Wielkiego Wybuchu teoria
 
Encyklopedia PWN
Wielkiego Wybuchu teoria,
hipoteza, zgodnie z którą ewolucja Wszechświata rozpoczęła się od stanu osobliwego (lub bliskiego osobliwemu), po czym nastąpiła trwająca do czasów obecnych faza jego ekspansji (rozszerzania się).
Termin „Wielki Wybuch” jest używany na oznaczenie początkowego momentu ewolucji Wszechświata. Wsteczna ekstrapolacja obecnej ekspansji Wszechświata pozwala — zależnie od przyjętego modelu kosmologicznego — ocenić, że sytuacja taka powinna zaistnieć ok. 14 mld lat temu („wiek Wszechświata”). Zakres i wiarygodność badań najwcześniejszych chwil po Wielkim Wybuchu zależą głównie od stanu teorii grawitacji i fizyki cząstek elementarnych. Obecnie znane prawa fizyki pozwalają śledzić zmiany zachodzące we Wszechświecie po upływie ok. 10–43 s od wybuchu, gdy gęstość materii była rzędu 1097 kg/m3, a temperatura — rzędu 1032 K. W chwilach wcześniejszych (era planckowska) o stanie materii decydowały efekty kwantowe, do których opisu byłoby konieczne zastosowanie (nieistniejącej jeszcze) kwantowej teorii grawitacji.
Przypuszcza się, że bezpośrednio po erze planckowskiej gęstość i temperatura Wszechświata były wystarczająco duże, by istniała tzw. wielka unifikacja, czyli równość oddziaływań silnych, słabych, elektromagnetycznych i grawitacyjnych, a w materii występowały obficie cząstki będące nośnikami tych oddziaływań. Po upływie ok. 10–35 s od wybuchu, gdy temperatura zmalała do ok. 1027 K, oddziaływania silne oddzieliły się od pozostałych oddziaływań, a wskutek rozpadu nośników oddziaływań silnych (hipotetycznych cząstek X i ich antycząstek) w materii pojawiły się kwarki i antykwarki. Przypuszcza się, że niewielka różnica w tempie rozpadu cząstek X i anty-X oraz ekspansja Wszechświata złamały wówczas symetrię między materią i antymaterią; powstało więcej kwarków niż antykwarków. W miarę obniżania się temperatury kwarki i antykwarki zaczęły łączyć się w nukleony i antynukleony; antynukleony uległy anihilacji z nukleonami, natomiast niewielka nadwyżka nukleonów pozostała i tworzy obserwowaną obecnie materię. W fazie tej, zakończonej ok. 10–3 s po wybuchu, została też określona wartość stosunku liczby fotonów (pochodzących z anihilacji) do nukleonów we Wszechświecie; wielkość ta nie zależy od czasu i jest rzędu 109 fotonów na nukleon. W czasie między 10–3 i 1 s od wybuchu (era leptonowa) najważniejszym procesem przebiegającym w pierwotnej materii były oddziaływania neutrinantyneutrin z nukleonami, które doprowadziły do ustalenia się równowagowej wartości stosunku liczby protonów i neutronów. Reakcje te przestały zachodzić, gdy temperatura zmalała do ok. 1010 K i materia stała się przezroczysta dla neutrin. Uwolnione wówczas neutrina pozostały do dziś we Wszechświecie w postaci cząstek swobodnych, protony i neutrony natomiast pozostały w niezmienionym stosunku przez następne 10 s do chwili rozpoczęcia reakcji jądrowych prowadzących do powstania jąder deuteru i helu. Po zakończeniu okresu nukleosyntezy (500 s od wybuchu) materia składała się (w jednostkach masy) z ok. 25% helu, 75% wodoru, 10–3% deuteru i mniej niż 10–6% litu. W zasadzie wszystek hel i deuter obserwowany w obecnym Wszechświecie pochodzi z tej fazy Wielkiego Wybuchu.
Przez następne ok. 300 tysięcy lat (1013 s) materia była całkowicie zjonizowana, a procesy rozpraszania fotonów na swobodnych elektronach sprawiały, że pozostawała ona w równowadze z promieniowaniem. Ponieważ energia pola promieniowania była większa od energii spoczynkowej materii, o przebiegu ekspansji Wszechświata decydowało promieniowanie (era promienista). Po obniżeniu się temperatury do kilku tysięcy K materia przeszła w stan niezjonizowany; materia i promieniowanie uległy rozsprzężeniu i dalsza ich ewolucja przebiegała niezależnie. Promieniowanie w wyniku ekspansji zmniejszało swą temperaturę i jest obecnie obserwowane w postaci promieniowania reliktowego (promieniowanie tła mikrofalowe) o temperaturze 2,7 K. Ochładzająca się materia, ok. 1 mld lat po wybuchu, zaczęła rozpadać się na obłoki o masie 106–108 mas Słońca, które zderzając się między sobą utworzyły obiekty o masach galaktyk (1011 mas Słońca).
Procesy powstawania protogalaktyk i galaktyk nie zostały jeszcze w pełni wyjaśnione. Nieznane są również przyszłe losy Wszechświata, a w szczególności, czy ekspansja będzie trwała nieskończenie długo, czy też zostanie zahamowana i przejdzie w kontrakcję. Jeśli nastąpi kontrakcja, materia Wszechświata znajdzie się po pewnym czasie, ponownie w stanie osobliwym. Losy materii w przypadku nieskończonej ekspansji są mniej jasne.
Obecna teoria unifikacji oddziaływań silnych i elektrosłabych przewiduje nietrwałość protonów, które winny rozpadać się spontanicznie ze średnim czasem życia powyżej 1032 lat; w tym przypadku w rozszerzającym się nieskończenie Wszechświecie pozostałaby tylko materia w postaci elektronów i neutrin.
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia