Big Bang

Nga Wikipedia, enciklopedia e lirë
Shko te: navigacion, kërko
Sipas modelit të Bumit të Madh, Universi u zgjerua prej një gjendjeje tmerrësisht të dendur dhe shume të nxehtë dhe vazhdon të zgjerohet edhe sot. Grafiku i mësipër, është konceptimi i një artisti për zgjerimin e një pjese të rrafshëttë Universit.



Big Bang, është modeli kozmologjik i kushteve fillestare dhe të mëtejshme të zhvillimit të Universit që mbështetet nga shpjegimet më të sakta dhe më të hollësishme, të nxjerra nga provat shkencore dhe vëzhgimet e tashme. [1][2] Sipas kozmologëve, termi Big Bang përgjithësisht lidhet me idenë se Universi është zgjeruar prej një gjendjeje fillestare të nxehtë dhe të dendur në një kohë të caktuar në të kaluarën (matjet më sakta të disponueshme në vitin 2009 sugjerojnë se kjo gjendje u ndesh 13.3 deri 13.9 miliard vjet më pare) [3][4]), dhe vazhdon të zgjerohet edhe sot.


Georges Lemaître propozoi atë që u njoh si teoria e Big Bangut rreth origjinës së Universit, megjithëse ai e quajti atë "hipoteza e atomit të parë". Ky model bazohet kryesisht në relativitetin e përgjithshëmAlbert Einsteinit dhe në supozime të thjeshtuara (si homogjeniteti dhe izotropia e hapësirës). Ekuacionet kryesore u formuluan nga Alexander Friedmann. Pasi Edwin Hubble zbuloi në vitin 1929 se distancat në galaksitë e largëta janë në proporcion me kuqësinë e tyre, po ashtu e sugjeruar nga Lemaître në vitin 1927, ky vëzhgim u mor për të treguar se të gjitha galaktikat dhe grumbullimet yjore të largëta kanë një shpejtësi të dukshme (shpejtësia e një vale në një drejtim të caktuar) drejtpërdrejt larg nga pika jonë e vëzhgimit: sa më larg, aq më e lartë është shpejtësia e dukshme.[5] Nëse distanca ndërmjet grumbullimeve të galaktikave është duke u rritur sot, gjithçka duhet të ketë qënë më afër bashkë në të shkuarën. Kjo ide është konsideruar se ka ndodhur mbrapa në kohë në temperature dhe dendësi ekstreme,[6][7][8] dhe përshpejtues të mëdhenj grimcash janë ndërtuar për të eksperimentuar dhe testuar në këto kushte, duke rezultuar në konfirmimin e teorisë, por këta përshpejtues grimcash kanë aftësi të kufizuara për të kontrolluar kaq energji të madhe. Pa asnjë provë për çastin më të herët të zgjerimit, teoria e Big Bangut nuk mund dhe nuk jep ndonjë shpjegim për një gjendje të tillë fillestare; përkundrazi, ai përshkruan dhe shpjegon evolucionin e përgjitshëm të Universit që nga ai cast. Bollëku I observuar I elementëve dritorë pothuajse lidhen me parashikimet e llogaritura për formimin e këtyre elementëve në minutat e para të ftohjes së Universit, e detajuar në mënyrë logjike dhe sasiore sipas nukleosintezës së Big Bangut. Fred Hoyle kreditohet për vendosjen e emrit për termin BIg Bang gjatë një transmetimi në radio në vitin 1949. Raportohet se Hoyle, që favorizonte një model kozmologjik alternative të"gjendjes së qëndrueshme", e kreu me qëllim këtë për të qenë përbuzëse, por Hoyle e mohoi këtë qartësisht dhe tha se ishte për të bërë një dallim midis dy modeleve.[9][10][11] Hoyle më vonë ndihmoi mjaft në përpjekjet për të kuptuar nukleosintezën yjore, shtegu bërthamor për të ndërtuar element të rëndë të caktuar nga element më të lehtë. Pas zbulimit të rrezatimit në sfond kozmik të mikrovalëve në vitin 1964, dhe veçanërisht kur spektri I tij (p.sh., sasia e rrezatimit e matur në secilën gjatësi të valëve) skicoi një kurbë të një trupi të zi (kur themi trup I zi, kemi parasysh një trup që thith të gjithë rrezatimin elektromagnetik), shumica e shkenvëtarëve ishin të bindur se provat se ca nga skenari I Big Bangut të Madh mund të ketë ndodhur.

Historia[redakto | redakto tekstin burimor]

Teoria e Big Bangut u zhvillua prej vëzhgimeve në strukturën e Universit dhe nga konsiderata teoretike. Në vitin 1912 Vesto Slipher mati për herë të parë spostimin e Doplerit të një "nebule spirale" (nebula spirale është një term i vjetërsuar i galaksisë spirale), dhe shpejt zbuloi se të gjitha këto nebula po largoheshin nga Toka. Ai nuk zotëronte implikimet kozmologjike të këtij fakti, dhe madje në atë kohë ishte shumë e diskutueshme nëse nebulat ishin spiral "universe ishujsh" jashtë Rrugës së Qumështit.

Dhjetë vjet më vonë, Alexander Friedmann, një kozmolog dhe matematikan rus, nxorri ekuacionet e Friedmanit prej ekuacioneve të Einsteinit në relativitetin e përgjithshëm, duke treguar se Universi mund të jetë duke u zgjeruar në contrast me modelin e Universit static të mbrojtur nga Einsteini në atë kohë.

Në vitin 1924, matjet e Edvin Habëllit në distancat e mëdha në nebulën siprale më të afërt treguan se këto sisteme gjendeshin në galaktika të tjera.Duke nxjerrë pavarur nga ekuacionet e Friedmanit në vitin 1927, Georges Lemaître, një fizikant dhe prift katolik belg, parashikoi se

Shiko edhe[redakto | redakto tekstin burimor]

Burimi[redakto | redakto tekstin burimor]

Kalendari i Big Bang Artikulli kryesor: Kalendari i Big Bang Një afat kohor grafike është në dispozicion në afat kohor grafik i Big Bang Ekstrapolim të zgjerimit të universit prapa në kohë duke përdorur relativitetin e përgjithshëm jep një densitet infinit dhe temperaturës në një kohë të fundme në të kaluarën. [31] Ky tipar i veçantë sinjalizon ndarjen e relativitetit të përgjithshëm. Sa afër që ne mund të bëhet vlerësimi drejt veçanti është debatuar-sigurisht jo më herët se epoka Planck. Në fillim të nxehtë, faza e dendur në vetvete është referuar si "Big Bang", [shënimet 3] dhe është konsideruar si "lindja" e universit tonë. Bazuar në matjet e zgjerimit të përdorimit të Type supernova IA, matjet e temperaturës luhatjet në sfond mikrovalë kozmike, dhe matjet e funksionit korrelacionit të galaktikave, Universi ka një moshë të llogaritur prej 13,75 ± 0110000000 vjet. [32] Marrëveshja e këtyre tre matje të pavarur mbështet fuqimisht model ΛCDM që përshkruan në detaje përmbajtjen e Universit. Fazat më të hershme të Big Bengut janë subjekt i shumë spekulime. Në modelet më të zakonshme, Universi ishte mbushur homogjene dhe isotropically me një dendësi energji tepër të lartë, temperaturat e madhe dhe presioneve, dhe ishte shumë i shpejt zgjerimin dhe ftohjes. Rreth 10-37 sekonda në zgjerimin, një fazë tranzicioni ka shkaktuar një inflacion kozmike, gjatë të cilës gjithësia u rrit në mënyrë eksponenciale. [33] Pas inflacionit ndalur, Universi përbëhej nga një plazma-Quark gluon, si dhe të gjitha grimcat e tjera elementare. [ Temperaturat 34] ishin aq të larta që mocionet e rastësishme e grimcave të ishin në shpejtësi relativiste, dhe-grimcë antiparticle çifte të të gjitha llojeve janë duke u krijuar vazhdimisht dhe shkatërruar në goditjet. Në disa pika një reagim të panjohur të quajtur baryogenesis shkelur ruajtjen e numrit baryon, duke çuar në një tepricë të vogël e kuarkeve dhe leptons mbi antiquarks dhe antileptons-e rendit e një pjesë në 30 milionë. Kjo rezultoi në dominimin e çështjes mbi antimatter në Universi i pranishëm. [35] Universi ka vazhduar të rritet në madhësi dhe të bien në temperatura, pra energji tipike të çdo grimce ka qenë në rënie. tranzicionit simetri thyer fazën e vënë forcat themelore të fizikës dhe të parametrave të grimcave elementare në formën e tyre aktuale. [36] Pas rreth 10-11 sekonda, foto të bëhet më pak spekulative, sepse energjitë rënie grimcë të vlerave që mund të arrihet në fizikën eksperimente. Në lidhje me 06/10 sekonda, kuarkeve dhe gluons kombinuar për të formuar baryons të tilla si protonet dhe neutronet. E tepërt e vogël e kuarkeve mbi antiquarks çoi në një tepricë të vogël e baryons mbi antibaryons. Temperatura ishte tani nuk ka më të lartë të mjaftueshme për të krijuar të reja-proton antiproton palë (në mënyrë të ngjashme për neutronet-antineutrons), kështu që një asgjësim në masë menjëherë pas, duke lënë vetëm një në 1010 nga protonet dhe neutronet origjinale, dhe asnjë nga antiparticles e tyre. Një proces i ngjashëm ka ndodhur në rreth 1 dytë për elektronet dhe positrons. Pas këtyre annihilations, protonet e mbetur, neutronet dhe elektronet nuk ishin më lëviz relativistically dhe densiteti i energjisë së universit ishte e dominuar nga fotone (me një kontribut të vogël nga protone). Pak minuta në zgjerimin, kur temperatura ishte rreth një miliardë lekë (një mijë milion, 109; giga SI prefix-) kelvin dhe dendësia ishte në lidhje me atë të ajrit, neutrone e kombinuar me protonet për të formuar deuterium Universi dhe berthamat helium në një proces të quajtur Big nukleosintezën Bang. [37] protonet Më mbeti uncombined si berthamat e hidrogjenit. Si e Universit ftohur, në masë tjetër e energjisë dendësia e materies erdhi për të gravitationally dominojnë se e rrezatimit foton. Pas rreth 379.000 vjet elektronet dhe bërthamat e kombinuar në atomeve (hidrogjen kryesisht), pra rrezatimit tërhiqet nga materia dhe vazhdoi nëpër hapësirë të papenguar në masë të madhe. Ky rrezatim relike është e njohur si rrezatimit të sfondit kozmik mikrovalë. [38]


Hubble Ultra Deep Field tregon galaktikave nga një epokë e lashtë kur Universi ishte i ri, i dendur dhe të ngrohta në bazë të teorisë së Big Bengut. Gjatë një periudhe të gjatë kohore, rajonet pak më e dendur e çështjes gati shperndare uniformisht gravitationally tërhequr çështje në afërsi dhe në këtë mënyrë u rrit edhe më e dendur, duke formuar retë e gazit, yjet, galaktikat, dhe strukturat e tjera astronomike i dukshëm sot. Detajet e këtij procesi varet nga sasia dhe lloji i materies në gjithësi. Të katër llojeve të mundshme të çështjes janë të njohur si çështje të ftohtë të errët, çështje të ngrohtë të errët, çështje e nxehtë e errët dhe çështje baryonic. Matjet e mirë në dispozicion (nga WMAP) tregojnë se të dhënat janë të mirë-të arsyeshme nga një model Lambda-CDM në të cilën materies së zezë është supozuar të jenë të ftohtë (çështje të ngrohtë e errët është përjashtuar nga reionization herët [39]), dhe është vlerësuar të përbëjnë rreth 23% e çështjes / energjia e universit, duke marrë parasysh se baryonic përbën rreth 4,6%. [32] Në një "model të zgjeruar", i cili përfshin çështje e nxehtë e errët në formën e neutrinot, pastaj nëse "dendësia fizike baryon "Ωbh2 është llogaritur në rreth 0,023 (kjo është e ndryshme nga 'dendësi baryon' Ωb shprehur si një fraksion i çështjes totalit / densiteti i energjisë, e cila siç u tha më lartë është rreth 0,046), dhe përkatëse të ftohtë të errët densitet çështje Ωch2 është rreth 0,11 , që korrespondon densiteti neutrino Ωvh2 është vlerësuar të jetë më pak se 0,0062. [32] linjat e Pavarur e provave nga Type Ia supernova dhe CMB nënkuptojnë se sot Universi është e dominuar nga një formë misterioze e energjisë të njohur si energjia e errët, e cila me sa duket permeates të gjithë hapësirën. Vëzhgimet tregojnë 73% e densiteti i energjisë totale të universit të sotëm është në këtë formë. Kur Universi ishte shumë i ri, ajo ishte infused gjasa me energji të errët, por me më pak hapësirë dhe gjithçka më afër së bashku, graviteti kishte dorën e sipërme, dhe kjo ishte ngadalë frenim e zgjerimit. Por në fund, pas miliardë vite të shumta e zgjerimit, bollëk në rritje të energjisë së zezë shkaktuar zgjerimin e universit me ngadalë fillojnë të përshpejtuar. energjisë Dark në formulimin e saj më të thjeshtë merr formën e afatit kozmologjik të vazhdueshme në ekuacionet e Einstein fushën e relativitetit të përgjithshëm, por përbërja e saj dhe mekanizmi janë të panjohur dhe, më në përgjithësi, të dhënat e ekuacionit të tij të shtetit dhe të marrëdhënieve me Modeli standard të fizikës së grimcave vazhdojnë të hetohen dy observationally dhe teorikisht. [20] Të gjitha të këtij evolucioni kozmik pas epoke inflacioniste mund të përshkruhet në mënyrë rigoroze dhe të modeluar nga modeli ΛCDM e kozmologjisë, e cila përdor kornizat e pavarur e mekanikës kuantike dhe relativitetit të përgjithshëm të Einsteinit. Siç u përmend më lart, nuk ka një model të suportuar përshkruar veprimin e para 10-15 sekonda apo më shumë. Me sa duket një teori të re të unifikuar të gravitacionit kuantik është e nevojshme për të thyer këtë pengesë. Kuptimi i kësaj të hershme të epokave në historinë e universit është aktualisht një nga problemet më të mëdha të pazgjidhura në fizikë. supozimet Teoria e Big Bengut varet nga dy supozime kryesore: universalitetin e ligjeve fizike, dhe parimi kozmologjik. Shtetet kozmologjike parimin që në peshore e madhe e Universit është homogjen dhe isotropic. Këto ide u morën fillimisht si postulates, por sot ka përpjekje për të provuar secilën prej tyre. Për shembull, supozimi i parë ka qenë i testuar nga vëzhgimet që tregojnë se devijim më të madh të mundshëm të strukturës së gjobës të vazhdueshëm mbi shumë të moshës së universit është e rendit 10-5. [40] teste Gjithashtu, relativitetin e pergjithshem ka kaluar të rrepta në shkallë e sistemit diellor dhe yjet binare, ndërsa ekstrapolim në peshore kozmologjik është vërtetuar nga sukseset empirike e aspekteve të ndryshme të teorisë së Big Bengut. [shënimet 4] Në qoftë se Universi në shkallë të gjerë duket isotropic si të shikuara nga Toka, parimi kozmologjik mund të rrjedhin nga parimi të thjeshtë Kopernikut, i cili thotë se nuk është e preferuar jo (ose të veçanta), vëzhgues ose Vantage Point. Për këtë qëllim, parimi kozmologjik është konfirmuar në një nivel të 10-5 nëpërmjet vëzhgimeve të [shënimet 5]. CMB Universi është matur të jetë homogjene në shkallët më të madhe në nivelin 10%. [41] FLRW metrikë Artikulli kryesor: Friedmann-Lemètrë-Robertson-Walker zgjerimin metrikë dhe metrik e hapësirës Relativiteti i përgjithshëm përshkruan hapësirë-kohës me një metrikë, e cila përcakton distancat që pika të veçanta pranë. Pikat, të cilat mund të galaktikat, yjet, ose objekte të tjera, vetë janë të përcaktohet duke përdorur një koordinojnë tabelë ose "rrjetit", që është hedhur poshtë mbi të gjitha hapësirë-kohës. Parimin kozmologjik nënkupton se metrikë duhet të jenë homogjene dhe isotropic mbi peshore të mëdha, të cilat unike teke nga-Friedmann Lemètrë-Robertson-Walker metrikë (FLRW metrikë). Kjo metrikë përmban një faktor shkallë, e cila përshkruan se si madhësinë e ndryshimeve të universit me kohë. Kjo bën të mundur një zgjedhje të përshtatshme për një sistem të koordinuar për të bërë, quhet comoving koordinon. Në këtë sistem të koordinuar, të rrjetit zgjeron së bashku me të universit, dhe objekteve që janë duke lëvizur vetëm për shkak të zgjerimit të universit të mbetet në pikat fikse në rrjet. Ndërsa e tyre koordinojnë distancë (distance comoving) mbetet konstante, distanca fizike në mes të dy pikave të tilla comoving zgjeron proporcionalisht me faktorin shkallë të universit. [42] The Big Bang nuk është një shpërthim i çështjes lëvizin jashtë për të mbushur një univers bosh. Në vend të kësaj, hapësira në vetvete zgjeron me kohë kudo dhe e rrit distancën fizike midis dy pikave comoving. Sepse metrikë FLRW merr një shpërndarje uniforme të masës dhe energjisë, kjo vlen për të universit tonë vetëm në përqëndrime të mëdha peshore-lokale e çështje të tilla si galaktikë tona janë të detyruar gravitationally dhe si i tillë nuk i përjetojnë zgjerimin në shkallë të gjerë të hapësirës. Horizonte Artikulli kryesor: horizont Cosmological Një tipar i rëndësishëm i Big Bengut hapësirë-kohës është prania e horizonteve. Që nga Universi ka një moshë të caktuar, dhe drita udhëton me një shpejtësi të caktuar, mund të ketë ngjarje në të kaluarën drita e të cilit nuk ka pasur kohë të lidheni me ne. Kjo vendos një kufi apo një horizont të kaluar në një nga objektet më të largët që mund të vërehet. Në anën tjetër, sepse hapësira është zgjeruar, dhe objekteve më të largëta janë të largohet gjithnjë e më shpejt, drita e emetuar nga ne sot nuk mund të "arrijë" të objekteve shumë të largët. Kjo përcakton një horizont të ardhmen, e cila kufizon ngjarjet në të ardhmen se do të jemi në gjendje të ndikojnë. Prania e ose llojin e horizont varet nga detajet e modelit FLRW që përshkruan universit tonë. Kuptimi ynë e prapa Universit në kohëra shumë të hershme tregojnë se ka një horizont të kaluar, edhe pse në praktikë mendimit tonë është e kufizuar edhe nga perde të universit në kohë të hershme. Pra mendimit tonë nuk mund të zgjasë më tej prapa në kohë, edhe pse recedes horizont në hapësirë. Në qoftë se zgjerimin e universit vazhdon të përshpejtuar, ka një horizont të ardhme të mirë.

  1. ^ B. Feuerbacher/R. Scranton (25 janar 2006): Evidence for the Big Bang. TalkOrigins. Vizituar në 16 tetor 2009.
  2. ^ E.L. Wright (9 maj 2009): What is the evidence for the Big Bang?. 'Frequently Asked Questions in Cosmology'. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. Vizituar në 16 tetor 2009.
  3. ^ Komatsu, E. (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation". Astrophysical Journal Supplement 180: 330. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330. 
  4. ^ Menegoni, Eloisa; Galli, Silvia; Bartlett, James G.; Martins, C. J. A. P. & Melchiorri1, Alessandro (2009), "http://arxiv.org/abs/0909.3584", Physical Review D 80(8), doi:10.1103/PhysRevD.80.087302, <http://arxiv.org/abs/0909.3584> 
  5. ^ Hubble, E. (1929). "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–73. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMID 16577160. 
  6. ^ C.H. Gibson (21 January 2001): The First Turbulent Mixing and Combustion. IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.
  7. ^ Stampa:Cite arxiv
  8. ^ Stampa:Cite arxiv
  9. ^ 'Big bang' astronomer dies. BBC News (22 gusht 2001). Vizituar në 7 dhjetor 2008.
  10. ^ K. Croswell: Chapter 9. In: The Alchemy of the Heavens. Anchor Books 1995
  11. ^ S. Mitton: Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum Press 2005

Lidhje të jashtme[redakto | redakto tekstin burimor]