Μέρος 26 – Κοσμολογία

Η κοσμολογία είναι ένας κλάδος της Αστροφυσικής και της Φυσικής που μελετά τη δημιουργία και την εξέλιξη του Σύμπαντος συνολικά. Μελετά τη δημιουργία και την εξέλιξη του Σύμπαντος στο σύνολό της με βάση τις παρατηρήσεις του Σύμπαντος, κυρίως των γαλαξιών, και άλλων μετρήσεων, όπως η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων, σε συνδυασμό με τη φυσική και ειδικότερα την πυρηνική φυσική και την φυσική στοιχειωδών σωματιδίων. Η κοσμολογία μάς επιτρέπει να ερευνήσουμε τη γέννηση και την εξέλιξη του Σύμπαντος και να κάνουμε υποθέσεις για το τέλος του. Μας επιτρέπει, ακόμη, να υποθέσουμε και τι συνέβη πριν από τη μεγάλη έκρηξη.

1 εγγεγραμμένος φοιτητής

Η κοσμολογία βασίζεται κυρίως σε μετρήσεις γαλαξιών και συγκεκριμένα στην διαστολή του σύμπαντος ερμηνεύοντας την μετατόπιση προς το ερυθρό των φασμάτων γαλαξιών με βάση το φαινόμενο Doppler Fizeau. Η επιστήμη οδηγήθηκε στη μεγάλη έκρηξη βάσει των θεωρητικών μελετών της γεωμετρίας του χώρου που έγιναν από τους Alexander Friedman και Georges Lemaitre με βάση τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν. Η θεωρητική κοσμολογία βασίζεται στις απλούστερες δυνατές υποθέσεις και μελετά ένα ομοιογενές (σταθερή μέση πυκνότητα), και ισότροπο σύμπαν (ίδιο σε όλες τις κατευθύνσεις).
Με τη θεωρία της γενικής σχετικότητας βρίσκουμε λύσεις στις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν που προβλέπουν τι παρατηρούμε σε μεγάλη κλίμακα στο Σύμπαν. Ο Αϊνστάιν προσπάθησε να βρει τη διατύπωση της κβαντικής βαρύτητας. Η σύγχρονη κοσμολογία ξεκίνησε με την εισαγωγή της θεωρίας του Big Bang από τους Friedmann και Lemaître, οι οποίοι καθιέρωσαν τη θεωρητική κοσμολογία για τη γενική θεωρία της σχετικότητας που αναπτύχθηκε από τον Αϊνστάιν λίγο νωρίτερα.
Με τη θεωρία του της Μεγάλης Έκρηξης οι φυσικοί άρχισαν να αλλάζουν την αντίληψη ότι το Σύμπαν ήταν στατικό, αιώνιο και αμετάβλητο. Το 1922 ο Alexander Friedmann εισήγαγε την ιδέα ενός διαστελλόμενου σύμπαντος που περιέχει κινούμενη ύλη και το 1927 ο G. Lemaitre εισάγει τη θεωρία ενός διαστελλόμενου σύμπαντος. Οι Slipher and Hubble, κατά την περίοδο 1920 - 30, μέτρησαν τις αποστάσεις των γαλαξιών που, σε συνδυασμό με τις θεωρίες Friedmann-Lemaitre, οδήγησαν στη θεωρία και την αποδοχή της Μεγάλης Έκρηξης, που ενοποιήθηκε με τη μέτρηση της ακτινοβολίας φόντου μικροκυμάτων από τους Penzias και Wilson.
Οι Hoyle, Bondi και Gold εισήγαγαν την τέλεια κοσμολογική αρχή: το σύμπαν είναι ομοιογενές στο διάστημα και στο χρόνο. Είναι πάντα ομοιογενές και ισοτροπικό προς όλες τις κατευθύνσεις. Ο Gamow και ο Alpher απέδειξαν ότι τα χημικά στοιχεία υδρογόνο, ήλιο και μερικά βαρύτερα στοιχεία δημιουργήθηκαν στη Μεγάλη Έκρηξη. Ο Gamow υπολόγισε τη θερμοκρασία ( σήμερα γνωστή ως 2,73 ° K ή -270 ° C) και την πυκνότητα μιας πιθανής κοσμικής ακτινοβολίας φόντου μικροκυμάτων που είναι το λείψανο της Μεγάλης Έκρηξης.
Η κοσμική ακτινοβολία φόντου μικροκυμάτων είναι το αποτέλεσμα της ψύξης του σύμπαντος μετά τη μεγάλη έκρηξη σε μια εποχή που το σύμπαν είχε θερμοκρασία περίπου 3000 K. Η κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων υποβάθρου μετρήθηκε από τους Arno Penzias και Robert Wilson και αργότερα από τις Διαστημικές αποστολές Relikt COBE, Wmap και Planck. Σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, το σύμπαν μπορεί να είναι ανοιχτό, κρίσιμο ή κλειστό, ανάλογα με την πυκνότητά του.
Το χωρικά ανοιχτό ή κλειστό σύμπαν εξαρτάται από την πυκνότητά του σε σχέση με την κρίσιμη πυκνότητα. Η κρίσιμη πυκνότητα εξαρτάται από τη σταθερά Hubble. Ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος και η εξέλιξή του εξαρτώνται από την πυκνότητα και ειδικότερα από την παράμετρο πυκνότητας του σύμπαντος, δηλαδή από την αναλογία πυκνότητας προς την κρίσιμη πυκνότητα. Η σταθερά του Hubble αλλάζει με την εξέλιξη του σύμπαντος. Εάν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι ίση με την κρίσιμη τιμή, η επέκταση θα σταματήσει. Εάν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη, το σύμπαν θα καταρρεύσει. Εάν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι λιγότερο από κρίσιμη, θα επεκτείνεται για πάντα.
Το 1917, η δημοσίευση της τελικής τροποποίησης της γενικής θεωρίας της σχετικότητας του Άλμπερτ Αϊνστάιν στο άρθρο "Κοσμολογικές εκτιμήσεις της γενικής θεωρίας της σχετικότητας" ώθησε τους κοσμολόγους όπως ο Willem de Sitter, ο Karl Schwarzschild και ο Arthur Eddington να διερευνήσουν τις αστρονομικές επιπτώσεις του, γεγονός που βελτίωσε την ικανότητα των αστρονόμων να μελετούν πολύ μακρινά αντικείμενα. Για κάθε μοντέλο του Κόσμου η σταθερά Hubble H(v = H r) ποικίλλει ανάλογα με την κλίμακα απόστασης R και την πυκνότητα ρ του δεδομένου σύμπαντος.
Η θεωρητική κοσμολογία βασίζεται σε παρατηρήσεις των ταχυτήτων και των θέσεων των γαλαξιών, της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, της πυρηνικής φυσικής, της φυσικής στοιχειιωδών σωματιδίων, της κβαντικής φυσικής και της φυσικής του πλάσματος.
Πριν από την εισαγωγή της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, στις αρχές του 20ου αιώνα, οι επιστήμονες πίστευαν ότι το σύμπαν ήταν αιώνιο και στατικό. Οι θεωρίες του Friedman παρείχαν λύσεις που έθεσαν τα θεμέλια της σύγχρονης κοσμολογίας. Προέβλεπαν ποια χημικά στοιχεία θα δημιουργούνταν στην αρχή του σύμπαντος με την Μεγάλη Έκρηξη, τα οποία προσδιόρισαν στη συνέχεια οι Gamow και Alpher. Καθώς το Σύμπαν επεκτείνεται από τη γέννησή του, η πυκνότητα ενέργειας της ακτινοβολίας και η θερμοκρασία μειώνονται συνεχώς. Η ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων είναι η εξέλιξη της ακτινοβολίας που επικράτησε στο σύμπαν σε μια φάση κατά την οποία η πυκνότητα μειώθηκε, έτσι ώστε η ακτινοβολία να μπορεί να διαδοθεί. Η μέση ενεργειακή πυκνότητα του σύμπαντος ανά πάσα στιγμή, με βάση την πυρηνική φυσική και συγκεκριμένα τη γνώση της στοιχειώδους φυσικής σωματιδίων, μας επιτρέπει να γνωρίζουμε ποια σωματίδια θα γεννηθούν και ποια θα επιβιώσουν σε κάθε φάση του Σύμπαντος. Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει την εξέλιξη του σύμπαντος, τη θερμοκρασία και την ενεργειακή πυκνότητα της ακτινοβολίας, τις δυνάμεις που ενεργούν, τα στοιχειώδη σωματίδια που δημιουργούνται ανά πάσα στιγμή.
Η θερμοκρασία και η ενεργειακή πυκνότητα της ακτινοβολίας καθορίζουν τις δυνάμεις που αναμένεται να δράσουν ανά πάσα στιγμή. Η μέση ενεργειακή πυκνότητα στις αρχικές φάσεις του Big Bang εξαρτάται από το ποιοι γαλαξίες βρίσκονται στη γειτονιά εκείνη την εποχή. Τα πρώτα πρωτόνια, ηλεκτρόνια και νετρόνια σχηματίστηκαν στο πρώιμο σύμπαν και αργότερα μερικοί βαρύτεροι πυρήνες και έπειτα άτομα. Η κοσμική ακτινοβολία φόντου μικροκυμάτων μετράται με φασματική ανάλυση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που λαμβάνουμε από το σύμπαν με ραδιοτηλεσκόπια και ισούται με 2,73 K. Η ηλικία του σύμπαντος εκτιμάται στα 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια.
Στην εποχή του Planck εμφανίστηκαν σταδιακά οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις, δηλαδή η βαρύτητα και μετά οι ηλεκτρομαγνητικές δυνάμεις, οι αδύναμες και οι ισχυρές αλληλεπιδράσεις. Η πληθωριστική εποχή είναι μια σύντομη περίοδος κατά την οποία οι διαστάσεις του κόσμου αυξάνονται απίστευτα γρήγορα για ένα μικρό χρονικό διάστημα. Η πληθωριστική εποχή περιλαμβάνει την εποχή της ηλεκτροασθενούς δύναμης. Η εποχή των κουάρκ ακολουθεί, όταν πλέον δεν σχηματίζονται πρωτόνια και νετρόνια (αδρονόνια) λόγω υψηλών θερμοκρασιών. Στην εποχή των κουάρκ οι δυνάμεις διαχωρίζονται πιθανότατα και κυριαρχούν τα πλάσματα γλοιονίων και κουάρκ. Κατά την εποχή των κουάρκ έχουμε συνθήκες παρόμοιες με αυτές που αναπαράγονται στο CERN στον Large Hadron Collider.
Η εποχή των αδρονίων που ακολουθεί επιτρέπει στα κουάρκ να σχηματίσουν αδρονόνια. Στην εποχή των αδρονίων, εμφανίζεται μια ασυμμετρία μικρής ύλης-αντιύλης και τα αντι-αδρόνια μειώνονται. Η αποσύνδεση των νετρίνων είναι η επόμενη φάση που συμβαίνει περίπου 1 δευτερόλεπτο κάθε φορά με θερμοκρασίες που μειώνουν από 10000000000 K και τα νετρίνα παύουν να αλληλεπιδρούν με το baryon. Η αποσύνδεση των νετρίνων συμβαίνει, όταν το παρατηρήσιμο σύμπαν έχει διαστάσεις περίπου 10 ετών φωτός. Η εποχή των λεπτονίων ακολουθεί σε περιόδους από 1 s έως 10 s, όταν η θερμοκρασία πέφτει από 10000000000 K έως 1000000000 K και η πίεση επιτρέπει τον σχηματισμό λεπτονίων, δηλαδή ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων, μιονίων και αντιμονίων, και tau-λεπτονίων και αντι tau - λεπτονίων. Κατά την εποχή της Νουκλεοσύνθεσης παράγονται οι πρώτοι πυρήνες φωτός H, He, Li, D. Αυτό συμβαίνει σε περίπου 10 s έως 1000 s μετά το big bang σε θερμοκρασίες 1000000000 K έως 10000000 K. Στην εποχή της πυρηνοσύνθεσης (ή νουκλεοσύνθεσης) τα αδρόνια, δηλαδή πρωτόνια και νετρόνια, μπορούν και σχηματίζουν υδρογόνο και ήλιο 4, δευτέριο, ήλιο 3, και λίθιο 7. Στην εποχή της νουκλεοσύνθεσης, το παρατηρήσιμο σύμπαν έχει μήκος περίπου 300 έτη φωτός. Η Εποχή της Πυρηνικής Σύνθεσης στον Κόσμο κυριαρχείται από ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.
Η εποχή των φωτονίων ξεκινά περίπου 1000 δευτερόλεπτα και διαρκεί μέχρι τα 370000 χρόνια που τελειώνει το πρώιμο σύμπαν. Στην εποχή των φωτονίων η θερμοκρασία μειώνεται από 1000000000 Κ σε περίπου 4000 Κ και το σύμπαν κυριαρχείται από ένα πλάσμα πυρήνων, ηλεκτρονίων και αμέτρητων φωτονίων. Στην εποχή των φωτονίων η θερμοκρασία απαγορεύει τη δημιουργία ατόμων. Η εποχή της ανασύνδεσης συμβαίνει όταν η θερμοκρασία γίνεται 4000 Κ, που γνωρίζουμε ότι επιτρέπει τον σχηματισμό ουδέτερων ατόμων. Αυτό συμβαίνει μεταξύ περίπου 370000 ετών και διαρκεί περίπου 100000 χρόνια. Κατά την εποχή του ανασυνδυασμού, το σύμπαν γίνεται διαφανές. Τα φωτόνια της κοσμικής ακτινοβολίας φόντου μικροκυμάτων προέρχονται από την εποχή του ανασυνδυασμού. Οι σκοτεινοί χρόνοι, που ακολουθούν, είναι μια χρονική περίοδος όπου το σύμπαν δεν έχει φωτόνια στην ορατή περιοχή, που λήγει σε περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια. Κατά τη διάρκεια των σκοτεινών χρόνων η θερμοκρασία μειώνεται από 4000 Κ σε 60 Κ. Κατά τη διάρκεια των σκοτεινών χρόνων, τα πρώτα αστέρια αρχίζουν να σχηματίζονται. Οι πρώτοι γαλαξίες σχηματίστηκαν πριν από 1.000.000.000 χρόνια. Τα σμήνη γαλαξιών διαμορφώνονται περίπου 3.000.000.000 χρόνια πριν. Κατά καιρούς σχηματίζονται περίπου 5.000.000.000 χρόνια γαλαξιακά υπερσμήνη. Η πρώιμη φάση του σύμπαντος θεωρείται ότι τελειώνει περίπου 370.000 χρόνια πριν. Μετά τη μεγάλη έκρηξη, διάφορα υποατομικά σωματίδια δημιουργούνται σταδιακά με ίσες ποσότητες των αντισωματιδίων τους.
Τα περισσότερα σωματίδια και τα αντισωματίδια τους εκμηδενίζονται μεταξύ τους και μερικά από αυτά αφήνουν περίσσεια της κανονικής ύλης που είναι η σημερινή ύλη του σύμπαντος. Κάποια στιγμή μετά τη μεγάλη έκρηξη, το ένα τέταρτο των πρωτονίων και όλα τα νετρόνια συντήκονται σε δευτέριο και έπειτα στο ήλιο-4, όπως προβλέπουν οι Gamow και Alpher. Σε μια περίοδο περίπου 370.000 ετών η θερμοκρασία επιτρέπει τη δημιουργία ουδέτερων ατόμων, υδρογόνου, ηλίου και λίγου λιθίου. Τα πρώτα άτομα εκπέμπουν φωτόνια που σήμερα αποτελούν την κοσμική ακτινοβολία φόντου μικροκυμάτων. Σε μια περίοδο περίπου 370.000 ετών έως περίπου 1 δισεκατομμυρίου μετά τη δημιουργία ατόμων, το σύμπαν καθίσταται αδιαφανές επειδή δημιουργούνται πολλά πυκνά σύννεφα υδρογόνου, τα οποία καταρρέουν πολύ αργά και αργά σχηματίζονται από αυτά αστέρια και γαλαξίες. Για πολύ καιρό δεν υπάρχουν πηγές φωτός και το σύμπαν είναι σκοτεινό. Η σκοτεινή ενέργεια επιταχύνει πιθανώς την επέκταση του σύμπαντος επειδή ασκεί αρνητική πίεση στην ύλη.

ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ

1
ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ
85'

ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ

2
ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ Ερωτήσεις
16 questions