22 април 2019
Категории
  •  Космос
  •  Физика
  •  Науки за земята
  •  Биология
  •  Медицина
  •  Говорят медиците
  •  Математика
  •  Научни дискусии
  •  Разни
FACEBOOK

Историята на живота на Вселената

| ПОСЛЕДНА ПРОМЯНА 17 юли 2016 в 07:55183430
Снимка: NASA/CXC/M.Weiss,

Единствената причина за съществуването на времето е да не се случва всичко едновременно
- Алберт Айнщайн

Учените твърдят, че имат точна представа за историята на Вселената. Те говорят за началото на Вселената, образуването на елементите и създаването на галактиките като посочват точни интервали от време. Но от къде получават тези числа? Емпирично това е невъзможно, тогава от къде са толкова сигурни?

Ето какво отговаря астрофизикът Итън Сийгъл.

За да построят историята на Вселената, учените използват три фактора:

  1. разбирането как се разширява Вселената и следователно, как се променят във времето размерите и мащабът й.
  2. разбирането как зависят температурата (и енергията) на частиците на Вселената от историята на разширяването.
  3. разбирането на физическите процеси, които определят тези стъпки и тяхната еволюция.

Източник: wiseGEEK, © 2003–2014 Conjecture Corporation

Как се разширява Вселената?

Това е най-простият от въпросите и физиката на този процес е известна от 20-30-те години, когато независимо един от друг е описан от Александър Фридман, Жорж Льометър, Хауърд Робъртсън и Артър Уокър. Според Общата теория на относителността, ако всички области на Вселената в голям мащаб са пълни с приблизително едно и също количество материя и енергия, то нейната еволюция се определя от две неща:

  • първоначалната скорост на разширение и
  • свойствата на това, което я изпълва.

Източник: Перспективите на Вселената / Jeffrey O. Bennett, Megan O. Donahue, Nicholas Schneider and Mark Voit.

А Вселената е пълна с неща, като:

  • обикновена материя (протони, неутрони, електрони)
  • тъмна материя,
  • фотони,
  • неутрино,
  • енергия, присъща на самото пространство (тъмната енергия/космологична константа)
  • един куп неща, които са възможни, но все още не се наблюдават от нас: космически струни, магнитни монополи, стени на домейни, космически текстури и изкривяване на пространството.

Измерено е не само текущото съдържание на Вселената, но и каква смес от горните неща са я запълвали във всеки един момент от миналото.

Източник: E. Siegel.

Това е първата част от това как Вселената се разширява с течение на времето. Но втората част е не по-малко важна.

Източник: E. Siegel.

Каква е била температурата/енергията на частиците в далечното минало?

Когато си представяте разширяването или свиването на Вселената, вие вероятно си представяте ограничено количество вещество в изменящ се обем. При увеличаване на обема плътността намалява, а при намаляване на обема - се увеличава.

Но на тази система влияят и лъченията: дължина на вълната на фотоните също се увеличава (при разширяване) и намалява (при свиване) в съответствие с промените във Вселената. Тъй като дължината на вълната определя енергията на фотона, в свиваща се Вселена фотоните са по-високоенергийни, а в разширяваща се Вселена тяхната енергия ще пада. Ето защо, когато Вселената е била по-малка в миналото, температурата й е била по-висока. В случая на частиците, тяхната кинетична енергия се държи по същия начин, както температурата на фотоните.

Източник: E. Siegel.

Това е пряко свързано с мащабите на Вселена. Във всеки момент, когато Вселената е била еди колко си пъти по-малка, енергията и температурата на фотоните са били толкова пъти повече. Във Вселена с наполовина по-малък размер температурата е била два пъти по-висока. Във Вселена с десет пъти по-малък размер - температурата е десет пъти по-висока. Във Вселена един милион пъти по-малка, температурата е милион пъти по-висока.

Източник: NASA / GSFC

Така че, във всеки един момент в миналото на Вселената са ни известни температурата и енергията, защото ни е известно съдържанието на Вселената и схемата й на разширение.

Кои са физическите процеси, които определят всяка от тези стъпки?

Да проследим важните стъпки една по една, довели до Вселената, такава, каквато я познаваме, вървейки назад във времето:

Галактики

Източник:  NASA, ESA, Garth Illingworth (University of California, Santa Cruz) and Rychard Bouwens (University of California, Santa Cruz and Leiden University) and the HUDF09 Team.

Галактиките започват да се формират, според нашите наблюдения, не по-късно от 380 милиона години след началото на Вселената, тъй като именно на тази възраст е най-отдалечената от нас галактика (на снимката горе). Симулациите и изчисленията на формирането на огромни структури, заедно със знанието на естеството на първичните флуктуациии на Вселената водят до оценки, според които първата протогалактика се формира, когато Вселената е на между 130 и 210 милиона години. Разбира се, тези процеси продължават и след това.

Звезди

Първите звезди се образуват още по-рано и ние се надяваме, че телескопът James Webb ще може да намери някои от най-ранните и най-ярките звезди! Според симулациите първите звезди се появяват, когато Вселената е на между 40 и 100 милиона години, а след това звездообразуването се ускорява рязко.

Неутрални атоми

Източник: Amanda Yoho

Преди това става формирането на неутрални атоми, което много лесно може да се изчисли въз основа на известните ни пропорции на фотони/протони/неутронни/електрони във Вселената и физическите принципи на формирането на атома. Това се случва, когато Вселената е на  380 000 години, но е ставало постепенно, в продължение на 117 000 години, 380 000 е средната възраст на Вселената, когато става неутрална.

Нуклеосинтез

Източник: Ned Wright’s cosmology tutorial

Преди това се появяват най-леките атомните ядра - или т.нар. нуклеосинтез на Големия взрив. Това продължава известно време, но най-важното се случва, когато Вселената е на около 3 до 4 минути. Най-точната оценка, която може да се даде за времето за завършване на нуклеосинтеза е три минути и 45 секунди.

Анихилация

Източник: CSIRO; Australia’s version of the NSF

Анихилацията на материя и антиматерия преминава постепенно - анихилацията на електрони и позитрони се случва, когато Вселената е на от 1 до 3 секунди, но тези частици са на-леките. По-тежките анихилират далеч по-рано, което е и причината частиците, които са престанали да взаимодействат с останалата част от Вселената в ранните й мигове (като неутриното) да имат днес по-ниска температура от фотоните.

Нарушаване на електрослабата симетрия

Източник: Flip Tanedo of Quantum Diaries (L); R. Nave of Georgia State Hyperphysics (R)

Нарушаването на електрослабата симетрия става в мащаби, приблизително равни на масите на тежките бозони, служещи като носители на слабите взаимодействия. Трябва само да се определи при каква температура се случва това, и може да се разбере възрастта на Вселената в този момент. Това е от порядъка на 0,1 наносекунди.

Началото

Източник: Cosmic Inflation by Don Dixon.

Преди това, ние сме идентифицирали пропуските и ограниченията на такива процеси, като бариогенеза (създаване на асиметрия на материя и антиматерия), голямото обединение (които може да е било, а може да не е), а инфлацията. Ние знаем, че инфлацията приключва (което води до Големия взрив) някъде между 10-35 и 10-20 секунди, ако броим от t=0 (наивна екстраполация на Големия взрив до точката с безкрайна плътност и температура). Неувереността в тези цифри е доста голяма, както може да видите.

Сега да поставим всичко това заедно - пропускайки несигурността и просто да дадем средни, най-вероятни стойности - и ще получим графика за историята на Вселената. В този случай е избран за мащаб една календарна година.

Източник: E. Siegel.


Препоръчани материали

Няма коментари към тази новина !

 
Още от : Космология
Всички текстове и изображения публикувани в OffNews.bg са собственост на "Офф Медия" АД и са под закрила на "Закона за авторското право и сродните им права". Използването и публикуването на част или цялото съдържание на сайта без разрешение на "Офф Медия" АД е забранено.