Büyük patlama - Big Bang

Genişleyen evrenin bir modeli, izleyicinin solundan açılıyor ve izleyiciye 3/4 pozunda bakıyor.
Evrenin varsayımsal gözlemlenemeyen kısımları da dahil olmak üzere, uzayın her seferinde dairesel bölümlerle temsil edildiği , uzayın metrik genişlemesinin zaman çizelgesi . Solda, dramatik genişleme enflasyon çağında meydana gelir ; ve merkezde genişleme hızlanır (sanatçının konsepti; ölçekli değil).

Büyük Patlama teorisi hakim olan kozmolojik modelin varlığını açıklayan gözlemlenebilir evrenin gelen bilinen en eski dönemlerine onun daha sonraki büyük ölçekli evrim yoluyla. Model, evrenin yüksek yoğunluk ve sıcaklıktaki bir başlangıç ​​durumundan nasıl genişlediğini açıklar ve ışık elementlerinin bolluğu , kozmik mikrodalga arka plan (CMB) radyasyonu ve büyük ölçekli dahil olmak üzere çok çeşitli gözlenen fenomenler için kapsamlı bir açıklama sunar. yapı .

En önemlisi, teori Hubble-Lemaitre yasasıyla uyumludur - bir galaksi ne kadar uzaktaysa, Dünya'dan o kadar hızlı uzaklaşıyor gözlemi . Bu götürdüğümüzde kozmik genişleme bilinen kullanarak zaman içinde geriye doğru fizik kanunlarını , teori bir öncesinde giderek konsantre evreni anlatır tekillik hangi uzay ve zaman kaybetmek anlamı (genellikle "Büyük Patlama tekillik" adında). Evrenin genişleme hızının ayrıntılı ölçümleri , Big Bang tekilliğini yaklaşık 13,8  milyar yıl öncesine, dolayısıyla evrenin yaşı olarak kabul edilir .

Kendi başına genellikle "Big Bang" olarak adlandırılan bir olay olan ilk genişlemesinden sonra, evren atom altı parçacıkların ve daha sonra atomların oluşumuna izin verecek kadar soğudu . Bu ilkel elementlerin dev bulutları -çoğunlukla hidrojen , bir miktar helyum ve lityum ile birlikte- daha sonra yerçekimi ile birleşerek , torunları bugün görülebilen erken yıldızları ve galaksileri oluşturdu. Bu ilkel yapı malzemelerinin yanı sıra, gökbilimciler, galaksileri çevreleyen bilinmeyen bir karanlık maddenin yerçekimi etkilerini gözlemlerler . Evrendeki yerçekimi potansiyelinin çoğu bu formda görünmektedir ve Big Bang teorisi ve çeşitli gözlemler, bu aşırı kütleçekim potansiyelinin normal atomlar gibi baryonik madde tarafından oluşturulmadığını göstermektedir . Kırmızıya kayma ölçümü, süpernovaları göstermektedir evrenin genişlemesi hızlanmakta , bir gözlem atfedilen karanlık enerji 'in varlığı.

Georges Lemaitre ilk olarak 1927'de genişleyen bir evrenin zaman içinde "ilkel atom" olarak adlandırdığı tek bir başlangıç ​​noktasına kadar izlenebileceğini belirtti. Edwin Hubble , 1929'daki galaktik kırmızıya kaymaların analizi yoluyla , galaksilerin gerçekten de birbirinden uzaklaştığını doğruladı ; bu, genişleyen bir evren için önemli gözlemsel kanıttır. Birkaç on yıl boyunca, bilim topluluğu, Big Bang'in destekçileri ile her ikisi de gözlemlenen genişleme için açıklamalar sunan rakip sabit durum modeli arasında bölünmüştü , ancak kararlı durum modeli, Big Bang'in sonlu yaşının aksine sonsuz bir evreni şart koşuyordu. 1964 yılında, SPK kararlı durum teorisi olduğunu birçok kozmolojistleri ikna hangi keşfedildi tahrif aksine, çünkü kararlı durum teorisi, sıcak Büyük Patlama yüksek sıcaklıklar ve yoğunluklarda neden evrende tek tip arkaplan radyasyonu tahmin uzak geçmiş. Geniş bir ampirik kanıt yelpazesi, artık esasen evrensel olarak kabul edilen Büyük Patlama'yı güçlü bir şekilde desteklemektedir.

Modelin özellikleri

Big Bang teorisi, ışık elementlerinin bolluğu , SPK , büyük ölçekli yapı ve Hubble yasası dahil olmak üzere çok çeşitli gözlenen fenomenler için kapsamlı bir açıklama sunar . Teori iki ana varsayıma dayanır: fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik ilke . Fizik yasalarının evrenselliği , görelilik kuramının altında yatan ilkelerden biridir . Kozmolojik prensip büyük ölçeklerde belirtiyor evren olan homojen ve izotropik konumdan bağımsız her yöne aynı -appearing.

Bu fikirler başlangıçta varsayımlar olarak alındı, ancak daha sonra her birini test etmek için çaba sarf edildi. Örneğin, ilk varsayım, evrenin yaşının büyük bir bölümünde ince yapı sabitinin olası en büyük sapmasının 10 -5 mertebesinde olduğunu gösteren gözlemlerle test edilmiştir . Ayrıca genel görelilik , Güneş Sistemi ve ikili yıldızlar ölçeğinde zorlu testlerden geçmiştir .

Büyük ölçekli evren, Dünya'dan bakıldığında izotropik görünüyor. Eğer gerçekten izotropikse, kozmolojik ilke, tercih edilen (veya özel) bir gözlemci ya da bakış noktası olmadığını belirten daha basit Kopernik ilkesinden türetilebilir . Bu amaçla, kozmolojik ilke, SPK'nın sıcaklığının gözlemlenmesi yoluyla 10 -5 düzeyinde doğrulanmıştır . SPK ufku ölçeğinde, evrenin, 1995 itibariyle %10 homojen olmama mertebesinde bir üst sınır ile homojen olduğu ölçülmüştür .

Uzayın genişlemesi

Evrenin genişlemesi, yirminci yüzyılın başlarındaki astronomik gözlemlerden çıkarıldı ve Büyük Patlama teorisinin temel bir bileşenidir. Matematiksel olarak, genel görelilik, uzay-zamanı yakındaki noktaları ayıran mesafeleri belirleyen bir metrikle tanımlar . Galaksiler, yıldızlar veya diğer nesneler olabilen noktalar, tüm uzay-zaman üzerine yerleştirilmiş bir koordinat şeması veya "ızgara" kullanılarak belirtilir. Kozmolojik ilke, metriğin büyük ölçeklerde homojen ve izotropik olması gerektiğini ima eder, bu da Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) metriğini benzersiz bir şekilde ayırır . Bu metrik , evrenin boyutunun zamanla nasıl değiştiğini açıklayan bir ölçek faktörü içerir . Bu, komoving koordinatları olarak adlandırılan, yapılacak bir koordinat sisteminin uygun bir seçimini sağlar . Bu koordinat sisteminde ızgara evrenle birlikte genişler ve yalnızca evrenin genişlemesi nedeniyle hareket eden nesneler ızgara üzerinde sabit noktalarda kalır. Bunların da koordinat mesafe ( Comoving mesafesi ) sabit kalır, fiziksel gibi iki Comoving noktaları arasındaki mesafe evrenin ölçek faktörü ile orantılı olarak genişler.

Big Bang, boş bir evreni doldurmak için dışa doğru hareket eden bir madde patlaması değildir . Bunun yerine, uzayın kendisi zamanla her yerde genişler ve birleşen noktalar arasındaki fiziksel mesafeleri artırır. Başka bir deyişle, Büyük Patlama patlama değil uzayda değil, bir genişleme alanı . FLRW metriği, kütle ve enerjinin tek tip bir dağılımını varsaydığı için, evrenimiz için yalnızca büyük ölçeklerde geçerlidir; galaksimiz gibi yerel madde konsantrasyonları, tüm Evren ile aynı hızda genişlemek zorunda değildir.

Ufuklar

Big Bang uzay-zamanının önemli bir özelliği, parçacık ufuklarının varlığıdır . Evrenin yaşı sonlu olduğundan ve ışık sonlu bir hızla hareket ettiğinden, geçmişte ışığı henüz bize ulaşmamış olaylar olabilir. Bu , gözlemlenebilecek en uzak nesnelere bir sınır veya geçmiş bir ufuk yerleştirir. Tersine, uzay genişlediğinden ve daha uzaktaki nesneler her zamankinden daha hızlı geri çekildiğinden, bugün bizim tarafımızdan yayılan ışık asla çok uzaktaki nesneleri "yakalamayabilir". Bu, gelecekte etkileyebileceğimiz olayları sınırlayan bir gelecek ufku tanımlar . Her iki tür ufkun da varlığı, evrenimizi tanımlayan FLRW modelinin ayrıntılarına bağlıdır.

Evreni çok eski zamanlara kadar anlamamız, geçmiş bir ufuk olduğunu düşündürür, ancak pratikte görüşümüz aynı zamanda erken zamanlarda evrenin opaklığıyla da sınırlıdır. Dolayısıyla, ufuk uzayda geri çekilse de görüşümüz zamanda daha geriye gidemez. Evrenin genişlemesi hızlanmaya devam ederse, bir gelecek ufku da var.

ısıllaştırma

Erken evrendeki bazı süreçler, yaklaşık termodinamik dengeye ulaşmak için evrenin genişleme hızına kıyasla çok yavaş gerçekleşti . Diğerleri termalizasyona ulaşmak için yeterince hızlıydı . Genellikle çok erken evrendeki bir sürecin termal dengeye ulaşıp ulaşmadığını bulmak için kullanılan parametre, sürecin hızı (genellikle parçacıklar arasındaki çarpışma hızı) ile Hubble parametresi arasındaki orandır . Oran ne kadar büyük olursa, parçacıkların birbirinden çok uzaklaşmadan önce termalleşmesi o kadar fazla zaman alırdı.

Zaman çizelgesi

Harici Zaman Çizelgesi Big Bang'in Grafik zaman çizelgesinde bir grafik zaman çizelgesi mevcuttur

Big Bang teorisine göre, evren başlangıçta çok sıcak ve çok kompakttı ve o zamandan beri genişlemeye ve soğumaya devam ediyor.

tekillik

Genel görelilik kullanılarak evrenin zamanda geriye doğru genişlemesinin ekstrapolasyonu , geçmişte sonlu bir zamanda sonsuz bir yoğunluk ve sıcaklık verir . Kütleçekimsel tekillik olarak bilinen bu düzensiz davranış, genel göreliliğin bu rejimdeki fizik yasalarının yeterli bir açıklaması olmadığını gösterir. Tek başına genel göreliliğe dayanan modeller, Planck çağının bitiminden önce, tekilliğe doğru tahminde bulunamazlar .

Bu ilkel tekilliğin kendisine bazen "Büyük Patlama" denir, ancak bu terim aynı zamanda evrenin daha genel bir erken sıcak, yoğun evresine de atıfta bulunabilir. Her iki durumda da, bir olay olarak "Big Bang", aynı zamanda, tarihte, evrenin fizik yasalarının bir rejime girdiğinin doğrulanabileceği noktayı temsil ettiği için, halk dilinde evrenimizin "doğumu" olarak da anılır. onları (özellikle genel görelilik ve anlaşılması standart modeli arasında parçacık fiziği ) çalışması. Tip Ia süpernova kullanılarak yapılan genişleme ölçümlerine ve kozmik mikrodalga arka planındaki sıcaklık dalgalanmalarının ölçümlerine dayanarak, bu olaydan bu yana geçen süre -" evrenin yaşı " olarak bilinir- 13,8 milyar yıldır.

Şu anda son derece yoğun olmasına rağmen - genellikle bir kara delik oluşturmak için gerekenden çok daha yoğun - evren bir tekilliğe yeniden çökmedi. Yerçekimi çöküşünü açıklamak için yaygın olarak kullanılan hesaplamalar ve sınırlar , genellikle yıldızlar gibi nispeten sabit büyüklükteki nesnelere dayanır ve Büyük Patlama gibi hızla genişleyen uzay için geçerli değildir. Erken evren hemen çok sayıda kara deliğe çökmediğine göre, o sırada madde ihmal edilebilir bir yoğunluk gradyanı ile çok eşit bir şekilde dağılmış olmalıdır .

Enflasyon ve baryogenez

Big Bang'in en erken evreleri, bunlarla ilgili astronomik veriler bulunmadığından çok fazla spekülasyona tabidir. En yaygın modellerde, evren homojen ve izotropik olarak çok yüksek bir enerji yoğunluğu ve çok büyük sıcaklıklar ve basınçlarla doluydu ve çok hızlı bir şekilde genişliyor ve soğudu. Genişlemeye 0 ila 10 -43 saniye arasındaki dönem , Planck dönemi , dört temel kuvvetin - elektromanyetik kuvvet , güçlü nükleer kuvvet , zayıf nükleer kuvvet ve yerçekimi kuvvetinin bir olarak birleştiği bir aşamaydı. . Bu aşamada evrenin karakteristik ölçek uzunluğu Planck uzunluğuydu .1,6 × 10 −35  m ve sonuç olarak yaklaşık 10 32 santigrat derece sıcaklığa sahipti . Parçacık kavramı bile bu koşullarda bozulur. Bu dönemin doğru bir şekilde anlaşılması, bir kuantum yerçekimi teorisinin geliştirilmesini beklemektedir . Planck çağını, 10 -43 saniyelerde başlayan ve evrenin sıcaklığı düştükçe yerçekiminin diğer kuvvetlerden ayrıldığı büyük birleşme çağı izledi .

Genişlemenin yaklaşık 10 −37 saniyesinde, bir faz geçişi kozmik bir şişmeye neden oldu , bu sırada evrenin ışık hızı değişmezliği tarafından kısıtlanmadan katlanarak büyüdüğü ve sıcaklıkların 100.000 kat düştüğü. Heisenberg'in belirsizlik ilkesi nedeniyle meydana gelen mikroskobik kuantum dalgalanmaları , daha sonra evrenin büyük ölçekli yapısını oluşturacak tohumlara büyütüldü. 10 −36 saniye civarında bir zamanda , güçlü nükleer kuvvet diğer kuvvetlerden ayrıldığında, sadece elektromanyetik kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet bir arada kaldığında , elektrozayıf dönem başlar.

Enflasyon 10 −33 ila 10 −32 saniye aralığında durdu , evrenin hacmi en az 10 78 kat arttı . Evren, diğer tüm temel parçacıkların yanı sıra bir kuark-gluon plazmasının üretimi için gerekli sıcaklıkları elde edene kadar yeniden ısıtma gerçekleşti . Sıcaklıklar o kadar yüksekti ki parçacıkların rastgele hareketleri göreceli hızlardaydı ve çarpışmalarda her türden parçacık-antiparçacık çiftleri sürekli olarak yaratılıyor ve yok ediliyordu. Bir noktada, baryogenez adı verilen bilinmeyen bir reaksiyon , baryon sayısının korunumunu ihlal etti ve kuarkların ve leptonların antikuarklar ve antileptonlar üzerinde çok küçük bir fazlalığa yol açtı - 30 milyonda bir mertebesinde. Bu, mevcut evrende maddenin antimaddeye üstünlüğü ile sonuçlandı.

Soğutma

Farklı renklerde ışık benekleri ve şeritleri ile evrenin bir haritası.
Tüm yakın kızılötesi gökyüzünün panoramik görüntüsü , Samanyolu'nun ötesindeki galaksilerin dağılımını ortaya koyuyor . Galaksiler, kırmızıya kayma ile renk kodludur .

Evren yoğunlukta azalmaya ve sıcaklıkta düşmeye devam etti, bu nedenle her parçacığın tipik enerjisi azalıyordu. Simetriyi bozan faz geçişleri , fiziğin temel kuvvetlerini ve temel parçacıkların parametrelerini, elektromanyetik kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet yaklaşık 10 −12 saniyede ayrılarak mevcut biçimlerine getirir . Yaklaşık 10-11 saniye sonra , parçacık enerjileri parçacık hızlandırıcılarda elde edilebilecek değerlere düştüğü için resim daha az spekülatif hale gelir . Yaklaşık 10 −6 saniyede, kuarklar ve gluonlar proton ve nötron gibi baryonları oluşturmak üzere birleşirler . Antikuarklar üzerindeki küçük kuark fazlalığı, antibaryonlar üzerinde küçük bir baryon fazlalığına yol açtı. Kütle yok etme hemen sadece bir 10 bırakarak, ardından bu nedenle sıcaklık, hemen (nötron-antineutrons için benzer şekilde), yeni bir proton-anti proton çiftleri oluşturmak için artık yeterince yüksek olduğu 8 orijinal madde parçacıklarının ve hiçbiri karşıt parçacık . Benzer bir süreç elektronlar ve pozitronlar için yaklaşık 1 saniyede gerçekleşti. Bu yokoluşlardan sonra, kalan protonlar, nötronlar ve elektronlar artık göreli olarak hareket etmiyorlardı ve evrenin enerji yoğunluğuna fotonlar hakimdi ( nötrinoların küçük bir katkısıyla ).

Genişlemeye birkaç dakika kala, sıcaklık yaklaşık bir milyar kelvin olduğunda ve evrendeki maddenin yoğunluğu Dünya atmosferinin mevcut yoğunluğuyla karşılaştırılabilir olduğunda, nötronlar protonlarla birleşerek evrenin döteryum ve helyum çekirdeklerini Büyük olarak adlandırılan bir süreçte oluşturdular. Bang nükleosentez (BBN). Protonların çoğu hidrojen çekirdeği olarak birleşmeden kaldı.

Evren soğudukça, maddenin geri kalan enerji yoğunluğu, foton radyasyonununkine yerçekimsel olarak baskın hale geldi . Yaklaşık 379.000 yıl sonra, elektronlar ve çekirdekler , radyasyon yayan atomlar (çoğunlukla hidrojen ) halinde birleşti . Uzayda büyük ölçüde engellenmeden devam eden bu kalıntı radyasyon, kozmik mikrodalga arka planı olarak bilinir.

Yapı oluşumu

Sanatçının, bilim adamlarının Big Bang'i anlamalarına yardımcı olmak için veri toplayan WMAP uydusunu tasviri

Uzun bir süre boyunca, düzgün dağılmış maddenin biraz daha yoğun bölgeleri yerçekimsel olarak yakındaki maddeyi çekti ve böylece daha da yoğunlaşarak gaz bulutlarını, yıldızları, galaksileri ve bugün gözlemlenebilir diğer astronomik yapıları oluşturdu. Bu sürecin detayları, evrendeki maddenin miktarına ve türüne bağlıdır. Dört olası madde türü, soğuk karanlık madde , sıcak karanlık madde , sıcak karanlık madde ve baryonik madde olarak bilinir . Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu'ndan (WMAP) elde edilen en iyi ölçümler , verilerin, karanlık maddenin soğuk olduğu varsayıldığı bir Lambda-CDM modeline iyi uyduğunu göstermektedir (sıcak karanlık madde, erken yeniden iyonlaşma tarafından ekarte edilir ), ve evrenin maddesinin/enerjisinin yaklaşık %23'ünü, baryonik maddenin ise yaklaşık %4,6'sını oluşturduğu tahmin edilmektedir. Nötrino formunda sıcak karanlık madde içeren bir "genişletilmiş modelde", "fiziksel baryon yoğunluğu" yaklaşık 0.023 olarak tahmin edilirse (bu, toplam madde/enerjinin bir kesri olarak ifade edilen "baryon yoğunluğundan" farklıdır). yoğunluk yaklaşık 0.046'dır) ve karşılık gelen soğuk karanlık madde yoğunluğu yaklaşık 0.11'dir, karşılık gelen nötrino yoğunluğunun 0.0062'den az olduğu tahmin edilmektedir.

kozmik ivme

Tip Ia süpernovalardan ve SPK'dan elde edilen bağımsız kanıtlar, günümüz evrenine , görünüşe göre tüm uzaya nüfuz eden, karanlık enerji olarak bilinen gizemli bir enerji formunun hakim olduğunu ima ediyor . Gözlemler, günümüz evreninin toplam enerji yoğunluğunun %73'ünün bu formda olduğunu gösteriyor. Evren çok gençken, muhtemelen karanlık enerjiyle doluydu, ancak daha az alan ve birbirine daha yakın olan her şey ile yerçekimi baskındı ve yavaş yavaş genişlemeyi frenliyordu. Ama nihayetinde, milyarlarca yıllık genişlemeden sonra, karanlık enerjinin yoğunluğuna göre maddenin yoğunluğunun azalması, evrenin genişlemesinin yavaş yavaş hızlanmaya başlamasına neden oldu.

En basit formülasyonunda karanlık enerji , genel göreliliğin Einstein alan denklemlerindeki kozmolojik sabit terim biçimini alır , ancak bileşimi ve mekanizması bilinmemektedir ve daha genel olarak durum denkleminin ayrıntıları ve parçacık fiziğinin Standart Modeli ile ilişkisi bilinmemektedir. hem gözlem yoluyla hem de teorik olarak araştırılmaya devam etmektedir.

Şişme çağından sonraki tüm bu kozmik evrim , kuantum mekaniğinin ve genel göreliliğin bağımsız çerçevelerini kullanan ΛCDM kozmoloji modeli tarafından titizlikle tanımlanabilir ve modellenebilir . Durumu yaklaşık 10 −15 saniyeden önce açıklayacak, kolayca test edilebilir bir model yoktur . Evren tarihindeki bu en eski çağları anlamak, şu anda fizikteki çözülmemiş en büyük problemlerden biridir .

Tarih

etimoloji

İngiliz astronom Fred Hoyle , Mart 1949'da BBC Radyo yayınında yaptığı bir konuşma sırasında "Big Bang" terimini ortaya atarak şunları söyledi: uzak geçmişte belirli bir zaman." Ancak, 1970'lere kadar yakalanmadı.

Alternatif bir " kararlı hal " kozmolojik modelini tercih eden Hoyle'un, bunun aşağılayıcı olmasını amaçladığı, ancak Hoyle'un bunu açıkça reddettiği ve bunun sadece iki model arasındaki farkı vurgulamayı amaçlayan çarpıcı bir görüntü olduğunu söylediği popüler bir şekilde bildiriliyor. Helge Kragh , bunun aşağılayıcı olduğu iddiasının kanıtlarının "ikna edici olmadığını" yazıyor ve bunun bir aşağılayıcı olmadığına dair bir takım göstergelerden bahsediyor.

Bir patlamanın meydana geldiğini ima ettiği için terimin kendisi bir yanlış isimdir. Bununla birlikte, bir patlama, henüz var olmayan bir merkez noktasından çevreleyen alana genişleme anlamına gelir. Big Bang, uzaya yayılmak yerine , uzayın kendisinin genişlemesi/uzaması idi ki bu kavraması çok daha zor bir kavramdır. Santhosh Mathew tarafından işaret edilen bir başka konu da, patlamanın, içinden geçtiği titreşimli bir parçacık ve ortam gerektiren sesi ima etmesidir. Bu, hayal edebileceğimiz herhangi bir şeyin başlangıcı olduğundan, herhangi bir sesin temeli yoktur ve bu nedenle Büyük Patlama muhtemelen sessizdi. Daha uygun bir alternatif bulma girişimi başarılı olmadı.

Gelişim

Ay'ın boyutuna kıyasla XDF boyutu( XDF , Ay'ın solundaki ve neredeyse altındaki küçük kutudur) - her biri milyarlarca yıldızdan oluşan birkaç bin galaksi bu küçük görüntüde.
XDF (2012) görünümü – her bir ışık zerresi bir galaksidir – bunlardan bazıları 13,2 milyar yıl kadar eskidir – evrenin 200 milyar galaksi içerdiği tahmin edilmektedir.
XDF adresine yönlendirilir yaklaşık 5 milyar ila 9 yıl önce galaksileri olgun - - resim gösterileri tamamen ön plan düzleminde galaksileri olgun protogalaxies ile yanan genç yıldızlı 9 milyar yıl ötesinde.

Big Bang teorisi, evrenin yapısının gözlemlerinden ve teorik düşüncelerden geliştirildi. 1912'de Vesto Slipher , bir " spiral bulutsunun " ilk Doppler kaymasını ölçtü (spiral bulutsu, sarmal gökadalar için eski bir terimdir) ve kısa süre sonra bu tür bulutsuların neredeyse tamamının Dünya'dan uzaklaştığını keşfetti. Bu gerçeğin kozmolojik sonuçlarını kavrayamadı ve aslında o zamanlar bu bulutsuların Samanyolu'muzun dışındaki "ada evrenleri" olup olmadığı oldukça tartışmalıydı . On yıl sonra, bir Rus kozmolog ve matematikçi olan Alexander Friedmann , Einstein alan denklemlerinden Friedmann denklemlerini türeterek , evrenin o sırada Albert Einstein tarafından savunulan statik evren modelinin aksine genişliyor olabileceğini gösterdi .

1924'te Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble'ın en yakın sarmal bulutsulara olan büyük mesafeyi ölçmesi, bu sistemlerin gerçekten de başka gökadalar olduğunu gösterdi. Aynı yıldan başlayarak, Hubble , Mount Wilson Gözlemevi'ndeki 100 inçlik (2,5 m) Hooker teleskopunu kullanarak, kozmik mesafe merdiveninin öncüsü olan bir dizi mesafe göstergesini özenle geliştirdi . Bu , çoğunlukla Slipher tarafından kırmızıya kaymaları zaten ölçülmüş olan galaksilere olan mesafeleri tahmin etmesine izin verdi . 1929'da Hubble, şimdi Hubble yasası olarak bilinen mesafe ile durgunluk hızı arasında bir korelasyon keşfetti . O zamana kadar Lemaitre, kozmolojik ilke göz önüne alındığında bunun beklendiğini zaten göstermişti.

Belçikalı bir fizikçi ve Roma Katolik rahibi olan Georges Lemaître , 1927'de Friedmann'ın denklemlerini bağımsız olarak türeterek , bulutsuların çıkarsanan durgunluğunun evrenin genişlemesinden kaynaklandığını öne sürdü. 1931'de Lemaître daha da ileri gitti ve zaman içinde geriye yansıtılırsa, evrenin açık bir şekilde genişlemesinin, geçmişteki sonlu bir zamanda evrenin tüm kütlesinin bir tek bir noktada, zaman ve uzay dokusunun oluştuğu yerde ve zamanda bir "ilkel atom"da yoğunlaşmıştır.

1920'lerde ve 1930'larda, hemen hemen her büyük kozmolog, sonsuz sabit durumlu bir evreni tercih etti ve birçoğu, Big Bang'in ima ettiği zamanın başlangıcının, dini kavramları fiziğe aktardığından şikayet etti; bu itiraz daha sonra durağan durum teorisinin destekçileri tarafından tekrarlandı. Bu algı, Big Bang teorisinin yaratıcısı Lemaître'nin bir Roma Katolik rahibi olduğu gerçeğiyle daha da güçlendi. Arthur Eddington ile mutabık Aristo evren, zaman içinde bir başlangıcı olmadığını viz ., O madde ebedidir . Zamanda bir başlangıç ​​onun için "iğrenç"ti. Ancak Lemaitre aynı fikirde değildi:

Eğer dünya tek bir kuantum ile başlamış olsaydı, uzay ve zaman kavramları başlangıçta hiçbir anlam ifade etmeyecekti; ancak orijinal kuantum yeterli sayıda kuantaya bölündüğünde mantıklı bir anlam kazanmaya başlayacaklardı. Bu önerme doğruysa, dünyanın başlangıcı, uzay ve zamanın başlangıcından biraz önce gerçekleşti.

1930'larda, diğer fikirler olarak önerildi standart dışı kozmolojilerine dahil Hubble'ın gözlemleri açıklamak için, Milne modeli , salınım evrenin (aslen Friedmann tarafından önerilen, ancak Albert Einstein ve savunduğu Richard C. Tolman'a ) ve Fritz Zwicky 'ın yorgun ışık hipotez.

İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra iki farklı olasılık ortaya çıktı. Biri Fred Hoyle'un sabit durum modeliydi, bu modelde evren genişler gibi görünürken yeni madde yaratılacaktı. Bu modelde evren, zamanın herhangi bir noktasında kabaca aynıdır. Diğeri, BBN'yi tanıtan ve ortakları Ralph Alpher ve Robert Herman'ın SPK'yı öngördüğü George Gamow tarafından savunulan ve geliştirilen Lemaître'nin Big Bang teorisiydi . İronik olarak, Mart 1949'da bir BBC Radyosu yayını sırasında Lemaître'nin teorisine uygulanmak üzere gelen ifadeyi "bu büyük patlama fikri" olarak adlandıran Hoyle'du . Bir süre için, bu iki teori arasında destek ayrıldı. Sonunda, özellikle radyo kaynak sayımlarından elde edilen gözlemsel kanıtlar, Big Bang'i kararlı duruma tercih etmeye başladı. 1964'te SPK'nın keşfi ve onaylanması, Big Bang'in evrenin kökeni ve evrimi konusunda en iyi teori olmasını sağladı. Kozmolojideki mevcut çalışmaların çoğu, Büyük Patlama bağlamında galaksilerin nasıl oluştuğunu anlamayı, evrenin fiziğini daha erken ve daha erken zamanlarda anlamayı ve gözlemleri temel teori ile uzlaştırmayı içerir.

1968 ve 1970'de Roger Penrose , Stephen Hawking ve George FR Ellis , matematiksel tekilliklerin Big Bang'in göreli modellerinin kaçınılmaz bir başlangıç ​​koşulu olduğunu gösterdikleri makaleler yayınladılar . Daha sonra, 1970'lerden 1990'lara kadar kozmologlar, Big Bang evreninin özelliklerini karakterize etmek ve olağanüstü sorunları çözmek için çalıştılar. 1981'de Alan Guth , erken evrende "enflasyon" olarak adlandırdığı hızlı genişleme çağının tanıtılmasıyla Big Bang teorisindeki bazı olağanüstü teorik sorunları çözme üzerine teorik çalışmada bir atılım yaptı. Bu arada, bu onyıllar boyunca, gözlemsel kozmolojide çok fazla tartışma ve anlaşmazlığa yol açan iki soru , Hubble Sabiti'nin kesin değerleri ve evrenin madde yoğunluğu (karanlık enerjinin keşfinden önce, bunun için anahtar tahmin edici olduğu düşünülüyordu) üzerineydi. evrenin nihai kaderi ).

1990'ların ortalarında, belirli küresel kümelere ilişkin gözlemler, bunların yaklaşık 15 milyar yaşında olduklarını gösteriyordu; bu, o zamanlar geçerli olan evrenin yaşıyla ilgili (ve aslında bugün ölçülen yaşla) çelişiyordu . Bu sorun daha sonra yıldız rüzgarlarından kaynaklanan kütle kaybının etkilerini içeren yeni bilgisayar simülasyonları küresel kümeler için çok daha genç bir yaş gösterdiğinde çözüldü . Kümelerin yaşlarının ne kadar doğru ölçüldüğüne dair hala bazı sorular olsa da, küresel kümeler, evrendeki en eski nesnelerden bazıları olarak kozmolojinin ilgisini çekmektedir.

Big Bang kozmolojisinde, teleskop teknolojisindeki gelişmelerin yanı sıra Kozmik Arka Plan Gezgini (COBE), Hubble Uzay Teleskobu ve WMAP gibi uydulardan gelen verilerin analizinin bir sonucu olarak 1990'ların sonlarından bu yana önemli ilerleme kaydedilmiştir . Kozmologlar artık Big Bang modelinin birçok parametresinin oldukça kesin ve doğru ölçümlerine sahipler ve evrenin genişlemesinin hızlanıyor gibi göründüğü beklenmedik bir keşifte bulundular.

gözlemsel kanıt

"[The] büyük patlama resmi, genel özelliklerinde geçersizliği kanıtlanamayacak kadar her alandan gelen verilere dayandırılmıştır."

Lawrence Krauss

Teorinin geçerliliğinin en erken ve en doğrudan gözlemsel kanıtı, Hubble yasasına göre evrenin genişlemesi (galaksilerin kırmızıya kaymasıyla gösterildiği gibi), kozmik mikrodalga arka planın keşfi ve ölçümü ve ışık elementlerinin göreceli bolluğudur. Big Bang nükleosentez (BBN). Daha yeni kanıtlar, galaksi oluşumu ve evrimi gözlemlerini ve büyük ölçekli kozmik yapıların dağılımını içerir. Bunlara bazen Big Bang teorisinin "dört sütunu" denir.

Büyük Patlama'nın kesin modern modelleri, karasal laboratuvar deneylerinde gözlemlenmemiş veya parçacık fiziğinin Standart Modeline dahil edilmemiş çeşitli egzotik fiziksel olaylara hitap eder. Bu özelliklerden karanlık madde şu anda en aktif laboratuvar araştırmalarının konusudur. Kalan sorunlar arasında, sivri hale sorunu ve soğuk karanlık maddenin cüce galaksisi sorunu yer alıyor. Karanlık enerji, bilim adamları için de yoğun bir ilgi alanıdır, ancak karanlık enerjinin doğrudan tespitinin mümkün olup olmayacağı net değildir. Enflasyon ve baryojenez, mevcut Big Bang modellerinin daha spekülatif özellikleri olmaya devam ediyor. Bu tür fenomenler için geçerli, nicel açıklamalar hala aranmaktadır. Bunlar şu anda fizikte çözülmemiş problemlerdir.

Hubble yasası ve uzayın genişlemesi

Uzak galaksilerin ve kuasarların gözlemleri, bu nesnelerin kırmızıya kaydığını gösteriyor: onlardan yayılan ışık, daha uzun dalga boylarına kaydırıldı. Bu, bir nesnenin frekans spektrumunu alarak ve ışıkla etkileşime giren kimyasal elementlerin atomlarına karşılık gelen emisyon veya absorpsiyon çizgilerinin spektroskopik modelini eşleştirerek görülebilir . Bu kırmızıya kaymalar, tüm yönlerde gözlenen nesneler arasında eşit olarak dağılmış , tekdüze izotropiktir. Kırmızıya kayma bir Doppler kayması olarak yorumlanırsa, nesnenin durgunluk hızı hesaplanabilir. Bazı galaksiler için, kozmik mesafe merdiveni aracılığıyla mesafeleri tahmin etmek mümkündür. Durgunluk hızları bu mesafelere karşı çizildiğinde, Hubble yasası olarak bilinen doğrusal bir ilişki gözlemlenir: nerede

  • galaksinin veya başka bir uzak nesnenin durgunluk hızıdır,
  • nesneye olan uygun mesafedir ve
  • olarak ölçülen Hubble sabitidir70.41,3
    -1,4
    WMAP tarafından km / s / Mpc .

Hubble yasasının iki olası açıklaması vardır. Ya bir galaksi patlamasının merkezindeyiz -ki bu Kopernik ilkesinin varsayımı altında savunulamaz- ya da evren her yerde düzgün bir şekilde genişliyor. Bu evrensel genişleme, 1922'de Friedmann ve 1927'de Lemaître tarafından genel görelilikten, Hubble 1929'daki analiz ve gözlemlerini yapmadan çok önce tahmin edildi ve Friedmann, Lemaître, Robertson ve Walker tarafından geliştirilen Büyük Patlama teorisinin temel taşı olmaya devam ediyor.

Teori, ilişkinin her zaman geçerli olmasını gerektirir; burada uygun mesafe, v , durgunluk hızıdır ve , , ve evren genişledikçe değişir (bu nedenle , günümüz Hubble "sabitini" belirtmek için yazıyoruz ). Gözlemlenebilir evrenin boyutundan çok daha küçük mesafeler için , Hubble kırmızıya kayması, durgunluk hızına karşılık gelen Doppler kayması olarak düşünülebilir . Ancak kırmızıya kayma gerçek bir Doppler kayması değil, daha çok ışığın yayıldığı zaman ile algılandığı zaman arasındaki evrenin genişlemesinin bir sonucudur.

Metrik genişlemeden geçen uzay, Hubble yasasıyla birlikte başka bir açıklaması olmayan kozmolojik ilke ve Kopernik ilkesinin doğrudan gözlemsel kanıtlarıyla gösterilir. Astronomik kırmızıya kaymalar son derece izotropik ve homojen olup, evrenin her yönden aynı göründüğü kozmolojik prensibi ve diğer birçok kanıtı destekler. Kırmızıya kaymalar, bizden uzak bir merkezden gelen bir patlamanın sonucu olsaydı, farklı yönlerde bu kadar benzer olmazlardı.

2000 yılında kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun uzak astrofiziksel sistemlerin dinamikleri üzerindeki etkilerinin ölçümleri, kozmolojik ölçekte Dünya'nın merkezi bir konumda olmadığı Kopernik ilkesini kanıtladı. Big Bang'den gelen radyasyon, evrenin her yerinde daha erken zamanlarda gözle görülür şekilde daha sıcaktı. SPK'nın milyarlarca yıl boyunca tek tip soğuması, ancak evren bir metrik genişleme yaşıyorsa ve bir patlamanın eşsiz merkezine yakın olmamız olasılığını dışlıyorsa açıklanabilir.

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu

Kozmik arka plan üzerinde FIRAS cihaz tarafından ölçülen spektrum COBE uydu en çok hassas bir şekilde ölçülmüş olan cisim doğada spektrumu. Veri noktaları ve hata çubukları , bu grafikte teorik eğri tarafından bulanıklaştırılmaktadır.

1964'te Arno Penzias ve Robert Wilson , mikrodalga bandında çok yönlü bir sinyal olan kozmik arka plan radyasyonunu tesadüfen keşfettiler . Onların keşfi, 1950 civarında Alpher, Herman ve Gamow tarafından yapılan büyük patlama tahminlerinin önemli ölçüde doğrulanmasını sağladı. 1970'ler boyunca, radyasyonun her yönde bir kara cisim tayfı ile yaklaşık olarak tutarlı olduğu bulundu ; bu spektrum, evrenin genişlemesiyle kırmızıya kaymıştır ve bugün yaklaşık 2.725 K'ye tekabül etmektedir. Bu, kanıt dengesini Big Bang modeli lehine çevirdi ve Penzias ve Wilson, 1978 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü .

Son saçılma yüzey SPK emisyonuna tekabül eden kısa bir süre sonra meydana gelir rekombinasyon nötr hidrojen stabil hale geldiğinde, bir çağı. Bundan önce, evren fotonlar hızla edildi sıcak yoğun foton-baryon plazma denize oluşan dağınık serbest yüklü parçacıkların arasından. Etrafında zirve yapmak372 ± 14 kyr , bir fotonun ortalama serbest yolu günümüze ulaşacak kadar uzun olur ve evren şeffaf hale gelir.

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun (2012) 9 yıllık WMAP görüntüsü. Radyasyon, kabaca 100.000'de bir oranında izotropiktir .

1989 yılında, NASA 1990'da, yüksek hassasiyetli spektrumu ölçümleri SPK frekans spektrumu, 10 1 kısmının bir düzeyde bir sapma ile neredeyse kusursuz bir cisim olduğunu göstermiştir: iki önemli ilerlemeler Cobe, başlatılan 4 ve bir artık ölçülen sıcaklık 2,726 K (daha yakın tarihli ölçümler bu rakamı hafifçe 2.7255 K'ya revize etmiştir); Daha sonra 1992 yılında, daha ileri COBE ölçümleri minik dalgalanmaları (keşfetti anizotropilerin 10'da yaklaşık bir kısmının bir seviyede, gökyüzünde SPK sıcaklık) 5 . John C. Mather ve George Smoot , bu sonuçlardaki liderliklerinden dolayı 2006 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü.

Takip eden on yıl boyunca, CMB anizotropileri, çok sayıda yer tabanlı ve balon deneyi ile daha fazla araştırıldı. Özellikle 2000-2001, birkaç deneylerde bumerang , bulunan evrenin şekil anizotropileri tipik açısal boyutu (gökyüzünde boyutu) ölçülmesiyle uzaysal hemen hemen düz olması.

2003'ün başlarında, Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu'nun ilk sonuçları yayınlandı ve o sırada bazı kozmolojik parametreler için en doğru değerleri verenler elde edildi. Sonuçlar birkaç özel kozmik enflasyon modelini çürüttü, ancak genel olarak enflasyon teorisi ile tutarlı. Planck uzay sondası 2009. Diğer zemin ve balon tabanlı Mayıs ayında başlatılan kozmik mikrodalga arkaplan deneyleri devam etmektedir.

İlkel unsurların bolluğu

Big Bang modelini kullanarak evrendeki helyum-4 , helyum-3 , döteryum ve lityum-7 konsantrasyonunu sıradan hidrojen miktarına oranlar olarak hesaplamak mümkündür . Göreceli bolluk tek bir parametreye, fotonların baryonlara oranına bağlıdır. Bu değer SPK dalgalanmalarının detaylı yapısından bağımsız olarak hesaplanabilmektedir. (Kütlece değil sayısına göre) tahmin edilen oranlar için 0.25 ile ilgili olan , 10 ile ilgili, -3 için yaklaşık 10, -4 için ve yaklaşık 10 -9 için .

Ölçülen bollukların tümü, baryon-foton oranının tek bir değerinden tahmin edilenlerle en azından kabaca uyumludur. Uyum, döteryum için mükemmeldir, için yakındır, ancak biçimsel olarak tutarsızdır ve için iki faktördür (bu anormallik kozmolojik lityum sorunu olarak bilinir ); son iki durumda, önemli sistematik belirsizlikler vardır . Bununla birlikte, BBN tarafından tahmin edilen bolluklarla genel tutarlılık, teori ışık elementlerinin göreli bollukları için bilinen tek açıklama olduğundan ve Big Bang'i çok daha fazlasını üretmek için "ayarlamak" neredeyse imkansız olduğundan, Big Bang için güçlü bir kanıttır. veya %20-30'dan az helyum. Gerçekten de, Big Bang'in bilinen bir sebep dışında olduğunu, örneğin, genç evren (yani önce bir yıldız oluşum , madde sözde serbest inceleyerek belirlenen yıldız nükleosentez ürünleri) döteryum veya daha fazla döteryum daha helyum sahip olmalıdır , hem de sabit oranlarda.

Galaktik evrim ve dağılım

Galaksilerin ve kuasarların morfolojisine ve dağılımına ilişkin ayrıntılı gözlemler , Big Bang teorisinin mevcut durumu ile uyumludur . Gözlemlerin ve teorinin bir kombinasyonu, ilk kuasarların ve galaksilerin Büyük Patlama'dan yaklaşık bir milyar yıl sonra oluştuğunu ve o zamandan beri galaksi kümeleri ve üstkümeler gibi daha büyük yapıların oluştuğunu gösteriyor .

Yıldız popülasyonları yaşlanıyor ve evrimleşiyor, öyle ki uzak galaksiler (erken evrende olduğu gibi gözlenir) yakındaki galaksilerden (daha yakın bir durumda gözlenir) çok farklı görünüyor. Ayrıca, nispeten yakın zamanda oluşan galaksiler, benzer mesafelerde, ancak Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra oluşan galaksilerden belirgin şekilde farklı görünmektedir. Bu gözlemler, durağan durum modeline karşı güçlü argümanlardır. Yıldız oluşumu, galaksi ve kuasar dağılımları ve daha büyük yapılarla ilgili gözlemler, evrendeki yapı oluşumuna ilişkin Big Bang simülasyonlarıyla iyi bir uyum içindedir ve teorinin ayrıntılarını tamamlamaya yardımcı olur.

İlkel gaz bulutları

Odak düzlemi arasında BICEP2 teleskop SPK kutuplaşma aramak için kullanılan - Mikroskop altında.

2011'de gökbilimciler, uzak kuasarların spektrumlarındaki soğurma çizgilerini analiz ederek, ilkel gazın bozulmamış bulutları olduğuna inandıkları şeyi buldular. Bu keşiften önce, diğer tüm astronomik nesnelerin, yıldızlarda oluşan ağır elementleri içerdiği gözlemlendi. Karbon, oksijen ve silisyuma duyarlı olmalarına rağmen bu üç element bu iki bulutta tespit edilememiştir. Gaz bulutlarında tespit edilebilir düzeyde ağır elementler bulunmadığından, Büyük Patlama'dan sonraki ilk birkaç dakika içinde, BBN sırasında oluşmuş olmaları muhtemeldir.

Diğer kanıt satırları

Hubble genişlemesinden ve SPK'dan tahmin edildiği şekliyle evrenin yaşı, hem yıldız evrimi teorisini küresel kümelere uygulayarak hem de bireysel Nüfusun radyometrik tarihlemesi yoluyla ölçülen en eski yıldızların yaşlarını kullanan diğer tahminlerle artık iyi bir uyum içindedir. II yıldız. Ayrıca, Tip Ia süpernova kullanılarak yapılan genişleme ölçümlerine ve kozmik mikrodalga arka planındaki sıcaklık dalgalanmalarının ölçümlerine dayanan yaş tahminleriyle de iyi bir uyum içindedir . Model, bazı ölçümleri bir yaş tahminiyle ilişkilendirmek için kullanıldığından ve tüm tahminlerin uyumlu olduğu ortaya çıktığından , bu yaştaki bağımsız ölçümlerin anlaşması Lambda-CDM (ΛCDM) modelini destekler . Yine de, nispeten erken evrenden (özellikle quasar APM 08279+5255 ) nesnelerin bazı gözlemleri, bu nesnelerin ΛCDM modelinde bu kadar erken oluşmak için yeterli zamana sahip olup olmadığı konusunda endişe uyandırmaktadır.

Geçmişte SPK sıcaklığının daha yüksek olduğu tahmini, yüksek kırmızıya kaymada gaz bulutlarında çok düşük sıcaklık absorpsiyon çizgilerinin gözlemleriyle deneysel olarak desteklenmiştir. Bu tahmin ayrıca , galaksi kümelerindeki Sunyaev-Zel'dovich etkisinin genliğinin doğrudan kırmızıya kaymaya bağlı olmadığını ima eder . Gözlemler bunun kabaca doğru olduğunu bulmuştur, ancak bu etki, kozmik zamanla değişen ve kesin ölçümleri zorlaştıran küme özelliklerine bağlıdır.

Gelecek gözlemler

Gelecekteki yerçekimi dalgası gözlemevleri , ilk evrenin kalıntıları olan ilkel kütleçekim dalgalarını Büyük Patlama'dan bir saniye sonrasına kadar tespit edebilir.

Fizikte problemler ve ilgili konular

Her teoride olduğu gibi, Big Bang teorisinin gelişmesinin bir sonucu olarak bir takım gizemler ve problemler ortaya çıkmıştır. Bu gizemlerin ve problemlerin bazıları çözülmüş, bazıları ise hala çözülmemiştir. Big Bang modelindeki bazı problemlere önerilen çözümler, kendilerine ait yeni gizemleri ortaya çıkardı. Örneğin, ufuk sorunu , manyetik tek kutup sorunu ve düzlük sorunu en yaygın olarak enflasyon teorisi ile çözülür, ancak enflasyonist evrenin ayrıntıları hala çözülmeden bırakılır ve teorinin bazı kurucuları da dahil olmak üzere birçok kişi bunun kanıtlanmadığını söylüyor. . Aşağıda, kozmologlar ve astrofizikçiler tarafından hala yoğun bir şekilde araştırılan Big Bang teorisinin gizemli yönlerinin bir listesi bulunmaktadır .

baryon asimetrisi

Evrenin neden antimaddeden daha fazla maddeye sahip olduğu henüz anlaşılamadı. Genellikle evrenin genç ve çok sıcak olduğu zamanlarda istatistiksel dengede olduğu ve eşit sayıda baryon ve antibaryon içerdiği varsayılır. Ancak gözlemler, evrenin en uzak kısımları da dahil olmak üzere neredeyse tamamen maddeden oluştuğunu göstermektedir. Asimetriyi açıklamak için baryogenez adı verilen bir süreç varsayıldı. Baryogenezin gerçekleşmesi için Sakharov koşullarının sağlanması gerekir. Bunlar, baryon sayısının korunmamasını, C-simetrisi ve CP-simetrisinin ihlal edilmesini ve evrenin termodinamik dengeden ayrılmasını gerektirir . Tüm bu koşullar Standart Modelde meydana gelir, ancak etkiler mevcut baryon asimetrisini açıklayacak kadar güçlü değildir.

Karanlık enerji

Tip Ia süpernovalar için kırmızıya kayma- büyüklük ilişkisinin ölçümleri , evrenin şimdiki yaşının yaklaşık yarısı olduğundan beri evrenin genişlemesinin hızlandığını göstermektedir. Bu ivmeyi açıklamak için, genel görelilik, evrendeki enerjinin çoğunun, "karanlık enerji" olarak adlandırılan, büyük negatif basınçlı bir bileşenden oluşmasını gerektirir.

Karanlık enerji, spekülatif olsa da, sayısız sorunu çözer. Kozmik mikrodalga arka planının ölçümleri, evrenin uzamsal olarak neredeyse düz olduğunu ve bu nedenle genel göreliliğe göre evrenin neredeyse tam olarak kritik kütle/enerji yoğunluğuna sahip olması gerektiğini göstermektedir . Ancak evrenin kütle yoğunluğu, kütleçekimsel kümelenmesinden ölçülebilir ve kritik yoğunluğun sadece %30'una sahip olduğu bulunur. Teori, karanlık enerjinin olağan şekilde kümelenmediğini öne sürdüğünden, "eksik" enerji yoğunluğu için en iyi açıklama budur. Karanlık enerji ayrıca, biri kütleçekimsel merceklerin frekansını kullanan, diğeri ise kozmik bir cetvel olarak büyük ölçekli yapının karakteristik modelini kullanan, evrenin genel eğriliğinin iki geometrik ölçüsünü açıklamaya yardımcı olur .

Negatif basıncın vakum enerjisinin bir özelliği olduğuna inanılır , ancak karanlık enerjinin tam doğası ve varlığı Büyük Patlama'nın en büyük gizemlerinden biri olmaya devam etmektedir. 2008 yılında WMAP ekibinin sonuçları, %73 karanlık enerji, %23 karanlık madde, %4.6 düzenli madde ve %1'den az nötrinodan oluşan bir evrene uygundur. Teoriye göre, evrenin genişlemesiyle maddedeki enerji yoğunluğu azalır, ancak karanlık enerji yoğunluğu, evren genişledikçe sabit kalır (ya da yaklaşık olarak). Bu nedenle, madde geçmişte evrenin toplam enerjisinin bugün olduğundan daha büyük bir kısmını oluşturuyordu, ancak karanlık enerji daha da baskın hale geldikçe , uzak gelecekte fraksiyonel katkısı azalacaktır .

Evrenin karanlık enerji bileşeni, teorisyenler tarafından Einstein'ın kozmolojik sabiti de dahil olmak üzere çeşitli rakip teoriler kullanılarak açıklanmıştır, ancak aynı zamanda daha egzotik öz formlarına veya diğer değiştirilmiş yerçekimi şemalarına kadar uzanmaktadır . Bir kozmik sürekli bir sorun , bazen "en utanç verici sorun fizik" olarak adlandırılan, karanlık enerjinin ölçülen enerji yoğunluğu ve saf bir gelen tahmin arasında belirgin bir farklılık elde edilen sonuçlar Planck birimi .

Karanlık madde

Grafik , evrenin farklı bileşenlerinin oranını gösterir - yaklaşık %95'i karanlık madde ve karanlık enerjidir .

1970'lerde ve 1980'lerde, çeşitli gözlemler, evrende galaksilerin içindeki ve arasındaki yerçekimi kuvvetlerinin görünür gücünü açıklamak için yeterli görünür madde olmadığını gösterdi. Bu, evrendeki maddenin %90'ının ışık yaymayan veya normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen karanlık madde olduğu fikrine yol açtı. Ek olarak, evrenin çoğunlukla normal madde olduğu varsayımı, gözlemlerle büyük ölçüde tutarsız olan tahminlere yol açtı. Özellikle, bugün evren çok daha topaklı ve karanlık madde olmadan açıklanabilecek olandan çok daha az döteryum içeriyor. Karanlık madde her zaman tartışmalı olsa da, çeşitli gözlemler sonucu çıkarılmıştır: CMB'deki anizotropiler, gökada kümesi hız dağılımları, büyük ölçekli yapı dağılımları, kütleçekimsel mercekleme çalışmaları ve gökada kümelerinin X-ışını ölçümleri .

Karanlık madde için dolaylı kanıt, laboratuvarlarda hiçbir karanlık madde parçacığı gözlemlenmediğinden, diğer maddeler üzerindeki yerçekimsel etkisinden gelir. Karanlık madde için birçok parçacık fiziği adayı önerilmiştir ve bunları doğrudan tespit etmek için çeşitli projeler yürütülmektedir.

Ek olarak, şu anda tercih edilen soğuk karanlık madde modeliyle ilişkili, cüce gökada problemini ve sivri hale problemini içeren olağanüstü problemler vardır. Büyük miktarda tespit edilmemiş madde gerektirmeyen, bunun yerine Newton ve Einstein tarafından kurulan yerçekimi yasalarını değiştiren alternatif teoriler önerilmiştir; yine de hiçbir alternatif teori, mevcut tüm gözlemleri açıklamada soğuk karanlık madde önerisi kadar başarılı olmamıştır.

Ufuk sorunu

Ufuk sorunu, bilginin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceği önermesinden kaynaklanmaktadır . Sonlu yaştaki bir evrende bu, uzayın nedensel temasta olan herhangi iki bölgesinin ayrımında bir sınır -parçacık ufku- belirler . SPK'nın gözlemlenen izotropisi bu açıdan sorunludur: Evren, son saçılma çağına kadar her zaman radyasyon veya madde tarafından yönetilmiş olsaydı, o zamandaki parçacık ufku gökyüzünde yaklaşık 2 dereceye karşılık gelirdi. O zaman daha geniş bölgelerin aynı sıcaklığa sahip olmasını sağlayacak hiçbir mekanizma olmazdı.

Bu bariz tutarsızlığa bir çözüm, homojen ve izotropik bir skaler enerji alanının çok erken bir dönemde (baryojenezden önce) evrene hakim olduğu şişirme teorisi tarafından sunulmaktadır . Şişme sırasında, evren üstel genişlemeye uğrar ve parçacık ufku önceden varsayıldığından çok daha hızlı genişler, böylece şu anda gözlemlenebilir evrenin karşıt taraflarındaki bölgeler birbirlerinin parçacık ufkunun içindedir. SPK'nın gözlemlenen izotropisi, bu daha geniş bölgenin enflasyonun başlamasından önce nedensel bir ilişki içinde olduğu gerçeğinden kaynaklanmaktadır.

Heisenberg'in belirsizlik ilkesi, şişirme aşamasında , kozmik bir ölçeğe büyütülecek olan kuantum termal dalgalanmaların olacağını tahmin ediyor . Bu dalgalanmalar, evrendeki tüm mevcut yapılar için tohum görevi gördü. Enflasyon, ilkel dalgalanmaların neredeyse ölçek değişmezi ve SPK ölçümleriyle doğru bir şekilde doğrulanan Gaussian olduğunu tahmin eder .

Enflasyon meydana gelirse, üstel genişleme, uzayın geniş bölgelerini gözlemlenebilir ufkumuzun çok ötesine itecektir.

Klasik ufuk problemiyle ilgili bir sorun, çoğu standart kozmolojik şişirme modelinde, elektrozayıf simetri kırılması meydana gelmeden çok önce şişmenin sona ermesi nedeniyle ortaya çıkar, bu nedenle şişirme , gözlemlenebilir evrenin uzak kısımları olduğundan , elektrozayıf boşlukta büyük ölçekli süreksizlikleri önleyememelidir. elektrozayıf dönem sona erdiğinde nedensel olarak ayrılır .

Manyetik monopoller

Manyetik monopol itirazı 1970'lerin sonlarında gündeme geldi. Büyük Birleşik teoriler (GUT'ler) , uzayda manyetik monopoller olarak ortaya çıkacak topolojik kusurları öngördü . Bu nesneler, sıcak erken evrende verimli bir şekilde üretilecek ve hiçbir monopol bulunmadığı göz önüne alındığında, gözlemlerle tutarlı olandan çok daha yüksek bir yoğunluk ile sonuçlanacaktır. Bu sorun, geometriyi düzlüğe yönlendirdiği gibi, gözlemlenebilir evrendeki tüm nokta kusurlarını ortadan kaldıran kozmik şişme ile çözülür.

düzlük sorunu

Evrenin genel geometrisi , Omega kozmolojik parametresinin 1'den küçük, eşit veya büyük olup olmadığına göre belirlenir . Yukarıdan aşağıya pozitif eğriliği olan kapalı bir evren , negatif eğriliği olan hiperbolik bir evren ve sıfır ile düz bir evren gösterilmiştir. eğrilik.

Düzlük sorunu (yaşlılık sorunu olarak da bilinir), bir FLRW ile ilişkili gözlemsel bir sorundur. Evren , toplam enerji yoğunluğuna bağlı olarak pozitif, negatif veya sıfır uzaysal eğriliğe sahip olabilir. Yoğunluğu kritik yoğunluktan küçükse eğrilik negatiftir; daha büyükse pozitif; ve kritik yoğunlukta sıfır, bu durumda uzayın düz olduğu söylenir . Gözlemler, evrenin düz olmakla tutarlı olduğunu gösteriyor.

Sorun şu ki, kritik yoğunluktan herhangi bir küçük sapma zamanla büyür ve buna rağmen evren bugün düze çok yakın kalır. Düzlükten ayrılmak için doğal bir zaman ölçeğinin Planck zamanı , 10 −43 saniye olabileceği göz önüne alındığında , evrenin milyarlarca yıl sonra ne bir ısı ölümüne ne de bir Big Crunch'a ulaşmadığı gerçeği bir açıklama gerektiriyor. Örneğin, hatta birkaç dakika nispeten geç yaşta (nükleosentez saat), evrenin yoğunluğu 10 de bir bölüme içinde olmalı 14 kritik değerinin, ya da bugün olduğu gibi o var olamazdı.

Evrenin nihai kaderi

Karanlık enerji gözlemlerinden önce, kozmologlar evrenin geleceği için iki senaryo düşündüler. Evrenin kütle yoğunluğu kritik yoğunluktan daha büyük olsaydı, evren maksimum büyüklüğe ulaşır ve ardından çökmeye başlardı. Tekrar daha yoğun ve daha sıcak hale gelecek ve başladığı duruma benzer bir durumla sona erecekti: Büyük Çatlak.

Alternatif olarak, eğer evrendeki yoğunluk kritik yoğunluğa eşit veya altında olsaydı, genişleme yavaşlar ama asla durmaz. Yıldız oluşumu her galaksideki yıldızlararası gazın tüketilmesiyle sona erecekti; yıldızlar yanarak beyaz cüceler , nötron yıldızları ve kara delikler bırakacaktı . Bunlar arasındaki çarpışmalar, kütlenin giderek daha büyük kara deliklerde birikmesine neden olur. Evrenin ortalama sıcaklığı, yavaş yavaş asimptotik yaklaşacağı mutlak sıfır -a büyük Freeze . Dahası, eğer protonlar kararsızsa , baryonik madde yok olur ve geriye sadece radyasyon ve kara delikler kalır . Sonunda, kara delikler Hawking radyasyonu yayarak buharlaşacaktı . Entropi evrenin enerji organize bir şekilde bunu elde edilebilir noktaya ısıl ölümü olarak bilinen bir senaryo arttıracaktır.

Hızlanan genişlemenin modern gözlemleri, şu anda görünür olan evrenin giderek daha fazlasının olay ufkumuzu aşacağını ve bizimle temasını keseceğini ima ediyor . Nihai sonuç bilinmemektedir. Evrenin ΛCDM modeli, kozmolojik bir sabit şeklinde karanlık enerji içerir. Bu teori, galaksiler gibi yalnızca kütleçekimsel olarak bağlı sistemlerin bir arada kalacağını ve evren genişleyip soğudukça onların da ısı ölümüne maruz kalacağını öne sürüyor. Karanlık enerjinin hayalet enerji teorileri olarak adlandırılan diğer açıklamaları, nihayetinde galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların, çekirdeklerin ve maddenin kendisinin, sözde Big Rip'te sürekli artan genişleme tarafından parçalanacağını öne sürüyor .

kavram yanılgıları

Big Bang modeliyle ilgili yaygın yanılgılardan biri, evrenin kökenini tam olarak açıklamasıdır . Bununla birlikte, Big Bang modeli enerjinin, zamanın ve uzayın nasıl ortaya çıktığını açıklamaz, daha ziyade mevcut evrenin ultra yoğun ve yüksek sıcaklıklı bir başlangıç ​​durumundan ortaya çıkışını tanımlar. Büyük Patlama'yı gündelik nesnelerle karşılaştırarak görselleştirmek yanıltıcıdır. Big Bang'deki evrenin boyutu tanımlandığında, tüm evrenin değil, gözlemlenebilir evrenin boyutunu ifade eder.

Hubble yasası, Hubble mesafesinin ötesindeki galaksilerin ışık hızından daha hızlı uzaklaştığını öngörür. Ancak özel görelilik, uzayda hareketin ötesinde geçerli değildir. Hubble'ın kanunu hızını açıklanan sonuçlar genişleme gelen bir boşluk yerine yoluyla uzayda.

Gökbilimciler genellikle kozmolojik kırmızıya kaymayı Doppler kayması olarak adlandırırlar ve bu da yanlış bir kavrama yol açabilir. Benzer olmasına rağmen, kozmolojik kırmızıya kayma, klasik olarak türetilen Doppler kırmızıya kayması ile aynı değildir, çünkü Doppler kırmızıya kaymasının çoğu temel türevleri uzayın genişlemesini barındırmaz. Kozmolojik kırmızıya kaymanın doğru bir şekilde türetilmesi, genel göreliliğin kullanılmasını gerektirir ve daha basit Doppler etkisi argümanlarını kullanan bir tedavi, yakındaki galaksiler için neredeyse aynı sonuçları verirken, daha uzak galaksilerin kırmızıya kaymasını en basit Doppler kırmızıya kayma tedavileri nedeniyle yorumlamak kafa karışıklığına neden olabilir.

Big Bang öncesi kozmoloji

Big Bang, evrenin evrimini, insanlığın çoğalma yeteneğinin çok ötesinde bir başlangıç ​​yoğunluğu ve sıcaklığından açıklar, bu nedenle en uç koşullara ve en eski zamanlara yönelik tahminler, zorunlu olarak daha spekülatiftir. Lemaître bu ilk duruma " ilkel atom " adını verirken, Gamow malzemeyi " ylem " olarak adlandırdı . Evrenin ilk durumunun nasıl ortaya çıktığı hala açık bir sorudur, ancak Big Bang modeli bazı özelliklerini kısıtlamaktadır. Örneğin, belirli doğa yasaları büyük olasılıkla rastgele bir şekilde ortaya çıktı, ancak enflasyon modellerinin gösterdiği gibi, bunların bazı kombinasyonları çok daha olasıdır. Topolojik olarak düz bir evren, yerçekimi potansiyel enerjisi ile diğer enerji formları arasında, yaratılması için hiçbir ek enerji gerektirmeyen bir denge anlamına gelir .

Klasik genel görelilik denklemleri üzerine inşa edilen Big Bang teorisi, kozmik zamanın kökeninde bir tekilliğe işaret eder ve böyle bir sonsuz enerji yoğunluğu fiziksel bir imkansızlık olabilir. Bununla birlikte, genel görelilik ve kuantum mekaniğinin şu anda gerçekleştirilmiş olan fiziksel teorileri, Planck çağından önce uygulanabilir değildir ve bunu düzeltmek, kuantum kütleçekiminin doğru bir şekilde ele alınmasının geliştirilmesini gerektirecektir. Wheeler-DeWitt denklemi gibi belirli kuantum yerçekimi tedavileri, zamanın kendisinin ortaya çıkan bir özellik olabileceğini ima eder . Bu nedenle fizik , Big Bang'den önce zamanın var olmadığı sonucuna varabilir .

Erken evrenin sıcak yoğun durumundan önce ne olabileceği veya nasıl ve neden ortaya çıktığı veya hatta bu tür soruların mantıklı olup olmadığı bilinmemekle birlikte, "kozmogoni" konusunda spekülasyonlar boldur.

Bu konuda her biri test edilmemiş hipotezler içeren bazı spekülatif öneriler şunlardır:

  • Big Bang'in kuantum dalgalanmalarından kaynaklandığı en basit modeller . Bu senaryonun gerçekleşme şansı çok azdı, ancak totaliter ilkeye göre , en olası olmayan olay bile eninde sonunda gerçekleşecek. Big Bang'den önce algılanan zamanın yokluğu nedeniyle bizim bakış açımıza göre anında gerçekleşti.
  • Hartle-Hawking sınırsız koşulu da dahil olmak üzere, tüm uzay-zamanın sonlu olduğu modeller . Bu durumlar için, Büyük Patlama zamanın sınırını temsil eder, ancak tekilliği yoktur. Böyle bir durumda evren kendi kendine yeterlidir.
  • Zar kozmoloji enflasyonu hareketi nedeniyle olduğu modeller, Domuz zarlarına içinde sicim teorisi ; Big Bang öncesi model; ekpyrotic Büyük Patlama Domuz zarlarına arasında bir çarpışma sonucu olan model; ve döngüsel model , çarpışmaların periyodik olarak meydana geldiği ekpirotik modelin bir çeşididir. İkinci modelde Big Bang'den önce bir Big Crunch gelir ve evren bir süreçten diğerine geçer.
  • Evrensel şişmenin yerel olarak şurada burada rastgele bir biçimde sona erdiği, her son noktanın kendi büyük patlamasından genişleyen bir baloncuk evrenine yol açtığı sonsuz şişme .

Son iki kategorideki öneriler Büyük Patlama'yı ya çok daha büyük ve daha eski bir evrende ya da çoklu evrende bir olay olarak görüyor .

Dini ve felsefi yorumlar

Evrenin kökeninin bir tanımı olarak, Büyük Patlama, din ve felsefe üzerinde önemli bir etkiye sahiptir. Sonuç olarak bilim ve din arasındaki söylemin en canlı alanlarından biri haline gelmiştir . Bazıları Big Bang'in bir yaratıcıyı ima ettiğine inanırken, diğerleri Big Bang kozmolojisinin bir yaratıcı kavramını gereksiz kıldığını iddia ediyor.

Ayrıca bakınız

  • Antropik ilke  – Tüm bilimsel gözlemlerin, bu gözlemleri yapan canlı organizmaların ortaya çıkışıyla uyumlu bir evreni varsaydığı felsefi öncül
  • Büyük Sıçrama  - Bilinen evrenin kökeni için varsayımsal kozmolojik model
  • Big Crunch  – Evrenin nihai kaderi için teorik senaryo
  • Cold Big Bang  – Evrenin başlangıcında mutlak sıfır sıcaklığının belirlenmesi
  • Kozmik Takvim  - Evrenin kronolojisini görselleştirme yöntemi
  • Kozmogoni  - Bilim dalı veya evrenin kökeni ile ilgili bir teori
  • Eureka: Bir Düzyazı Şiiri  - Amerikalı yazar Edgar Allan Poe'nun kurgusal olmayan uzun çalışması, bir Big Bang spekülasyon
  • Genişleyen bir evrenin  geleceği – Evrenin genişlemesinin sonsuza kadar sürebileceğini veya daralmaya başladığı bir noktaya ulaşabileceğini varsayan gelecek senaryosu.
  • Evrenin ısıyla ölümü  – Evrenin olası "kaderi".. Big Chill ve Big Freeze olarak da bilinir.
  • Evrenin şekli  – Evrenin yerel ve küresel geometrisi
  • Kararlı durum modeli  - Evrenin evrimi modeli , Büyük Patlama'yı reddeden ve evrenin her zaman var olduğunu öne süren itibarsız bir teori.

Notlar

Referanslar

bibliyografya

daha fazla okuma

Dış bağlantılar

Bu makaleyi dinleyin ( 56 dakika )
Sözlü Wikipedia simgesi
Bu ses dosyası , bu makalenin 12 Kasım 2011 tarihli bir revizyonundan oluşturulmuştur ve sonraki düzenlemeleri yansıtmamaktadır. ( 2011-11-12 )