De unde știm! Episodul 10- Universul de la Big-bang la prima stea.
În episoadele anterioare ale seriei „De unde știm!” am abordat teoria Big-bang și teoria Inflației cosmice ca soluții ce ar trebuii să explice existența universului, dar aveți dreptate, nu este suficient. Aceste teorii în forma lor simplă nu oferă decât răspunsuri limitate la anumite întrebări despre origine și este mult de explicat și de demonstrat pentru a putea cunoaște de ce universul există sub forma actuală…
Deci în continuare vom încerca să explicăm și să demonstram de unde știm cum a evoluat universul de la big-bang până la apariția lumini în univers, nașterea primelor stele. Cât despre ce a fost înainte de big-bang și ce a cauzat big-bang-ul vă promit un episod special al seriei „de unde știm!” ce va urma după ce vom explica inclusiv formarea planetelor.
În episoadele anterioare am specificat că Universul în urma Big-bang-ului a luat naștere sub formă de radiații și particule; radiații ce le putem percepe și astăzi. radiațiile în sine find o dovadă a Big-bang-ului.
Folosindu-se de teorii științifice ce definesc starea materie, sau a plasmei primordiale, la anumite temperaturi și presiuni cât și de măsurători directe, astro-fizicienii au dedus și astfel au definit evoluția universului timpuriu (până la „nașterea” stelelor) în epoci ilegale ca timp dar fiecare find caracterizată de o importanță strategică în explicarea universului așa cum îl putem observa astăzi. epocile respective ar fi: epoca Plank; epoca inflaționistă; epoca marii unificări; epoca Electroslabă; epoca Hadronică; epoca Leptonică; epoca Nucleosintezei; epoca deionizării.
Epoca Plank.
Este numită după „Constanta lui Plank (quantumul de acțiune)” iar ceea ce știm despre acea perioadă este aproape zero, golul find umplut de ipoteze științifice, dar putem spune că următoarele lucruri le putem afirma:
- este perioada scurtă imediat de după Big-Bang asupra căreia ne este aproape imposibil să privim chiar și teoretic cu ajutorul ipotezelor și teoriilor matematicii și fizicii.
- epoca este definită de existența minimă în care legile fizice așa cum le cunoaștem pot exista, iar constanta Plank reprezintă limita divizibilității spectrale și limita extremă a oricărei divizibilități,
- ceea ce exista în acea perioadă este considerat de cele mai multe ori o formă de plasmă căreia îi se atribuie rolul de cărămidă a universului.
- dar un lucru e sigur acea perioadă a existat între Big-Bang și inflația cosmologică, mai exact până la 10-43secunde, în perioada de timp mai mică fizicienii se izbesc de zidul lui Plank.
Epoca inflaționistă. Este un episod anterior (din această serie „De unde știm!” dedicat în totalitate inflației cosmologice. Existența acestei epoci este dată de concluzia logică în urma observări universului actual. considerând inexistentă inflația cosmologică nu se poate explica existența universului cunoscut astăzi. Mai multe detalii găsiți în episodul anterior.
Epoca marii unificări. denumită așa pentru că teoretic trei din cele patru forțe fizice (Electromagnetică, atomică slabă și atomică puternică; cea gravitațională separându-se de cele trei la sfârșitul epoci Planck.) care guvernează universul de la micro la macro erau defapt una singură ne fiind încă separate. Faptul că cele trei forțele erau defapt una rezultă ca concluzie a observării că temperatura universului era de 1027 K, ceea ce corespunde cu valoarea energiei necesare unificări forțelor „1015 GeV ”, conform teoriei marii unificări „Grand unified theory” elaborată de fizicienii: John Ellis, Mary K. Gaillard, Dimitri Nanopoulos și Andrzej Buras în urma experimentelor elaborate la Acceleratorul de particule de la Geneva.
Epoca Electroslabă. În teoria big bang ne incluzând teoria inflaționistă epoca electroslabă este cuprinsă între 10−36 secunde ( sfârșitul erei inflației cosmice) și 10−32 secunde după Big-bang. Considerând teoria inflaționistă reală, conform noilor descoperiri și argumente prezentate în episodul anterior, epoca Electroslabă este încadrată începând cu 10−32 reprezentând sfârșitul epoci inflaționiste.
Epoca Electroslabă definește momentul când se diferențiază și ultimele două forțe ce guvernează universul azi: Electromagnetică și cea Atomică Slabă. Se consideră că temperatura universului în momentul respectiv devine mai mică de 1028 K, moment în care forța electromagnetică se va diferenția de cea atomică slabă conform teorii mari unificări menționate mai sus.
Ruperea supersimetriei. dacă super simetria este considerată o caracteristică conform universului observabil, totuși de ce nu se observă aceiași supersimetrie în cazul particulelor cunoscute? Ca răspuns la întrebările de mai sus concluzia logică e ca ruperea simetriei ar trebui să se înfăptuiască la o valoarea energetică a universului Nu mai mică de 1Tev, scala simetriei electroslabe.
Se consideră că ruperea simetriei s-a înfăptuit între perioada și 10−12 secunde și 10−6 când conform teoriei Higgs mecanism, la nivelul câmpurilor Higgs au loc ruperi spontane a simetriei într-o stare asimetrică de vid cuantic ce are ca consecință ruperea simetriei interacțiunii slabe. Acest fenomen are două consecințe principale:
- forța atomică slabă și forța electromagnetică împreună cu bosoanele aferente lor (bosoanele W și Z inclusiv fotonul) se manifestă în universul actual diferit (cu (la) intervale diferite )
- datorită mecanismului Higgs toate particulele ce interacționează cu câmpul higgs devin masive dar fără masă și cu energii masive.
La sfârșitul acestei epoci universul este deja guvernat de cele patru forțe cunoscute astăzi, particulele au deja masă, dar temperatura universului find prea ridicată pentru ca quarc-urile să se lege și să formeze hadroni.
Ruperea supersimetriei este explicată și susținută de teoria Higgs meganism ce a fost propusă pentru prima dată de către Philip Warren Anderson în anul 1062 și confirmată prin experimente în 2013 la institul CERN prin descoperirea unui nou tip de buson ( un tip fundamental de particulă).
Epoca Hadronică. este epoca universului timpuriu în care s-au format hadroni inclusiv barioane ce includ protoni și neutroni (considerându-se că „pluteau” în univers într-o „supă quarc-glucon”).
Epoca hadronică începe odată cu răcirea universului suficient încât quarc-urile să se lege formând hadroni, fenomenul prinde contur odată cu sfârșitul ruperi super-simetriei în secunda 10−6 și durează până la o secundă după big-bang. Inițial temperatura fiind prea ridicată pentru a forma perechi hadroni/ anti-hadroni menținând materia și antimateria în echilibru termal. oricum temperatura din univers continue să scadă având ca primă consecință incapacitatea universului de a mai crea perechi de hadroni și anti-hadroni, iar când s-a răcit suficient și s-a rupt echilibrul termic dintre hadroni și anti-hadroni, aceștia anulându-se reciproc lăsând mici reziduri de hadroni.
De asemenea la aproximativ o secundă de la big-bang neutrini se desprind și încep să călătorească liberi prin spațiu, acest fond neutrinic (de și puțin probabil să se observe pentru că energia neutrinilor este foarte slabă) este analog cu fondul cosmic de microunde format mult mai târziu. Există totuși dovezi indirecte precum fondul neutronic există, dovezi ce constau în abundența de heliu din univers sau anizotropii din fundalul cosmic de microunde.
Epoca Leptonică. aceasta se presupune că a durat 10 secunde ( de la secunda 1 la secunda 10 de la Big Bang), în urma anihilări reciproce dintre hadroni și anti-hadroni masa universului a urmat să fie dominată de leptoni; dar a urmat aceiași soartă și cu perechile de leptonii / anti-leptoni. După încheierea epocii Hadronică universul fiind totuși suficient de fierbinte pentru a creea leptoni și anti-leptoni în perechi menținute în echilibru termic. Totuși universul continue să se răcească până când nu mai pot fi create nici perechile de leptoni/ anti-leptoni iar în final rupându-se și echilibrul termic ce susținea posibil aceste perechi, iar la fel ca hadroni aceștia anihilându-se rămânând doar reziduri de leptoni.
La sfârșitul acestei epoci încep formarea primilor atomi de hidrogen marcând trecerea în epoca nucleosintezei.
După în urma ruperi echilibrului termic moment în care majoritatea leptonilor sunt anihilați în contact cu anti-leptonii universul rămâne dominat de fotoni care în următori 380.000 ani interacționează frecvent cu protoni încărcați, electroni chiar și „nuclei”.
Epoca Nucleosintezei. este definită de momentul în care universul a devenit prea rece pentru a mai putea susține reacțiile nucleare directe și formarea elementelor în mod direct, această epocă a durat începând cu minutul 3 după Big-bang continuând până la minutul 20.
Pe scurt universul devine suficient de rece pentru a fi posibil ca protoni (de hidrogen) să fuzioneze cu neutroni pentru a forma atomi de hidrogen, neutroni liberi se combină cu protoni și formează deuteriu ce se transformă rapid în heliu-4, etc. Epoca nucleosintezei durează 17 minute după care universul devine prea rece iar densitatea prea mică pentru a susține fuziunea atomică.
În urma epoci Nucleosintezei Universul material cunoscut find format de 75% hidrogen, 25% heliu și alte elemente precum deuteriu, beriliu, bor și litiu.
La 70.000 ani de la Big-Bang densitatea materiei non-relativiste (nucleele atomice) și radiația relativistă (fotonii) sunt egale. În acest moment „lungimea jeans”, constantă a „jeans instability” care prezice cele mai mici structuri ce se pot forma în urma atracției gravitaționale și presiuni (prezice colapsul gravitațional) începe să se prăbușească iar perturbațiile generate în loc să fie șterse de radiația liberă încep să crească în amplitudine. Tot pe la această perioadă a universului 70.000 ani de la Big-Bang conform „teoriei Lambda-CDM (Lambda, Cold, Darck, Matter)” (scenariu al epocilor de după Big-Bang unde universul conține o constantă ce este notată cu lambda (Λ) constantă ce este asociată cu materia neagră cât și materia rece) universul este dominat de materia rece-întunecată favorizând faptul ca colapsul gravitațional să amplifice micile ne-omogenități lăsate de inflația cosmologică
<span style=”color: #000000;”> Din păcate nu se știe momentul și modul cum s-a format materia rece-întunecată omenirea ne având o teorie ce să explice acest lucru, doar ipoteze, iar aici nu facem speculații pe baza unor ipoteze.
Epoca Deonizării. este definită de un univers în care materia domină sub formă de ioni, atomi find ionizați, energia electronilor fiind prea mare pentru a rămâne atașați de aceștia. această eră a durat 379 000 ani și reprezintă finalul erei Big-Bang-ului.
După cum se observă în aliniatele de mai sus, majoritatea cunoștințelor despre universul timpuriu sunt conturate de teorii științifice , iar majoritatea acestor teorii au fost confirmate prin experimente găzduite de CERN Geneva, probabil cel mai mare accelerator de particule al omenirii. Și totuși unele teorii științifice sunt confirmate prin măsurători și observații directe ale universului folosindu-se diferite metode și tehnici după cum relatează imaginea de mai jos.
Pentru cei care vor să înțeleagă mai detaliat metodele prin care oameni de știință susțin că știu evoluția universului timpuriu, cu suficientă exactitate în cât să îl împartă în ere bine definite ca perioadă de timp, (ere ce sunt separate în funcție de starea materiei și temperaturii din univers) recomand lucrarea profesorului Kai Yan Lee de la universitatea Stockolm (Heating the Early Universe Numerical Methods and Their Analysis).
Consider lucrarea eficientă în explicarea universului timpuriu, și completare a articolului de față, pentru că toate teoriile științifice ce împreună conturează evoluția universului timpuriu se pot descrie ca un dans al temperaturi cu volumul universului (volumul și mărimea universului fiind direct proporțional cu vârsta acestuia).
Notă:
Veți observa citind articolul de față că alte site-uri si chiar unele imagini ale acestui articol încadrează evoluția universului într-un număr diferit de ere și nume puțin diferite. Subliniez că dacă ați constatat acest inconvenient nu este o eroare și se datorează faptului că pentru scrierea articolului am pus accent pe erele definite de evenimentele principale ale evoluției universului, încercând să nu încarc articolul cu prea multe elemente… oricum erele ce apar in plus pe alte site-uri, pe alte lucrări științifice sunt cuprinse de erele definite aici. Diferența apare la atribuirea unei ere unui număr mai mic sau mai mare de evenimente.
lasă un comentariu, scrie-ne părerea ta.