2017-07-24 09:45:40
Πώς δημιουργήθηκε το σύμπαν; Σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, από έναν «κοσμικό σπόρο» άπειρης πυκνότητας, ο οποίος άρχισε να διαστέλλεται με ασύλληπτους ρυθμούς, με συνέπεια η θερμοκρασία και η πυκνότητά του να μειωθούν σταδιακά, δημιουργώντας τις δομές (όπως οι γαλαξίες και τα πλανητικά συστήματα) που παρατηρούν οι επιστήμονες σήμερα.
Η παραπάνω περιγραφή παρέμεινε αμφιλεγόμενη για αρκετές δεκαετίες – μάλιστα, είναι χαρακτηριστικό πως ο ίδιος ο όρος “Μεγάλη Έκρηξη” (Big Bang) επινοήθηκε από τον Fred Hoyle, Άγγλο αστρονόμο και έναν από τους μεγαλύτερους αστροφυσικούς του 20ού αιώνα, για να ειρωνευθεί την ιδέα. Κάτι που άλλαξε όταν ανακαλύφθηκε η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, το υπόλειμμα της ακτινοβολίας που εξέπεμπε το σύμπαν όταν είχε “ηλικία” μόλις 380.000 ετών, το οποίο πρόσφερε παρατηρησιακά δεδομένα που βρίσκονται σε εντυπωσιακή συμφωνία με τη βίαιη “γένεση” του σύμπαντος.
Συγκεκριμένες ποσότητες "συστατικών" στο νεαρό σύμπαν
Από τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, προκύπτει όμως μία ακόμη πρόβλεψη: στα πρώτα λεπτά "ζωής" του σύμπαντος, θα πρέπει να δημιουργήθηκαν συγκεκριμένες ποσότητες των στοιχείων υδρογόνο, δευτέριο, ήλιο και λίθιο. Αν και οι προβλεπόμενες αναλογίες προκύπτουν με ακρίβεια από τους νόμους της φυσικής, και δεν επιδέχονται αμφισβήτησης, είναι δύσκολο να μετρηθούν. Ωστόσο, χάρις σε νέες παρατηρήσεις, μπόρεσαν να προσδιορισθούν οι αναλογίες ηλίου και δευτέριου, με συνέπεια να επιβεβαιωθεί για ακόμη μία φορά η Μεγάλη Έκρηξη.
Πώς όμως προέκυψαν τα παραπάνω στοιχεία; Στις πρώτες φάσεις εξέλιξής του, το σύμπαν κατακλυζόταν από ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία υψηλής ενέργειας, που αλληλεπιδρούσαν μεταξύ τους. Καθώς διαστελλόταν και ψυχόταν, οι συγκρούσεις ύλης και αντιύλης (και επομένως οι εξαΰλωσή τους) άρχισαν να ξεπερνούν σε συχνότητα τη δημιουργία νέων σωματιδίων και αντισωματιδίων.
Τα “συστατικά” της ύλης που απέμεινε, δηλαδή τα πρωτόνια, τα νετρόνια, τα ηλεκτρόνια και τα νετρίνα, άρχισαν να αντιδρούν μεταξύ τους, με συνέπεια ένα ηλεκτρόνιο να ενώνεται με ένα πρωτόνιο για να δώσει ένα νετρόνιο και ένα νετρίνο, ή το αντίστροφο. Επειδή όμως το νετρόνιο είναι βαρύτερο από τη συνολική μάζα ενός πρωτονίου και ενός ηλεκτρονίου, καθώς η θερμοκρασία του σύμπαντος άρχισε να μειώνεται, τα πρωτόνια άρχισαν να υπερτερούν αριθμητικά των νετρονίων.
Οι πρώτοι πυρήνες που σχηματίστηκαν ανήκαν στο στοιχείο δευτέριο, και αποτελούνταν από ένα πρωτόνιο και ένα νετρόνιο. Εκτιμάται πως οι πρώτοι σταθεροί πυρήνες δευτέριου σχηματίσθηκαν 3 λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Σε εκείνη τη φάση, τα ελεύθερα νετρόνια, που είναι ασταθή, διασπώνταν μαζικά, με συνέπεια το σύμπαν να αποτελείται τότε κατά 87-88% από πρωτόνια και κατά μόλις 12-13% νετρόνια.
Με την περαιτέρω ψύξη του σύμπαντος, ξεκίνησε μία αλυσιδωτή αντίδραση. Σχεδόν όλα τα νετρόνια πήραν μέρος στον σχηματισμό πυρήνων του στοιχείου ηλίου-4, ο οποίος δημιουργείται από δύο νετρόνια και δύο πρωτόνια. Η συνέπεια ήταν να απομείνουν πολύ μικρές ποσότητες (μερικών χιλιοστών τοις εκατό) δευτέριου και ήλιου-3, όπως και ακόμη μικρότερες ποσότητες λιθίου (μερικών εκατομμυριοστών τοις εκατό).
"Άθικτα" νέφη αερίων
Οι παραπάνω προβλέψεις εξαρτώνται από μία παράμετρο: την αναλογία φωτονίων προς νουκλεονίων (πρωτονίων και νετρονίων) στο πρώιμο σύμπαν. Η παράμετρος αυτή μετρήθηκε τη δεκαετία του 2000 με τη βοήθεια του δορυφόρου WMAP, με συνέπεια να καθορισθούν οι αναλογίες του υδρογόνου προς όλα τα υπόλοιπα στοιχεία και ισότοπα.
Έτσι, το ερώτημα που απέμενε ήταν να μετρηθούν οι ποσότητές τους στο σύμπαν. Κάτι εξαιρετικά δύσκολο, καθώς έπρεπε να βρεθούν ποσότητες αερίων που να τα περιέχουν ως “συστατικά” αλλά στην αυθεντική τους μορφή, δηλαδή χωρίς αυτά τα αέρια να έχουν συμμετάσχει στον σχηματισμό αστέρων. Την ίδια στιγμή που, για να παρατηρηθούν αυτά τα αέρια, θα χρειαζόταν να φωτίζονται από άστρα, ώστε να μπορούν να μελετηθούν από το αστρικό φως που εκπέμπουν και απορροφούν.
Όσο σπάνιο κι αν ήταν το παραπάνω σενάριο, τελικά έγινε πραγματικότητα το 2011 από αστρονόμους που εντόπισαν δύο δείγματα “άθικτων” νεφών αερίων σε απόσταση 12 δισ. ετών φωτός, τα οποία φωτίζονταν από κβάζαρ. Έτσι, μέτρησαν την ποσότητα δευτέριου στο πρώιμο σύμπαν, καταλήγοντας σε τιμές που συμφωνούσαν με τις προβλέψεις.
Εντυπωσιακή συμφωνία θεωρίας-παρατηρήσεων
Τώρα, δύο νέες μετρήσεις από άλλους αστρονόμους, οι οποίες προήλθαν από διαφορετικά νέφη αερίων που και πάλι φωτίζονται από κβάζαρ, μας δίνουν την καλύτερη εκτίμηση για την περιεκτικότητα σε δευτέριο του “νεαρού” σύμπαντος: 0,00255%.
Η θεωρητική πρόβλεψη είναι 0,00246%, με ποσοστό αβεβαιότητας ±0,00006%. Επομένως, λαμβάνοντας υπόψη το πειραματικό σφάλμα, η συμφωνία είναι εντυπωσιακή.
Βέβαια, αν βρισκόταν ένα καινούριο δείγμα “άθικτου” νέφους αερίων και οι μετρήσεις από αυτό έρχονταν σε ασυμφωνία με τις θεωρητικές προβλέψεις, τότε θα έμπαινε σε αμφιβολία η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Ωστόσο, η εκπληκτική συμφωνία ανάμεσα στις μετρήσεις για την κατάσταση του σύμπαντος 2-3 λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, και τις παρατηρήσεις που κάνουμε δισεκατομμύρια χρόνια από τη “γέννησή” του σύμπαντος, εδραιώνουν ακόμη περισσότερο τη συγκεκριμένη θεωρία
Freegr network blog- News about pc, technology.
freegr
Η παραπάνω περιγραφή παρέμεινε αμφιλεγόμενη για αρκετές δεκαετίες – μάλιστα, είναι χαρακτηριστικό πως ο ίδιος ο όρος “Μεγάλη Έκρηξη” (Big Bang) επινοήθηκε από τον Fred Hoyle, Άγγλο αστρονόμο και έναν από τους μεγαλύτερους αστροφυσικούς του 20ού αιώνα, για να ειρωνευθεί την ιδέα. Κάτι που άλλαξε όταν ανακαλύφθηκε η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, το υπόλειμμα της ακτινοβολίας που εξέπεμπε το σύμπαν όταν είχε “ηλικία” μόλις 380.000 ετών, το οποίο πρόσφερε παρατηρησιακά δεδομένα που βρίσκονται σε εντυπωσιακή συμφωνία με τη βίαιη “γένεση” του σύμπαντος.
Συγκεκριμένες ποσότητες "συστατικών" στο νεαρό σύμπαν
Από τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, προκύπτει όμως μία ακόμη πρόβλεψη: στα πρώτα λεπτά "ζωής" του σύμπαντος, θα πρέπει να δημιουργήθηκαν συγκεκριμένες ποσότητες των στοιχείων υδρογόνο, δευτέριο, ήλιο και λίθιο. Αν και οι προβλεπόμενες αναλογίες προκύπτουν με ακρίβεια από τους νόμους της φυσικής, και δεν επιδέχονται αμφισβήτησης, είναι δύσκολο να μετρηθούν. Ωστόσο, χάρις σε νέες παρατηρήσεις, μπόρεσαν να προσδιορισθούν οι αναλογίες ηλίου και δευτέριου, με συνέπεια να επιβεβαιωθεί για ακόμη μία φορά η Μεγάλη Έκρηξη.
Πώς όμως προέκυψαν τα παραπάνω στοιχεία; Στις πρώτες φάσεις εξέλιξής του, το σύμπαν κατακλυζόταν από ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία υψηλής ενέργειας, που αλληλεπιδρούσαν μεταξύ τους. Καθώς διαστελλόταν και ψυχόταν, οι συγκρούσεις ύλης και αντιύλης (και επομένως οι εξαΰλωσή τους) άρχισαν να ξεπερνούν σε συχνότητα τη δημιουργία νέων σωματιδίων και αντισωματιδίων.
Τα “συστατικά” της ύλης που απέμεινε, δηλαδή τα πρωτόνια, τα νετρόνια, τα ηλεκτρόνια και τα νετρίνα, άρχισαν να αντιδρούν μεταξύ τους, με συνέπεια ένα ηλεκτρόνιο να ενώνεται με ένα πρωτόνιο για να δώσει ένα νετρόνιο και ένα νετρίνο, ή το αντίστροφο. Επειδή όμως το νετρόνιο είναι βαρύτερο από τη συνολική μάζα ενός πρωτονίου και ενός ηλεκτρονίου, καθώς η θερμοκρασία του σύμπαντος άρχισε να μειώνεται, τα πρωτόνια άρχισαν να υπερτερούν αριθμητικά των νετρονίων.
Οι πρώτοι πυρήνες που σχηματίστηκαν ανήκαν στο στοιχείο δευτέριο, και αποτελούνταν από ένα πρωτόνιο και ένα νετρόνιο. Εκτιμάται πως οι πρώτοι σταθεροί πυρήνες δευτέριου σχηματίσθηκαν 3 λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Σε εκείνη τη φάση, τα ελεύθερα νετρόνια, που είναι ασταθή, διασπώνταν μαζικά, με συνέπεια το σύμπαν να αποτελείται τότε κατά 87-88% από πρωτόνια και κατά μόλις 12-13% νετρόνια.
Με την περαιτέρω ψύξη του σύμπαντος, ξεκίνησε μία αλυσιδωτή αντίδραση. Σχεδόν όλα τα νετρόνια πήραν μέρος στον σχηματισμό πυρήνων του στοιχείου ηλίου-4, ο οποίος δημιουργείται από δύο νετρόνια και δύο πρωτόνια. Η συνέπεια ήταν να απομείνουν πολύ μικρές ποσότητες (μερικών χιλιοστών τοις εκατό) δευτέριου και ήλιου-3, όπως και ακόμη μικρότερες ποσότητες λιθίου (μερικών εκατομμυριοστών τοις εκατό).
"Άθικτα" νέφη αερίων
Οι παραπάνω προβλέψεις εξαρτώνται από μία παράμετρο: την αναλογία φωτονίων προς νουκλεονίων (πρωτονίων και νετρονίων) στο πρώιμο σύμπαν. Η παράμετρος αυτή μετρήθηκε τη δεκαετία του 2000 με τη βοήθεια του δορυφόρου WMAP, με συνέπεια να καθορισθούν οι αναλογίες του υδρογόνου προς όλα τα υπόλοιπα στοιχεία και ισότοπα.
Έτσι, το ερώτημα που απέμενε ήταν να μετρηθούν οι ποσότητές τους στο σύμπαν. Κάτι εξαιρετικά δύσκολο, καθώς έπρεπε να βρεθούν ποσότητες αερίων που να τα περιέχουν ως “συστατικά” αλλά στην αυθεντική τους μορφή, δηλαδή χωρίς αυτά τα αέρια να έχουν συμμετάσχει στον σχηματισμό αστέρων. Την ίδια στιγμή που, για να παρατηρηθούν αυτά τα αέρια, θα χρειαζόταν να φωτίζονται από άστρα, ώστε να μπορούν να μελετηθούν από το αστρικό φως που εκπέμπουν και απορροφούν.
Όσο σπάνιο κι αν ήταν το παραπάνω σενάριο, τελικά έγινε πραγματικότητα το 2011 από αστρονόμους που εντόπισαν δύο δείγματα “άθικτων” νεφών αερίων σε απόσταση 12 δισ. ετών φωτός, τα οποία φωτίζονταν από κβάζαρ. Έτσι, μέτρησαν την ποσότητα δευτέριου στο πρώιμο σύμπαν, καταλήγοντας σε τιμές που συμφωνούσαν με τις προβλέψεις.
Εντυπωσιακή συμφωνία θεωρίας-παρατηρήσεων
Τώρα, δύο νέες μετρήσεις από άλλους αστρονόμους, οι οποίες προήλθαν από διαφορετικά νέφη αερίων που και πάλι φωτίζονται από κβάζαρ, μας δίνουν την καλύτερη εκτίμηση για την περιεκτικότητα σε δευτέριο του “νεαρού” σύμπαντος: 0,00255%.
Η θεωρητική πρόβλεψη είναι 0,00246%, με ποσοστό αβεβαιότητας ±0,00006%. Επομένως, λαμβάνοντας υπόψη το πειραματικό σφάλμα, η συμφωνία είναι εντυπωσιακή.
Βέβαια, αν βρισκόταν ένα καινούριο δείγμα “άθικτου” νέφους αερίων και οι μετρήσεις από αυτό έρχονταν σε ασυμφωνία με τις θεωρητικές προβλέψεις, τότε θα έμπαινε σε αμφιβολία η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Ωστόσο, η εκπληκτική συμφωνία ανάμεσα στις μετρήσεις για την κατάσταση του σύμπαντος 2-3 λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, και τις παρατηρήσεις που κάνουμε δισεκατομμύρια χρόνια από τη “γέννησή” του σύμπαντος, εδραιώνουν ακόμη περισσότερο τη συγκεκριμένη θεωρία
Freegr network blog- News about pc, technology.
freegr
ΜΟΙΡΑΣΤΕΙΤΕ
ΔΕΙΤΕ ΑΚΟΜΑ
ΠΡΟΗΓΟΥΜΕΝΟ ΑΡΘΡΟ
Hyperloop από Νέα Υόρκη σε Ουάσινγκτον στα 29 λεπτά!
ΕΠΟΜΕΝΟ ΑΡΘΡΟ
Τα social media προκαλούν άγχος στα νέα παιδιά
ΣΧΟΛΙΑΣΤΕ
