Fandom

Science Wiki

Μεγάλη Έκρηξη

63.292pages on
this wiki
Add New Page
Talk3 Share

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Μεγάλη Έκρηξις

Big Bang


Big-Bang-11-goog.jpg

Συμπαντική Διαστολή.

Universe-Expansion-01-goog.jpg

Συμπαντική Διαστολή.

Cosmological-Timeline-01-goog.jpg

Κοσμολογία Κοσμολογική Εξέλιξη

Αρχαιο-Κοσμολογική Εποχή Very Early Universe era
Μεγάλη Έκρηξη Big Bang

Περίοδος Planck Planck epoch
Χρωμοηλεκτρασθενής Περίοδος Grand unification epoch
Ηλεκτρασθενής Περίοδος Electroweak epoch

Παλαιο-Κοσμολογική Εποχή Early Universe era

Κυρκονική Περίοδος quark epoch
Αδρονική Περίοδος Hadron epoch
Λεπτονική Περίοδος Lepton epoch
Φωτονική Περίοδος Photon epoch

Μεσο-Κοσμολογική Εποχή Middle Universe era
Κοσμική Βιοχημική Περίοδος Habitable epoch
Κοσμική Σκοτεινή Περίοδος Dark ages

Υστερο-Κοσμολογική Εποχή Last Universe era
Αστρογένεση Formation of stars Γαλαξιογένεση Formation of galaxies Σμηνογένεση Formation of clusters and superclusters

Νεο-Κοσμολογική Εποχή New Universe era
Ηλιογένεση Formation of the Solar System Γαιογένεση Formation of the Earth

Μετα-Κοσμολογική Εποχή Ultimate Universe era
Ηλιακός Όλεθρος Solar Ruination
Μεγάλη Απόσχιση Big Rip
Μεγάλη Συρρίκνωση Big Crunch
Μεγάλη Ψύξη Big Freeze
Θερμικός Θάνατος Heat Death

Universe-End-01-goog.jpg

Εσχατολογία

Eschatology-02-goog.jpg

Κοσμολογία Κοσμολογική Εσχατολογία
Σύμπαν Πολυσύμπαν

Θεωρία Μεγάλης Αναπήδησης (Big Bounce)
Θεωρία Μεγάλης Πέδησης (Big Brake)
Θεωρία Μεγάλης Σύνθλιψης (Big Crunch)
Θεωρία Μεγάλης Απόσχισης (Big Rip)
Θεωρία Μεγάλης Ψύξης (Big Freeze)
Θεωρία Μεγάλης Αστάθειας (Big Lurch)
Θεωρία Μεγάλης Κλαυθμηδίας (Big Whimper)

Θεωρία Μαθηματικού Σύμπαντος (Mathematical Universe Hypothesis)
Εκκεντρικές Κοσμολογικές Θεωρίες

Universe-Expansion-02-goog.jpg

Συμπαντική Διαστολή.

Universe-Expansion-03-goog.jpg

Συμπαντική Διαστολή.

Universe-Expansion-04-goog.jpg

Συμπαντική Διαστολή.

Big-Bang-goog.jpg

Big Bang

Στην Επιστήμη της Κοσμολογίας, Big Bang (Μεγάλη Έκρηξη) ονομάζεται το Κοσμικό Φαινόμενο που δημιούργησε το Σύμπαν από μια σημειακή μοναδικότητα (point singularity) δηλ. από μία σημειακή, υπερβολικά πυκνή και θερμή, κατάσταση, πριν από περίπου 13,8 δισεκατομμύρια έτη.

ΕτυμολογίαEdit

Η ονομασία "Μεγάλη Έκρηξη" σχετίζεται ετυμολογικά με την λέξη "έκρηξη".

ΟνομασίαEdit

UniverseExpansion-wik.png

Απεικόνιση της εξέλιξης του Σύμπαντος

Ο όρος Big Bang χρησιμοποιήθηκε για πρώτη φορά από τον Fred Hoyle σε μια ραδιοφωνική εκπομπή του BBC το κείμενο της οποίας δημοσιεύτηκε το 1950. Ο Hoyle δεν πίστευε τη θεωρία, και λοιδορούσε τη νέα ιδέα. Παρόλα αυτά ο όρος έμεινε χάνοντας το ειρωνικό του περιεχόμενο.

ΕισαγωγήEdit

Συνδυάζοντας τις παρατηρούμενες ταχύτητες των απώτατων Γαλαξιών με την Κοσμολογική Αρχή ότι το Σύμπαν είναι ομοιογενές προς όποια κατεύθυνση και αν παρατηρήσουμε, συμπεραίνουμε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται σύμφωνα με το μοντέλο της Γενικής Σχετικότητας του Friedmann. Προεκτεινόμενο αυτό το συμπέρασμα στο παρελθόν δίχνει ότι το Σύμπαν προήλθε από μια αρχέγονη κατάσταση, στην οποία όλη η Ύλη και η Ενέργεια του Σύμπαντος βρισκόταν σε θερμοκρασία και πυκνότητα που έτεινε προς το άπειρο. Οι επιστήμονες δεν συμφωνούν ευρέως στο τι έλαβε χώρα πριν από αυτό, αλλά η Γενική Σχετικότητα προβλέπει μια βαρυτική μοναδικότητα.

Μια συνέπεια της μεγάλη έκρηξης είναι ότι οι συνθήκες στο σύμπαν σήμερα, είναι διαφορετικές από τις συνθήκες στο παρελθόν ή το μέλλον.

Ιστορική ΑναδρομήEdit

Εισηγητής της θεωρίας υπήρξε ο Βέλγος αστρονόμος Georges Lemaitre.

Μετά από τις διαπιστώσεις ότι:

Με βάση αυτές τις δύο παρατηρήσεις πρότεινε ως αρχή του Σύμπαντος το αρχικό άτομο, όπου ολόκληρη η μάζα του Σύμπαντος είναι συγκεντρωμένη σε ένα και μοναδικό σημείο και ο Χωρόχρονος δεν έχει ακόμα δημιουργηθεί. Το αρχικό άτομο εν καιρώ εξερράγη και από την Ύλη που εκτοξεύθηκε δημιουργήθηκαν Γαλαξίες και οι αστέρες.

Το 1948 ο George Gamov, Ρωσοαμερικανός φυσικός, μελετώντας θεωρητικά την υπερβολικά πυκνή κατάσταση του αρχικού ατόμου υπέθεσε ότι:

  • Το ήλιο και τα άλλα ελαφρά χημικά στοιχεία πρέπει να δημιουργήθηκαν εντός τεσσάρων δευτερολέπτων
  • Μια διάχυτη ισότροπη ακτινοβολία, υπόλειμμα της Μεγάλης Έκρηξης, θα πρέπει να είναι ακόμα και σήμερα ανιχνεύσιμη.

Διαστολή του ΣύμπαντοςEdit

Το γνωστό και ως "φαινόμενο της μετατόπισης προς το ερυθρό" (redshift), η διαπίστωση δηλαδή ότι οι Γαλαξίες απομακρύνονται μεταξύ τους, απόδειξη της κοινής εκκίνησης στο απώτατο παρελθόν.

Ακτινοβολία ΜικροκυμάτωνEdit

Το 1965 οι φυσικοί Allo Arno Penzias και Robert Woodrow Wilson παρατήρησαν μια μικρού μήκους διάχυτη Ισότροπη ακτινοβολία, που ερχόταν δηλαδή ομοιόμορφα απ' όλες τις διευθύνσεις, θερμοκρασίας περίπου τριών βαθμών Kelvin, όπως αυτή που είχε προβλέψει ο Ρώσος φυσικός Gamov 17 έτη ενωρίτερα.

Κατανομή ΓαλαξιώνEdit

Από την αρχή της διατύπωσης της θεωρίας της Μεγάλης έκρηξης διαπιστώθηκε ότι η πυκνότητα των Γαλαξιων θα πρέπει να μειώνεται αυξανόμενης της ηλικίας του Σύμπαντος. Το φαινόμενο απέδειξε ο αστροφυσικός Σερ Μάρτιν Ράιλ το 1974.

ΕπιχειρήματαEdit

Επιχειρήματα Υπέρ της ΘεωρίαςEdit

Διαστολή Σύμπαντος Edit

Το γεγονός ότι οι γαλαξίες υποχωρούν από μας προς όλες τις κατευθύνσεις είναι μια συνέπεια αυτής της αρχικής έκρηξης και ανακαλύφθηκε αρχικά από τον αστρονόμο Hubble. Υπάρχουν τώρα καθαρά στοιχεία (η έντονη μετατόπιση των φασματικών γραμμών των μακρινών γαλαξιών προς το ερυθρό) για το νόμο του Hubble, που λέει ότι η ταχύτητα που απομακρύνεται ένας Γαλαξίας είναι ανάλογη προς την απόστασή του από μας. Αν κάνουμε προβολή των μέσων τροχιών των γαλαξιών, χρονικά προς τα πίσω, βλέπουμε ότι συγκλίνουν σε μια κατάσταση υψηλής πυκνότητας - η αρχική πύρινη βολίδα.

Το παρατηρούμενο ποσό του ήλιουEdit

Η θεωρία δέχεται ότι αυτό είναι το 25% της συνολικής μάζας του σύμπαντος και που σχηματίσθηκε κατά τη διάρκεια των πρώτων-πρώτων στιγμών, συμφωνεί με τις παρατηρήσεις. Μετά από ένα δευτερόλεπτο περίπου το Big Bang, η ύλη - υπό μορφή ελεύθερων νετρονίων και πρωτονίων - ήταν πολύ θερμή και πυκνή.

Καθώς το σύμπαν επεκτάθηκε, η θερμοκρασία έπεσε και μερικά από αυτά νουκλεόνια συνέθεσαν ελαφρά στοιχεία: το δευτέριο, το ήλιο-3, και το ήλιο-4. Οι θεωρητικοί υπολογισμοί προβλέπουν ότι το ένα τέταρτο του Σύμπαντος αποτελείται από ήλιο-4, ένα αποτέλεσμα που είναι σε καλή συμφωνία με τις παρούσες παρατηρήσεις.

Η Κοσμική Ακτινοβολία ΥποβάθρουEdit

Αυτή τώρα βρίσκεται σε μια θερμοκρασία περίπου 2.7 βαθμών πάνω από απόλυτο μηδέν, που δείχνει πως το Σύμπαν προέρχεται από μια πυκνή, ισοθερμική κατάσταση. Περίπου 100.000 έτη μετά από το Big Bang, η θερμοκρασία του Σύμπαντος (~3.000 βαθμοί) είχε μειωθεί αρκετά ώστε τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και οι πυρήνες που υπήρχαν μπόρεσαν να συνδυαστούν έτσι ώστε να σχηματίσουν τα άτομα του υδρογόνου (τα πιο απλά άτομα). Από αυτήν την περίοδο και μετά, η ακτινοβολία ήταν πρακτικά ανίκανη να αλληλεπιδράσει με το αέριο του υποβάθρου. Χωρίς όμως ελεύθερα ηλεκτρόνια το φως δεν μπορούσε να αλληλεπιδράσει με την ύλη για να διασκεδαστούν (scattering) τα φωτόνια, και έτσι το Σύμπαν έγινε διαφανές στην ακτινοβολία. (Είναι αυτό το φως που θεωρούμε σήμερα ως Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου). Διαδίδεται λοιπόν ελεύθερα από τότε, χάνοντας συνεχώς ενέργεια επειδή το μήκος κύματός του αυξάνεται λόγω διαστολής του σύμπαντος. Αρχικά, η θερμοκρασία της Κοσμικής Ακτινοβολίας ήταν περίπου 3.000 βαθμοί, ενώ σήμερα έχει πέσει στους 3K μόνο - ένα φάντασμα της αφάνταστης έντονης θερμότητας της αρχέγονης πύρινης βολίδας του Big Bang.

Η συγκρότηση ΓαλαξιώνEdit

Η κατάρρευση της ύλης για να σχηματίσει τους Γαλαξίες και τις άλλες μεγάλης κλίμακας δομές (σμήνη και υπερσμήνη) που παρατηρούνται σήμερα. Σε, περίπου, 10.000 έτη μετά από το Big Bang, η θερμοκρασία είχε πέσει σε τέτοιο βαθμό ώστε η ενεργειακή πυκνότητα του Σύμπαντος άρχισε να εξουσιάζεται από την ύλη πιά, παρά από το φως και την υπόλοιπη ακτινοβολία που κυριαρχούσαν νωρίτερα. Οι βαρυτικές δυνάμεις μεταξύ των σωματιδίων άρχισαν να γίνονται υπολογίσιμες, και μικρές διαταραχές στην πυκνότητά της ύλης αυξήθηκαν. Δέκα πέντε δισεκατομμύρια έτη αργότερα βλέπουμε τα αποτελέσματα αυτής της κατάρρευσης.

Το παράδοξο OlbersEdit

Ο νυκτερινός ουρανός είναι σκοτεινός. Άρα δεν είναι άπειρος ο αριθμός των αστεριών (το σύμπαν δεν είναι άπειρο αλλά πεπερασμένο) ούτε χρονικά άπειρο (άρα το φως πολλών αστεριών δεν έχει φθάσει ακόμη σε μας).

Άλλα επιχειρήματαEdit

  • Η ομοιογένεια - τα δεδομένα δείχνουν πως σε οποιαδήποτε θέση μέσα στο Σύμπαν ένας παρατηρητής θα το βλέπει το ίδιο.
  • Η ισοτροπία - πολύ ισχυρά δεδομένα δείχνουν πως ο ουρανός φαίνεται ο ίδιος σε όλες τις διευθύνσεις με μια ακρίβεια 1 προς 100.000.
  • Χρονική διαστολή σε καμπυλώσεις του φωτός των supernova.
  • Η μεταβολή της θερμοκρασίας TCMB με μετατόπιση στο ερυθρό. Αυτή είναι μια ευθεία παρατήρηση της εξέλιξης του Σύμπαντος.
  • Τα ελαφρά ισότοπα δευτέριο 2D, 3He ήλιο-3, 4He ήλιο-4, και 7Li λίθιο-7 βρίσκονται σε αφθονία. Αυτό προβλέπεται από τη θεωρία των 3 πρώτων λεπτών.

Επιχειρήματα κατά της ΘεωρίαςEdit

Αλλά το απλό μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης αφήνει διάφορα εκκρεμή προβλήματα, όπως:

Το πρόβλημα του ορίζοντα Edit

Ο γρίφος ότι το Σύμπαν φαίνεται το ίδιο στις αντίθετες πλευρές του ουρανού (σε αντίθετα σημεία του ορίζοντα) ακόμα κι αν δεν έχει υπάρξει χρόνος, από την εποχή το Big Bang για το φως (ή οτιδήποτε άλλο) να ταξιδεύσει από τη μια άκρη στην άλλη του σύμπαντος και να επιστρέψει. Στην πρότυπη μορφή της, η θεωρία του Big Bang υποθέτει ότι όλα τα μέρη του σύμπαντος άρχισαν να διαστέλλονται ταυτόχρονα. Και η ερώτηση που μπαίνει είναι, πώς μπόρεσαν όλα τα διαφορετικά μέρη του σύμπαντος να συγχρονίσουν το ξεκίνημα της διαστολής τους; Πώς τα αντίθετα σημεία των ορίζοντων "ξέρουν" πώς να βρίσκονται σε συμφωνία το ένα με το άλλο;

Το πρόβλημα επιπεδότητας Edit

Ο χωρόχρονος του Σύμπαντος είναι αρκετά σχεδόν επίπεδος, το οποίο σημαίνει ότι το σύμπαν βρίσκεται ακριβώς στη διαχωριστική γραμμή μεταξύ της αιώνιας διαστολής και της ενδεχόμενης κατάρρευσης.

Η Γενική Σχετικότητα προτείνει ότι ο χώρος μπορεί να είναι πολύ κυρτός, με μια τυπική ακτίνα της τάξεως του μήκους Planck, ή 10-33 cm. Εντούτοις, το σύμπαν μας είναι ακριβώς περίπου επίπεδος με μια κλίμακα 1028 εκατοστά, την ακτίνα του αισθητού μέρους του σύμπαντος. Αυτό το αποτέλεσμα των παρατηρήσεων μας διαφέρει από τις θεωρητικές προσδοκίες περισσότερο από 60 μεγέθη τάξεως.

Η ύπαρξη του ΧωρόχρονουEdit

Τι ύπηρχε πριν; Εάν ο χωρόχρονος δεν υπήρχε τότε, πώς θα μπορούσαν όλα να εμφανιστούν από το τίποτα; Τι εμφανίσθηκε πρώτα: το Σύμπαν ή οι νόμοι που καθορίζουν την εξέλιξή του; Εξηγώντας αυτή την αρχική ιδιομορφία --που και πότε όλα αυτά άρχισαν-- ακόμη παραμένει το πιό δυσεπίλυτο πρόβλημα της σύγχρονης Κοσμολογίας.

Η κατανομή της ύλης στο ΣύμπανEdit

Σε πολύ μεγάλη κλίμακα, η ύλη έχει ξεπηδήσει με αξιοπρόσεκτη ομοιομορφία. Για περισσότερο από 10 δισεκατομμύρια έτη φωτός, η κατανομή της βρίσκεται σε τέλεια ομοιογένεια για κάτι λιγότερο από ένα μέρος σε 10.000. Για πολύ καιρό, κανένας δεν είχε οποιαδήποτε ιδέα γιατί το Σύμπαν ήταν τόσο ομοιογενής. Ένας από τους ακρογωνιαίους λίθους της Καθιερωμένης Κοσμολογίας ήταν η "Κοσμολογική Αρχή," που βεβαιώνει ότι το Σύμπαν πρέπει να είναι ομοιογενές. Αυτή η υπόθεση, εν τούτοις, δεν βοηθά και πολύ, επειδή το σύμπαν ενσωματώνει σημαντικές αποκλίσεις από την ομοιογένεια, δηλαδή, τα αστέρια, τους γαλαξίες και άλλες μεγάλες συσσωρεύσεις της ύλης. Ως εκ τούτου, πρέπει να εξηγήσουμε γιατί το Σύμπαν είναι τόσο ομοιόμορφο στις μεγάλες κλίμακες και να προτείνουμε συγχρόνως κάποιο μηχανισμό που να παράγει τους γαλαξίες.

Το πρόβλημα της μοναδικότηταςEdit

Μικρές αλλαγές στις φυσικές σταθερές της Φύσης θα μπορούσαν να είχαν κάνει το Σύμπαν να "ξετυλιχθεί" κατά τρόπο απολύτως διαφορετικό. Παραδείγματος χάριν, πολλές δημοφιλείς θεωρίες των στοιχειωδών σωματιδίων υποθέτουν ότι ο χωρόχρονος είχε αρχικά αρκετά περισσότερες από τέσσερις διαστάσεις (τρεις χωρικές και μια χρονική). Προκειμένου να τακτοποιηθούν οι θεωρητικοί υπολογισμοί με το φυσικό κόσμο στον οποίο ζούμε, αυτά τα μοντέλα δηλώνουν ότι οι πρόσθετες διαστάσεις είναι "συμπυκνωμένες", ή έχουν στενέψει σε ένα μικρό μέγεθος και έχουν πτυχωθεί. Αλλά κάποιος βέβαια μπορεί να αναρωτηθεί γιατί η "συμπύκνωση" αυτών των διαστάσεων σταμάτησε με τέσσερις διαστάσεις, κι όχι δύο ή πέντε.

Το πρόβλημα της ελλείπουσας ύληςEdit

Πρέπει όμως να τονιστεί επίσης πως το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης δεν μπορεί να αντιμετωπίσει το εξής πρόβλημα. Γιατί η παρατηρούμενη μάζα του Σύμπαντος είναι δέκα φορές μικρότερη της εκτιμούμενης βάσει των κινήσεων των Γαλαξιών;

Η απουσία των μαγνητικών μονοπόλωνEdit

Ενώ πιστεύεται πως υπήρξαν κάποτε δεν έχει παρατηρηθεί ακόμη κανένα.

Αναπάντητα ΕρωτήματαEdit

Η θεωρία της της Μεγάλης Έκρηξης παρά τίς πειρματικές της επιβεβαιώσεις αφήνει και κάποια Φυσικά και Φιλοσοφικά ερωτήματα αναπάντητα τα βασικότερα αυτών είναι:

  1. Προβλέπει ένα μικρότερο Σύμπαν από αυτό που υπάρχει σήμερα.
  2. Δεν εξηγεί την Κοσμολογική Αρχή αλλά την δέχεται αξιωματικά, πράγμα ασυμβίβαστο με την Μαθηματική Ανάλυση.
  3. Τι υπήρχε πριν? Πως από το τίποτα προήλθαν τα πάντα?
  4. Γιατί δημιουργήθηκαν οι συγκεκριμμένοι Φυσικοί Νόμοι] και όχι κάποιο άλλοι?
  5. Γιατί ο Χωρόχρονος είναι τετραδιάστατος???

Απάντηση σε αυτά τα ερωτήματα προσπάθησαν να δώσουν κάποιες άλλες θεωρίες. (Περισσότερα εδώ.

Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης έχει και πολλούς πολέμιους εκτός από υποστηρικτές που στηρίζουν διαφορετικές Κοσμολογικές θεωρίες, όπως η Συνεχής Δημιουργία και η Θεωρία Linde.

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

Ελληνική ΙστογραφίαEdit

Αγγλική ΙστογραφίαEdit


Ikl.jpg Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl.jpg

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog.png



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Also on Fandom

Random Wiki