Astronomija

Ar galime pamatyti, kaip įvyksta Didysis sprogimas, jei žvelgiame pakankamai toli?

Ar galime pamatyti, kaip įvyksta Didysis sprogimas, jei žvelgiame pakankamai toli?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Stebima visata nuolat plečiasi, kai mus pasiekia daugiau šviesos iš Didžiojo sprogimo. Ši šviesa keliauja milijardus metų, todėl mes žvelgiame į visatą, kokia ji buvo prieš kelis milijardus metų. Tai sakant, ar būtų galima pažvelgti į Didįjį sprogimą veikiant žvelgiant giliai į visatą?


Nr. Toliausiai galime pamatyti kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę (CMB). Anksti (po didžiojo sprogimo) materija buvo visiškai jonizuota ir elektronai dažnai sąveikauja su fotonais. Tai turi dvi pasekmes. Pirma, spinduliavimas buvo juodojo kūno spinduliavimas toje pačioje temperatūroje kaip ir medžiaga. Antra, visata buvo nepermatoma, t. Y. Fotonai negalėjo keliauti labai toli. Dėl sprogstančios visatos plėtimosi temperatūra visą laiką mažėjo, kol galiausiai susidarė atomai. Tai vadinama pakartotinio derinimo epocha, nors „re“ neturi prasmės. Tuo metu visata tapo staiga skaidri ir mes galime pamatyti didžiausią spinduliuotę nuo to laiko. Ypač radiacinis laukas iš rekombinacijos epochos buvo pakeistas ir mums atrodo kaip CMB.

Redaguoti Atsakyti į komentarų spėliones, kas būtų, jei visata nebūtų matoma. Na, viskas, ką mes sugebėtume, yra tai, kad kai kurie (beveik) izotropiniai spinduliuotės laukai skleidžiami labai anksti (ir dėl didelio kosminio išsiplėtimo nuo didžiojo sprogimo pasikeičia raudonai). CMB yra būtent toks, bet išleidžiamas raudonu poslinkiu $ z sim $ 1000 (pakartotinio derinimo epocha), o ne didesniu $ z $.


Iš kur mes žinome, kad Didysis sprogimas iš tikrųjų įvyko?

Žmonės kalba apie Visatą pradedant Didžiuoju sprogimu, bet kaip mes galėtume ką nors žinoti apie įvykį, įvykusį prieš milijardus metų - dar nesusiformavus mūsų planetai?

Net jei visatos gimimas įvyko per smarkiausią išsiplėtimą, ar gali būti, kad Didžiojo sprogimo įrodymai vis dar skamba ir šiandien?

Tokia buvo to išsiplėtimo jėga, kad galbūt yra įrodymų apie tą milžinišką energiją, kurią vis dar galime aptikti.

Kadangi šviesai prireikia milijonų metų, norint nuvažiuoti didžiulius Visatos atstumus, žvilgsnis į kosmosą yra tarsi žvilgsnis į praeitį. Ar tai galėtų mums pasakyti, kokia visata buvo iškart po Didžiojo sprogimo?

Stebėdami, kaip galaktikos tolsta nuo mūsų, galbūt pavyks išsiaiškinti, iš kur jos atsirado. Ar tai galėtų mums pasakyti, kad viskas prasidėjo nuo vieno taško? Taigi ar įmanoma sužinoti, ar iš tikrųjų įvyko Didysis sprogimas?


Tamsioji materija ir didysis sprogimas

Chrisas - Šį vakarą prie mūsų prisijungė Gerry Gilmore, kuris yra Kembridžo universiteto Astronomijos instituto direktoriaus pavaduotojas. Sveiki, Gerry! Ačiū, kad užėjote.

Chrisas - Turiu pasisveikinti su visais, kurie klausosi Europos radijo, REM FM. Tai reiškia, kad viena iš mūsų transliuojamų vietų yra Kanarų salos ir tai vieta, kur atliekate daug savo stebėjimų, nes ten turite teleskopų.

Gerry - Taip, taip. JK plius Ispanija ir įvairios kitos šalys Kanarų salų viršuje turi tikrai dideles observatorijas. Jie gražios sausos saulėtos vietos.

Chrisas - Dabar Gerry, akivaizdu, kad domitės kosmoso mokslu, bet ar galime atsukti laikrodį maždaug prieš 14 milijardų metų į tą laiką, kai Visata dar tik prasidėjo. Ar galite tiesiog mus orientuoti? Koks buvo didelis sprogimas? Mes visi apie tai kalbame, bet kas iš tikrųjų buvo?

Gerry - Tikra prasme tai buvo pradžia. Neįmanoma pasakyti, kas buvo anksčiau, nes iki pat pradžių nieko nebuvo. Šiuo metu mes suprantame sąvokas, kad žmogus neturi nieko. Ir niekas nėra panašus į skaičių nulis. Galite galvoti, kad skaičius nulis yra visų skaičių apačioje, ir jūs skaičiuojate vieną, du, tris, kiek jūs einate. Bet jis taip pat yra visų neigiamų skaičių viršuje, atėmus vieną, atėmus du, atėmus tris ir pan. Taigi nieko neturėjimas ir nulis nėra tas pats, kas nieko neturėti. Kai turite tik vakuumą, tiesiog energiją, iš tikrųjų turite šią įtemptą pusiausvyrą tarp visų teigiamų ir neigiamų pusių. Retkarčiais, kai įtampa traukia prieš save, kažkur ar kitur atsiranda nedidelis disbalansas. Ir vienas iš tų mažų disbalansų, kurie atsitinka atsitiktinai, kai jis pakankamai išbalansuojamas, kažką sukelia. Ir tas kažkas tampa visata. Ir tas kažkas sukuria erdvę, ir tai sukuria laiką. Taigi visata, erdvė ir laikas tiesiog išplaukia iš nieko tiesiog.

Chrisas - Ar žmonės vienu metu nesakė, kad kosmoso studijos yra antireligija? Jie bandė teigti, kad taip bandoma išraudoti Dievo ir Kūrinijos pastangas. Aš tai sakau tik todėl, kad Gilianas iš Wilburtono pasakė: „Ar yra koks nors būdas susieti didįjį sprogimą su Dievu ir Religija? Ar galėtume pasakyti, kad tai galbūt Kūrimo akimirka?“ Nes mes galime pažodžiui skirti laiką, kai įvyko Didysis sprogimas, ar ne?

Gerry - Taip, laikas, kurį mes iš tikrųjų žinome gana tiksliai. Mes galime tai išmatuoti vis tiksliau, kai eksperimentai gerėja. Taigi, taip, mes beveik tiksliai žinome, kada visata atsirado pirmą kartą. Reikia šiek tiek atsargiai vadinti tą Kūrimą, žodis „Kūryba“ fizikoje vartojamas šiek tiek kitaip nei kai kuriuose kituose dalykuose, ir tai, ar jis susijęs su priežastimi, ar ne, žinoma, yra vienas iš didelių klausimų. fizikos. Ir tai yra esminis skirtumas tarp fizikos visatos paaiškinimo ir religinio visatos paaiškinimo.

Chrisas - Dabar, kai sakote, kad tiksliai žinote, kada tai įvyko, iš kur mes žinome, kada tiksliai įvyko didžiulis sprogimas? Kaip mes galime tam skirti laiko tašką?

Gerry - Na, tai, ką mes matome šiandien, yra visatos plėtimasis, ji vis didėja ir didėja. Taigi mes galime tiesiog tiesiogiai išmatuoti tą išsiplėtimo greitį, tiesą sakant, galime jį tiesiogiai išmatuoti iki pat tų laikų, kai visatai buvo tik apie 270 000 metų. Iki tol turime gana tikslius matavimus. Tada labai lengva ekstrapoliuoti paskutinį truputį, paskutinį ketvirtį milijono metų, ir iš to mes galime tiesiogiai įvertinti. Dabar tai yra todėl, kad astronomijoje yra ypatingas dalykas, ji visiškai nepanaši į biologiją ar bet kurią kitą temą. Kai žiūrime į Visatą, nes šviesa sklinda ribotu greičiu, tai, ką iš tikrųjų darome, žvelgiame į praeitį. Taigi, žiūrėdamas į saulę, matai saulę tokią, kokia ji buvo prieš septynias ar aštuonias minutes, ar koks bebūtų skaičius. Pažvelgus į šviesmečių atstumu esančias žvaigždes, mes jas matome tokias, kokios buvo prieš daugelį metų. Pažvelgę ​​į ankstyviausias galaktikas, mes jas matome tokias, kokios jos buvo prieš 10, 12 milijardų metų. Taigi šviesa juos paliko, tai tarsi vaizdo vaizdas, ateinantis per kosmosą link mūsų, kurį mes ką tik matome šiandien. Taigi tikrąja prasme mes nežinome, kokie tie dalykai yra dabar. Bet mes tiksliai žinome, kokie jie buvo prieš 12 ar 13 milijardų metų. Taigi mums labai lengva išmatuoti praeitį. Apie tai jums dabar pasakyti yra nepaprastai sunku.

Chrisas - Taigi kaip žinoti, kad visata plečiasi? Ką žiūrite, kad gautumėte tuos įkalčius?

Gerry - viskas, ką jums reikia padaryti, tai išmatuoti atstumą, o atstumas, žinoma, yra sunkus, tačiau yra keletas objektų, kurių ryškumas yra žinomas. Taigi mes jas vadiname standartinėmis žvakėmis. Jie yra tam tikri žvaigždžių ar sprogstančių žvaigždžių tipai, galaktikų tipai ar bet kas kitas. Kai pamatysite ką nors, kas iš tikrųjų yra ryšku, ir pamatuosite, koks ryškus jums atrodo, galite labai lengvai išsiaiškinti, kaip toli jis yra. Tai tik senasis atvirkštinio kvadrato įstatymas. Taigi kosmologija yra būtent tai. Matuojate dalykus, kuriuos žinote, kokie jie iš tikrųjų yra ryškūs, matuojate, kokie ryškūs jie mums atrodo, ir išsiaiškinate, kaip toli jie yra. Ir mes išmatuojame jų doplerio poslinkį. Mes matuojame, kaip greitai jie tolsta nuo mūsų. Eksperimentiškai matome, kad žvelgiant vis toliau, viskas juda vis sparčiau. Ir tai yra plėtimosi apibrėžimas.

Chrisas - Taigi, kas iš tikrųjų skatina plėtrą? Akivaizdu, kad įvyko didelis sprogimas dėl didžiojo sprogimo, tačiau kažkas turi tęstis po 14 milijardų metų, kad šie dalykai būtų nustumti. Kas tai daro?

Gerry - Na, tai iš tikrųjų nėra nereikšmingas klausimas. Visų pirma, visata turėjo pakankamai energijos iš sprogimo. „Bangas“ buvo Fredo Hoyle'o sugalvotas terminas čia, Kembridže. Tai buvo gana menkinantis terminas, bet pasirodo tikslesnis, nei jis suprato. Tai tikrai buvo sprogimas. Ir to sprogimo energija tiesiog išmetė erdvės laiką labai dideliu greičiu. Jis lėtai sulėtėjo pagal savo svorį, kuris jį traukė. Ir tai iš esmės lėtėtų ir lėtėtų.

Chrisas - Taigi ar jis auga šviesos greičiu? Arba greičiau?

Gerry - tai dar šiek tiek nereikšmingas klausimas. Taip, yra atsakymas. Išorinės visatos dalys visada auga šviesos greičiu. Bet ten reikia būti atsargiems, nes egzistuoja dviejų rūšių visata. Viena yra visata, kurią galime pamatyti. Stebima visata, daiktai, apie kuriuos mes žinome. Ir tai neabejotinai auga šviesos greičiu. Tačiau yra ir dar nieko, kas gali būti už mūsų horizonto. Taigi reikia būti šiek tiek atsargiam. Žmonės linkę supainioti šias dvi sąvokas, kaip ir dauguma mano kolegų, kuriuos turiu pasakyti. Ir pats, gana dažnai. Tačiau visata plečiasi. O išorinės jo ribos, bitai, kuriuos galime stebėti, plečiasi šviesos greičiu. Tačiau vietinio kosminio laiko dalis plečiasi daug lėčiau.

Chrisas - kas iš tikrųjų tai stumia? Kas priverčia tai daryti?

Gerry - Tai, ką ji turėtų daryti, tiesiog lėtai lėtėja. Inercija yra visa, kas liko iš sprogimo.

Chrisas - Bet jūs sakėte, kad tai pagreitėja.

Gerry - Taip, taip. Tai nedaro, tai paaiškėjo maždaug prieš 5 metus. Užuomina buvo prieš dešimtmetį, tačiau tai paaiškėjo tik prieš 5 metus. Labai tiksliai tai buvo nustatyta tik maždaug prieš 3 mėnesius. Visata iš tikrųjų greitėja. Mes nežinome, kokia yra fizinė to priežastis. Tai, ką mes žinome, yra procesas. Yra kažkas, kas kartais vadinama tamsiąja energija. Tai ypač nenaudinga etiketė, tai ne daugiau kaip žinomas nežinomas įprasta šio termino prasme. Tačiau yra tam tikra erdvės laiko savybė, kuri veikia kaip spaudimas. Ir tai atstumia patį erdvėlaikį. Taigi tai nėra jėga paprasta šio žodžio prasme, tai tarsi spaudimas.

Chrisas - vis dėlto buvau girdėjęs, kad jei jūs tiesiog paimsite tą lygties pusę, lygtis būtų gana nesubalansuota. Visata turėtų pūsti save į gabalus, kad kažkas veiktų, kad paneigtų tą poveikį, vėlgi kažkas, ko negalime išmatuoti. Juodoji medžiaga. Taigi, kas tai yra?

Gerry - Gerai tamsioji materija tik iš dalies paneigia tą poveikį. Remiantis dabartiniais skaičiais, Visata iš tikrųjų pučiasi. Ir jis toliau pūs save tol, kol galų gale net kažkas panašaus į žemę ar mus išskaidys visatos plėtimasis. Ir jūs galų gale gausite visą visatą, kurioje nėra nieko, išskyrus vieną dalelę. Taigi visata taps labai vieniša vieta. Tai tikrai labai juokinga. Bet tu teisus. Yra labai daug masės, kuri ją sulėtina ir tempia. Tiesą sakant, apie 10 kartų daugiau masės, nei spėtumėte, žiūrėdami tik į visas pasaulio žvaigždes ir galaktikas bei biologus. Ir tai, mes žinome, kad tai materija, bet ji nešviečia, todėl mes ją vadiname tamsiąja materija.

Chrisas - Ar yra koks nors būdas jį rasti? Ar yra koks nors būdas jį lengvai aptikti? Tikėtina, kad ne, arba mes jau būtume tai radę.

Gerry - Ne, iš tikrųjų tai labai lengva aptikti. Materija turi tik vieną pagrindinę savybę, tai yra, kad ji žino apie gravitaciją. Taigi materija sukuria ir reaguoja į gravitaciją. Ir tai yra materijos apibrėžimas. Iš tikrųjų gamtoje yra dar trys jėgos, į kurias reaguoja ir ta medžiaga, iš kurios esame susidarę. Tačiau tamsioji materija neatsako nė į vieną iš tų trijų. Be abejo, tai nereaguoja į elektromagnetinę jėgą, dėl kurios viskas spindi, todėl mes ją vadiname tamsia. Bet tai turi materijos ir mes galime ją pasverti iš tikrųjų. Tai labai lengva rasti.


Besiplečianti Visata

Pasirodo, kad yra dar vienas, neabejotinai paprastesnis paaiškinimas, kurį gerai palaiko daugelis kitų pastebėjimų. Tai, kad visa visata plečiasi! Kaip paaiškinsiu žemiau, ši plėtra reiškia ne tik tai, kad turėtume pamatyti kiekvieną kitą galaktiką tolstant nuo mūsų, bet ir tai, kad stebėtojai kitoje galaktikoje turėtų pamatyti tą patį. Vienodoje besiplečiančioje visatoje kiekvienas stebėtojas mato save išsiplėtimo centre, o visa kita juda į išorę nuo jos.

Šis teiginys yra mūsų dabartinių visatos struktūros ir istorijos teorijų pagrindas. Bendros visatos struktūros tyrimas vadinamas kosmologija. Nuo Hubble'o stebėjimų kosmologijoje dominuojanti teorija vadinama keliais pavadinimais, tačiau dažniausiai žinoma kaip didžiojo sprogimo modelis. (Kaip paaiškinsiu vėliau, šis pavadinimas yra šiek tiek klaidinantis, tačiau dėl jo plačios pritarimo ir toliau jį naudosiu.)

Šiame straipsnyje aprašomas didžiojo sprogimo modelis. II skyriuje aprašoma, ką reiškia pasakyti, kad visata plečiasi, o vėlesniuose skyriuose nagrinėjami keli klausimai, kurie dažniausiai kyla dėl modelio.

III skyriuje aptariu, ar visata yra begalinė, ar baigtinė. Nors dar nežinome atsakymo į šį klausimą, bendroji Einšteino reliatyvumo teorija prognozuoja, kad baigtinėse visatose yra didesnis medžiagos tankis nei begalinėse, taigi, matuodami visatos tankį, iš esmės galėtume nustatyti . Aš paaiškinsiu, kodėl šis metodas dar neveikė. Baigiu šią dalį aprašydamas, ką reikštų, kad visata būtų begalinė ar baigtinė.

IV skyriuje kalbu apie visatos kilmę ir istoriją. Visatai plečiantis ir galaktikoms judant viena nuo kitos, vidutinis tankis mažėja. Jei ekstrapoliuojame plėtrą atgal, darome išvadą, kad maždaug prieš 14 milijardų metų buvo laikas, kai tankis buvo beveik begalinis. Šiame skyriuje trumpai aprašau visatos istoriją nuo to laiko iki šių dienų.

V skyriuje tęsiu istoriją, aprašydama tai, kas reliatyvumo teorijoje numatoma, kad ateityje nutiks visata. Dvi galimybės yra tai, kad visata ir toliau plėsis amžinai arba kad ji ilgainiui sulėtės ir pradės susitraukti. Kuris iš jų įvyks, priklauso nuo energijos tankio visatoje ir nuo to, kokia tai energijos rūšis. Aš aprašau šias sąlygas ir baigiu aprašydamas šiuos du scenarijus.

Po šio dokumento pateikiama daugybė išnašų, kuriose aptariami kiti klausimai, įskaitant didžiojo sprogimo modelio įrodymus, galimas su juo susijusias problemas ir siūlomus sprendimus. Nebūtina perskaityti išnašų, kad suprastumėte likusį darbą.

II: Besiplečianti Visata: apžvalga

Pagalvokite apie visatą kaip apie ištemptą guminį lakštą. (Jei jums patinka vizualizacija trimis aspektais, galite įsivaizduoti, kad vietoj jos plinta razinų pyragas, bet iliustracijai pasiliksiu prie dviejų dimensijų dėklo.) Dabar įsivaizduokite, kad įvairiuose galaktikų taškuose yra gumoje įstrigę nykščiai. . (Razinų pyrago analogijoje tai būtų razinos.) Kai guma (visata) yra ištempta (plečiasi), nykštys (galaktikos) tolsta toliau. Atkreipkite dėmesį, kad dar nieko nepasakiau apie tai, koks didelis guminis lakštas. Nes mes visi žinome, kad tai gali būti begalybė. (Šis punktas bus nagrinėjamas vėlesniame skyriuje.) Aš turiu omenyje, kai kalbu apie išsiplėtimą, kad guma yra ištempiama, todėl padidėja atstumai tarp nykščių.

Norėdami pamatyti, kaip ši plėtra turėtų mums atrodyti, įsivaizduokite stebėtoją, sėdintį ant vieno iš nykščių. Šis stebėtojas įsivaizduoja save esant ramybės būsenoje ir matuoja visus judesius, palyginti su jo nykščiu (galaktika). Kadangi atstumas tarp bet kurių dviejų nykščių didėja, jam pasirodys, kad visi kiti tolsta nuo jo. Kaip greitai judės kitas nykštys? Tai iš dalies priklauso nuo to, kaip greitai ištemptas guminis lakštas, t.y., kaip greitai visata plečiasi. Be to, kitų nykščių matomas greitis taip pat priklauso nuo jų padėties stebėtojo atžvilgiu. Atrodys, kad netoliese esantys nykščiai tolsta labai lėtai, o tolimi - daug greičiau. Tarkime, kodėl taip yra, tarkime, kad guminis lakštas padvigubėja per vieną sekundę.

Vienos pėdos atstumu nuo jūsų prasidėjęs nykštys yra už dviejų pėdų, o tai reiškia, kad jis pajudėjo koja. Matomas jo greitis yra 1 pėda per sekundę. Tuo pačiu metu už trijų pėdų prasidėjęs nykštys taip pat baigiasi dvigubai toliau (šešios pėdos), tačiau tai reiškia, kad atrodo, kad jis tris kartus viršijo pirmojo nykščio greitį (trys pėdos per sekundę). Kalbant apie besiplečiančią visatą, tai reiškia, kad ne tik kiekviena galaktika, atrodo, tolsta nuo mūsų, bet ir greitis, kuriuo ji tai daro, bus tiesiogiai proporcinga jos atstumui nuo mūsų. Galaktikos, kuri yra už keturių milijonų šviesmečių, matomas greitis bus dvigubai didesnis nei tos, kuri yra už dviejų milijonų šviesmečių.

Būtent šį modelį pastebėjo Hablas. Jis ne tik pamatė, kad visos tolimos galaktikos tolsta nuo mūsų, o tolimesnės - greičiau, bet jis nustatė, kad greitis, kuriuo jie atsitraukė nuo mūsų, buvo proporcingas jų atstumui nuo mūsų. Trumpai tariant, jo pastebėjimai tiksliai atitiko tai, ką mes ką tik numatėme besiplečiančiai visatai. Šis proporcingumas yra žinomas kaip Hablo dėsnis. 1

Problema kyla, kai svarstome besiplečiančią visatą. Tarkime, kad visatoje viskas padvigubėjo. Atstumai tarp galaktikų padvigubėtų, Žemės dydis padvigubėtų, visų mūsų metrinių lazdelių dydis padvigubėtų ir t. Stebėtojui (kuris taip pat bus padvigubėjęs) atrodytų, tarsi nieko nebūtų nutikę. Taigi ką turime omenyje sakydami, kad visata plečiasi?

Tiesą sakant, ne viskas auga plečiantis visatai. Guminio lakšto pavyzdyje atstumas tarp nykščių vis didėja, tačiau patys nykštys išlieka to paties dydžio. Panašiai, nors tolimosios galaktikos išsiplėtusios atitraukia viena nuo kitos, mažesnius objektus, pavyzdžiui, skaitiklio lazdeles, žmones ir pačias galaktikas, kartu laiko jėgos, trukdančios joms plėstis. Taigi tikimės, kad po milijardų metų galaktikos vis tiek bus maždaug tokio pat dydžio, kaip ir šiandien, tačiau atstumai tarp jų vidutiniškai bus didesni.

III: begalinis arba baigtinis

Manome, kad visatą valdo Einšteino bendrojo reliatyvumo teorija, kuri, be kita ko, nagrinėja tokius dalykus kaip bendra visatos struktūra. 1920-ųjų pradžioje Aleksandras Friedmannas parodė, kad naudojant dvi prielaidas (kurias aptarsiu toliau), bendrosios reliatyvumo lygtys gali būti išspręstos, siekiant parodyti, kad baigtinės visatos materijos ir energijos tankis turi būti didesnis nei begalinėje visatoje. 2 & nbsp Yra tam tikras kritinis tankis, kuris lemia bendrą visatos struktūrą. Jei visatos tankis yra mažesnis už šią vertę, visata turi būti begalinė, o didesnis tankis rodytų baigtinę visatą. Šie du atvejai atitinkamai vadinami atvira ir uždara visata. 3

Kritinis tankis yra apie 10–29 g / cm 3, tai atitinka maždaug penkis vandenilio atomus kubiniame metre. 4 & nbsp Tai gali atrodyti nedaug, palyginus vandens tankis yra maždaug 1 g / cm 3 arba apie 500 milijardų milijardų milijardų milijardų vandenilio atomų kubiniame metre. Tačiau mes gyvename labai tankioje visatos dalyje. Didžiąją visatos dalį sudaro tarpgalaktinė erdvė, kuriai tikėtinas toks mažas tankis kaip kritinis tankis.

Be pačios reliatyvumo teorijos, kitos Friedmanno prielaidos, gavus jo rezultatus, buvo ta, kad visata visur buvo vienoda („homogeniškumas“) ir visomis kryptimis atrodo vienoda („izotropija“). Žinoma, iš tikrųjų visata nėra vienoda visur. Jau minėjau, kad Žemė yra daug tankesnė nei kosmosas. Tačiau jei pamatuosiu vidutinį mūsų galaktikos tankį, jis bus maždaug toks pat, kaip vidutinis tankis kitose panašiose galaktikose, o galaktikų skaičius tūrio vienete turėtų būti maždaug vienodas visatos visatoje. Kai vidutiniškai vertinate pakankamai didelius regionus, atrodo, kad šios prielaidos atitinka mūsų pastebėjimus. Atskiros galaktikos skiriasi viena nuo kitos savo specifinėmis savybėmis, tačiau vidutiniškai neatrodo, kad jų savybės keičiasi iš vieno dangaus regiono į kitą. Nepaisant to, homogeniškumo ir izotropijos idėjos vis dar yra prielaidos. Mes tikriausiai galime pamatyti tik mažytę visatos dalį ir negarantuojame, kad dalys, kurių nematome, atrodo panašios į tas, kurias galime pamatyti. Didžiojo sprogimo modelyje daroma prielaida, kad šios savybės išlieka visoje visatoje, ir mes toliau naudosime šią prielaidą likusiame šio straipsnio straipsnyje. (Mano tolesniame dokumente „Anapus didžiojo sprogimo: infliacija ir labai ankstyvoji visata“ pateikiama trumpa diskusija apie galimybę, kad visata nėra vienalytė didesnėse skalėse, nei galime pamatyti.)

Taigi mes turėtume sugebėti atsakyti į klausimą, ar visata yra begalinė ar baigtinė, matuodami visko aplinkui tankį ir matydami, ar ji yra didesnė, ar žemesnė už kritinę vertę. Iš esmės tai yra tiesa, o vidutinio visatos tankio matavimas yra aktyvi tyrimų sritis. Problema ta, kad išmatuotas tankis pasirodo labai artimas kritiniam tankiui. Infliacijos teorija, geriausia teorija apie tai, kas įvyko per sekundę po didžiojo sprogimo, prognozuoja, kad tikrasis visatos tankis greičiausiai bus toks arti kritinio tankio, kad niekada negalėsime įvertinti, ar jis yra aukščiau arba žemiau. Kitas būdas pasakyti, kad jei visata yra baigtinė, ji tikriausiai yra daug didesnė už jos dalį, kurią galime pastebėti, kad ji mums visada gali atrodyti begalinė.

Apibendrinant galima pasakyti, kad viena iš standartinio didžiojo sprogimo modelio prielaidų yra ta, kad visata yra daugmaž vienalytė ir visur vienoda. Kiek matome, tai yra milijardai šviesos metų kiekviena kryptimi, ši prielaida atrodo teisinga. Pagal šią prielaidą bendrasis reliatyvumas sako, kad ar visata yra begalinė, ar baigtinė, priklauso nuo jos tankio. Visatos tankio matavimai rodo, kad jis yra toks artimas kritiniam tankiui, kad negalime pasakyti, ar jis yra aukščiau, ar žemiau.

Atsižvelgdamas į mūsų netikrumą dėl šio klausimo, pasakysiu keletą dalykų apie tai, ką reikštų, jei visata yra begalinė ar baigtinė, ir kaip šios dvi galimybės susijusios su visatos plėtimosi idėja.

Begalinę visatą tam tikrais būdais yra lengviau įsivaizduoti nei baigtinę. Kadangi visata turėtų būti viskas, kas egzistuoja, atrodo intuityviai, kad ji turėtų tęstis amžinai. Žinoma, begalinės visatos neįmanoma pavaizduoti, tačiau galime suprasti, ką tai reiškia, sakydami, kad nesvarbu, kiek toli eisite, visada bus daugiau erdvės ir galaktikų. Vis dėlto sunku suderinti šį vaizdą su mintimi, kad visata plečiasi. Jei jis jau begalinis, kaip jis gali išsiplėsti?

Norėdami sužinoti, kaip tai atsiminti, išsiplėtę mes turime omenyje, kad atstumas tarp galaktikų didėja. Tarkime, šiuo metu galaktika yra maždaug kas milijoną šviesos metų. Po pakankamai ilgo laiko šis begalinis galaktikų tinklelis išsiplės taip, kad galaktika yra kas du milijonai šviesos metų. Bendras visatos dydis nepakito ir vis dar yra begalinis & # 151, bet kosmoso, kuriame yra bet kuri galaktikų grupė, tūris išaugo, nes dabar galaktikų skirtumas yra didesnis. 5

O baigtinė visata? Ši frazė skamba kaip prieštaravimas, nes jei visata kažkur baigsis, mes natūraliai norėtume žinoti, kas buvo anapus jos, o kadangi visata apima viską, tai, kas yra anapus to krašto, vis tiek reikėtų vadinti visatos dalimi. Šis paradoksas yra tas, kad net jei visata yra ribota, ji vis tiek neturi krašto. Jei einu viena kryptimi ir nusprendžiu tęsti tol, kol rasiu visatos pabaigą, galų gale atsiduriu ten, kur pradėjau. Ribota visata yra periodinė, o tai reiškia, kad jei jūs einate pakankamai toli bet kuria kryptimi, grįžtate ten, kur pradėjote.

Bandymas pavaizduoti uždarą (baigtinę) visatą tam tikrais atžvilgiais yra net sunkesnis nei bandymas vaizduoti atvirą (begalinę) visatą, nes ją lengva suklaidinti. Pavyzdžiui, žmonės dažnai lygina dvimatę uždarą visatą su baliono paviršiumi. Ši analogija yra naudinga, nes toks paviršius turi savybę būti periodiškas visomis kryptimis, ir lengva įsivaizduoti tokios visatos išsiplėtimą įsivaizduojant, kad balionas yra susprogdintas. Tiesą sakant, ši analogija yra panaši į gumos lakštų analogiją, kurią naudojau anksčiau, išskyrus tai, kad dabar lapas buvo suvyniotas, kad susidarytų rutulys. Problema ta, kad ši nuotrauka iš karto kelia klausimą, kas yra baliono viduje.

Šis klausimas kyla dėl to, kad analogiją vertiname pažodžiui. Niekas bendro reliatyvumo nesako, kad dvimatė uždara visata turėtų egzistuoti kaip sfera trimatės erdvės viduje, teorija tik teigia, kad tokia visata turėtų tam tikrų savybių (pvz., Periodiškumo), panašių į tokią sferą. Dėl šios priežasties manau, kad naudinga nepamiršti baliono kaip patogios analogijos, tačiau galų gale geriausia galvoti apie uždarą visatą kaip apie trimatę erdvę, turinčią keistą savybę, kad daiktai, kurie pereina į dešinę, galiausiai sugrįžta vėl iš kairės.

Ką reiškia plėtra uždaroje visatoje? Kadangi ši visata turi ribotą dydį, prasminga kalbėti apie to dydžio didėjimą. Dar kartą tarkime, kad dabar galaktika yra kas milijoną šviesos metų. Tarkime, kad jei eisiu tiesiai, aš nukeliausiu 100 milijardų šviesmečių, kol grįšiu ten, kur pradėjau, aplenkdamas apie 100 000 galaktikų. Jei tą pačią kelionę atliksiu po milijardų metų, galaktikų skaičius nepasikeis, bet atstumai tarp jų padvigubės, todėl bendras atstumas pirmyn ir atgal dabar bus 200 milijardų šviesmečių. 6

IV: Didysis sprogimas ir # 38 Visatos istorija

Atsižvelgiant į tai, kad visata auga, neišvengiamai kyla klausimas, ar plėtra prasidėjo kažkuriuo praeities momentu. Mūsų dabartinės teorijos teigia, kad plėtra turėjo pradžią. Šiame skyriuje aptariama, kodėl mes tuo tikime ir ką reiškia net sakyti. Jame taip pat pateikiamas trumpas Visatos istorijos nuo tos pradžios iki šių dienų aprašymas.

Didysis sprogimas

Šitaip apibrėžęs didžiojo sprogimo momentą & # 151kartą, kai visi atstumai tarp objektų buvo lygūs nuliui & # 151, apie tą laiką nekalbėsiu. Begalinio tankio taškas, fizikoje žinomas kaip „singuliarumas“, neturi prasmės. Be to, dabartinės mūsų teorijos neprognozuoja, kad toks momentas įvyko praeityje. Geriausios mūsų fizinės teorijos, įskaitant bendrą reliatyvumą ir kvantinę mechaniką, nustoja veikti, kai bandome apibūdinti beveik be galo tankią materiją. Tas žodis „beveik“ yra svarbus. Teorijos nėra tiesiog sugedusios didžiojo sprogimo singuliarumo momentu, jos greičiau suskaidomos, kai tankis turi tam tikrą vertę, vadinamą Plancko tankiu.

Planko tankis, kuris yra didžiausias tankis, kurį galime tikėtis apibūdinti savo dabartine fizika, yra didesnis nei 10 93 g / cm 3, o tai atitinka maždaug 100 milijardų galaktikų, išspaustų į atomo branduolio dydžio erdvę. Galime įsivaizduoti, kad šis mūsų teorijų apribojimas praktiškai bet kokiai programai yra visiškai nereikšmingas, tačiau tai reiškia, kad negalime apibūdinti visatos iškart po didžiojo sprogimo. Galime tik pasakyti, kad dabartinis mūsų visatos modelis prasideda tada, kai tankis buvo kažkur žemiau Plancko tankio, ir praktiškai nieko negalime pasakyti apie tai, kokia visata buvo prieš tai. Todėl savo pradine būkle laikome visatą, esančią Plancko tankyje arba žemiau jo, ir bet kokie klausimai apie patį didžiojo sprogimo momentą nėra svarstomi.

Ar tai susidorojimas? Taip tikrai yra. Fizikai neatsisakė supratimo, kas nutiko anksčiau, tačiau pripažįstame, kad šiuo metu neturime teorijos, kaip tai apibūdinti. Daugelis žmonių kuria tokią teoriją, tačiau kol tai neįvyks, mums beliks pradėti aprašyti visatą, kai tankis buvo didelis, bet vis dar ribotas.

Kai mes sau pritaikysime šį apribojimą, mūsų visatos paveikslas vienodai gerai tinka begalinei ar baigtinei visatai. Jei visata yra ribota, tada ji galėjo būti labai maža tuo metu, kai tankis buvo Plancko lygyje. Jei visata yra begalinė, tuomet ji taip pat buvo begalinė. Tankis buvo didžiulis, o atstumai tarp dalelių išnyko mažai, tačiau ta tanki dalelių masė tęsėsi amžinai.

Visatos istorija

Tuo metu, kai materijos tankis buvo lygus Plancko tankiui, Visata susidarė iš karštos elementariųjų dalelių sriubos. Kai sakau, kad ši terpė buvo karšta, tai reiškia, kad dalelės vidutiniškai turėjo labai didelę energiją. Mes nežinome, kokios dalelės tuo metu egzistavo, nes laboratorijoje negalime atkurti tokio didelio tankio ir temperatūros. Visatai išsiplėtus, šio mišinio tankis ir temperatūra sumažėjo ir maždaug per sekundę visata būtų praretėjusi ir atvėsusi maždaug iki didžiausio tankio ir temperatūros, kurią galime sukurti dirbtinai. Tuo metu jau buvo visos pagrindinės fizikams žinomos dalelės, tokios kaip kvarkai, elektronai ir fotonai. Šiandien šios dalelės dažniausiai yra sujungiamos į didesnius vienetus, tokius kaip atomai, molekulės, pingvinai ir pan., Tačiau esant labai aukštai ankstyvosios visatos temperatūrai, jos liko atskiros. Jei kelios dalelės būtų sujungtos į sudėtingesnę struktūrą, pvz., Atomą, susidūrus su visur skriejančiomis aukštos energijos dalelėmis, jos būtų iškart suplėšytos.

Maždaug po vienos sekundės kvarkai sujungiami į protonus ir neutronus. Po kelių minučių protonai ir neutronai sujungiami į atomo branduolius procese, vadinamame nukleosinteze. Hundreds of thousands of years later these protons and neutrons combined with electrons to form atoms. This last process is called recombination (despite the fact that particles had presumably never been bound into atoms before).

In the period of recombination the universe was still almost perfectly homogeneous, meaning that the density was the same everywhere. While the density still is the same everywhere when averaged over huge regions of space, it certainly varies locally. The density of the Earth is vastly larger than the density of interstellar space, which is in turn much greater than the density of intergalactic space. In contrast, the difference in density between the most and least dense regions at the time of recombination was about one part in 100,000. Between then and now the clumping of matter into galaxies, stars, etc. took place.

The mechanism by which this clumping occurred is fairly simple, although its details continue to be studied and debated. At the time of recombination the universe consisted of a nearly uniform hot gas with regions very slightly denser than the average and others very slightly less dense. If the density had been exactly the same everywhere then it would have always stayed that way. However, a region slightly denser than the surrounding gas would have a stronger gravitational attraction, and mass would tend to flow into it. This process would make this region even denser, causing it to attract matter even more strongly. In this way the almost uniformly dense universe gradually became less and less uniform, resulting in the dense clumps of matter we see around us now. On a fairly large scale these clumps make up galaxies, and matter that clumped on a smaller scale makes up the stars inside those galaxies. A very small portion formed into smaller objects orbiting around those stars and a small portion of that matter formed into people reading physics papers on the Internet.

V: The End (?) of the Universe

Our view of the future of the universe has changed in the last few decades. The next paragraph is what I wrote when I originally put this paper out in 2000. I've kept it so you can see how much has changed since then. After that I give a more up-to-date description.

So what does this imply about the future of the universe? If most of the gravity in the universe is repulsive then the galaxies will never stop and come back together, regardless of their density. In other words, the idea that a closed universe recollapses and an open one expands forever is only true for a universe dominated by ordinary matter. A universe dominated by dark energy should keep expanding forever. There is an important caveat, however, which is related to the fact that we still don't know what dark energy is. If it someday decays and turns into ordinary matter then the fate of the universe will once again depend on whether it is closed (finite) or open (infinite). In sum, if the universe remains dominated by dark energy forever then it will never stop expanding. If it is open and someday becomes dominated by matter then it will also never stop expanding. But if it is closed and someday becomes dominated by matter, then it will eventually recollapse. So what would each of those scenarios look like?

If the universe expands forever, the clusters of galaxies in it will move farther and farther apart. Eventually each galaxy cluster will be alone in a vast empty space. The stars will burn out their fuel and collapse, leaving nothing but cold rocks behind. Eventually these will disintegrate as well. This whole process will take an unimaginably long time but it will occur eventually, and the universe will thereafter consist of nothing but loosely spread out elementary particles. All of the energy in the universe will then be distributed in a more or less uniform way at some extremely low temperature, and as the universe continues to expand this temperature will fall and the universe will become ever more empty and cold. This scenario is sometimes referred to as the heat death of the universe.

On the other hand, if dark energy decays and the universe has a high enough density, then the galaxies will eventually start moving back towards each other. Once they are close enough together all galaxies and stars will collapse, until at some point the universe will once again consist of nothing but densely packed, highly energetic particles. Eventually all matter will be compressed to the Planck density, the density at which our current theories fail. Lacking a theory for such densities, we cannot predict what will happen then. One possibility is that the universe will bounce back—indeed, perhaps it has been in a cycle of expanding and contracting forever. Then again perhaps the universe will simply annihilate itself and cease to exist. Determining which of these possibilities would occur will require the development of a theory of physics at extremely high densities.

More than any other time in history, mankind faces a crossroads. One path leads to despair and utter hopelessness. The other, to total extinction. Let us pray we have the wisdom to choose correctly.

-Woody Allen

Endnote I: The Evolution of the Critical Density

Endnote II: Evidence for the Big Bang Model

The steady-state models were dealt their death blow with the second great piece of observational evidence for the big bang model, namely, the discovery of the microwave radiation left over from the early universe. Prior to recombination, the universe consisted of a uniform hot mixture of particles. Such a mixture emits a recognizable spectrum of radiation that, if emitted then, should still be around today. Moreover, since that mixture filled the entire universe, that radiation should have been emitted everywhere in all directions, and should thus fill all of space. In 1964 Arno Penzias and Robert Wilson discovered microwaves coming from all directions in the sky, with exactly the spectrum predicted by the theory. (The spectrum of radiation is a description of the intensity of the radiation at different frequencies.) Almost immediately after this discovery, the steady state theories were abandoned and big bang cosmology became nearly universally accepted. 10

Another prediction of the big bang model concerns the relative abundances of certain light elements. According to the model, the universe started with only elementary particles that eventually formed into atomic nuclei. A hydrogen nucleus is simply a single proton, so hydrogen was the first atomic nucleus to appear . Some of the protons eventually combined with other protons and/or neutrons to form other light elements such as deuterium, helium, and lithium. The laws governing nuclear physics are fairly well understood, so physicists have been able to work out the proportions of these different elements that should have been produced. Those proportions closely match what we observe in the universe today.

Endnote III: Problems and Lingering Questions

The success of the big bang model required the assumption that the universe was almost exactly homogeneous (the same everywhere) at early times. If the universe had been slightly less homogeneous initially, it would look very different now, whereas if it had been perfectly homogeneous then structures such as galaxies could never have formed. Another necessary assumption is that the expansion began simultaneously throughout a very large and possibly infinite universe.

The big bang model also requires the density of matter in the early universe to have been extremely close to the critical density. If it had been too high, the universe would have recollapsed before any structure had time to form, while if it had started out too low galaxies could not have formed. I noted in endnote I that over time the universe tends to move away from the critical density. It turns out that if the universe had initially been above or below the critical density by more than one part in 10 55 , life as we know it could not have arisen!

These objections, while they make the theory seem strange, can be dismissed by saying that the universe just happened to start that way. Since the big bang model says nothing about how the universe got here in the first place, we have to assume some initial conditions. We are free to assume that for whatever reason the universe started out in exactly the way it had to in order to produce galaxies, stars, and ultimately you.

There is, however, another class of problems with the big bang model that cannot be explained away so easily. These problems have to do with exotic objects that should have been formed when the universe was extremely hot and dense. Our current theories predict that many different kinds of particles would have been created at those temperatures that could not be created today. Some of them would have decayed by now into normal matter and thus we would not expect to see them now, but others—called relic particles— would be expected to be stable enough to still be present in large quantities and easily detectable. These particles—which I won't describe in detail—include magnetic monopoles, gravitinos, axions, and even stranger beasts such as hedgehogs, cosmic strings, and domain walls. (The last two aren't particles but large objects, but the basic idea is the same.) The fact that we don't see any of them now cannot be explained by the standard big bang model. Moreover, some of these particles, if they had been around at the time of nucleosynthesis, would spoil our successful predictions of the relative abundances of light elements (see endnote II).

Physicists have tried for decades to formulate theories that could eliminate both the questionable assumptions and the problematic particles associated with the standard big bang model. Currently the only plausible candidate is a theory called inflationary cosmology, which is widely accepted by most cosmologists to be a necessary modification of the big bang model. This theory says that there was a period of very rapid expansion in the first fraction of a second after the big bang, or more precisely, after the density fell below the Planck level. The theory of inflation is described in my paper Beyond the Big Bang: Inflation and the Very Early Universe. Here I will simply note that this rapid expansion period would have caused the universe to become almost perfectly homogeneous and almost exactly at the critical density regardless of how it started out. It would also get rid of all unwanted relic particles while still allowing for the creation of the ordinary particles that make up the universe today.

Finally I should mention the last great failing of the big bang model. Even when supplemented by inflation, big bang cosmology cannot explain why the universe is here in the first place. Inflation greatly reduces the number of assumptions you have to make about the origin of the universe. In fact some versions of inflationary cosmology suggest that the universe had no beginning but has existed forever. But whether the universe has existed forever or for only 14 billion years, the question of why it exists at all remains a mystery. Even if we could eventually come up with a set of laws that explained how the universe came into being, as some people are currently trying to do, the mystery of why those laws should exist would remain. That mystery will perhaps remain forever beyond the ability of science to explain.

Išnašos

1. If you know something about the theory of relativity it may occur to you that Hubble's law seems to predict that very distant objects will recede from us faster than light, whereas Einstein's special theory of relativity predicts that nothing can move faster than light. For readers who are familiar with special relativity I can note that an observer in an expanding universe is not in an inertial reference frame, and therefore the laws of special relativity do not apply. They will still be good approximations for measurements of nearby objects, but not for very distant ones. For readers not familiar with special relativity I will simply note that Hubble's law is correct and that the explanation of why this is possible requires more relativity theory than I can explain in this footnote.

2. Actually saying "matter and energy" is redundant, because according to relativity theory matter is just another form of energy, with the amount of energy corresponding to a given mass being given by the famous equation E=mc 2 . So from now on when I say "density of matter" I will be including all other forms of energy, such as electromagnetic radiation.

3. If the density has exactly this critical value then the universe is also infinite, but in this case it is called "flat" rather than "open."

4. Actually the value of the critical density changes with time. For a discussion of this issue see Endnote I

5. This picture of a uniform grid of galaxies is only a rough description. For example, many galaxies clump together in large groups called clusters. These clusters are held together by the mutual gravitational attraction of the galaxies so they don't grow as the universe expands. In such cases it is the distance between clusters of galaxies that grows in the way I've described.

6. The rather fanciful journey I'm suggesting is unrealistic in several ways. First of all I'm assuming that I could travel so quickly that the universe wouldn't grow much while I was making the trip. In fact even a light beam can't travel that fast and nothing can travel faster than a light beam. I also assumed for the purpose of illustration that galaxies wouldn't be created or destroyed in such a long time.

7. I'm being unrealistic when I talk about the distances between galaxies at these early times. Galaxies did not form until many millions of years after the big bang. The very early universe consisted of a dense mass of particles and the expansion of the universe at this time consisted of the distances between these particles increasing.

8. These conclusions about the future of the universe depend on an assumption that the universe is made up of ordinary matter. Recent observations suggest that the universe may instead be largely made up of a poorly understood form of matter that repels rather than attracts—a kind of antigravity. If these observations are confirmed and the universe does contain such matter, then the expansion will continue forever regardless of whether the universe is infinite or finite.

9. Actually this isn't true for nearby galaxies. Having nothing to do with the expansion of the universe, galaxies have their own velocities relative to each other, known as peculiar velocities. For nearby galaxies these peculiar velocities dominate and the galaxies may be moving towards or away from us. For distant galaxies, however, the recession rate due to the expansion of the universe is so great that the peculiar velocity makes no noticeable difference.

10. The discovery of the microwave background radiation by Penzias and Wilson was a remarkable example of serendipity in science. They were doing an unrelated experiment and found that their detectors were picking up a background signal coming from all directions. It wasn't until they discussed this finding with a colleague that they understood the significance of the discovery.


Incredible Technology: How to See the Big Bang

While we may never know all the details of our universe's explosive birth, scientists have been able to piece together quite a bit by studying the ancient light that saturates the cosmos.

The universe burst into existence 13.8 billion years ago in a "Big Bang" that blew space up like a giant balloon. For nearly 400,000 years after that, the universe remained a seething-hot, opaque fog of plasma and energy.

But then, in an epoch known as recombination, the temperature dropped enough to allow the formation of electrically neutral atoms, turning the universe transparent. Photons began to travel freely, and the light we know as the cosmic microwave background (CMB) pervaded the heavens, filled with clues about the first few moments after creation. [Big Bang to Now in 10 Easy Steps]

"As far as we know, that's as far [back] as we can see &mdash we get an image of the universe as it was when it was about 389,000 years old," said John Mather of NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., senior project scientist for the space agency's James Webb Space Telescope, the successor to the Hubble Space Telescope. Mather and George Smoot won the 2006 Nobel Prize in Physics for their work on NASA's Cosmic Background Explorer satellite mission.

"We believe &mdash although it's not 100 percent proven &mdash that spots that we see in the microwave map from when the universe was 389,000 years old were actually imposed on it when [the universe] was sub-microseconds old," Mather told SPACE.com. "There's an interpretive step there, but it's probably right."

Tiny fluctuations in the map

The CMB, which was first detected in 1964, is strikingly uniform. But COBE discovered in 1992 that it's studded with tiny temperature fluctuations. These variations have since been mapped out more precisely by two other space missions, NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the European Planck spacecraft.

The hot and cold areas &mdash which differ from their homogeneous surroundings at a level of just 1 part per 100,000 &mdash signify areas featuring different densities.

"You can imagine a cold spot being a gravitational overdensity it's sitting at the bottom of a shallow gravity well," said Al Kogut of NASA Goddard, who has worked on COBE, WMAP and other efforts to map the CMB. [Gallery: Planck Spacecraft Sees Big Bang Relics]

"Light that's coming to us from the bottom of this gravity well has to climb uphill, so it's losing energy," Kogut told SPACE.com. "So the cold spots in the microwave sky are the places where there's extra matter and energy &mdash extra gravitational potential. The hot spots are the voids."

These density fluctuations were the seeds that eventually gave rise to stars, galaxies and all other structure that we observe in the universe today, scientists say.

Massive inflation

Most researchers think the "bang" portion of the Big Bang came during a dramatic and extremely brief period of inflation, which began about 10 to the minus 36 seconds &mdash one trillionth of a trillionth of a trillionth of a second &mdash after the universe's birth.

During inflation, the theory goes, the universe expanded faster than the speed of light, doubling in size perhaps 100 times or more in just a few tiny fractions of a second. (Einstein's theory of special relativity holds that no information or matter can travel faster than light through space, but this rule does not apply to inflation, which was an expansion of space itself.)

"Inflation theory is the idea of going from spontaneous quantum fluctuations to something of macroscopic size," said WMAP principal investigator Charles Bennett, of Johns Hopkins University in Baltimore, Md. (The WMAP spacecraft, which launched in 2001, stopped gathering data in 2010.)

The precision mapping of the CMB performed by COBE, WMAP and Planck has provided strong support for inflation, helping cement its position as the leading explanation of the universe's first few moments.

"Why the cosmic microwave background temperature is the same at different spots in the sky would be a mystery if it was not for inflation saying, well, our whole sky came from this tiny region," Bennett told SPACE.com. "So the idea of inflation helps answer some of these mysteries, and it explains where these fluctuations came from."

Still, the CMB map has yet to reveal a clear "smoking gun" for inflation, Bennett and Kogut said. But they believe that smoking gun may well be there, just waiting to be discovered.

The signature of gravity waves

According to inflation theory, the dramatic expansion of space in the first few moments after the universe's birth would have generated gravity waves, which in turn produced a type of polarization in the CMB known as "B-modes."

Spotting B-modes would thus put inflation on incredibly firm footing, and reveal more details about the process &mdash including, most likely, the energy levels at which it occurred. (Some scientists think these energies were so great that the laws of physics blended together during the inflation period).

This signature has not been detected in the CMB map yet, but that may simply be because it's so faint, researchers say.

"There are a few groups now out searching for these B-modes," Bennett said. "It's sort of the current Holy Grail of the business here."

Bennett and Kogut are among the scientists in the hunt. Bennett is leading the development of an instrument called the Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS), which is currently under construction and could begin operations in Chile's Atacama Desert sometime next year.

Kogut, for his part, is principal investigator of a balloon-borne detector called PIPER (short for Primordial Inflation Polarization Explorer), which he hopes will make its first flight in 2014 or 2015.

Detecting the B-modes is a tough proposition, since it will likely require spotting a pattern that differs from the background by just a few parts per billion. But Kogut and Bennett both expressed optimism that somebody will find the signal, if it does indeed exist at the level predicted by some of the leading inflation models.

"The sensitivity of the instruments has been making steady progress," Kogut said. "In order to see the inflationary signal, we probably need to improve by another factor of three or four."

"But the sensitivity has already, since the first detection [of the CMB], improved by about a factor of 100,000," he added. "So I think it would be unduly pessimistic to say that all this great progress over the last 40 years, almost 50 years, is about to come to a screeching halt right before we discover this new signal that's right on the borderline of what we can and can't detect right now."


Veil of the visible: Seeing beyond the limits of the observational universe

UNIVERSITY PARK, Pa. — All it takes is a look out at the horizon to remind us that there is a limit to what we can see.

Likewise, not everything that’s ever existed in the universe is visible to us. There is a point in the cosmos beyond which, even with our most powerful telescopes, we cannot see. Given that the universe is expanding, and faster all the time, some day (in the very distant future) we won’t even be able to see those stars and galaxies, as they recede to a distance too far for their light to reach us — forever lost beyond the horizon of space. On this scale, though, the limit of our observations is not imposed by the Earth’s curvature, but rather by time and the physics of light.

“If you just think about how far can light have traveled since the beginning, it's not an infinite distance,” said Penn State Associate Professor of Physics Sarah Shandera. “So even if we could see light further back, we can't see information from infinitely far away.”

In fact, there was a time in the history of the cosmos when light couldn’t really travel at all. For the first 400,000-or-so years following the big bang, all of the photons were trapped in an opaque plasma, something like a hot particle soup, until space cooled enough for matter to coalesce, the universe became transparent, and the photons could finally escape. We can see this moment in what’s known as the cosmic microwave background (CMB) — the so-called afterglow of the big bang, the first visible light in the universe, and the farthest point in the cosmos we’re able to observe.

Thanks to data we have from the cosmic microwave background and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

Since the CMB was formed in a process that happened everywhere in the universe at virtually the same time, the entire cosmos is suffused with its light. So — unlike stars and galaxies, which will eventually recede beyond the cosmic horizon — the CMB will never disappear entirely from our view. But it nonetheless constitutes the ultimate limit of our observations. Thanks, though, to data we have from the CMB and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

“The early universe is a really interesting and, in some ways, observationally accessible place,” Shandera said. “I like to do theoretical work on what might have happened at those early times, but what I really like most about this is that there is data, and so you can't get too caught up in your magnificent theory, because at some point you have to really connect with the data.”

So what do we really know about the early universe?

“Well, there's the part that we know more for sure,” Shandera explained, “and people have often called this the 'hot big bang' universe. We know that if you go back in time, the universe became hotter and denser and smoother. Gravity hadn't had time to clump things together into galaxies. But we think even before that time something else happened, and the leading idea for what that was is the theory of inflation.”

Proposed in 1981 by Alan Guth, the theory of inflation — in a nutshell — posits that during the first fraction of a second after the big bang, the universe went through a phase of exponential expansion, faster than the speed of light. Almost instantaneously, this expansion stretched tiny, quantum-scale fluctuations across vast distances, creating regions of differing densities — “seeds” that under the force of gravity would eventually form the large-scale structure of stars, galaxies, and clusters we observe today.

“We don't know that for sure,” Shandera said, “but it's our best guess of what we think happened, our very best idea, and it's been tested and pulled every which way. We can’t really know what happened, since that era is beyond the access of our observations.”

With data from observations of the cosmic microwave background through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see.

Inflation does, however, solve certain problems with other theories — including the big bang theory — as well as with astronomers’ observations, particularly those of the cosmic microwave background, which shows the imprint of those aforementioned fluctuations, or seeds, as minute differences in temperature.

“The cosmic microwave background is pretty uniform on very, very large scales,” Shandera explained, “and there's no reason why you would expect not just a similar temperature but also the same pattern of fluctuations at different points in the background. So there are things happening on very large scales that you don't really have a good explanation for unless you posit something else, like inflation, that's the origin of these fluctuations.”

With data from observations of the CMB through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see — beyond the CMB.

“In principle, we model a lot of things that happen before that, like the formation of the elements,” Shandera said, “and we're pretty confident that modeling is right, because it's exactly what you'd expect using standard model physics, running everything backwards, and it gives you exactly what you see today. So we're pretty confident that we understand at least some of the physics before the CMB.”

Meanwhile, data from large-scale astronomical surveys like the Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX) could help to further fill in this picture of inflation and the early universe. As it searches for the signature of dark energy, HETDEX will also map the three-dimensional positions of around a million galaxies between 9 million and 11 million light years away and look for patterns in their distribution.

“That pattern,” Shandera explained, “is an imprint of the pattern of quantum fluctuations during inflation, run through to the present day. So by looking at how galaxies are organized or arranged in the universe, you're getting a picture of the initial conditions. And those initial conditions, we think, tell us something about inflation.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

What HETDEX discovers about dark energy may also inform the work of early universe theorists, although Shandera says that connection is more difficult to make. “The dark energy question is, in some ways, a little bit different,” she said, “because we don't know enough yet to know how to connect dark energy to the inflationary era.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

“That there can be these really interesting ways to test theoretical physics with data, I just find that idea to be super fascinating,” she said. “And whatever the answers to these puzzles are, a lot of the observational data that we have, presumably, comes from the early universe. So that’s one of the very few ways we can have any hope of constraining these theories observationally — by understanding cosmological data.”

Editor's note: This story first appeared in the Winter 2021 issue of the Science Journal, the Eberly College of Science magazine.


X-Rays

Thanks to movies and pop culture&rsquos love for X-ray vision, we have been led to believe that X-ray vision will let us see through other people&rsquos clothes &ndash as well as buildings and underground bunkers. The truth is, even if you could see through someone&rsquos clothes using your X-ray vision (which, by the way, you can), it&rsquos only their bones that you would be able to see. X-rays have a very small wavelength and high amounts of energy, which is why they can penetrate a lot of stuff to give that &lsquosee-through&rsquo vision effect.

This is what your hand would look like through X-Ray vision. (Photo Credit : liveostockimages / Shutterstock)

Having X-ray vision would be far less cool than pop culture has led you to believe: you&rsquod see a slightly different-colored sky (the atmosphere has small amounts of X-rays) and you would need an iron eye mask to catch any shut-eye. X-rays can pass through thick layers of fat and muscle, so what opposition could thin eyelids possibly offer!


In theory, space goes on and on…

So why do scientists think that space goes on forever? It’s because of the shape of space. Our part of space, or the observable universe, has a special shape: it is flat.

That means if you and a friend each had your own rocket ship and you both took off and travelled in a straight line, for ever and ever, you would never meet. In fact, you would always stay exactly the same distance apart, within the observable universe.

If the shape of space is flat, then two rockets will never ever meet. NASA/Troy Cryder

But this is a really special case. If space was shaped any other way, then lots of things could happen. Your two rockets, travelling in a straight line, might eventually cross paths, or they might get really close but never meet, or perhaps they’d go the other direction and drift away from each other.

But only flat space will keep the rockets exactly apart.

Scientists have an idea of how to solve this special flatness problem. And, importantly, their idea solves some other problems as well to explain why space looks exactly the way we see it.

When one idea solves lots of problems, scientists call it a theory. It means we could be on the right track to finding an answer.

The theory says that space must be really, really big but we can only see a small part of it, and that part looks special and flat. It’s kind of like how Earth seems flat, unless you are an astronaut floating in space. Up there, you see so much more of the Earth that it’s possible to see how it curves away.

My bet is that space does go on forever. Maybe one day science will help tell us if that’s true.

When you see much more of the Earth it stops being flat. NASA/Reid Wiseman

Hello, curious kids! Have you got a question you’d like an expert to answer? Ask an adult to send your question to us. They can:

* Email your question to [email protected]
* Tell us on Twitter by tagging @ConversationEDU with the hashtag #curiouskids, or
* Tell us on Facebook

CC BY-ND

Please tell us your name and age (and, if you want to, which city you live in). You can send an audio recording of your question too, if you want. Send as many questions as you like! We won’t be able to answer every question but we will do our best.


Žiūrėti video įrašą: Paskaita Didysis sprogimas ir CERN didysis hadronų greitintuvas (Vasaris 2023).