Ősrobbanás
2015.02.24 14:17
Ősrobbanás
Az ősrobbanás elmélete szerint a világegyetem kezdetben hihetetlenül sűrű volt. Az idő múlásával a tér tágul, és a csillagászati objektumok (például galaxisok) egyre távolabb kerülnek egymástól.
A kozmológiában az ősrobbanás (vagy „Nagy Bumm”, angolul „The Big Bang”) egy olyan tudományos elmélet, mely szerint a világegyetem egy rendkívül sűrű, forró állapotból fejlődött ki nagyjából 13,7 milliárd évvel ezelőtt.[1]
Az elméletet Georges Lemaître (1894-1966) belga pap, a Louvaini Római Katolikus Egyetem fizika és csillagászat tanára dolgozta ki először 1931-ben „ősatom” név alatt.
Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble-törvényen – alapul, mely szerint a galaxisok színképvonalai vöröseltolódást szenvednek. Ezt a kozmológia elméletével összevetve azt kapjuk, hogy a tér az általános relativitáselmélet Friedmann–Lemaître-modellje szerint tágul. Ha a múltba extrapoláljuk, akkor ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem egy olyan állapotból kezdett tágulni, melyben az anyag és az energia rendkívüli hőmérsékletű és sűrűségű volt.
Az ősrobbanás kifejezést szűkebb értelemben arra az időpontra értik, amikor a megfigyelt tágulás elkezdődött – számítások szerint 13,7 milliárd évvel ezelőtt (2%-os pontossággal) –, tágabb értelemben pedig arra az uralkodó kozmológiai elgondolásra (paradigmára), mely a világmindenség keletkezését és fejlődését eszerint magyarázza, valamint az elemek keletkezését az Alpher–Bethe–Gamow-elmélet által leírt elsődleges nukleoszintézis során.[2]
Az ősrobbanás-elmélet egyik következménye, hogy a mai univerzum állapota jelentősen eltér a múltbeli és jövőbeli állapottól. Ebből a modellből George Gamow 1948-ban megjósolta a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást,[3] amelyet az 1960-as években fedeztek fel, és az elmélet bizonyítékaként szolgált a rivális elmélettel, az állandó állapotú (steady-state) világegyetemmel szemben.
A jelenlegi fizikai modellünk szerint a világegyetem paramétereinek határértéke kb. 13,7 milliárd (1,37·1010) évvel ezelőtt egy gravitációs szingularitás, az idő és távolság mérése értelmetlen, a hőmérséklet és a nyomás pedig végtelen ebben a szingularitásban. Mivel jelenleg nincs modell az olyan rendszerekre, amelyben egyszerre kell figyelembe venni a gravitációt és a kvantumállapotot (nincs jól kezelhető kvantumgravitációs elmélet), a legkorábbi periódusnak a története jelenleg a fizika megoldatlan problémája.
A Mount Wilson Obszervatórium távcsöve, mellyel Hubble megmérte a galaxisok vöröseltolódását.
1929-ben Edwin Hubble kísérleti bizonyítékot talált Lemaître elméletének igazolására. A vöröseltolódás mérésével megállapította, hogy a távoli galaxisok a Földhöz képest nagyjából a távolságukkal arányos sebességgel távolodnak. Ezt ma Hubble-törvénynek nevezzük.[6] Ezt a kozmológiai elvvel összevetve – mely szerint a világegyetemben, azt nagy távolságskálán vizsgálva nincsenek kitüntetett irányok és helyek – úgy tűnt, hogy a világegyetem tágul, ellentétben az Einstein által eredetileg elgondolt végtelen korú és változatlan statikus univerzum forgatókönyvvel. Einstein eredetileg ugyanis a világegyetemben lévő csillagok saját gravitációjuk okozta egymásba zuhanását megakadályozandó egy ún. kozmológiai állandóval egészítette ki az eredeti egyenleteket, melyet Hubble felfedezése után élete legnagyobb tévedésének nevezett és kidobott az elméletből.
A galaxisok távolodása két ellentétes dolgot jelenthet. Az egyik Lemaître ősrobbanás-elmélete, amelyet George Gamow védelmezett és fejlesztett tovább. A másik a Fred Hoyle-féle állandó állapotú (steady state) modell, mely szerint a galaxisok távolodásával új anyag jelenik meg, melynek hatására bármely két időpontban hasonlóan néz ki a világegyetem.[7] Az angolban használt „nagy robbanás” („Big Bang”) kifejezést 1949-ben Fred Hoyle alkotta meg gúnynévként Lemaître elméletére egy BBC rádióadás, A dolgok természete (The Nature of Things) alatt; a szöveget 1950-ben tették közzé a brit The Listener című magazinban, itt jelent meg először nyomtatásban az elnevezés [1].
Több évig a kétféle elmélet támogatottsága nagyjából egyenlő mértékű volt, a további megfigyelések viszont egyértelműen arra utaltak, hogy a világegyetem egy forró állapotból fejlődött ki. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 1965-ös felfedezése után ezt tekintették a világegyetem eredetét és fejlődését legjobban leíró elméletnek, és gyakorlatilag az összes kozmológiai elméleti munka manapság ennek kiterjesztése vagy finomítása. A jelenlegi munkák legtöbbje azzal foglalkozik, hogy hogyan alakultak ki a galaxisok az ősrobbanás során, mi történt az ősrobbanáskor, valamint a megfigyelések és az elmélet összeegyeztetésével.
Óriási előrehaladás történt az ősrobbanás-kozmológiában az 1990-es évek végén, és a 21. század elején a távcsövek technológiájának nagyfokú fejlődésével, és az olyan műholdak nagy mennyiségű adatával, mint a COBE, a Hubble űrtávcső vagy a WMAP. Ezek az adatok lehetővé tették a csillagászok számára, hogy az ősrobbanás paramétereit nagy pontossággal határozzák meg, és egy új, váratlan felfedezést tettek, mely szerint a világegyetem gyorsulva tágul. (Lásd sötét energia.)
Áttekintés[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
A világegyetem tágulásának I-es típusú szupernóvákon alapuló mérései, a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hullámosságának méréseiből és a galaxisok korrelációs függvényének méréseiből a világegyetem korára 13,7 ± 0,2 milliárd évet kaptunk. Ennek a három független mérésnek az egyezése komoly bizonyíték az úgynevezett ΛCDM–modell mellett, mely a világegyetem összetételének részletes természetét leírja.
A korai univerzumot egyenletesen és izotróp módon töltötte ki egy hihetetlenül nagy energiasűrűség és a vele járó óriási hőmérséklet és nyomás.[8] Ez tágult és hűlt, valamint a gőzlecsapódáshoz és a víz fagyásához hasonló, de elemi részecskékhez kapcsolódó fázisátmeneteken ment át.[9]
Nagyjából 10-35 másodperccel a Planck-korszak után egy fázisátmenet a világegyetem exponenciális növekedéséhez vezetett, melyet kozmikus inflációnak nevezünk. Miután az infláció megállt, az anyag kvark-gluon plazmaállapotban volt melyben az összetevő részecskék mind fénysebességhez nagyon közeli sebességgel (relativisztikusan) mozogtak. Ahogy a világegyetem tovább tágult, a hőmérséklet csökkent. Egy bizonyos hőmérsékleten, egy ma még nem ismert fázisátmenet, az úgynevezett bariogenezis során a kvarkok és gluonok olyan barionokká álltak össze, mint például a proton és a neutron, valamiképpen létrehozva az anyag és az antianyag közötti aszimmetriát. Még alacsonyabb hőmérsékleten további szimmetriasértő fázisátmenetek léptek fel, melyek a fizika erőit és elemi részecskéit a ma ismert alakra hozták. Később néhány proton és neutron összekapcsolódott az úgynevezett primordiális nukleoszintézis során, megalkotva a világegyetem deutérium- és héliumatommagjait. Ahogy a világegyetem hűlt, az anyag egy része lelassult, már nem mozgott relativisztikusan, és a nyugalmi tömegnek megfelelő energiasűrűséget főként már a gravitáció uralta a korábbi sugárzás helyett. Nagyjából a 380 ezredik évben az atommagok és az elektronok atomokká (főként hidrogénné) álltak össze; ami által a sugárzás levált (lecsatolódott) az anyagról, és nagyjából zavartalanul folytatta az útját a térben. Ennek a maradványa a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
Az idő során a nagyjából egyenletes eloszlású anyag kissé sűrűbb régiói magukhoz vonzották a környező anyagot, és egyre sűrűbbé váltak, és ködöket, csillagokat, galaxisokat és egyéb csillagászati szerkezeteket hoztak létre. Ennek a folyamatnak a részletei a világegyetemet alkotó anyag mennyiségétől és fajtájától függenek. A három lehetséges típust hideg sötét anyagnak, forró sötét anyagnak és barionos anyagnak nevezzük. A legpontosabb méréseink (a WMAP-é) azt mutatják, hogy a hideg sötét anyag a domináns a világegyetemben. A másik kettő típus a világegyetem anyagának kevesebb mint 20%-át alkotja.
A világegyetemet ma az energia egy misztikusnak tűnő formája, az úgynevezett sötét energia uralja. Nagyjából a teljes energiasűrűség 72%-a a mai egyetemben ilyen formájú. A világegyetemnek ez az összetevője azon tulajdonsága miatt mutatható ki, hogy eltérést hoz létre a Friedmann–Robertson–Walker-megoldás lassulva tágulásához képest azzal, hogy a nagy távolságokon a téridő vártnál nagyobb tágulását okozza. A sötét energia a legegyszerűbb formájában az Einstein-féle téregyenletek kozmológiai konstansát adja, de az összetétele ismeretlen, és – még általánosabban – az állapotegyenletét és a részecskefizika standard modelljével való kapcsolatát folyamatosan vizsgálják kísérleti és elméleti utakon is.
Mindezeket a megfigyeléseket a kozmológia ΛCDM–modellje tartalmazza, amely az ősrobbanás egy matematikai modellje hat szabad paraméterrel. Furcsa dolgok történnek, ha valaki egészen a kezdeteket vizsgálja, amikor a részecskék energiája magasabb volt, mint amit jelenleg kísérletileg tanulmányozni tudunk. Nincs fizikailag igazán jó modellünk a világegyetem első 10-33 másodpercére, az azelőtti időre, amelyre a nagy egyesítés elmélete egy fázisátmenetet jósol. Az „első pillanatra” Einstein gravitációelmélete gravitációs szingularitást jósol. A paradoxon feloldásához a kvantumgravitáció még nem létező elmélete szükséges. A világegyetem történetének e korai szakaszának fizikai leírása egyike a fizika megoldatlan problémáinak.
Mivel az ősrobbanás eseményei fenomenális sebességgel változtak, annak történetét lineáris időskálán nem tudnánk ábrázolni. Grafikus ábrázolását logaritmikus időskálán a kezdetétől az első csillag megjelenéséig Az ősrobbanás lefolyásának grafikus ábrázolása cikk ábráján követhetjük.
Kísérleti bizonyítékai[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
1. Az elemek gyakorisága: az ősi nukleoszintézis alatt az ősrobbanás után nem sokkal (10-2 s) az anyag nagyon forró volt, kvarkokból és gluonokból állt, mely a hűlés során protonokká és neutronokká alakult. Az ezt követő 1 másodperc alatt összeállnak a legkönnyebb atommagok (Deutérium=1H, 3He, 4He, 7Li). Ez a folyamat nagyjából 3 perc alatt véget ér. Az akkor kialakult elemösszetétel megmaradt egészen az első csillagok születéséig.
2. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (angolul Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR): 2,73 K hőmérsékletű feketetest-sugárzás, amit 1946-ban George Gamow jósolt meg, és 1964-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson fedezett fel. Ez a háttérsugárzás abból az időből származik, amikor a világegyetem átlátszó lett. Ezelőtt átláthatatlan ionizált anyagból állt. Többek között a COBE és a WMAP mérte.
3. A világegyetem tágulása: A távoli galaxisok és kvazárok megfigyelése során vöröseltolódást tapasztalunk - színképük a hosszabb hullámok irányába tolódik el. Ezt úgy lehet meghatározni, hogy felvesszük egy objektum színképét, és összehasonlítjuk a különböző atomok és vegyületek abszorpciós és emissziós vonalaival.
A megfigyelt objektumok körében a vöröseltolódás minden irányban teljesen egyenletes. Ha a vöröseltolódást az egyszerűség kedvéért Doppler-effektusként értelmezzük, akkor kiszámolható a távoli objektum földtől való távolodásának sebessége. Néhány galaxis távolsága meghatározható a kozmikus távolságlétra alapján is. Ha ezeket a távolságokat összevetjük a hozzájuk tartozó objektumok távolodási sebességével, akkor azt tapasztaljuk, hogy egyenes arányban vannak egymással. Ebből következik Hubble törvénye:
v = H_0 \, D, ahol
v a távoli objektum távolodási sebessége
D a távoli objektum távolsága
H_0 a Hubble állandó. A Hubble űrtávcső 2009-es mérése szerint jelenlegi értéke: 74,2±3,6 km/s/Mpc.[10]
A viszonylag közeli objektumok esetében - ahol a Hubble törvény alapján számolt távolodási sebesség nem jelentős - a megfigyelt vöröseltolódás valóban Doppler-effektust takar. Ezért egyes közeli galaxisok esetében -pl. Androméda-köd- „kékeltolódás”-t is megfigyelhetünk, ami közeledést jelent. A távoli objektumok esetében viszont a vöröseltolódást az okozza, hogy a fény kibocsátásától és detektálásától eltelt idő alatt az univerzum kitágult.
A világegyetem fejlődése az ősrobbanáselmélet szerint[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Planck-időszak; 10-43 s-ig; nem vált szét a négy alapvető kölcsönhatás;
Inflációs fázis; 10-33 s és 10-30 s között fejeződött be; rendkívül nagy tágulás 1030 és 1050 közötti arányban;
Kvark-időszak; 10-7 s-ig; kvarkok, leptonok és fotonok léteznek;
Hadron-időszak; 10-4 s-ig; protonok, neutronok és antirészecskéik összeállnak a kvarkokból; ezenkívül a müonok, elektronok, pozitronok és a fotonok léteznek;
Lepton-időszak; 10 s-ig; elbomlanak a müonok, a pozitronok megsemmisülnek elektronnal találkozva (annihiláció);
Sugárzás-időszak; kb. 380 000 évig; H, He, Li jön létre;
Anyag-időszak; máig; az atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre;
Az ősrobbanást kétségbevonó elméletek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Nem-standard kozmológiai modellek
Alternatív metrikájú modellek
Newtoni kozmológia
Lorentziánus világegyetemek
Korai általános relativitáson alapuló kozmológiák
Mach világegyeteme
Gödel világegyeteme
MOND (Modified Newtonian Dynamics)
TeVeS (tenzor-vektor-skalár gravitáció)
Állandó állapotú (steady state) világegyetem modellek
Megfigyeléses szkepticizmuson alapuló javaslatok
A „fáradt fény” elmélet
Dirac nagy számok hipotézise
Periodikus vöröseltolódás és „belső vöröseltolódás”
Plazma kozmológia és az ún. ambiplazma
A nukleoszintézissel kapcsolatos kifogások
Az ősrobbanás rövid és hosszú története
A Világegyetem keletkezésének legelfogadottabb elmélete az ősrobbanás. Ennek megfelelően a világegyetem észlelhető része kb. 15 milliárd évvel ezelőtt egy kis térrészbe volt összezsúfolva, majd valami miatt szétrobbant. Ez az ősrobbanás. Az elmélet bizonyítékának lehet tekinteni több észlelést, pl. a galaxisok távolodását, vagy a minden irányból egyforma intenzitással érkező maradék sugárzást.
A számítások szerint az ősrobbanás pillanatában végtelen sűrűségű és végtelen nagy hőmérsékletű anyagenergia volt pontszerű térben összezsúfolva. 1 másodperc múlva a hőmérséklet kb. 10 millió Kelvin fokra csökkent, a részecskék többszörös átalakulása során kialakulnak a fotonok, elektronok és neutrínók. 3 perc múlva már kialakulnak a protonokból és a neutronokból az első atommagok, 300.000 év múlva pedig az első atomok. 1-2 milliárd év múlva megszületnek a galaxisok, 8 milliárd év múlva a Naprendszerünk, 15 milliárd év múlva pedig mi.
Ha az ősrobbanás óta az idő függvényében ábrázoljuk a világegyetem hőmérsékletét vagy sűrűségét, egy olyan exponenciális görbét kapunk, ahol 0 időhöz végtelen nagy sűrűség tartozik, ami nagyon rövid idő alatt rohamosan csökken. A tér ma is tartó tágulása mellett a görbe majdnem vízszintesre szelídül. Ma még nem tudjuk, hogy a tágulás mindig tartani fog-e, vagy átvált összehúzódásra.
Az ősrobbanás elméletének van néhány támadható pontja. Az egyik, hogy a tér különböző irányaiban látunk 10-15 milliárd fényévnyi távolságban galaxisokat, amiknek a fénye az adott pontból nyilván 10-15 milliárd évvel ezelőtt indult el, vagyis az ősrobbanás idején. De hogyan kerülhettek galaxisok néhány millió év alatt egymástól 20-30 milliárd fényévnyi távolságba ? Kicsit az is érthetetlen, hogy hogyan alakulhatott át az egész világegyetem anyaga a másodperc töredéke alatt először kvarkokká, majd elektronokká, protonokká és neutronokká. Szintén gyenge oldala az elméletnek, hogy nem tudjuk értelmezni a 0 másodpercet, és a mai elméletek sem tudják meghatározni az akkori viszonyokat. Az elmélet szerint szükségszerűen volt az időnek és a világegyetemnek keletkezési pillanata !
Eltűnnek a nehézségek, ha figyelembe vesszük azt, hogy az általános relativitáselmélet szerint az idő lassabban telik a nagyobb gravitációs térben. Ha a világegyetem fejlődését visszafelé nézzük, az egyre nagyobb anyagsűrűség egyre lassabban haladó időt jelent. Az előbbi görbe tehát úgy módosul, hogy a vízszintes időtengelyen nem lesz 0 pont, hanem negatív irányban haladva a beosztás exponenciálisan nő. A világegyetem sűrűsége nem egy exponenciálisan csökkenő görbe szerint változik, mert a robbanás pillanata a végtelenbe tolódik ki. Ahogyan csökkent a sűrűség, úgy gyorsult az idő múlása. Amit ma az első 1 másodpercnek gondolunk, az valójában végtelen hosszú ideig tartott.
Hasonló a helyzet, mint amikor távolról figyelünk egy olyan ürhajót, amelyik egy végtelenül nagy gravitációs terű bolygóra zuhan. Mi azt látjuk, hogy az ürhajó egyre gyorsulva közelít a bolygóhoz, majd a felszínbe csapódik. Ugyanakkor az ürhajós azt észleli, hogy a gravitációs tér növekedésével az ideje lassul, ezért egyre lassabban közelíti a bolygót és soha nem fogja elérni.
A mai ismeretünkkel számolva az Ősrobbanás 15 milliárd éve volt. Viszont a mindenkori idővel számolva a végtelenbe tolódik vissza. Így már érthető, hogy hogyan kerültek a távoli galaxisok olyan gyorsan a helyükre. Nem kell az idő keletkezését magyarázni.
forrás:osrobbanas.hupont.hu/
Miért nem omlott össze az univerzum az éosrobbanás után?
Egy új eredmény megmagyarázhatja, hogy miért nem omlott össze az univerzumunk közvetlenül az ősrobbanás után, holott a Higgs-bozonnal kapcsolatos kutatások erre a forgatókönyvre utaltak.
A részecskefizika standard modellje szerint – némileg leegyszerűsítve – a CERN-ben 2012-ben felfedezett, elméletileg azonban már majdnem fél évszázaddal korábban megjósolt Higgs-bozon felelős azért, hogy a többi részecskének tömege van. Az ezzel kapcsolatos kutatások azonban azt sejttették, hogy a Higgs-bozonoknak az ősrobbanás utáni nagyon gyors expanzió (felfúvódás) alatti keletkezésének az éppen megszületett világegyetem instabilitásához, ezen keresztül pedig az összeomlásához kellett volna vezetni. Ez persze nyilvánvalóan nem történt meg, így az ezzel foglalkozó kutatók egy része arra a következtetésre jutott, hogy az univerzum létrejöttének körülményeit olyan fizikai törvények írhatják le, amelyek egyelőre tudásunk határain kívül esnek. Az Imperial College London, a University of Coppenhagen és a University of Helsinki kutatói azonban úgy gondolják, létezik egy egyszerűbb magyarázat is.
20141119_miert_nem_omlott_ossze_az_univerzum_az_osrobbanas_utan_1
Közvetlenül az ősrobbanás után, a gyors felfúvódás szakaszában volt esélye annak, hogy az univerzum össze is omlik, ezt azonban megakadályozta a Higgs-bozonok és a gravitáció közti kölcsönhatás. (Stock.xchng)
Arttu Rajantie (Imperial College London) és munkatársai új tanulmányukban azt írták le, a téridő görbülete – gyakorlatilag a gravitáció – miként biztosította, hogy az éppen csak megszületett világegyetem túlélje a kezdeti exponenciális tágulás okozta instabilitást. A kutatók a Higgs-bozonok és a gravitáció kölcsönhatását vizsgálták, figyelembe véve annak energiafüggését is. Kimutatták, hogy már csekély mértékű interakció is elegendő a kollapszus megakadályozásához. Rajantie magyarázata szerint kutatásuk a standard modell utolsó ismeretlen, a Higgs-részecske és a gravitáció kölcsönhatását jellemző paraméterre fókuszált, amely nem határozható meg részecskegyorsítókban végzett kísérletekkel, de nagy hatással van a felfúvódás közbeni Higgs-instabilitásra, és viszonylag kicsi értéke is túllendíti a fiatal univerzumot az instabilitási szakaszon. Nincs tehát szükség semmilyen új fizikára.
A csoport a továbbiakban kozmológiai észlelések felhasználásával tervezi a kölcsönhatás részletesebb vizsgálatát és annak kiderítését, hogy az milyen befolyást gyakorolhatott a korai világegyetem fejlődésére. Rajantie és kollégái főleg az ESA már működő vagy még éppen tervezés alatt álló, a mikrohullámú háttérsugárzást és a gravitációs hullámokat tanulmányozó misszióinak adataira kívánnak majd támaszkodni.
Az eredményeket részletező szakcikk a Physical Review Letters c. folyóiratban jelent meg.
Közvetlenül az ősrobbanás után, a gyors felfúvódás szakaszában volt esélye annak, hogy az univerzum össze is omlik, ezt azonban megakadályozta a Higgs-bozonok és a gravitáció közti kölcsönhatás. (Stock.xchng)
forrás:www.csillagaszat.hu/hirek/miert-nem-omlott-ossze-univerzum/