Hur skapades vårt universum? Hur kom det att bli den till synes oändliga plats vi känner till idag? Och vad kommer att bli av det, evigheter från nu? Det här är frågorna som har förbryllat filosofer och forskare sedan början och lett till några ganska vilda och intressanta teorier. Idag är konsensus bland forskare, astronomer och kosmologer att universum som vi känner det skapades i en massiv explosion som inte bara skapade majoriteten av materien, utan de fysiska lagarna som styr vårt ständigt expanderande kosmos. Detta är känt som The Big Bang Theory.
I nästan ett århundrade har termen ägnats åt både forskare och icke-forskare. Detta borde inte komma som någon överraskning, eftersom det är den mest accepterade teorin om vårt ursprung. Men exakt vad betyder det? Hur uppstod vårt universum i en massiv explosion, vilka bevis finns det för detta, och vad säger teorin om de långsiktiga prognoserna för vårt universum?
Grunderna i Big Bang-teorin är ganska enkla. Kort sagt, Big Bang-hypotesen säger att all nuvarande och tidigare materia i universum kom till på samma gång, för ungefär 13,8 miljarder år sedan. Vid denna tidpunkt komprimerades all materia till en mycket liten boll med oändlig densitet och intensiv värme som kallas a Säregenhet . Plötsligt började Singulariteten expandera, och universum som vi känner det började.
Även om detta inte är den enda moderna teorin om hur universum kom till – till exempel finns det Steady State teori eller den Oscillerande universumteori – det är det mest accepterade och populära. Modellen förklarar inte bara ursprunget till all känd materia, fysikens lagar och universums storskaliga struktur, den står också för universums expansion och ett brett spektrum av andra fenomen.
Tidslinje för Big Bang Theory
Arbetar baklänges från universums nuvarande tillstånd, har forskare teoretiserat att det måste ha sitt ursprung vid en enda punkt med oändlig täthet och ändlig tid som började expandera. Efter den första expansionen hävdar teorin att universum kyldes tillräckligt för att tillåta bildandet av subatomära partiklar och senare enkla atomer. Jättemoln av dessa urelement smälte senare samman genom gravitationen för att bilda stjärnor och galaxer.
Allt detta började för ungefär 13,8 miljarder år sedan och anses därför vara universums ålder. Genom testning av teoretiska principer, experiment som involverar partikelacceleratorer och högenergitillstånd, och astronomiska studier som har observerat det djupa universum, har forskare konstruerat en tidslinje av händelser som började med Big Bang och har lett till det nuvarande tillståndet av kosmisk evolution .
Men universums tidigaste tider – varar från cirka 10-43till 10-elvasekunder efter Big Bang – är föremål för omfattande spekulationer. Med tanke på att fysikens lagar som vi känner dem inte kunde ha existerat vid denna tid, är det svårt att förstå hur universum kunde ha styrts. Vad mer är, experiment som kan skapa de typer av energier som är involverade har ännu inte utförts. Ändå råder många teorier om vad som hände i detta första ögonblick, av vilka många är kompatibla.
Singularitetsepoken
Även känd som Planck epok (eller Planck Era), detta var den tidigaste kända perioden av universum. Vid denna tidpunkt kondenserades all materia på en enda punkt med oändlig densitet och extrem värme. Under denna period tror man att gravitationens kvanteffekter dominerade fysiska interaktioner och att inga andra fysiska krafter var lika starka som gravitationen.
Denna Planck-period sträcker sig från punkt 0 till ungefär 10-43sekunder, och heter så eftersom det bara kan mätas i Planck-tid. På grund av den extrema värmen och materiens densitet var universums tillstånd mycket instabilt. Det började alltså expandera och svalna, vilket ledde till manifestationen av fysikens grundläggande krafter.
Från cirka 10-43tvåa och 10-36, universum började korsa övergångstemperaturer. Det är här som de grundläggande krafterna som styr universum tros ha börjat separera från varandra. Det första steget i detta var gravitationskraften som separerade från mätkrafter, som står för starka och svaga kärnkrafter och elektromagnetism.
Sedan, från 10-36till 10-32sekunder efter Big Bang var universums temperatur tillräckligt låg (1028K) att krafterna från elektromagnetism (stark kraft) och svaga kärnkrafter (svag växelverkan) också kunde separera och bilda två distinkta krafter.
Inflationsepoken
Med skapandet av universums första grundläggande krafter började inflationsepoken, som varade från 10-32sekunder i Planck-tid till en okänd punkt. De flesta kosmologiska modeller tyder på att universum vid denna tidpunkt var fyllt homogent med en hög energitäthet, och att de otroligt höga temperaturerna och trycket gav upphov till snabb expansion och avkylning.
Universums historia, från Big Bang till nuvarande epok. Kredit: bicepkeck.orgThis
Detta började vid 10-37sekunder, där fasövergången som orsakade separationen av krafter också ledde till en period där universum växte exponentiellt. Det var också vid denna tidpunkt som baryogenes inträffade, vilket hänvisar till en hypotetisk händelse där temperaturen var så hög att partiklarnas slumpmässiga rörelser inträffade med relativistiska hastigheter.
Som ett resultat av detta skapades oavbrutet partikel-antipartikelpar av alla slag och förstördes i kollisioner, vilket tros ha lett till att materia dominerade över antimateria i det nuvarande universum. Efter att inflationen upphörde bestod universum av en kvarg-gluonplasma, såväl som alla andra elementarpartiklar. Från denna tidpunkt och framåt började universum svalna och materia smälte samman och bildades.
Kylningsepok
När universum fortsatte att minska i densitet och temperatur började energin för varje partikel att minska och fasövergångar fortsatte tills fysikens och elementarpartiklarnas grundläggande krafter ändrades till sin nuvarande form. Eftersom partikelenergierna skulle ha sjunkit till värden som kan erhållas genom partikelfysikexperiment, är denna period och framåt föremål för mindre spekulationer.
Till exempel tror forskare att cirka 10-elvasekunder efter Big Bang sjönk partikelenergierna avsevärt. Vid 10 ungefär-6sekunder kombinerades kvarkar och gluoner för att bilda baryoner som protoner och neutroner, och ett litet överskott av kvarkar jämfört med antikvarkar ledde till ett litet överskott av baryoner jämfört med antibaryoner.
Eftersom temperaturerna inte var tillräckligt höga för att skapa nya proton-antiproton-par (eller neutron-anitneutron-par), följde massförintelse omedelbart, vilket lämnade bara en av 10 kvar.10av de ursprungliga protonerna och neutronerna och ingen av deras antipartiklar. En liknande process inträffade ungefär 1 sekund efter Big Bang för elektroner och positroner. Efter dessa förintelser rörde sig de återstående protonerna, neutronerna och elektronerna inte längre relativistiskt och universums energitäthet dominerades av fotoner – och i mindre utsträckning neutriner.
Några minuter in i expansionen började också den period som kallas Big Bang-nukleosyntesen. Tack vare att temperaturen sjunkit till 1 miljard kelvin och energitätheten sjunkit till ungefär motsvarande luft, började neutroner och protoner kombineras för att bilda universums första deuterium (en stabil isotop av väte) och heliumatomer. Men de flesta av universums protoner förblev okombinerade som vätekärnor.
Efter cirka 379 000 år kombinerades elektroner med dessa kärnor för att bilda atomer (återigen, mestadels väte), medan strålningen frikopplades från materia och fortsatte att expandera genom rymden, i stort sett obehindrat. Denna strålning är nu känd för att vara vad som utgör Kosmisk mikrovågsugn bakgrund (CMB), som idag är det äldsta ljuset i universum.
När CMB expanderade förlorade den gradvis densitet och energi, och uppskattas för närvarande ha en temperatur på 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C/ -454,763 °F) och en energitäthet på 0,25 eV/cm3(eller 4.005×10-14J/m3; 400–500 fotoner/cm3). CMB kan ses i alla riktningar på ett avstånd av ungefär 13,8 miljarder ljusår, men uppskattningar av dess faktiska avstånd placerar den på cirka 46 miljarder ljusår från universums centrum.
Strukturepoken
Under loppet av flera miljarder år som följde började de något tätare områdena i universums nästan likformigt fördelade materia att bli gravitationsmässigt attraherade till varandra. De blev därför ännu tätare och bildade gasmoln, stjärnor, galaxer och andra astronomiska strukturer som vi regelbundet observerar idag.
Detta är vad som är känt som strukturepoken, eftersom det var under denna tid som det moderna universum började ta form. Detta består av synlig materia fördelad i strukturer av olika storlekar, allt från stjärnor och planeter till galaxer, galaxhopar och superhopar – där materia är koncentrerad – som är åtskilda av enorma klyftor som innehåller få galaxer.
Detaljerna i denna process beror på mängden och typen av materia i universum, med kall mörk materia, varm mörk materia, varm mörk materia och baryonisk materia som de fyra föreslagna typerna. Men den Lambda-kall mörk materia modell (Lambda-CDM), där partiklarna av mörk materia rörde sig långsamt jämfört med ljusets hastighet, anses vara standardmodellen för Big Bang-kosmologi, eftersom den passar bäst med tillgängliga data.
I denna modell beräknas kall mörk materia utgöra cirka 23 % av universums materia/energi, medan baryonisk materia utgör cirka 4,6 %. Lambdan hänvisar till Kosmologisk konstant , en teori som ursprungligen föreslogs av Albert Einstein som försökte visa att balansen mellan massenergi i universum var statisk. I det här fallet är det förknippat med Mörk energi , som tjänade till att påskynda universums expansion och hålla dess storskaliga struktur i stort sett enhetlig.
Diagram som visar Lambda-CBR-universumet, från Big Bang till den nuvarande eran. Kredit: Alex Mittelmann/Coldcreation
Långsiktiga förutsägelser för universums framtid
Att anta att universum hade en startpunkt ger naturligtvis upphov till frågor om en möjlig slutpunkt. Om universum började som en liten punkt med oändlig täthet som började expandera, betyder det att det kommer att fortsätta att expandera i det oändliga? Eller kommer den en dag att ta slut på expansiv kraft och börja dra sig tillbaka inåt tills all materia knastrar tillbaka till en liten boll?
Att svara på denna fråga har varit ett stort fokus för kosmologer ända sedan debatten om vilken modell av universum som var den korrekta började. Med acceptansen av Big Bang Theory, men innan observationen av mörk energi på 1990-talet, hade kosmologer kommit överens om två scenarier som de mest sannolika resultaten för vårt universum.
I det första, allmänt känt som 'Big Crunch'-scenariot, kommer universum att nå en maximal storlek och sedan börja kollapsa i sig själv. Detta kommer bara att vara möjligt om universums masstäthet är större än den kritiska densiteten. Med andra ord, så länge som materiens densitet förblir på eller över ett visst värde (1-3 × 10-26kg materia per m³), kommer universum så småningom att dra ihop sig.
Alternativt, om densiteten i universum var lika med eller under den kritiska densiteten, skulle expansionen sakta ner men aldrig sluta. I det här scenariot, känt som 'Big Freeze', skulle universum fortsätta tills stjärnbildningen slutligen upphörde med förbrukningen av all interstellär gas i varje galax. Under tiden skulle alla befintliga stjärnor brinna ut och bli vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.
Mycket gradvis skulle kollisioner mellan dessa svarta hål resultera i att massa ackumuleras till större och större svarta hål. Medeltemperaturen i universum skulle närma sig absolut noll, och svarta hål skulle avdunsta efter att ha sänt ut den sista av deras Hawking-strålning. Slutligen skulle universums entropi öka till en punkt där ingen organiserad form av energi kunde utvinnas från den (ett scenario som kallas 'värmedöd').
Moderna observationer, som inkluderar förekomsten av mörk energi och dess inflytande på kosmisk expansion, har lett till slutsatsen att mer och mer av det för närvarande synliga universum kommer att passera bortom vår händelsehorisont (dvs. CMB, kanten på vad vi kan se) och bli osynlig för oss. Det slutliga resultatet av detta är för närvarande inte känt, men 'värmedöd' anses vara en trolig slutpunkt även i detta scenario.
Andra förklaringar av mörk energi, kallade fantomenergiteorier, tyder på att galaxhopar, stjärnor, planeter, atomer, kärnor och själva materien i slutändan kommer att slitas isär av den ständigt ökande expansionen. Detta scenario är känt som 'Big Rip', där expansionen av själva universum så småningom kommer att bli dess undergång.
Historien om Big Bang Theory
De tidigaste indikationerna på Big Bang inträffade som ett resultat av observationer i rymden i början av 1900-talet. År 1912 genomförde den amerikanske astronomen Vesto Slipher en serie observationer av spiralgalaxer (som troddes vara nebulosor) och mätte deras Doppler rödförskjutning . I nästan alla fall observerades spiralgalaxerna röra sig bort från vår egen.
År 1922 utvecklade den ryske kosmologen Alexander Friedmann vad som kallas Friedmann-ekvationerna, som härleddes från Einsteins ekvationer för allmän relativitet. I motsats till vad Einstein förespråkade vid den tiden med sin en kosmologisk konstant, visade Friedmanns arbete att universum sannolikt var i ett tillstånd av expansion.
1924 visade Edwin Hubbles mätning av det stora avståndet till närmaste spiralnebulosa att dessa system verkligen var andra galaxer. Samtidigt började Hubble utveckla en serie avståndsindikatorer med hjälp av 100-tums (2,5 m) Hooker-teleskopet kl. Mount Wilson Observatory . Och 1929 upptäckte Hubble en korrelation mellan avstånd och lågkonjunkturhastighet - som nu är känd som Hubbles lag .
Och sedan 1927, kom Georges Lemaitre, en belgisk fysiker och romersk-katolsk präst, självständigt fram till samma resultat som Friedmanns ekvationer och föreslog att den antagna recessionen för galaxerna berodde på universums expansion. 1931 tog han detta vidare och antydde att den nuvarande expansionen av universum innebar att fadern tillbaka i tiden man gick, desto mindre skulle universum bli. Vid någon tidpunkt i det förflutna, hävdade han, skulle hela universums massa ha koncentrerats till en enda punkt från vilken själva strukturen av rum och tid härstammar.
Dessa upptäckter utlöste en debatt mellan fysiker under 1920- och 30-talen, där majoriteten förespråkade att universum var i ett stabilt tillstånd. I denna modell skapas kontinuerligt ny materia när universum expanderar, vilket bevarar materiens enhetlighet och densitet över tiden. Bland dessa forskare verkade idén om en Big Bang mer teologisk än vetenskaplig, och anklagelser om partiskhet framfördes mot Lemaitre utifrån hans religiösa bakgrund.
Andra teorier förespråkades under denna tid också, såsom Milne modell och Oscillary Universe-modellen. Båda dessa teorier var baserade på Einsteins allmänna relativitetsteori (den senare stöddes av Einstein själv), och ansåg att universum följer oändliga, eller obestämda, självuppehållande cykler.
Efter andra världskriget hamnade debatten i spetsen mellan förespråkare av Steady State-modellen (som hade kommit att formaliseras av astronomen Fred Hoyle) och förespråkare för Big Bang Theory – som växte i popularitet. Ironiskt nog var det Hoyle som myntade frasen 'Big Bang' under en BBC-radiosändning i mars 1949, vilket av vissa ansågs vara ett nedsättande avskedande (vilket Hoyle förnekade).
Så småningom började observationsbevisen gynna Big Bang framför Steady State. Upptäckten och bekräftelsen av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen 1965 säkrade Big Bang som den bästa teorin om universums ursprung och utveckling. Från slutet av 60-talet till 1990-talet gjorde astronomer och kosmologer ett ännu bättre argument för Big Bang genom att lösa teoretiska problem som den väckte.
Dessa inkluderade papper inlämnade av Stephen Hawking och andra fysiker som visade att singulariteter var ett oundvikligt initialtillstånd för allmän relativitet och en Big Bang-modell av kosmologi. 1981 teoretiserade fysikern Alan Guth om en period av snabb kosmisk expansion (aka. 'inflationsepoken') som löste andra teoretiska problem.
På 1990-talet sågs också uppkomsten av mörk energi som ett försök att lösa utestående problem inom kosmologi. Förutom att ge en förklaring till universums saknade massa (tillsammans med Mörk materia , ursprungligen föreslog 1932 av Jan Oort), gav den också en förklaring till varför universum fortfarande accelererar, samt erbjuder en lösning till Einsteins kosmologiska konstant.
Betydande framsteg gjordes tack vare framsteg inom teleskop, satelliter och datorsimuleringar, som har gjort det möjligt för astronomer och kosmologer att se mer av universum och få en bättre förståelse för dess verkliga ålder. Introduktionen av rymdteleskop – såsom Kosmisk bakgrundsutforskare (COBE), den Rymdteleskopet Hubble , Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) och Planck observatorium – har också varit av omätligt värde.
Idag har kosmologer ganska exakta och exakta mätningar av många av parametrarna i Big Bang Theory-modellen, för att inte tala om själva universums ålder. Och allt började med den noterade observationen att massiva stjärnobjekt, många ljusår borta, sakta rörde sig bort från oss. Och även om vi fortfarande inte är säkra på hur det hela kommer att sluta, så vet vi att det på en kosmologisk skala inte kommer att vara på länge, LÄNGE!
Fler resurser om Big Bang Theory
Vi har många intressanta artiklar om Big Bang här på Universe Today. Till exempel, här är Vad är beviset för Big Bang? , Vad kom före Big Bang? , En ny teori om universums skapelse , och Vad är kosmisk bakgrundsstrålning?
För mer information, kolla in NASAs sida om Big Bang Theory. NASA:s webbsida för WMAP-uppdrag, Big Bang kosmologi , och dess 'Vad är Big Bang Theory?' också ger bra introduktioner till big bang-teorin. För en mer detaljerad introduktion, kolla in Ned Wrights Cosmology Tutorial .
Astronomy Cast har också flera relevanta avsnitt i ämnet. Här är Avsnitt 137: Universums struktur i stor skala , Avsnitt 123: Homogenitet , och Avsnitt 58: Inflation .
