Expansiunea Universului
Teoria expansiunii Universului
După calculele inventatorului teoriei Big Bang, Georges Lamaître, Universul începuse ca o minusculă particulă de o densitate uimitoare care s-a mărit în timp și a devenit cosmosul pe care îl observăm acum.
În acest context l-a abordat Lemaître pe Einstein la Conferința din 1927 de la Solvay, Bruxelles, cu concluzia sa că relativitatea generală dăduse naștere unei noi paradigme cosmologice în care spațiul se extindea. După ce deja se chinuise cu matematica pentru a obține un Univers static, Einstein n-a mai avut răbdare să ia din nou în considerare ideea unui cosmos ce se extinde. Astfel că l-a învinuit pe Lemaître că se ia orbește după datele matematice și pune în practică o „fizică groaznică”, acceptând o concluzie evident absurdă.
De fapt, nu era prima dată când cineva îi prezenta lui Einstein acest rezultat. În 1921, matematicianul și meteorologul rus Alexander Friedmann venise cu o mulțime de soluții la ecuațiile lui Einstein, în care spațiul se întindea, producând expansiunea Universului. Einstein s-a opus acestor soluții, sugerând mai întâi că Friedmann ar fi făcut calcule greșite. Se opusese ecuațiilor din cauza intuiției sale în legătură cu modul în care ar trebui să fie cosmosul, a convingerii sale clare că Universul este etern și, la cea mai mare scară, fix și neschimbător.
Einstein a propus mai întâi constanta cosmologică, simbolizată de obicei prin litera greacă „lambda” (Λ), ca o soluție matematică la teoria relativității generale. În forma sa cea mai simplă, relativitatea generală a prezis că Universul trebuie fie să se extindă, fie să se contracte. Einstein credea că Universul este static, așa că a adăugat acest nou termen pentru a opri expansiunea.
Scalarul R și tensorul metric g descriu structura spațiu-timp, tensorul tensiune-energie T descrie densitatea energiei și impulsului și fluxul materiei în acel punct din spațiu-timp, iar constantele universale G și c sunt factori de conversie care apar din utilizarea unităților tradiționale de măsură.
În 1929, folosind cel mai mare telescop din lume la acea vreme, aflat la observatorul de pe Muntele Wilson (California), astronomul Edwin Hubble a adunat dovezi convingătoare în sprijinul afirmației că galaxiile îndepărtate se îndepărtau și mai mult de Calea Lactee. Astfel, a confirmat teoria Universului aflat în expansiune și a demonstrat că teoria Universului static a lui Einstein e greșită.
Când studiul lui Hubble asupra galaxiilor din apropiere a arătat că Universul se extinde de fapt, Einstein a regretat modificarea teoriei sale elegante și a privit termenul de „constantă cosmologică” drept „cea mai mare greșeală” a sa.
În 1933, într-o sală de seminar de la Observatorul de pe Muntele Wilson, Einstein a fost foarte atent în timp ce Lemaître prezenta o versiune mai detaliată a teoriei sale. Când seminarul s-a încheiat, Einstein s-a ridicat și a declarat că teoria lui Lemaître este “cea mai frumoasă și mai satisfăcătoare explicație a creației pe care am auzit-o vreodată.”
Lemaître și Friedman erau răzbunați. Friedman a fost considerat primul care a explorat posibilitatea ca Universul să fie în expansiune, iar Lemaître cel care, independent, a dezvoltat-o într-un scenariu cosmologic solid. Munca lor a fost în mod îndreptățit lăudată ca un triumf al folosirii cunoștințelor matematice în înțelegerea funcționării cosmosului.
Expansiunea și contracția Universului depind de conținutul și istoria acestuia. Cu suficientă materie, expansiunea ar putea încetini sau deveni o contracție, dar, datorită materiei întunecate, viteza de expansiune a Universului crește din ce în ce mai mult. Acest fapt a fost demonstrat de Hubble când acesta a comparat distanța și viteza dintre două galaxii și astfel a demonstrat că, cu cât o galaxie este mai îndepărtată, cu atât mai mare este viteza cu care se îndepărtează : v=Hₒd ,unde v este viteza cu care galaxia se îndepărtează de noi, Hₒeste constanta Hubble, d este distanța.
Aceasta descoperire a reprezentat începutul cosmologiei moderne.
Conținutul Universului
Astronomii denumesc toata materia formată din electroni, protoni și neutroni materie barionică.
Până acum treizeci de ani, astronomii credeau că Universul era compus aproape în întregime din această „materie barionică”. Cu toate acestea, în ultimele decenii, s-au acumulat tot mai multe dovezi care sugerează că există ceva în Univers ce nu putem vedea, poate o nouă formă de materie.
Făcând măsurători exacte ale radiației cosmice cu ajutorul satelitul WMAP, astronomii au ajuns la concluzia că Universul este format din: 4,6% atomi (peste 95% din densitatea energiei din Univers se află într-o formă care nu a fost niciodată detectată direct în laborator), 24% materie întunecată rece, 71,4% energie întunecată și neutrini (particule elementare cu masa aproape 0 și neutri din punct de vedere electric).
Este probabil ca materia întunecată să fie compusă din una sau mai multe specii de particule sub-atomice care interacționează foarte slab cu materia obișnuită. Fizicienii care studiază particulele au mulți candidați plauzibili pentru materia întunecată, iar noile experimente de accelerare a particulelor vor aduce o nouă perspectivă în următorii ani.
Primele indicii observaționale ale energiei întunecate din Univers datează din anii 1980, când astronomii încercau să înțeleagă cum s-au format grupurile de galaxii. Încercările lor de a explica distribuția galaxiilor ar fi fost îmbunătățite dacă exista energie întunecată, dar dovezile erau incerte. În anii 1990, observațiile supernovei au fost folosite pentru a urmări istoria expansiunii Universului și marea surpriză a fost că expansiunea părea să accelereze, mai degrabă decât să încetinească. A existat o anumită îngrijorare cu privire la faptul că datele supernovei erau interpretate greșit, dar rezultatul a rămas valid până în prezent.
Neutrinii în mișcare rapidă nu joacă un rol major în evoluția structurii în Univers. Aceștia interacționează cu particulele din jurul lor doar datorită forței nucleare slabe și gravitației.
Inflația cosmică
Între 0 și 10^(-48) secunde de la Big Bang (când Universul avea o lărgime de aproximativ 10^(-25) metri și o temperatură de aproximativ 10^(22) ⁰C), în timpul expansiunii, cele patru forțe fundamentale- forța electromagnetică, forța nucleară tare, forța nucleară slabă și forța gravitațională erau una și aceeași. După 10^(-42) secunde aceste forțe s-au separat. În acest moment, Universul era format din energie pură, prea fierbinte pentru a conține materie.
La aproximativ 10^(-27) secunde a avut loc o „fază de tranziție” numita inflație cosmică în urma căreia Universul a crescut exponențial. Viteza cu care Universul se extindea era mai mare decât viteza luminii: într-o fracțiune de secundă după ce Universul era așa de mic încât încăpea în palmele cuiva, acesta a crescut de peste 80 de ori cât mărimea Pământului.
Inflația s-a oprit la aproximativ 10^(-22) secunde după Big Bang iar Universul crescuse în volum de cel puțin 10^(78) de ori.
