Clic dreapta - View image (pentru o rezoluţie superioară)
Există o cosmologie ortodoxă, cea pe care o găsiți în cărțile de fizică. Nu este fără dificultăți multiple, unele probabil de nerezolvat (citește acest articol despre dificultățile teoriei Big Bang). Dar asta este ce știm astăzi. Iată cum a evoluat universul, pas cu pas, în faza sa inițială, de la momentul apariției până la apariția primelor stele și galaxii.
1. Timp: 0
Universul apare din nimic. Cum e posibil? Nicio idee rezonabilă.
2. Timp: 10-43s; temperatură: 1032K; raza universului: 10-33 cm
• Nu avem nicio teorie pentru a explica ce s-a întâmplat între t=0 și t=10-43s. În acest moment raza universului este de 10-33 cm, lungimea Planck, de când putem aplica mecanica cuantică pentru a înțelege ceva...
• Forța gravitațională se desprinde de forța universală originară (sigur, doar o ipoteză...).
• Radiația inițială produce particule și antiparticule elementare care se anihilează reciproc și se transformă iar în radiație.
• Universul este un amestec dens și încins de fotoni, electroni, quarcuri, gluoni și alte particule elementare, plus antiparticulele acestora.
3. Timp: 10-35s; temperatură: 1027K; raza universului: 10-17 cm
• Radiația nu mai produce particule-mesager ce „simt” forța slabă și forța tare. Aceste particule se dezintegrează, iar forța tare și forța electro-slabă se desprind din marea forță unificată originară.
• Particulele elementare mari, quarcuri, se separă de parcule mici, precum electronii și neutrinii.
• La temperaturi mai mari de 1015K aceste particule elementare, quarcuri, electroni, nu au masă.
• Universul trece printr-o inflație exponențială pentru o perioadă care nu a fost clar determinată, dar foarte scurtă.
4. Timp: 10-10s; temperatură: 1015K; raza părții noastre de univers: 3 cm
• Pe măsură ce universul se extinde, forța slabă se separă de forța electromagnetică.
5. Timp: 10-4s; temperatură: 1011K; raza părții noastre de univers: 106 cm
• Universul se răcește, iar grupări de trei quarcuri devin cuplate în hadroni (particule precum protonii și neutronii).
• Sarcina protonului este egală, dar de semn opus celei a electronului.
• Masa protonului este de 1.836 de ori mai mare decât cea a electronului.
6. Timp: 1 s; temperatura: 1010K; raza părții nostre de univers: 1010 cm
• Protonii și neutronii separă într-o proporție de 7:1, pentru că neutronii sunt produși în număr mai mic, având masa un pic mai mare decât cea a protonilor, având nevoie, așadar, de mai multă energie.
7. Timp: 100 - 200 s; temperatura: 109K; raza părții nostre de univers: 1012 cm
• De la acest punct protonii și neutronii care se ciocnesc rămân împreună, uniți de forța tare.
• Fotonii care lovesc aceste grupări de particule nu mai au energia necesară pentru a le separa.
• Perechile proton-neutron (nucleu de deuteriu, izotop al hidrogenului) fuzionează și formează nuclee de heliu-3 (un netron, doi protoni), heliu-4 (doi neutroni, doi protoni), tritiu (un proton, doi neutroni) și litiu-7 (trei protoni, 4 neutroni). Acest proces se numește nucleosinteză.
• Când temperatura universului scade sub 108K, această fuziune încetează. Rămân 95% dintre nuclee ca protoni stabili (hidrogen-1), 5% ca nuclee stabile de heliu-4 și, în cantități foarte mici, heliu-3 și litiu-7.
• La acest moment, densitate materiei din univers este egală cu cea cunoscută a apei.
8. Timp: 3,5 minute - 380 mii ani; temperatură: 108K - 10 4K; raza părții nostre de univers: 1013 cm - 1023 cm
• Universul este format dintr-o plasmă alcătuită din nuclee (+) și electroni (-) cuplați cu fotoni.
• Inițial densitatea fotonilor e mult mai mare decât densitatea de energie a materiei, dar ultima scade mai încet (fotonii pierd energie pe măsură ce lungimea lor de undă crește).
9. Timp: 380 mii ani; temperatura: 3.000K; raza părții nostre de univers: 1023 cm
• Electronii sunt captați de nuclee, formând molecule de hidrogen neutre și stabile.
• Fotonii se decuplează de materie, formând radiația cosmică de fond, pe care o detectăm și astăzi.
Creșterea unei super-structuri a universului; imagine generată pe calculator.
credit: CXC/MPE/V.Springel
10. Timp: 200 - 500 milioane ani; temperatura: variabilă; raza universului observabil: 1026 - 1027 cm
• diferențele de densitate din norul de molecule creează câmpuri gravitaționale care duc la contractarea unor nori întinși pe ani-lumină, încălzirea zonelor de densitate mare din acești nori, formarea primelor stele și galaxii.
Te invit să citești și:
· Universul este în ultima sa eră, a energiei întunecate
Seria dedicată formării și evoluției universului:
· Formarea și evoluția structurii universului. (1) Galaxiile
· Formarea și evoluția structurii universului. (2) Roiurile de galaxii, vidurile și filamentele galactice
· Formarea și evoluția structurii universului. (3) Istoria evoluției universului, pe scurt
