physics4u - Η θεωρία του Big Bang

Η θεωρία του Big Bang

Άρθρο, Μάιος 2007

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.

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 10⁹⁴g/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.

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 10²⁶φορές 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.

Τα 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.

Δεξιά: Ο 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.

Η ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μικροκυμάτων

Τελικά τα εμπειρικά δεδομένα που είχαν προβλέψει οι κοσμολόγοι του Big Bang παρατηρήθηκαν το 1965 από τους φυσικούς των εργαστηρίων Bell Arno Penzias και Robert Wilson. Ο Robert Dicke του πανεπιστημίου Princeton ήταν ο πρώτος που έψαχνε στον ουρανό για την εναπομείνουσα ακτινοβολία της Μεγάλής Έκρηξης. Ο Dicke μάλιστα πρότεινε ότι η Μεγάλη Έκρηξη προήλθε από ένα προηγούμενο σύμπαν και ότι ήταν απαραίτητη μια θερμοκρασία πάνω από ένα δισεκατομμύριο βαθμούς για να δημιουργήσει το νέο σύμπαν μας. Αυτή η ενέργεια στη συνέχεια θα παρήγαγε ένα απειροελάχιστο ποσό ακτινοβολίας που πρέπει να είναι μετρήσιμη σήμερα, με βάση το νόμο του Planck ότι όλα τα σώματα εκπέμπουν ενέργεια που μπορεί να τεκμηριωθεί με ένα διάγραμμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Ανάλογα με το μήκος του κύματος μπορούν να βρεθούν οπουδήποτε από την περιοχή των ακτίνων Χ έως τα ραδιοκύματα. Μια εκπομπή ακτινοβολίας από ένα σώμα εξαρτάται από τα συστατικά στοιχεία του σώματος, την επιφάνεια του σώματος και τη θερμοκρασία της επιφάνειας του. Το σώμα που εκπέμπει το μέγιστο ποσό ενέργειας λέγεται μέλαν σώμα. Με την χρήση της καμπύλης Planck του μέλανος σώματος ως οδηγό ο Dicke υπολόγισε ότι η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου της Μεγάλης Έκρηξης πρέπει να είναι περίπου 3 Kelvin πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Ο συνάδελφος Jim Peebles του Dicke, επίσης, κατέληξε στο συμπέρασμα ότι όταν το κατάλοιπο της Πύρινης Βολίδας ψύχθηκε στους 3000° Kelvin θα ήταν σε θέση να σχηματιστούν πυρήνες καθώς και πυρήνες ηλίου από το υδρογόνο. Έτσι, το σύμπαν έμεινε με ένα μίγμα υδρογόνου - περίπου 75% - και ηλίου - κατά 25%, που μοιάζει με την ποσότητα του ηλίου που βρέθηκε στον ήλιο μας. Ο Peebles κατέληξε στο συμπέρασμα ότι αφού τα δύο αφθονότερα στοιχεία στον Κόσμο δημιουργήθηκαν όταν ήταν το σύμπαν είχε θερμοκρασία 3000° Κ και από τότε το σύμπαν έχει επεκταθεί κατά έναν παράγοντα 1000, άρα η ακτινοβολία που έμεινε από το Big Bang πρέπει να έχει μια θερμοκρασία περίπου 10° Κ. Αργότερα, νέοι και καλύτεροι υπολογισμοί αυτών των εξισώσεων έδωσαν μια θερμοκρασία 3° Κ. Οι Dicke και Peebles ήταν βέβαιοι ότι υπήρχαν κατάλληλα όργανα που θα ήταν τα πρώτα που θα ανίχνευαν αυτήν την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου.

Οι Penziaw-Wilson μπροστά στην κωνική κεραία του Holmdel στο New Jersey, με την οποία ανακάλυψαν το 1964 τη διάχυτη ακτινοβολία υποβάθρου στο Σύμπαν

Την εποχή εκείνη οι φυσικοί Penzias και Wilson ασχολούνταν με την μέτρηση της ακτινοβολίας από το Γαλαξία μας. Δούλευαν σε μια στενή περιοχή του ουρανού όταν άκουσαν έναν θόρυβο που παρεμπόδιζε το σήμα τους. Αυτός ο θόρυβος προερχόταν από την Κοσμική Ακτινοβολία και είχε μια θερμοκρασία 3° K. Φαινόταν να προέρχεται από όλες τις κατευθύνσεις και δεν αυξομειωνόταν ποτέ. Βλέποντας ότι η αρχική έρευνά τους αλλοιώθηκε λόγω του ανεξήγητου θορύβου, παραιτήθηκαν από την συγγραφή μιας εργασίας για αυτό το ανεξήγητο φαινόμενο. Μήνες αργότερα ο Penzia ανακάλυψε πως η ομάδα του Peebles έψαχνε για αυτήν την ακτινοβολία λείψανο του Big Bang χωρίς επιτυχία. Εξετάζοντας ξανά το θόρυβο που έπιαναν με τις ραδιοκεραίες τους συνειδητοποίησαν οι Penzia και Wilson ότι είχαν σκοντάψει πάνω στην πιο σημαντική ανακάλυψη, που επιβεβαίωσε την αρχέγονη Μεγάλη Έκρηξη

Οι θεωρητικοί του Big Bang έκαναν αρκετές προβλέψεις που υποστήριζαν τελικά αυτή τη θεωρία. Η πρώτη είναι η παρατήρηση του Hubble για τη σχέση της απόστασης με τη μετατόπιση προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Αυτή η σχέση μας επιτρέπει να προσεγγίσουμε την ηλικία του σύμπαντος με τη βοήθεια τριών χωριστών ουρανίων σωμάτων που όλα τους φθάνουν στο ίδιο σχετικό αποτέλεσμα. Ο Hubble χρησιμοποίησε μεταβλητής έντασης άστρα, που είναι γνωστά ως "τυποποιημένα κεριά", για να φτιάξει μια κοσμική κλίμακα αποστάσεων. Γνωρίζοντας την απόσταση αυτών των ουράνιων αντικειμένων θα ήταν σε θέση να κατασκευάσει ένα διάγραμμα για την ηλικία του σύμπαντος. Αυτά τα τυποποιημένα κεριά είναι οι Κηφείδες μια σπάνια κλάση μεταβλητών άστρων στους γειτονικούς μας γαλαξίες, που η φωτεινότητά τους αυξάνεται και εξασθενίζει με ένα κανονικό ρυθμό, ο οποίος εξαρτάται από την πραγματική φωτεινότητα του αστεριού. Οι αστρονόμοι λοιπόν παρατηρούν ένα αμυδρό αστέρι της κλάσης των Κηφειδών σε έναν απόμακρο γαλαξία. Συγκρίνοντας ύστερα τη φωτεινότητα του αστεριού που βλέπουν με την πραγματική φωτεινότητα που υπολογίζουν, με την βοήθεια του ρυθμού που αυξομειώνεται το φως του, είναι δυνατό να υπολογιστεί η απόστασή του.

Κεντρικά σημεία στο ζήτημα της ηλικίας του σύμπαντος είναι δύο σημαντικοί θεωρητικοί όροι. Η σταθερά του Hubble που αναφέρεται στο πόσο γρήγορα αυξάνονται οι ταχύτητες των γαλαξιών ανάλογα με την απόστασή τους από τη Γη. Έχει γίνει μεγάλη συζήτηση σχετικά με την τιμή αυτής της σταθεράς, που αρχίζει από την τιμή των 50 Km/sec/Mpc (1 Mpc είναι περίπου 3 εκατομμύρια έτη φωτός) έως τα 100 Km/sec/Mpc. Η διαφορά αυτή στην τιμή εξηγεί και τη διαφορά στην εκτίμηση για την ηλικία του σύμπαντος κατά ± 5 δισεκατομμύρια.

Η άλλη σπουδαία σταθερά είναι γνωστή ως q, που καθορίζει την επιβράδυνση της διαστολής του σύμπαντος. Ανάλογα με την κρίσιμη πυκνότητα του σύμπαντος από την οποία εξαρτάται αυτή η σταθερά q, το σύμπαν θα αποδειχθεί είτε ότι θα διαστέλλεται συνεχώς σαν ένα επίπεδο και ανοικτά μοντέλο, είτε θα είναι ένα ταλαντούμενο κλειστό σύμπαν, που θα δοκιμάζει εναλλάξ μια Μεγάλη Σύνθλιψη και μια Μεγάλη Έκρηξη (με τη Μεγάλη Σύνθλιψη θα συμπυκνωθεί τελικά σε μια ιδιομορφία και μετά θα αρχίσει τη διαδικασία της Μεγάλης Έκρηξης. Ο διάδοχος του Hubble Allan Sandage πρόβλεψε ένα κλειστό σύμπαν όταν αυτός σχεδίασε διάφορους ραδιογαλαξίες πολλά δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Τα στοιχεία για αυτό το κλειστό σύμπαν μερικά χρόνια αργότερα κατέπεσαν και έτσι το μοντέλο του κλειστού σύμπαντος τελικά έφυγε από το προσκήνιο. Έως σήμερα η σταθερά του Hubble και η σταθερά q παραμένουν τα δύο σημαντικότερα αναπάντητα προβλήματα στη σύγχρονη κοσμολογία.

Οι αστρονομικές παρατηρήσεις έχουν υποστηρίξει, επίσης, τις προβλέψεις των θεωρητικών ότι ορισμένα στοιχεία θα μπορούσαν να έχουν δημιουργηθεί μόνο λίγες στιγμές μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Με βάση τη σχέση μεταξύ της ποσότητας του ηλίου στο σύμπαν και του αριθμού των διαφορετικών τύπων οικογενειών των σωματιδίων (ηλεκτρόνια, μιόνια, ταυ) οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι υπάρχει ένα νετρίνο για κάθε οικογένεια σωματιδίων. Εξ αιτίας της σημερινής πυκνότητας της ενέργειας του σύμπαντος θα υπάρχει και μια αντίστοιχη ποσότητα ηλίου, που θα έχει παραχθεί. Αυτή στη συνέχεια θα δημιουργήσει και τους διαφορετικούς τύπους των νετρίνων. Όταν είδαμε ότι η προβλεφθείσα ποσότητα των νετρίνων αντιστοιχούσε σε αυτό που παρατηρήθηκε, είχαμε μια άλλη σημαντική νίκη για την κοσμολογία του Big Bang.

Ο Δορυφόρος COBE

Μετά από την ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου το 1965 οι επιστήμονες ήταν πρόθυμοι να επεκτείνουν την έρευνά τους στο εξωτερικό διάστημα με τη βοήθεια ενός δορυφόρου σε τροχιά γύρω από τη Γη. Από το διάστημα τελικά μας δόθηκε η ευκαιρία να μελετήσουμε αυτό το φαινόμενο στα τέλη του 1989 με τον Κοσμικό Εξερευνητή Υποβάθρου (COBE). Ο δορυφόρος COBE έκανε τρία ξεχωριστά πειράματα με τα όργανα του. Το πρώτο όργανο γνωστό ως FIRAS, ήταν ένα φασματόμετρο για τις υπέρυθρες ακτίνες του ακραίου ορίου του φάσματος. Και δημιουργήθηκε με σκοπό να επιβεβαιώσει την έρευνα που είχε αναπτυχθεί μέχρι τότε, ότι η ακτινοβολία υποβάθρου πράγματι είχε το φάσμα ενός μέλανος σώματος.

Το επόμενο ζήτημα που προσπαθήθηκε να απαντήσει το COBE ήταν το εξής: έχει η ακτινοβολία υποβάθρου την ίδια θερμοκρασία σε όλες τις κατευθύνσεις; Η θεωρία του Big Bang δηλώνει ότι προκειμένου να υπάρχει μια συμπύκνωση της μάζας και έτσι να σχηματιστούν οι γαλαξίες, θα πρέπει να υπάρχει μια ανομοιογένεια που να έμεινε από την εποχή της Μεγάλης Έκρηξης, και που θα είναι ανιχνεύσιμη. Το Διαφορικό Ραδιόμετρο Μικροκυμάτων (DMR) σχεδιάστηκε να ανιχνεύσει τις διακυμάνσεις της ανισοτροπίας σε μια κλίμακα 30 εκατομμυριοστών της μιας μοίρας. Η θεωρία του πληθωρισμού πρόβλεπε τέτοιες διακυμάνσεις και οι κβαντικές διαδικασίες κατά τη διάρκεια εκείνων των αρχέγονων σταδίων της Μεγάλης Έκρηξης (όταν το σύμπαν ήταν στο μέγεθος ενός πρωτονίου), επέτρεψαν στα νέφη της ύλης να συμπυκνωθούν στους γαλαξίες. Η μοίρα της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης εξαρτιόταν βασικά από τις μετρήσεις του DMR, που μπορούσε να συγκρίνει την εισερχόμενη Μικροκυματική Ακτινοβολία από δύο διαφορετικές διευθύνσεις και να αναζητά διαφορές στο κυρίαρχο μήκος κύματος. Τέτοιες διαφορές θα υποδείκνυαν διαφορές στην πυκνότητα στο αρχέγονο σύμπαν και οι υψηλής πυκνότητας περιοχές θα είχαν προκαλέσει τη δημιουργία των σημερινών γαλαξιών. Σε επίπεδο ανάλυσης 1/3.000 και 1/10.000 δεν είχε παρουσιαστεί κανένα ίχνος διακύμανσης, αλλά τέλη του 1991 παρουσιάστηκαν διακυμάνσεις σε επίπεδο ανάλυσης 1/100.000. Με άλλα λόγια, το κυρίαρχο μήκος κύματος της Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου μεταβαλλόταν κατά 0.001% ανάλογα με τη διεύθυνση που ήταν στραμμένος ο δορυφόρος.

Το φάσμα, όπως μετρήθηκε από τον COBE, δείχνει την κατανομή της ενέργειας της ακτινοβολίας στα διάφορα μήκη κύματος. Η συνεχής καμπύλη παριστάνει τη θεωρητικά προσδοκώμενη κατανομή της ακτινοβολίας που προέρχεται από τη Μεγάλη Έκρηξη και όπως φαίνεται είναι τύπου μέλανος σώματος

Το τρίτο πείραμα ήταν το γνωστό ως Πείραμα του Διάχυτου Υπέρυθρου Υποβάθρου ή DIRBE. Είχε ως σκοπό να εξετάσει τις απώτατες γωνίες του σύμπαντος στις υπέρυθρες ακτίνες, 15 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά από τη Γη, και να συσσωρεύσει στοιχεία όσον αφορά το υπέρυθρο φως αυτών των αρχέγονων γαλαξιών. Το όργανο DIRBE μπόρεσε να συσσωρεύσει πολλά δεδομένα που τελικά επιβεβαίωσαν πολλές θεωρίες της κοσμολογίας του Big Bang. Έτσι, λίγο μετά αφότου το COBE τοποθετήθηκε σε τροχιά ήρθε εκείνο το συναρπαστικό στοιχείο που ανέμενε ανυπόμονα για καιρό η επιστημονική κοινότητα. Η Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου ταίριαζε με την καμπύλη του μέλανος σώματος με μία απόκλιση 1%. Εξήντα επτά ξεχωριστά σημεία της συχνότητας που λήφθηκαν από το COBE ταίριαζαν τέλεια με το θεωρητικό φάσμα του μέλανος σώματος. Η παρατήρηση είχε επιβεβαιώσει ακριβώς την κοσμολογία του Big Bang η οποία το είχε προβλέψει πολύ καιρό πριν. Αυτή η ανακάλυψη αποδείχθηκε το εύκολο μέρος του πειράματος.

Ο George Smoot και οι συνάδελφοί του επίσης από το Μπέρκλευ πέρασαν τρία σκληρά χρόνια για να ταξινομήσουν τα δισεκατομμύρια μέρη των στοιχείων που παρείχε το όργανο DMR. Η ανακοίνωσή του στις 23 Απριλίου του 1992 στην ετήσια συνεδρίαση της Αμερικανικής Ένωσης Φυσικών στην Ουάσιγκτον, το είπε καλύτερα: Η αγγλική γλώσσα δεν έχει αρκετά υπερθετικά για να μεταβιβάσει την ιστορία των αποτελεσμάτων, που έχουμε παρατηρήσει. Βρήκαμε απολιθώματα 15 δισεκατομμυρίων ετών που δημιουργήθηκαν στη γέννηση του σύμπαντος. Το πείραμα, όπως είπε και ο Smoot, έδειξε ότι η Μεγάλη Έκρηξη ήταν ζωντανή και πολύ-πολύ υγιής.

Δεξιά: Η χαρτογράφηση των ανισοτροπιών στην ακτινοβολία υποβάθρου του ουρανού των 2.74 Kelvin από τον δορυφόρο COBE. Αυτά τα κοσμικά σχήματα στον ουρανό πιθανόν να είναι κατάλοιπα από μια εποχή 10-³² sec μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ο χάρτης δείχνει όλη την ουρόνια σφαίρα ενώ ο Γαλαξίας μας είναι η κόκκινη λωρίδα που βρίσκεται στον ισημερινό. Οι γαλάζιες και ροζ περιοχές είναι ελαφρά θερμότερες και ψυχρότερες από το μέσο όρο, περίπου 1 μέρος ως προς τα 90.000. Η εικόνα αυτή είναι το άθροισμα παρατηρήσεων του COBE στα 53 και 90 GHz και αντιστοιχεί σε χωρική διακριτική ικανότητα 100. Ακόμα και οι μικρότερες ανομοιογένειες ή μικροδιακυμάνσεις, είναι πολύ μεγάλες για να έχουν παίξει οποιοδήποτε ρόλο στη διαμόρφωση του Σύμπαντος που βλέπουμε σήμερα. Οι μικροδιακυμάνσεις πιστεύεται πως αποτελούν τα "σπέρματα" του σχηματισμού των σημερινών δομών του σύμπαντος

Αν και οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας στο μικροκυματικό υπόβαθρο ήταν μικρότερες από τριάντα εκατομμυριοστά του ενός βαθμού, αυτά τα πεδία της διακύμανσης της θερμοκρασίας και της πυκνότητας ήταν πλάτους περισσότερο από 500 εκατομμύρια έτη φωτός. Αυτοί οι μικροσκοπικοί συνδυασμοί που σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης ήταν η ίδια η πυκνότητα που χρειαζόταν προκειμένου να δημιουργηθούν οι γαλαξίες και ακολούθως η ίδια η ζωή η ίδια.

Επιτέλους, η απόδειξη του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης είχε τελειώσει. Γενιές φυσικών, αστρονόμων και κοσμολόγων - Αϊνστάιν, Λεμέτρ, Χάμπλ, Γκάμοφ, Άλφερ, Μπάαντε, Πενζίας, Ουίλσον, Σμούτ και πολλοί άλλοι - είχαν καταφέρει να αντιμετωπίσουν το έσχατο ερώτημα περί δημιουργίας του Κόσμου. Ήταν πια ξεκάθαρο πως το σύμπαν ήταν διαστελλόμενο, δυναμικό και εξελισσόμενο για πάνω από 13 δισεκατομμύρια χρόνια. Η αλλαγή από ένα σύμπαν αιώνιο και αμετάβλητο στο σύμπαν της Μεγάλης Έκρηξης είχε ολοκληρωθεί.

Το σύμπαν σύμφωνα με τον δορυφόρο WMAP

Το Φεβρουάριο του 2003 ο δορυφόρος WMAP (διάδοχος του COBE που φτιάχτηκε για να μετρήσει την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου με 35 φορές καλύτερη ανάλυση) έφτιαξε μια ακόμα πιο λεπτομερή εικόνα της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου (CMB), την ακτινοβολία που εκπέμφθηκε από το σύμπαν όταν είχαν περάσει 380.000 χρόνια από το Big Bang. Η ακτινοβολία αυτή που θεωρείται το αρχαιότερο φως στον Κόσμο, διέρρευσε από το νεογέννητο σύμπαν όταν αυτό ήταν ακόμα μια πυρακτωμένη σφαίρα πλάσματος.

Ένας πλήρης Ουράνιος χάρτης του παλαιότερου φωτός στο Σύμπαν. Τα χρώματα δείχνουν "τη θερμότερη περιοχή" (κόκκινο) και την "πιο ψυχρή" (μπλε σημεία). Η ωοειδής μορφή είναι μια προβολή για να παρουσιάσει ολόκληρο τον Ουρανό.

Πολύ πριν να υπάρξουν αστέρια και γαλαξίες, το σύμπαν αποτελούνταν από ένα καυτό, λαμπρό πλάσμα που αναταρασσόταν κάτω από τις ανταγωνιστικές επιδράσεις της βαρύτητας και της ακτινοβολίας. Τα καυτά σημεία στην Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου είναι οι εικόνες του συμπιεσμένου, πυκνού πλάσματος σε ένα σύμπαν που συνεχώς ψύχεται, ενώ τα ψυχρά σημεία του χάρτη είναι η υπογραφή των απόκρυφων, εσωτερικών, περιοχών του αερίου.

Ακριβώς όπως ο τόνος ενός κουδουνιού εξαρτάται από τη μορφή του και το υλικό από το οποίο αποτελείται, έτσι συμβαίνει και με τον 'ήχο' του αρχικού σύμπαντος -- η αναλογία των υλικών του και τα μεγέθη των καυτών και ψυχρών σημείων στην CMB -- που εξαρτάται από τη σύνθεση του σύμπαντος και τη μορφή του. Ο δορυφόρος WMAP επέτρεψε τελικά στους επιστήμονες να ακούσουν αυτή την ουράνια μουσική και να υπολογίσουν από τι αποτελείται ο Κόσμος μας.

Αναλύοντας τα δεδομένα του WMAP, οι ερευνητές συμπέραναν ότι το σύμπαν αποτελείται μόνο 4% από τη συνηθισμένη ύλη. Το 23% είναι η αόρατη σκοτεινή ύλη, που οι αστροφυσικοί θεωρούν ότι είναι φτιαγμένη, μέχρι σήμερα, από άγνωστα σωματίδια. Το υπόλοιπο, 73%, είναι η περίφημη σκοτεινή ενέργεια.

Το WMAP ανακάλυψε, επίσης, και άλλες βασικές ιδιότητες του Σύμπαντος, συμπεριλαμβανομένης της ηλικίας του (13,7 δισεκατομμύρια έτη), του ρυθμού διαστολής και της πυκνότητας.

Μια από τις μεγαλύτερες εκπλήξεις που αποκαλύφθηκαν από τα στοιχεία του WMAP, είναι ότι η πρώτη γενεά των άστρων άρχισε να λάμπει στον Κόσμο μόνο 200 εκατομμύρια χρόνια μετά από το Μεγάλη Έκρηξη, πολύ νωρίτερα από όσο ανέμεναν πολλοί επιστήμονες. Για να υπολογίσει ακριβώς πότε άρχισε ο σχηματισμός των άστρων, η ομάδα του WMAP δεν είδε κατευθείαν το φως των πρώτων άστρων αλλά μέτρησε τις απίστευτα λεπτές παραλλαγές στην πόλωση της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου.

Ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος (η σταθερά Hubble) βρέθηκε ότι είναι: H_o= 71 km/sec/Mpc (μ' ένα περιθώριο λάθους περίπου 5%). Για να ταιριάξει δε η θεωρία με τα δεδομένα δεχόμαστε την παντοτινή διαστολή του σύμπαντος.

Το σύμπαν τελικά, σύμφωνα με τα δεδομένα του WMAP, είναι επίπεδο ενώ η βαρυονική πυκνότητα είναι = 0.044 ± 0.004, η πυκνότητα της σκοτεινής ύλης = 0.23 ± 0.04, και η εναπομένουσα πυκνότητα 0.73 ± 0.04 περιγράφεται σαν η "σκοτεινή ενέργεια του κενού".

Η ποσότητα της σκοτεινής ύλης και της ενέργειας στο Σύμπαν φαίνεται ότι παίζει κρίσιμο ρόλο στον καθορισμό της γεωμετρίας του Χώρου. Γιατί:

1. Αν η συνολική πυκνότητα της ύλης και της ενέργειας στο Σύμπαν ρ < ρ_ο, (όπου ρ_οη κρίσιμος πυκνότητα) τότε ο χώρος είναι ανοικτός και με αρνητική καμπυλότητα όπως η επιφάνεια ενός σαμαριού.

2. Αν η πυκνότητα είναι ρ > ρ_ο(όπου ρ_οη κρίσιμος πυκνότητα) μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε ο χώρος είναι κλειστός και θετικά καμπυλωμένος όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας. Στην τελευταία περίπτωση, οι τροχιές του φωτός διίστανται και τελικά ενώνονται πάλι σε ένα σημείο.

3. Τέλος, αν η πυκνότητα είναι ακριβώς ίση με την κρίσιμη πυκνότητα ρ = ρ_ο, τότε ο χώρος είναι επίπεδος όπως ένα φύλλο χαρτί. Αυτό το σενάριο επιβεβαίωσε και ο δορυφόρος WMAP.

Η θεωρία του πληθωρισμού, η προέκταση της θεωρίας του Big Bang, προβλέπει ότι η πυκνότητα του σύμπαντος πρέπει να είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη πυκνότητα, παράγοντας έτσι ένα επίπεδο σύμπαν.

Η εξέλιξη και το σχήμα του σύμπαντος

Αν λύσουμε τις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν, με τη βοήθεια και της μετρικής του διαστελλόμενου χώρου, βρίσκουμε ότι η μελλοντική εξέλιξη του Σύμπαντος εξαρτάται από το συνολικό ποσό της ύλης και της ενέργειας που περιέχει. Στην πιο απλή μορφή αυτών των λύσεων, (χωρίς να υπολογίσουμε την κοσμολογική σταθερά Λ), υπάρχουν οι εξής δυνατές περιπτώσεις μεταξύ ύλης και γεωμετρίας:

1. Αν το σύμπαν περιέχει μικρή ποσότητα ύλης τότε θα διαστέλλεται συνεχώς γιατί η βαρύτητα δεν μπορεί να το συγκρατήσει (είναι η περίπτωση του ανοικτού σύμπαντος). Η δε γεωμετρία που το διέπει είναι υπερβολική (στις δύο διαστάσεις ένα ανάλογο σχήμα είναι αυτό μιας σέλας αλόγου).

2. Αν περιέχει μεγάλη ποσότητα ύλης τότε το σύμπαν θα αρχίσει να συστέλλεται μετά από κάποιο χρονικό διάστημα γιατί η βαρύτητα θα αρχίσει να γίνεται τότε σημαντική (περίπτωση κλειστού σύμπαντος). Η δε γεωμετρία που το διέπει είναι σφαιρική.

3. Αν περιέχει ένα συγκεκριμένο κρίσιμο ποσό ύλης (το σύνορο μεταξύ των δύο παραπάνω περιπτώσεων), τότε η γεωμετρία είναι η γνωστή μας Ευκλείδια (επίπεδο σύμπαν).

Με την προσθήκη της κοσμολογικής σταθεράς Λ αυτή η αντιστοιχία μεταξύ ύλης και γεωμετρίας παύει αν ισχύει και είναι δυνατόν το Σύμπαν να περιέχει μικρό ποσό κανονικής ύλης αλλά η γεωμετρία που το διέπει να είναι η Ευκλείδια. Αυτό μπορεί να συμβεί επειδή η Κοσμολογική Σταθερά Λ λειτουργεί σαν εν δυνάμει ύλη (σκοτεινή ενέργεια του κενού), η οποία συμπληρώνει την απαραίτητη ποσότητα της κανονικής ύλης (βαρυονικής και σκοτεινής ύλης) ώστε το Σύμπαν να είναι επίπεδο.

Έχει λοιπόν βρεθεί ότι το Σύμπαν διαστέλλεται σήμερα με ρυθμό πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή, γεγονός που χρειάζεται εξήγηση μιας και γνωρίζουμε από τις λύσεις των εξισώσεων του Αϊνστάιν, ότι εάν το Σύμπαν δεν ξεκινούσε την διαστολή του με ακριβώς αυτό τον ρυθμό, τότε με την πάροδο του χρόνου θα απέκλινε όλο και περισσότερο από αυτόν και σήμερα θα μετρούσαμε εντελώς διαφορετικό ρυθμό διαστολής.

Η παρουσία των κοσμικών δομών (αστέρων, γαλαξιών και σμήνη γαλαξιών), δείχνει ότι ο ρυθμός διαστολής είναι ακριβώς αυτός που χρειάζεται για να δημιουργηθούν.

Γιατί αν το Σύμπαν διαστελλόταν με ρυθμό πολύ μεγαλύτερο της κρίσιμης τιμής τότε η βαρύτητα που ασκείται συνολικά στο Σύμπαν, από την εμπεριεχόμενη εντός αυτού ύλης και ενέργειας, δεν θα ήταν σε θέση να αντιστρέψει τη διαστολή σε συστολή ούτε στις περιοχές υψηλής πυκνότητας. Κι έτσι δεν θα είχαν γεννηθεί τα άστρα, στον πυρήνα των οποίων δημιουργούνται τα συστατικά στοιχεία από τα οποία είναι φτιαγμένα τα έμβια όντα (οξυγόνο, υδρογόνο, άνθρακας κλπ) και η εξέλιξη των οποίων τελικά τροφοδοτεί, με αυτά τα στοιχεία, το Σύμπαν.

Επίσης, εάν το Σύμπαν διαστελλόταν με ρυθμό σημαντικά βραδύτερο της κρίσιμης τιμής τότε πάλι πριν προλάβουν να δημιουργηθούν τα άστρα, το Σύμπαν θα είχε ξανασυσταλλεί σε μία υπέρθερμη θάλασσα ακτινοβολίας. Επομένως, το γεγονός της ύπαρξης των κοσμικών δομών προϋποθέτει ότι το Σύμπαν διαστέλλεται περίπου με τον ρυθμό που μετράμε.

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

Δείτε και τα σχετικά άρθρα

Home