Teoria Big Bang: cum a inceput totul

Universul a reprezentat pentru cunoasterea umana un obiect central, cunoscand diferite forme de conceptualizare pana la modelul actual, Big Bang.

Din Antichitate si pana in epoca moderna modelul cosmologic acceptat a fost cel ptolemeic, in care universul era static si centrat in jurul Pamantului.

Odata cu teoria heliocentrica a lui Copernic prezentata in 1543 in tratatul sau „Revolutionis Orbium Celestium”, lumea avea sa cunoasca un alt univers.

Sistemuul heliocentric postula un univers in care planetele se roteau in jurul Soarelui, Pamantul avand o rotatie diurna si o revolutie anuala in jurul Soarelui.

Teoria heliocentrica a fost dezvoltata si imbunatatita de Tycho Brahe si Johannes Kepler, care au eliminat epiciclurile din ea si au infirmat teoriile ptolemeice, care inca erau acceptate.

Sistemul heliocentric a capatat insa importanta odata cu Galileo Galilei, care prin observatii telescopice, a demonstrat ca heliocentrismul nu era doar o ipoteza ci o teorie verificata de fapte.

Prin aceste schimbari aparute in cosmologie s-a demonstrat ca universul se supunea legilor fizicii si ca procesele cosmice nu erau rezultatul unor actiuni divine. Aceasta schimbare de conceptie a permis o constanta si obiectiva cercetare cosmologica.

Univers static

La mijlocul secolului XIX apar primele teorii care intuiesc un posibil inceput si sfarsit al universului. Aceste teorii sunt derivate din legea a doua a termodinamicii a lui Rudolf Clausius.

Legea a doua a termodinamicii spune ca entropia tinde sa creasca intr-un sistem inchis. De aici Clausius a construit teoria mortii termice a universului, in care universul tinde spre o stare de entropie absoluta.

Din aceeasi lege, Jevons, filosof al stiintei, a dedus ca universul trebuie sa fi avut un inceput ordonat. Teoriile celor doi aveau sa fie popularizate mai tarziu de Eddington. Totusi, traditia unui univers static continua.

Univers Dinamic

Primul care a intrezarit ca universul nu este static a fost Einstein. El a explicat ca universul nu poate fi static deoarece el ar suferi o contractie sub actiunea gravitatiei.

Einstein a refuzat totusi sa postuleze o eventuala expansiune a universului, echilibrand starea acestuia printr-o constanta cosmologica care sa echilibreze forta gravitationala.

Lucrarile sale au fost continuate de Alexander Friedmann. Acesta a demonstrat ca universul nu este static, constanta cosmologica a lui Einstein fiind doar un posibil rezultat al ecuatiilor acestuia.

De aici Alexander Friedmann a contruit trei modele ale unui univers in expansiune. Bazandu-se pe raportul dintre forta gravitationala si viteza de expansiune, universul poate fi de trei feluri, inchis, deschis si critic.

Universul inchis este unul in care forta gravitationala va depasi viteza de expansiune si va rezulta intr-o implozie a universului, aducandu-l din nou la dimensiunea zero.

In universul deschis, viteza de expansiune depaseste pragul critic in care este afectata de gravitatie si va rezulta un univers cu o expansiune infinita.

Universul critic reprezinta universul in care forta gravitationala si cea de expansiune ajung la un echilibru. Studiile lui Friedmann nu au fost primite cu entuziasm si au fost in mare parte ignorate pana in 1924.

Hubble

In acest an, Edwin Hubble a demonstrat ca exista galaxii in afara Caii Lactee. El le-a observat si a determinat distantele diferitelor stele fata de Pamant.

Studiind spectrul luminii emis de stele a concluzionat ca majoritatea se deplaseaza spre spectrul de joasa frecventa( culoarea rosie) ceea ce insemna ca stelele se indepartau de noi.

A observat de asemenea ca marimea deplasarii spre rosu este direct proportionala cu distanta galaxiei fata de noi. Asta inseamna ca viteza de deplasare a unei stele creste odata cu distanta.

Descoperirile lui Hubble au confirmat teoriile lui Friedmann cam in aceeasi masura in care Galilei a demonstrat teoriile copernicane. Astfel, noile descoperiri confirmau ca universul este in expansiune.

Teoria starii stationare

Un grup de fizicieni de la Universitatea Cambridge, Thomas Gold, Hermann Bondi si Fred Hoyle, au construit o teorie in care se admitea expansiunea universului, insa se excludea posibilitatea unui inceput sau a unui sfarsit.

In 1948 cei trei au emis teoria starii stationare. Aceasta teorie postula un univers in continua creatie. Pentru a se contrabalansa dilatarea materiei sub actiunea expansiunii, cei trei au presupus ca o data la 10 miliarde de ani ar trebui sa fie creat un atom pe metru cub, aceasta cantitate de materie fiind suficienta pentru a asigura o densitate a materiei relativ constanta.

Creatia continua de materie este plauzibila datorita cantitatii mici necesare, ea nu este insa observabila datorita duratei mari a procesului de creatie.

Teoria starii stationare presupunea astfel un univers in expansiune, lipsit de inceput sau sfarsit si avand o structura relativ identica atat in trecutul infinit cat si in viitorul infinit. Prin aceasta teorie se nastea un adversar al modelului Big Bang, creandu-se o disputa ce avea sa dureze pana in 1965.

Radiatia Cosmica de Fond

La Universitate Princeton profesorul Robert Dicke efectua un experiment prin care dorea sa capteze radiatia remanenta a Big Bangului. Raditia in cauza fusese descrisa cu douazeci de ani in urma de George Gamow, Ralph Alpher si Robert Herman.

Ei au au lansat ipotza ca daca inceputul universului a fost dens si fierbinte el tebuie sa fi lasat niste amprenete sub forma de radiatii, care ar fi fost mai mari cu 5 grade decat zero absolut.

Tocmai asta dorea Dicke sa demonstreze. În 1965 insa, la laboratoarele Bell, Penzias si Wilson au descoperit tocmai ceea ce Dicke cauta. Ei au inregistrat o radiatie uniforma din orice directie, sub forma de microunde.

Auzind de rezultatele experimentului efectuat de cei doi Dicke a inteles ca ei descoperisera radiatia cosmica de fond, adica tocmai ramasitele Big Bang-ului. Penzias si Wilson au primit mai tarziu premiul Nobel pentru realizarea lor.

Caracterul izotropic al radiatiei cosmice de fond a permis demonstrarea faptului ca expansiunea universului este si ea una uniforma.

De aici se deduce ca starea initiala a universului trebuie sa fi fost una mult mai densa si mai fierbinte decat starea actuala, ajungandu-se astfel al ideea de singularitate.

Universul se prezenta astfel la inceput ca o „supa” densa si fierbinte de particule elementare, care tinde spre dimensiunea zero.

Modelul Big Bang

In 1970 Hawking si Penrose, folosindu-se de teoria Penrose conform careia orice corp care suferea un colaps gravitational trebuie sa formeze o singularitate si combinand-o cu timpul inversat propus de Hawking, au conchis ca universul trebuie sa fi inceput cu o singularitate de tip Big Bang.

Cei doi nu au construit o teorie, ci o teorema care avea ca premise extinderea infinita a universului, corectitudinea teoriei generalizate a relativitatii si forta gravitationala strict ca forta de atractie. Atata timp cat aceste premise erau corecte, universul trebuie sa fi inceput ca o singularitate.

Modelul Big Bang explica evolutia si inceputul universului, insa ridica o intrebare si mai mare. Ce a fost inainte de Big Bang?

Deoarece teoriile stiintifice trateaza in general spatiul si timpul ca pe ceva relativ plat si finit, conditiile si starea universului dinaintea Big Bang-ului nu pot fi cunoscute, pentru ca timpul si spatiul cunosteau o curbura infinita sub actiunea gravitatiei, astfel Hawking considera timpul ca incepand de la Big Bang.

Modelul Big Bang actual prezinta universul incepand dintr-o singularitate, cu o expansiune uniforma (conform izotropiei radiatiei de fond) si avand trei posibile cai de evolutie, universul inchis, deschis si cel critic.

Foto: www.thetechy.com