφείδες (αστέρια που η ένταση τους κυμαίνεται) για να μετρήσει τη σχέση περιόδου – φωτεινότητάς τους. Με αυτό θα εύρισκε με ακρίβεια την απόσταση οποιουδήποτε Κηφείδη στην γειτονιά μας. Ο Hubble έγινε ο πρώτος αστρονόμος που μπόρεσε να ανακαλύψει έναν ανεξάρτητο γαλαξία έξω από τα όρια του δικού μας Γαλαξία. Ο Hubble υπολόγισε ότι η απόσταση του γαλαξία Ανδρομέδα από μας ήταν 900.000 έτη φωτός, μεγαλύτερη από το υπολογισμένο μέγεθος του Γαλαξία μας.

Χρησιμοποιώντας τις μετρήσεις της ακτινικής ταχύτητας του Slipher μαζί με τους υπολογισμούς του Hubble άρχισε να παρατηρεί έναν συσχετισμό μεταξύ της απόστασης αυτών των γαλαξιών και των ακτινικών ταχυτήτων τους. Η απόδειξη ήταν αποφασιστικής σημασίας: όσο πιο μακριά ήταν ένας γαλαξίας σχετικά με τη γη, τόσο μεγαλύτερη ήταν και η ταχύτητα αυτού του γαλαξία. Ο Hubble είχε την αδιάψευστη απόδειξη ότι το σύμπαν επεκτεινόταν. Μέχρι το 1936 ο Hubble είχε λάβει αποδεικτικά στοιχεία από γαλαξίες πάνω από 100 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Οι ερυθρές μετατοπίσεις σε αυτήν την απόσταση ήταν τόσο μεγάλες που οι φασματικές γραμμές είχαν αλλάξει το χρώμα τους.

Κοσμολογικά μοντέλα

Καθώς οι αστρονόμοι συνέλεγαν στοιχεία για το Σύμπαν βασισμένα στις παρατηρήσεις τους, οι θεωρητικοί ήταν απασχολημένοι με μοντέλα που προσπαθούσαν να εξηγήσουν τον Κόσμο. Εξοπλισμένος με τη θεωρία της σχετικότητας ο Αϊνστάιν ήταν ένας από τους πρώτους που προσπαθούσε να βρει μια εξήγηση του φυσικού κόσμου. Ο Αϊνστάιν πίστευε σε ένα σύμπαν στατικό, ομοιόμορφο, με ισοτροπική κατανομή της ύλης. Οι εξισώσεις του εντούτοις έδειχναν ότι το σύμπαν δεν ήταν σταθερό, αλλά είχε τη δυνατότητα είτε να διαστέλλεται είτε να συστέλλεται. Ήταν όμως σίγουρος ότι το σύμπαν ήταν σταθερό. Έτσι, αναγκάστηκε να τροποποιήσει την αρχική εξίσωσή του. Πρόσθεσε σε αυτήν ένα όρο, την κοσμολογική σταθερά Λ, που δημιούργησε ένα σφαιρικό, τεσσάρων διαστάσεων κλειστό σύμπαν.

Την ίδια εποχή ο ολλανδός αστρονόμος Willem de Sitter χρησιμοποίησε τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν  για να αναπτύξει το μοντέλο του σύμπαντος. Το μοντέλο του ήταν μοναδικό δεδομένου ότι δεν έλαβε υπόψη του την ύπαρξη της ύλης στον Κόσμο. Πάντως ξεπέρασε το μοντέλο του Αϊνστάιν δεδομένου ότι πρόβλεπε την ερυθρή μετατόπιση – δηλαδή την διαστολή του σύμπαντος – ακόμα κι αν ο de Sitter αισθανόταν ότι αυτό ήταν μια πλάνη, και δεν υποχωρούσαν τα ουράνια αντικείμενα. Η ακαδημαϊκή κοινότητα του 1930 δεν αγκάλιασε πλήρως κανένα μοντέλο του σύμπαντος.

Τότε ο γραμματέας της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρείας στην Αγγλία ενημερώθηκε ότι πριν τρία χρόνια, ο Georges Lemaître, ένας από τους σπουδαστές του είχε γράψει μια κοσμολογική θεωρία, ανεξάρτητα από τις δύο προηγούμενες σημαντικές εργασίες. Ο Lemaître δημιούργησε μια κοσμολογία που πρόβλεπε έναν Κόσμο που ήταν για πάντα σε μια κατάσταση διαστολής. Όταν αυτή η θεωρία αναδημοσιεύτηκε στο περιοδικό Monthly Notices, έφερε στο προσκήνιο μια άλλη παρόμοια θεωρία που επινοήθηκε δέκα χρόνια νωρίτερα. Ο Aleksander Friedmann, ένας ρώσος μαθηματικός, ανέλυσε την κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν που παρήγαγε ένα στατικό σύμπαν. Ο Friedmann απέδειξε ότι υπάρχουν τρεις δυνατότητες για το σύμπαν όταν η κοσμολογική σταθερά Λ είναι μηδέν. Εάν η ύλη στο σύμπαν είναι μεγαλύτερο από την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν θα κατέρρεε τελικά σε ένα σημείο. Εάν η ύλη ήταν μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα το σύμπαν θα επεκτεινόταν για πάντα. Εάν το σύμπαν ήταν επίπεδο με μια κοσμολογική σταθερά μηδέν και η πυκνότητά του ίση με την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν θα επεκτεινόταν πάλι για πάντα.

lemaitre-einsteinΟ Lemaître μαζί με τον Αϊνστάιν

Και οι λύσεις του Lemaître και του Friedmann αναλύθηκαν από τον Αϊνστάιν και συνοπτικά απορρίφθηκαν. Αλλά η απόρριψη αυτών των λύσεων κράτησε μέχρι το 1932 που ο Hubble απέδειξε ότι οι γαλαξίες υποχωρούσαν στην πραγματικότητα, έτσι ο Αϊνστάιν αναγκάστηκε να απορρίψει το στατικό μοντέλο του σύμπαντος του. Η παρατηρητική απόδειξη ότι το σύμπαν επεκτεινόταν συνδυασμένη με τα μοντέλα Friedmann και Lemaître, που πρόβλεπαν ένα διαστελλόμενο σύμπαν, ενοποίησε με επιτυχία τους θεωρητικούς κοσμολόγους και τους αστρονόμους. Το μόνο ζήτημα που παρέμενε ήταν ότι εάν το σύμπαν επεκτείνεται, ποιά μπορούσε να ήταν η αρχική προέλευση αυτού του διαστελλόμενου σύμπαντος;

Ο Lemaître χρησιμοποίησε το δεύτερο νόμο της θερμοδυναμικής ως αφετηρία του. Με βάση την υπόθεση ότι η διαστολή του σύμπαντος ήταν μια αύξηση στην αναταραχή ενός συστήματος, που προέρχεται από μια ιδιομορφία των νετρονίων, τότε αυτός ο αρχέγονος πυρήνας θα εκρηγνυόταν με αποτέλεσμα μια προφανή αύξηση στην εντροπία του σύμπαντος. Στις 9 Μαΐου  του 1931, ο Lemaître δημοσίευσε τη θεωρία του για το σύμπαν στο περιοδικό Nature και αντιμετώπισε το γενικό σκεπτικισμό.

Ο Lemaître διατύπωσε το μοντέλο του βασισμένο στην άποψη ότι ένας μοναδικός γιγάντιος πυρήνας άρχισε να αυξάνει την εντροπία του, σπάζοντας σε μικρά θραύσματα. Πίστευε ότι αυτός ο αρχέγονος πυρήνας μπορούσε να υπήρχε ανέκαθεν, πριν καν υπάρξει κάποια ρήξη της ισορροπίας του, εξ αιτίας της οποίας ο αρχέγονος πυρήνας διασπάστηκε, και με τα συστατικά του να εκτοξεύονται παντού. Η στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης.

Ο George Gamow ανέπτυξε την εργασία του Lemaître, χρησιμοποιώντας τις πρόσφατες ανακαλύψεις στην κβαντική θεωρία. Έτσι, θεώρησε ομοίως ότι  αφετηρία του σύμπαντος ένας ένας πυρήνας που περιείχε όχι μόνο νετρόνια, αλλά και πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Λόγω της μεγάλης ακτινοβολίας στο πρώιμο σύμπαν, η θερμοκρασία θα ήταν παραπάνω από ένα δισεκατομμύριο βαθμούς Kelvin. Αυτό το σύμπαν σε ηλικία πέντε λεπτών, πίστευε ο Gamow, θα είχε σωματίδια που δεν θα μπορούσαν να συνδυαστούν. Αλλά καθώς άρχισε η διαστολή του τότε σύμπαντος οι θερμοκρασίες μειώθηκαν και έτσι θα μπορούσε να γίνει πυρηνική σύντηξη. Τότε θα σχηματίζονταν και τα άτομα καθώς τα πρωτόνια και τα νετρόνια θα συνδέονταν το ένα με το άλλο. Ο Gamow έπειτα υπέθεσε ότι όλα τα στοιχεία στο σύμπαν δημιουργήθηκαν αυτή τη στιγμή. Μια χρονιά εντούτοις αργότερα, αποδείχθηκε ότι οι μαθηματικοί υπολογισμοί του Gamow ενώ ήταν σωστοί για πυρήνες με 1,2,3,4 και νουκλεόνια, δεν ήταν σωστοί για πυρήνα με ατομική μάζα 5 (5 νουκλεόνια). Δηλαδή  δεν θα μπορούσε να είχε δημιουργηθεί από αυτούς τους αρχικούς πυρήνες όσο αυτός με μάζα 8.  Επομένως η διαδρομή για το σχηματισμό βαρύτερων πυρήνων εμποδιζόταν.

Αν και αποδείχθηκε ότι όλα τα στοιχεία στο σύμπαν δεν έχουν προέλθει από την αρχέγονη βολίδα, η θεωρία αυτή κέρδισε την αποδοχή έως ότου ήρθε η αντίπαλος κοσμολογία γνωστή ως θεωρία της σταθερής κατάστασης. Ο Fred Hoyle (που έπλασε κοροϊδευτικά τον όρο Big Bang ή Μεγάλη Έκρηξη) και οι συνάδελφοί του κατασκεύασαν ένα μοντέλο του σύμπαντος που έγινε ευρύτατα αποδεκτό κυρίως για θρησκευτικούς λόγους, κι όχι για την επιστημονική επάρκεια του. Ο Hoyle πρότεινε ότι το σύμπαν είναι απείρως παλαιό και έχει παραμείνει σε μια σταθερή κατάσταση εκτός από το ότι το σύμπαν πράγματι επεκτεινόταν. Όμως, οι γαλαξίες δεν υποχωρούν μεταξύ τους αλλά δημιουργείται συνεχώς μεταξύ των γαλαξιών χώρος. Για να παραμένει σταθερή η μέση πυκνότητα ο Hoyle πρότεινε ότι έπρεπε να δημιουργείται ύλη σε αυτές τις νέες περιοχές, όπου διαστελλόταν το διάστημα. Οι υπολογισμοί του έδειχναν ότι έπρεπε να δημιουργείται κάθε έτος μόνο ένα άτομο υδρογόνου, σε μια περιοχή στο μέγεθος ενός κύβου 100 μέτρων για να υπάρχει πράγματι διαστολή. Αυτή η αυθόρμητη γενιά της ύλης υποστήριζε ο Hoyle  ότι θα επέτρεπε το σχηματισμό νέων γαλαξιών μεταξύ των αρχαίων και το σύμπαν θα διατηρούσε τη σταθερή κατάσταση του. Υποστήριζε μάλιστα ότι οι αστρονόμοι θα ήταν σε θέση να ανιχνεύσουν νέους γαλαξίες στο μέσον πολύ παλαιών γαλαξιών. Αυτό το ζήτημα ήταν μία από τις πολλές ασυνέπειες που βρέθηκαν στη θεωρία της σταθερής κατάστασης. Στη δεκαετία του ’50 οι θεωρητικοί της σταθερής κατάστασης δέχτηκαν ένα βαρύ χτύπημα όταν ανακαλύφθηκαν ραδιογαλαξίες δείχνοντας ότι, σύμφωνα με την κοσμολογίας της Μεγάλης Έκρηξης, οι γαλαξίες εξελίσσονται και ήταν πολύ ενεργοί δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Δείτε και το βίντεο «Η Μεγάλη Έκρηξη εν συντομία» υποτιτλισμένο από τον Χρήστο Σωτηρόπουλο


Πηγές:
New Scientist: Η Γέννηση του σύμπαντος
John Gribbin: Big Bang
Stephen Hawking:
Το χρονικό του Χρόνου
Paolo Maffei: Το Σύμπαν
Barry Parker: Η υπεράσπιση του Big Bang
Steven Weinberg: Τα 3 πρώτα λεπτά
Simon Singh: Big Bang
John Barrow: Η απαρχή του σύμπαντος

Advertisements