Alt om big bang. Hvad skete der før Big Bang

Videnskaben, der studerer universet som en enkelt helhed og metagalaksen som en del af universet, kaldes kosmologi. George Gamow, en amerikansk teoretisk fysiker, foreslår, at vores univers, dvs. Metagalaxy, født i en varm tilstand med en temperatur på ca 10 32 K. Gamow kaldte denne model "Big Bang Kosmologi".

Gamow arbejdede på denne model i 10 år. I 1948 udgav han teorien " stort brag " Ifølge teorien "Stort brag" vores univers udvider sig. Udvidelsen er begyndt 15 milliarder år siden fra den indledende meget varme tilstand. Ifølge denne teori var universets stof i det første øjeblik i en tilstand af fysisk vakuum. Det fysiske vakuum var i en ustabil, ophidset tilstand, da det havde enorm energi: w=, hvor g/cm 3 er densiteten af ​​vakuumstof, og Med- lysets hastighed. Energien skaber et enormt pres. På et tidspunkt 10 43 sek., På grund af det enorme pres begynder vakuumoppustningen, dvs. vakuumet begynder at miste energi. Fra det øjeblik 10─43 s. op til 10 ─35 s, udvider vakuumstoffet sig eksponentielt, og dets størrelse øges med 10 50 gange. I tidsintervallet fra 10 ─35 s til 10 ─32 s. faseovergang, dvs. "Big Bang", hvorunder stoffets vakuumtilstand igennem tunnel effekt bliver til et varmt tæt univers med en temperatur 10 32 K, med stof i formen elektromagnetiske bølger(radiobølger, infrarøde, synlige, ultraviolette stråler, røntgenstråler og gammastråler).

Således blev vores univers født i formen ildkugle, som blev kaldt "Ilem"(græsk ylem - primære sag). Ilem var en neutral gas af elektromagnetiske bølger og elementarpartikler.

På grund af hurtig udvidelser, universets stof køler ned og fremkomsten af ​​partikler fra stråling begynder. I begyndelsen var antallet af partikler og antipartikler lige meget. Så sker det spontan krænkelse symmetri, fører dette til overvægt af partikler over antipartikler. I de første sekunder efter eksplosionen bliver de født hadroner(baryoner og mesoner). Efter ca 1000 s efter eksplosionen bliver temperaturen ca 10 10 K og ligheden af ​​koncentrationerne af protoner og neutroner er krænket af den grund, at protonernes levetid er ens 10 31 år, og neutronens levetid varer ca 800 s. Neutroner henfalder, og forholdene etableres: 77 % protoner og 22 % neutroner. I tidsintervallet fra 1000 s til 10.000 s sker dannelsen af ​​lette brint- og heliumatomer. Næsten alle neutroner går ind i dannelsen af ​​en heliumkerne, og følgende forhold er etableret: 77% brint og 22% helium.

Forskere opdeler tidsintervallet for dannelsen af ​​universet i fire "epoker" i overensstemmelse med materiens fremherskende eksistensform.

1. Hadron æra varer 0,0001 sekunder. Hadron-æraen er de tunge partiklers æra. Partikeltætheden er ρ>10 14 g/cm 3, og temperaturen T>10 12 K. I slutningen af ​​æraen sker der en pludselig krænkelse af symmetrien, ligheden mellem partikler og antipartikler. Årsagen til brud på symmetri anses for at være manglende bevarelse af baryonladningen. Som følge heraf er der for hver million (10 6) antipartikler en million plus en (10 6 +1) partikler.

2. Leptonernes æra. Varigheden af ​​æraen er fra 0,0001 s til 10 s, temperaturen er fra 10 10 K til 10 12 K, tætheden er fra 10 4 til 10 14 g/cm 3 . I denne æra spilles hovedrollen af lette partikler, der deltager i reaktioner mellem protoner og neutroner. Gensidige transformationer af protoner til neutroner og omvendt forekommer. Mu-mesoner, elektroner, neutrinoer og deres antipartikler akkumuleres gradvist. I slutningen af ​​leptonernes æra opstår udslettelse af partikler og antipartikler. Således forsvinder antipartikler i universet og efterlader partikler og stråling. Universet bliver gennemsigtigt for elektronneutrinoer. Disse neutrinoer har overlevet den dag i dag.

3. Strålingens æra. Dens varighed er 70 millioner år, temperaturen falder fra 10 10 K til 3000 K, og tætheden fra 10 4 til 10 -21 g/cm 3. Ved begyndelsen af ​​strålingsæraen er antallet af protoner og neutroner omtrent det samme. Efterhånden som temperaturen falder, vil mængden der er flere protoner på grund af neutronhenfald. I slutningen af ​​æraen opstår der betingelser for dannelsen af ​​primære atomer, som et resultat af hvilke Ny æra- substansens æra.

4. Stoffets æra. Denne æra begyndte 70 millioner år efter "Big Bang" med en temperatur på omkring 3000K og en tæthed på omkring 10 4 g/cm 3 . I begyndelsen af ​​æraen var strålingstætheden og tætheden af ​​stof (partikler) ens - omkring 10 −26 g/cm 3, de var i termisk ligevægt. I ligevægt evolutionær proces finder ikke sted, dvs. sagen kan ikke blive mere kompleks. Men efterhånden som universet udvider sig, afkøles stof, og stråling afkøles ifølge forskellige love. Materiens temperatur falder i omvendt proportion til kvadratet af universets størrelse: T-stof ~1/R 2. Strålingstemperaturen falder i omvendt proportion til universets størrelse: T-stråling ~1/R. Derfor, stoffet afkøles meget hurtigere. Universet bevæger sig fra en ligevægtstilstand til en ikke-ligevægtstilstand. Beføjelser tyngdekraften skaber ustabilitet, og turbulente bevægelser skaber chokbølger. Alt dette fører til fragmentering af universets stof. Der dannes små og store gasskyer, bestående af stråling, elementarpartikler, brint- og heliumatomer. I tidsintervallet fra 3 timer til 3 millioner år dannes stjerner fra små skyer, og hele galakser dannes fra store skyer.

Mekanismen for dannelsen af ​​stjerner, amerikansk videnskabsmand Trumpler (1930) først forklaret det faktum, at gas- og støvskyen komprimeres og varmes op, øges trykket og temperaturen indeni, hvilket bremser kompressionen. Ved 20 millioner grader starter den nuklear reaktion , opstår en eksplosion, og en ny stjerne dukker op. Vores sol foretog denne rejse i omkring 1 million år, omkring 5 milliarder år siden.

Big Bang er en af ​​de teorier, der forsøger at fuldt ud spore historien om universets fødsel, bestemme de indledende, nuværende og sidste processer i dets liv.

Var der noget før universet blev til? Dette grundlæggende, næsten metafysiske spørgsmål stilles af videnskabsmænd den dag i dag. Universets fremkomst og udvikling har altid været og er fortsat genstand for heftig debat, utrolige hypoteser og gensidigt udelukkende teorier. Hovedversionerne af oprindelsen af ​​alt, der omgiver os, antog ifølge kirkens fortolkning guddommelig indgriben, og videnskabelige verden understøttede Aristoteles' hypotese om universets statiske natur. Sidstnævnte model blev fulgt af Newton, som forsvarede universets grænseløshed og bestandighed, og af Kant, som udviklede denne teori i sine værker. I 1929 ændrede den amerikanske astronom og kosmolog Edwin Hubble radikalt videnskabsmænds syn på verden.

Han opdagede ikke kun tilstedeværelsen af ​​adskillige galakser, men også udvidelsen af ​​universet - en kontinuerlig isotrop stigning i størrelsen af ​​det ydre rum, der begyndte i øjeblikket med Big Bang.

Hvem skylder vi opdagelsen af ​​Big Bang?

Albert Einsteins arbejde med relativitetsteorien og hans gravitationsligninger tillod de Sitter at skabe en kosmologisk model af universet. Yderligere forskning var knyttet til denne model. I 1923 foreslog Weyl, at stof placeret i det ydre rum skulle udvide sig. Arbejdet af den fremragende matematiker og fysiker A. A. Friedman er af stor betydning i udviklingen af ​​denne teori. Tilbage i 1922 tillod han universets udvidelse og kom med rimelige konklusioner om, at begyndelsen af ​​alt stof var på et uendeligt tæt punkt, og udviklingen af ​​alt blev givet af Big Bang. I 1929 udgav Hubble sine artikler, der forklarer underordningen af ​​radial hastighed til afstand; dette værk blev senere kendt som "Hubbles lov."

G. A. Gamow, der stolede på Friedmans teori om Big Bang, udviklede ideen om en høj temperatur af det oprindelige stof. Han foreslog også tilstedeværelsen af ​​kosmisk stråling, som ikke forsvandt med udvidelsen og afkølingen af ​​verden. Videnskabsmanden udførte foreløbige beregninger mulig temperatur resterende stråling. Den værdi, han antog, var i området 1-10 K. I 1950 lavede Gamow mere nøjagtige beregninger og annoncerede et resultat på 3 K. I 1964 bestemte radioastronomer fra Amerika, mens de forbedrede antennen, ved at eliminere alle mulige signaler, parametrene for kosmisk stråling. Dens temperatur viste sig at være lig med 3 K. Denne information blev den vigtigste bekræftelse af Gamows arbejde og eksistensen af ​​kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling. Efterfølgende målinger af den kosmiske baggrund udført i ydre rum, endelig bevist nøjagtigheden af ​​videnskabsmandens beregninger. Du kan stifte bekendtskab med kortet over kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling på.

Moderne ideer om Big Bang-teorien: hvordan skete det?

En af de modeller, der udtømmende forklarer universets fremkomst og udviklingsprocesser, som vi kender, er Big Bang-teorien. Ifølge den bredt accepterede version i dag var der oprindeligt en kosmologisk singularitet - en tilstand af uendelig tæthed og temperatur. Det blev udviklet af fysikere teoretisk grundlag universets fødsel fra et punkt, der havde en ekstrem grad af tæthed og temperatur. Efter Big Bang indtraf, begyndte rummet og stoffet i Kosmos en løbende proces med udvidelse og stabil afkøling. Ifølge seneste forskning Begyndelsen af ​​universet blev lagt for mindst 13,7 milliarder år siden.

Startperioder i dannelsen af ​​universet

Det første øjeblik, hvis genopbygning er tilladt fysiske teorier, er Planck-epoken, hvis dannelse blev mulig 10-43 sekunder efter Big Bang. Stoffets temperatur nåede 10*32 K, og dens massefylde var 10*93 g/cm3. I denne periode opnåede tyngdekraften uafhængighed og adskilte sig fra de grundlæggende interaktioner. Den kontinuerlige udvidelse og fald i temperatur forårsagede en faseovergang af elementarpartikler.

Den næste periode, præget af universets eksponentielle udvidelse, kom efter yderligere 10-35 sekunder. Det blev kaldt "kosmisk inflation". Der skete en brat ekspansion, mange gange større end normalt. Denne periode gav svar på spørgsmålet, hvorfor temperaturen i forskellige punkter Er universet det samme? Efter Big Bang spredte sagen sig ikke umiddelbart over hele universet; i yderligere 10-35 sekunder var den ret kompakt, og der blev etableret en termisk ligevægt i den, som ikke blev forstyrret af inflationsudvidelse. Perioden gav det grundlæggende materiale - kvark-gluon plasma, der bruges til at danne protoner og neutroner. Denne proces fandt sted efter et yderligere fald i temperaturen og kaldes "baryogenese". Stoffets oprindelse blev ledsaget af den samtidige fremkomst af antistof. De to antagonistiske stoffer udslettede og blev til stråling, men antallet af almindelige partikler sejrede, hvilket gjorde det muligt at skabe universet.

Den næste faseovergang, som fandt sted efter at temperaturen faldt, førte til fremkomsten af ​​de elementære partikler, vi kender. Den "nukleosyntese", der kom efter dette, var præget af kombinationen af ​​protoner til lette isotoper. De første dannede kerner havde kort sigt eksistens gik de i opløsning under uundgåelige sammenstød med andre partikler. Mere stabile elementer opstod inden for tre minutter efter verdens skabelse.

Den næste betydningsfulde milepæl var tyngdekraftens dominans over andre tilgængelige kræfter. 380 tusind år efter Big Bang dukkede brintatomet op. Stigningen i tyngdekraftens indflydelse markerede afslutningen på den indledende periode med dannelsen af ​​universet og startede processen med fremkomsten af ​​de første stjernesystemer.

Selv efter næsten 14 milliarder år forbliver kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling stadig i rummet. Dens eksistens i kombination med det røde skift er citeret som et argument for at bekræfte gyldigheden af ​​Big Bang-teorien.

Kosmologisk singularitet

Hvis du bruger generel teori relativitetsteori og kendsgerningen om universets kontinuerlige udvidelse, vender tilbage til tidens begyndelse, så vil universets størrelse være lig nul. Det første øjeblik eller videnskaben kan ikke beskrive det nøjagtigt nok ved hjælp af fysisk viden. De anvendte ligninger er ikke egnede til så lille et objekt. Der er brug for en symbiose, der kan kombinere kvantemekanik og den generelle relativitetsteori, men den er desværre ikke skabt endnu.

Universets udvikling: hvad venter den i fremtiden?

Forskere overvejer to mulige muligheder udvikling: Universets udvidelse vil aldrig ende, eller det vil nå kritisk punkt og det vil begynde omvendt proces– kompression. Dette grundlæggende valg afhænger af den gennemsnitlige tæthed af stoffet i dets sammensætning. Hvis den beregnede værdi er mindre end den kritiske værdi, er prognosen gunstig; hvis den er mere, vil verden vende tilbage til en enkelt tilstand. Forskere kender i øjeblikket ikke den nøjagtige værdi af den beskrevne parameter, så spørgsmålet om universets fremtid er i luften.

Religionens forhold til Big Bang-teorien

Menneskehedens vigtigste religioner: katolicisme, ortodoksi, islam støtter på deres egen måde denne model for verdens skabelse. Liberale repræsentanter for disse religiøse trosretninger er enige i teorien om universets oprindelse som et resultat af en eller anden uforklarlig indgriben, defineret som Big Bang.

Teoriens navn, der er kendt for hele verden - "Big Bang" - blev uforvarende givet af modstanderen af ​​versionen af ​​universets udvidelse af Hoyle. Han betragtede en sådan idé som "totalt utilfredsstillende." Efter offentliggørelsen af ​​hans tematiske foredrag blev det interessante udtryk straks opfanget af offentligheden.

Årsagerne til Big Bang kendes ikke med sikkerhed. Ifølge en af ​​de mange versioner, der tilhører A. Yu. Glushko, var det originale stof komprimeret til et punkt et sort hyperhul, og årsagen til eksplosionen var kontakten mellem to sådanne genstande bestående af partikler og antipartikler. Under tilintetgørelsen overlevede stoffet delvist og gav anledning til vores univers.

Ingeniørerne Penzias og Wilson, som opdagede den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, modtog Nobelprisen i fysik.

Temperaturen af ​​den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling var i starten meget høj. Efter flere millioner år viste denne parameter sig at være inden for de grænser, der sikrer livets oprindelse. Men i denne periode var der kun dannet et lille antal planeter.

Astronomiske observationer og forskning hjælper med at finde svar på de vigtigste spørgsmål for menneskeheden: "Hvordan så alting ud, og hvad venter os i fremtiden?" På trods af at ikke alle problemer er løst, og grundårsagen til universets fremkomst ikke har en streng og harmonisk forklaring, har Big Bang-teorien opnået tilstrækkelig mængde bekræftelser, der gør det til den vigtigste og acceptable model for universets fremkomst.

Stort brag

Stort brag. Dette er navnet på teorien, eller rettere en af ​​teorierne, om oprindelsen eller, hvis du vil, skabelsen af ​​universet. Navnet er måske for useriøst til sådan en skræmmende og ærefrygtindgydende begivenhed. Især skræmmende, hvis du nogensinde har stillet dig selv meget svære spørgsmål om universet.

For eksempel, hvis universet er alt, hvad der er, hvordan begyndte det så? Og hvad skete der før det? Hvis rummet ikke er uendeligt, hvad er der så hinsides det? Og hvor skulle det her noget egentlig passe? Hvordan kan vi forstå ordet "uendelig"?

Disse ting er svære at forstå. Desuden, når du begynder at tænke over det, får du en uhyggelig følelse af noget majestætisk og forfærdeligt. Men spørgsmål om universet er et af de vigtigste spørgsmål, som menneskeheden har stillet sig selv gennem sin historie.

Hvad var begyndelsen på universets eksistens?

De fleste videnskabsmænd er overbevist om, at universets eksistens begyndte med en enorm stor eksplosion af stof, der fandt sted for omkring 15 milliarder år siden. I mange år delte de fleste videnskabsmænd hypotesen om, at universets begyndelse blev skabt af en storslået eksplosion, som videnskabsmænd spøgende kaldte "Big Bang". Efter deres mening passer alt stof og alt rum, som nu er repræsenteret af milliarder og millioner af galakser og stjerner, for 15 milliarder år siden ind i et lille rum, der ikke er større end et par ord i denne sætning.

Relaterede materialer:

For det meste store planeter Univers

Hvordan blev universet dannet?

Forskere mener, at for 15 milliarder år siden eksploderede dette lille volumen til små partikler, der var mindre end atomer, hvilket gav anledning til universets eksistens. I starten var det en tåge af fine partikler. Senere, da disse partikler blev kombineret, blev der dannet atomer. Stjernegalakser blev dannet af atomer. Siden det Big Bang er universet fortsat med at udvide sig, som en oppustet ballon.

Tvivl om Big Bang-teorien

Men i løbet af de sidste par år har forskere, der studerer universets struktur, gjort flere uventede opdagelser. Nogle af dem sætter spørgsmålstegn ved Big Bang-teorien. Hvad kan du gøre, vores verden svarer ikke altid til vores bekvemme ideer om det.

Fordeling af stof under en eksplosion

Et problem er måden stoffet er fordelt i hele universet. Når en genstand eksploderer, spredes dens indhold jævnt i alle retninger. Med andre ord, hvis stof oprindeligt blev komprimeret til et lille volumen og derefter eksploderede, så burde stoffet have været jævnt fordelt i hele universets rum.

Virkeligheden er dog meget anderledes end de forventede ideer. Vi lever i et meget ujævnt fyldt univers. Når man ser ud i rummet, opstår individuelle klumper af stof i en afstand fra hinanden. Kæmpe galakser er spredt hist og her i det ydre rum. Mellem galakserne er der enorme områder med ufyldt tomhed. For mere højt niveau galakser er grupperet i klynger - klynger, og disse sidstnævnte - i megahobe. Hvorom alting er, er forskerne endnu ikke nået til enighed om spørgsmålet om, hvordan og hvorfor netop sådanne strukturer blev dannet. Derudover er der for nylig opstået et nyt, endnu mere alvorligt problem med alt.

Svaret på spørgsmålet "Hvad er Big Bang?" kan fås under en lang diskussion, da det tager meget tid. Jeg vil forsøge at forklare denne teori kort og præcist. Så Big Bang-teorien postulerer, at vores univers pludselig blev til for cirka 13,7 milliarder år siden (alt kom fra ingenting). Og det, der skete dengang, påvirker stadig, hvordan og på hvilke måder alt i universet interagerer med hinanden. Lad os overveje teoriens nøglepunkter.

Om 11 år vil kosmologi som videnskab kunne fejre sit hundrede år. I 1917 indså Albert Einstein, at den generelle relativitetsligning gjorde det muligt at beregne fysisk rimelige modeller af universet. Klassisk mekanik og tyngdekraftsteorien giver ikke en sådan mulighed: Newton forsøgte at bygge store billede Universet, dog i alle tilfælde, kollapsede det uundgåeligt under påvirkning af tyngdekraften.

Einstein troede absolut ikke på begyndelsen og slutningen af ​​universet og kom derfor med et evigt eksisterende statisk univers. For at gøre dette var han nødt til at indføre en særlig komponent i sine ligninger, som skabte "anti-tyngdekraften" og derved formelt sikrede verdensordenens stabilitet. Einstein anså denne tilføjelse (det såkaldte kosmologiske udtryk) for ueleget, grimt, men stadig nødvendigt (forfatteren til General Relativity stolede ikke forgæves på sit æstetiske instinkt – det blev senere bevist, at den statiske model er ustabil og derfor fysisk meningsløs).

Einsteins model fik hurtigt konkurrenter - modellen af ​​en verden uden stof af Willem de Sitter (1917), lukkede og åbne ikke-stationære modeller af Alexander Friedman (1922 og 1924). Men disse smukke konstruktioner forblev indtil videre rene matematiske øvelser. For at tale om universet som helhed ikke spekulativt, skal man i det mindste vide, at der er verdener placeret uden for stjernehoben, hvori Solsystemet og vi er placeret sammen med det. Og kosmologien fik mulighed for at søge støtte i astronomiske observationer først efter at Edwin Hubble udgav sit værk "Extragalactic Nebulae" i 1926, hvor galakser først blev beskrevet som uafhængige stjernesystemer, der ikke var en del af Mælkevejen.

Skabelsen af ​​universet tog slet ikke seks dage - hovedparten af ​​arbejdet blev afsluttet meget tidligere. Her er hans omtrentlige kronologi.

0. Big Bang.

Planck-æra: 10-43 s. Planck øjeblik. Der er en adskillelse af gravitationsinteraktion. Universets størrelse i dette øjeblik er 10-35 m (den såkaldte Planck-længde). 10-37 sek. Inflationsudvidelse af universet.

Den store forenings æra: 10-35 s. Adskillelse af stærke og elektrosvage interaktioner. 10-12 sek. Adskillelse af svage interaktioner og endelig adskillelse af interaktioner.

Hadron-æra: 10-6 s. Udslettelse af proton-antiproton-par. Kvarker og antikvarker ophører med at eksistere som frie partikler.

Lepton-æraen: 1 s. Der dannes brintkerner. Nuklear fusion af helium begynder.

Nukleosyntesens æra: 3 minutter. Universet består af 75 % brint og 25 % helium samt spormængder af tunge grundstoffer.

Strålingstid: 1 uge. På dette tidspunkt er strålingen termaliseret.

Materiens æra: 10 tusind år. Materien begynder at dominere universet. 380 tusind år. Hydrogenkerner og elektroner rekombinerer, universet bliver gennemsigtigt for stråling.

Stjerneæra: 1 milliard år. Dannelse af de første galakser. 1 milliard år. Dannelse af de første stjerner. 9 milliarder år. Uddannelse solsystem. 13,5 milliarder år. Dette øjeblik

Tilbagetrækning af galakser

Denne chance blev hurtigt realiseret. Belgieren Georges Henri Lemaître, der studerede astrofysik ved Massachusetts Institute of Technology, hørte rygter om, at Hubble var tæt på en revolutionær opdagelse – bevis på galaksernes recession. I 1927, efter at have vendt tilbage til sit hjemland, udgav Lemaitre (og i de efterfølgende år forfinede og udviklede) en model af universet dannet som et resultat af en eksplosion af supertæt stof, der udvidede sig i overensstemmelse med ligningerne for den generelle relativitet. Han beviste matematisk, at deres radiale hastighed skulle være proportional med deres afstand fra solsystemet. Et år senere kom Princeton-matematiker Howard Robertson uafhængigt til samme konklusion.

Og i 1929 opnåede Hubble den samme afhængighed eksperimentelt ved at behandle data om afstanden mellem 24 galakser og rødforskydningen af ​​lyset, der kommer fra dem. Fem år senere fremlagde Hubble og hans observationsassistent Milton Humason yderligere bevis på denne konklusion ved at overvåge meget svage galakser, der ligger i den yderste periferi af det observerbare rum. Lemaîtres og Robertsons forudsigelser var fuldstændig berettigede, og kosmologien i det ikke-stationære univers syntes at have vundet en afgørende sejr.

Ukendt model

Men alligevel havde astronomerne ikke travlt med at råbe hurra. Lemaitres model gjorde det muligt at estimere varigheden af ​​universets eksistens - for dette var det kun nødvendigt at finde ud af den numeriske værdi af konstanten inkluderet i Hubble-ligningen. Forsøg på at bestemme denne konstant førte til den konklusion, at vores verden opstod for kun omkring to milliarder år siden. Geologer hævdede dog, at Jorden var meget ældre, og astronomer var ikke i tvivl om, at rummet var fyldt med stjerner af en mere respektabel alder. Astrofysikere havde også deres egne grunde til mistillid: procentvis sammensætning fordeling kemiske elementer i Universet baseret på Lemaitre-modellen (dette arbejde blev første gang udført af Chandrasekhar i 1942) var klart i modstrid med virkeligheden.

Specialisternes skepsis blev også forklaret af filosofiske grunde. Det astronomiske samfund har lige vænnet sig til tanken om, at en endeløs verden befolket af mange galakser har åbnet sig før den. Det virkede naturligt, at det i sine grundlæggende elementer ikke ændrer sig og eksisterer for evigt. Og nu blev videnskabsmænd bedt om at indrømme, at Kosmos er begrænset ikke kun i rummet, men også i tid (desuden antydede denne idé guddommelig skabelse). Derfor forblev Lemetres teori uden arbejde i lang tid. Men en endnu værre skæbne ramte modellen af ​​et evigt oscillerende univers, foreslået i 1934 af Richard Tolman. Den fik slet ikke seriøs anerkendelse, og i slutningen af ​​1960'erne blev den afvist som matematisk ukorrekt.

Aktierne i "bloat-verdenen" steg ikke meget, efter at George Gamow og hans kandidatstuderende Ralph Alpher byggede en ny, mere realistisk version af denne model i begyndelsen af ​​1948. Lemaîtres univers blev født fra eksplosionen af ​​et hypotetisk "primært atom", som klart gik ud over fysikernes ideer om mikrokosmos natur.

Gamows teori i lang tid blev kaldt ret akademisk - "dynamisk udviklende model". Og sætningen "Big Bang", mærkeligt nok, blev ikke opfundet af forfatteren til denne teori eller endda dens tilhænger. I 1949 inviterede BBCs videnskabsproducent Peter Laslett Fred Hoyle til at forberede en serie på fem foredrag. Hoyle strålede foran mikrofonen og fik øjeblikkeligt en stor tilhængerskare blandt radiolytterne. I sin sidste tale talte han om kosmologi, talte om sin model og besluttede i sidste ende at gøre op med sine konkurrenter. Deres teori, sagde Hoyle, "er baseret på den antagelse, at universet opstod i en enkelt kraftig eksplosion og derfor kun eksisterer i en begrænset tid... Denne Big Bang-idé forekommer mig fuldstændig utilfredsstillende." Sådan opstod dette udtryk først. Det kan også oversættes til russisk som "Big Cotton", hvilket nok mere præcist svarer til den nedsættende betydning, som Hoyle lagde ind i det. Et år senere blev hans foredrag offentliggjort, og det nye udtryk gik verden rundt

George Gamow og Ralph Alpher foreslog, at universet, kort efter dets fødsel, bestod af de velkendte partikler – elektroner, fotoner, protoner og neutroner. I deres model blev denne blanding opvarmet til høje temperaturer og tæt pakket i et lillebitte (i forhold til det nuværende) volumen. Gamow og Alfer viste, at termonuklear fusion sker i denne supervarme suppe, hvilket resulterer i dannelsen af ​​heliums hovedisotop, helium-4. De har endda beregnet, at stof efter blot et par minutter går ind i en ligevægtstilstand, hvor der for hver heliumkerne er omkring et dusin brintkerner.

Denne andel var ganske i overensstemmelse med astronomiske data om fordelingen af ​​lette elementer i universet. Disse resultater blev hurtigt bekræftet af Enrico Fermi og Anthony Turkiewicz. De fastslog også, at termonuklear fusionsprocesser skal producere en let isotop helium-3 og tunge isotoper af brint - deuterium og tritium. Deres skøn over koncentrationerne af disse tre isotoper i det ydre rum faldt også sammen med astronomernes observationer.

Problemteori

Men praktiserende astronomer fortsatte med at tvivle. For det første var der problemet med universets alder, som Gamows teori ikke kunne løse. Det var kun muligt at øge varigheden af ​​verdens eksistens ved at bevise, at galakser flyver meget langsommere væk, end man normalt tror (til sidst skete dette, og i høj grad ved hjælp af observationer foretaget på Palomar Observatory, men allerede i 1960'erne).

For det andet gik Gams teori i stå på nukleosyntese. Efter at have forklaret fremkomsten af ​​helium, deuterium og tritium var hun ude af stand til at gå videre til tungere kerner. Helium-4 kernen består af to protoner og to neutroner. Alt ville være fint, hvis det kunne fæstne en proton og blive til en lithiumkerne. Imidlertid er kerner med tre protoner og to neutroner eller to protoner og tre neutroner (lithium-5 og helium-5) ekstremt ustabile og henfalder øjeblikkeligt. Derfor findes kun stabil lithium-6 (tre protoner og tre neutroner) i naturen. For dens dannelse ved direkte fusion er det nødvendigt, at både en proton og en neutron samtidig smelter sammen med en heliumkerne, og sandsynligheden for denne begivenhed er ekstremt lav. Sandt nok, under forhold stor tæthed stof i de første minutter af universets eksistens, forekommer sådanne reaktioner stadig lejlighedsvis, hvilket forklarer den meget lave koncentration af de ældste lithiumatomer.

Naturen forberedte endnu en ubehagelig overraskelse for Gamow. Vejen til tunge grundstoffer kunne også ligge gennem fusionen af ​​to heliumkerner, men denne kombination er også ulevedygtig. Der var ingen måde at forklare oprindelsen af ​​grundstoffer tungere end lithium, og i slutningen af ​​1940'erne syntes denne forhindring uoverstigelig (vi ved nu, at de kun er født i stabile og eksploderende stjerner og i kosmiske stråler, men det vidste Gamow ikke).

Imidlertid havde modellen af ​​universets "varme" fødsel stadig et kort mere i reserve, som med tiden blev et trumfkort. I 1948 kom Alpher og en anden af ​​Gamows assistenter, Robert Herman, til den konklusion, at rummet var gennemtrængt af mikrobølgestråling, der opstod 300 tusind år efter den primære katastrofe. Radioastronomer viste dog ingen interesse for denne prognose, og den forblev på papiret.

Fremkomsten af ​​en konkurrent

Gamow og Alpher opfandt deres "varme" model i den amerikanske hovedstad, hvor Gamow har undervist på George Washington University siden 1934. Mange af deres produktive ideer opstod over moderate drinks på Little Vienna bar på Pennsylvania Avenue nær Det Hvide Hus. Og hvis denne vej til opbygningen af ​​en kosmologisk teori virker eksotisk for nogle, hvad kan man så sige om alternativet, der blev født under indflydelse af en gyserfilm?

Fred Hoyle: Universet udvider sig for evigt! Stof fødes spontant i tomhed med en sådan hastighed, at universets gennemsnitlige tæthed forbliver konstant

I det gode gamle England, ved University of Cambridge, bosatte sig tre bemærkelsesværdige videnskabsmænd efter krigen - Fred Hoyle, Herman Bondi og Thomas Gold. Før det arbejdede de i den britiske flådes radarlaboratorium, hvor de blev venner. Hoyle, en englænder fra Yorkshire, var endnu ikke 30 på tidspunktet for Tysklands overgivelse, og hans venner, indfødte i Wien, var 25. Hoyle og hans venner i deres "radar-æra" helligede sig samtaler om universets problemer og kosmologi. Alle tre kunne ikke lide Lemaitres model, men de tog Hubbles lov alvorligt og afviste derfor konceptet om et statisk univers. Efter krigen samledes de hos Bondi og diskuterede de samme problemer. Inspirationen kom efter at have set gyserfilmen "Dead in the Night". Hende hovedperson Walter Craig befandt sig i et lukket kredsløb af begivenheder, som i slutningen af ​​filmen bragte ham tilbage til den samme situation, som det hele begyndte med. En film med sådan et plot kan vare evigt (som et digt om en præst og hans hund). Det var da, at Gold indså, at universet kunne vise sig at være en analog af dette plot - på samme tid skiftende og uforanderligt!

Venner syntes, ideen var skør, men besluttede så, at der var noget i den. Sammen gjorde de hypotesen til en sammenhængende teori. Bondi og Gold gav et generelt resumé af det, og Hoyle i en separat publikation " Ny model ekspanderende univers" - matematiske beregninger. Han tog ligningerne for den generelle relativitet som grundlag, men supplerede dem med et hypotetisk "Skabelsefelt" (C-felt), som har undertryk. Noget som dette dukkede op 30 år senere i inflationære kosmologiske teorier det understregede Hoyle med betydelig fornøjelse.

Steady State Kosmologi

Den nye model kom ind i videnskabens historie som Steady State Cosmology. Hun proklamerede fuldstændig lighed ikke kun for alle punkter i rummet (dette var tilfældet med Einstein), men også for alle tiders øjeblikke: Universet udvider sig, men har ingen begyndelse, da det altid forbliver magen til sig selv. Gold kaldte denne udtalelse for det perfekte kosmologiske princip. Rummets geometri i denne model forbliver flad, ligesom Newtons. Galakser spredes, men i rummet "ud af ingenting" (mere præcist, fra skabelsens felt) dukker nyt stof op, og med en sådan intensitet, at den gennemsnitlige tæthed af stof forbliver uændret. I overensstemmelse med den dengang kendte værdi af Hubble-konstanten beregnede Hoyle, at der kun fødes én partikel i hver kubikmeter rum i løbet af 300 tusind år. Spørgsmålet om, hvorfor instrumenterne ikke registrerer disse processer, blev straks fjernet – de er for langsomme efter menneskelige standarder. Den nye kosmologi oplevede ingen vanskeligheder forbundet med universets alder; dette problem eksisterede simpelthen ikke for det.

For at bekræfte sin model foreslog Hoyle at bruge data om den rumlige fordeling af unge galakser. Hvis C-feltet ensartet skaber stof overalt, så burde den gennemsnitlige tæthed af sådanne galakser være omtrent den samme. Tværtimod forudsiger modellen for universets katastrofale fødsel, at denne tæthed i den fjerneste kant af det observerbare rum er maksimal - derfra kommer lyset fra stjernehobe, der endnu ikke har haft tid til at blive gamle, til os. Hoyles kriterium var helt rimeligt, men på det tidspunkt var det ikke muligt at teste det på grund af manglende tilstrækkelig kraftige teleskoper.

Triumf og nederlag

I mere end 15 år kæmpede rivaliserende teorier næsten som ligeværdige. Sandt nok, i 1955 den engelske radioastronom og fremtid nobelpristager Martin Ryle opdagede, at tætheden af ​​svage radiokilder på den kosmiske periferi er større end nær vores galakse. Han udtalte, at disse resultater er uforenelige med Steady State Cosmology. Men et par år senere konkluderede hans kolleger, at Ryle havde overdrevet forskellene i tætheder, så spørgsmålet forblev åbent.

Men i sit tyvende år begyndte Hoyles kosmologi hurtigt at falme. På dette tidspunkt havde astronomer bevist, at Hubble-konstanten var en størrelsesorden mindre end tidligere skøn, hvilket gjorde det muligt at hæve universets anslåede alder til 10-20 milliarder år (det moderne skøn er 13,7 milliarder år ± 200 millioner år) ). Og i 1965 opdagede Arno Penzias og Robert Wilson strålingen forudsagt af Alfer og Herman og tiltrak derved straks rigtig mange tilhængere af Big Bang-teorien.

I fyrre år nu er denne teori blevet betragtet som standarden og generelt accepteret kosmologisk model. Hun har også konkurrenter forskellige aldre, men ingen tager længere Hoyles teori seriøst. Selv opdagelsen (i 1999) af at accelerere udvidelsen af ​​galakser, hvis mulighed både Hoyle og Bondi og Gold skrev om, hjalp hende ikke. Hendes tid er uigenkaldeligt forbi.