άρθρα από το physics4u.gr

Περίπου πριν 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, ολόκληρο το σύμπαν ήταν συμπιεσμένο στα όρια ενός ατομικού πυρήνα. Μια κατάσταση γνωστή ως ιδιομορφία, είναι η στιγμή πριν από τη δημιουργία όταν δεν υπήρχε ούτε χώρος ούτε χρόνος. Σύμφωνα με το καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο που εξηγεί τον Κόσμο μας, μια απίστευτη έκρηξη, θερμοκρασίας τρισεκατομμυρίων βαθμών και απείρως πυκνή, δημιούργησε όχι μόνο τα θεμελιώδη υποατομικά σωματίδια και από εκεί την υπόλοιπη ύλη, αλλά και τον ίδιο τον χώρο και χρόνο. Οι θεωρίες της κοσμολογίας συνδυασμένες με τις παρατηρήσεις των  αστρονόμων επέτρεψαν στους κοσμολόγους να αναδημιουργήσουν την αρχέγονη χρονολογία των γεγονότων, γνωστών ως Μεγάλη Έκρηξη.

Η κβαντική θεωρία προτείνει ότι λίγες στιγμές μετά από την Έκρηξη, σε 10-43 δευτερόλεπτα, οι τέσσερις δυνάμεις της φύσης, η ισχυρή πυρηνική, η ασθενής πυρηνική, η ηλεκτρομαγνητική και τέλος η βαρύτητα ήταν ενωμένες σε μια "υπερ-δύναμη". Τα στοιχειώδη σωματίδια κουάρκς αρχίζουν να ενώνονται ανά τρία, να σχηματίζονται τα φωτόνια, τα ποζιτρόνια και τα νετρίνα, ενώ  δημιουργήθηκαν συγχρόνως και τα αντισωμάτιά τους. Σε αυτή τη φάση υπάρχουν πολύ μικρές ποσότητες πρωτονίων και νετρονίων, περίπου 1 για κάθε 1 δισεκατομμύριο φωτόνια, νετρίνα ή ηλεκτρόνια. Η πυκνότητα του σύμπαντος στην πρώτη στιγμή της ζωής του θεωρείται πως ήταν 1094 g/cm3 με την πλειοψηφία να είναι σε μορφή ακτινοβολίας. Για κάθε ένα δισεκατομμύριο ζεύγη σωματιδίων ύλης και αντιύλης  που δημιουργήθηκαν στις απαρχές του Κόσμου, μόνο το ένα σωματίδιο ύλης επέζησε και αυτά αποτελούν τον σημερινό Κόσμο μας. Τα υπόλοιπα σωματίδια- αντισωματίδια εξαϋλώθηκαν ακαριαία προς ακτινοβολία.

Κατά τη διάρκεια αυτής της δημιουργίας αλλά και εξαΰλωσης των σωματιδίων το σύμπαν υποβλήθηκε σε ένα ρυθμό επέκτασης πολλαπλάσια αυτής της ταχύτητας του φωτός. Στην εποχή αυτή που έμεινε γνωστή ως πληθωριστική εποχή, το σύμπαν σε λιγότερο από ένα χιλιοστό του δευτερολέπτου διπλασιάστηκε σε μέγεθος τουλάχιστον εκατό φορές, έτσι ξεκίνησε με διαστάσεις ενός ατομικού πυρήνα και σήμερα φτάνει τα 1030 μέτρα. Ένας ισοτροπικός πληθωρισμός του σύμπαντος τελειώνει μόλις σε 10-35 δευτερόλεπτα φτιάχνοντας τον σχεδόν με τέλεια ομαλότητα. Εάν δεν υπήρχε όμως μια μικρή διακύμανση στην κατανομή της πυκνότητας της ύλης, όπως υποστηρίζουν οι θεωρητικοί, δεν θα μπορούσαν να σχηματιστούν οι γαλαξίες.

Το σύμπαν ήταν σε αυτό το σημείο ένα ιονισμένο πλάσμα όπου η ύλη και η ακτινοβολία ήταν αδιάσπαστα ενωμένα. Επιπλέον, υπήρχαν ίσα ποσά σωματιδίων και αντισωματιδίων. Η αναλογία των νετρονίων και των πρωτονίων αν και μικρή είναι ίση. Όταν το σύμπαν γέρασε κατά ένα εκατοστό του δευτερολέπτου τα νετρόνια άρχισαν να διασπώνται μαζικά. Αυτή η διάσπαση επέτρεψε στα ελεύθερα ηλεκτρόνια και πρωτόνια να συνδυαστούν με άλλα σωματίδια. Τελικά τα υπόλοιπα νετρόνια ενώθηκαν με τα πρωτόνια και σχημάτισαν το βαρύ υδρογόνο (το δευτέριο). Αυτοί οι πυρήνες του δευτερίου συνδυάστηκαν ανά δύο και σχημάτισαν τους πυρήνες του ηλίου. Ο σχηματισμός της ύλης από την ενέργεια πραγματοποιείται από τα φωτόνια που υλοποιούνται σε βαρυόνια και αντιβαρυόνια, ενώ όταν ακολούθως εξαϋλώνονται να μετασχηματίζονται σε καθαρή ενέργεια. Λόγω αυτών των συγκρούσεων και εξαϋλώσεων η ύλη ήταν ανίκανη να παραμείνει βιώσιμη για πάνω από μερικά νανοδευτερόλεπτα προτού έρθει ένας βομβαρδισμός με ηλεκτρόνια που θα σκέδαζε αυτά τα φωτόνια. Όπως το νερό που παγιδεύεται μέσα σε ένα σφουγγάρι, έτσι και η ακτινοβολία ήταν τόσο πυκνή (1014g/cm3) που καμιά ακτινοβολία δεν ήταν ορατή. Την εποχή αυτή, γνωστή ως "εποχή της τελευταίας σκέδασης", η θερμοκρασία έχει μειωθεί δραματικά σε 1013 K μόνο με τις ισχυρές πυρηνικές, ασθενείς πυρηνικές και ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις να είναι τώρα ικανές να ασκήσουν τη δύναμή τους χωριστά.

Καθώς το νέφος του αερίου επεκτείνεται ένα ολόκληρο δευτερόλεπτο μετά από την αρχική Έκρηξη, και η θερμοκρασία του Κόσμου μας έχει μειωθεί σε δέκα δισεκατομμύρια βαθμούς, τα φωτόνια δεν έχουν πλέον την ενέργεια να αναστατώσουν τη δημιουργία της ύλης καθώς επίσης και να μετασχηματίσουν την ενέργεια σε ύλη. Μετά από τρία λεπτά η θερμοκρασία γίνεται ένα δισεκατομμύριο βαθμούς, ενώ τα πρωτόνια και τα νετρόνια επιβραδύνθηκαν τόσο που ήταν ικανά να πραγματοποιήσουν την πυρηνοσύνθεση. Δημιουργήθηκαν πυρήνες του ηλίου από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια, και για κάθε πυρήνα του ηλίου που σχηματίστηκε έμειναν περίπου δέκα πρωτόνια ελεύθερα επιτρέποντας έτσι το 25% του σύμπαντος να αποτελείται από ήλιο. Η επόμενη σημαντική φάση της διαστολής εμφανίστηκε περίπου τριάντα λεπτά αργότερα όταν αυξήθηκε η δημιουργία των φωτονίων μέσω της εξαΰλωσης ζευγαριών ηλεκτρονίων - ποζιτρονίων. Το γεγονός ότι το σύμπαν άρχισε με ελαφρώς περισσότερα ηλεκτρόνια από ποζιτρόνια είχε εξασφαλιστεί ότι το σύμπαν μας ήταν σε θέση να διαμορφωθεί όπως το βλέπουμε σήμερα.

Το σύμπαν για τα επόμενα 380.000 χρόνια θα αρχίσει να επεκτείνεται και να ψύχεται μέχρι μια θερμοκρασία 10.000 K. Αυτές οι συνθήκες επέτρεψαν στους πυρήνες του ηλίου να απορροφήσουν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και να σχηματιστούν τα πρώτα άτομα ηλίου. Εν τω μεταξύ συνδέθηκαν μαζί άτομα του υδρογόνου και σχημάτισαν το λίθιο. Είναι η εποχή που η πυκνότητα του σύμπαντος έχει φτάσει στο σημείο όπου το φως μπορεί να γίνει πια αντιληπτό. Μέχρι τότε τα φωτόνια συνέχισαν να παγιδεύονται μέσα στην ύλη. Τελικά η διαστολή επέτρεψε στο φως και την ύλη να διαχωριστούν, καθώς η ακτινοβολία γίνεται όλο και λιγότερο πυκνή. Από εκεί και πέρα διαχωρίστηκε η ύλη και η ακτινοβολία, ενώ από τότε υπάρχει και η παλαιότερη ακτινοβολία λείψανο, που γεννήθηκε στο σύμπαν.

Η εξέλιξη του σύμπαντος

Τα φάσματα ένα τέλειο εργαλείο

Το 1814 αναπτύχθηκε η επιστήμη της φασματοσκοπίας από τον άγγλο φυσικό William Wollaston, που παρατήρησε ότι υπήρχαν διάφορες σκοτεινές γραμμές μέσα στο συνεχές φάσμα του ήλιου μας. Αυτές οι γραμμές κέντρισαν το ενδιαφέρον του γερμανού φυσικού Joseph von Fraunhofer, που σχεδίασε προσεκτικά τη θέση αυτών των γραμμών. Λίγο αργότερα, το 1850, ο  γερμανός φυσικός Gustav Kirchhoff καθώς και ο Robert Bunsen βελτίωσαν το φασματοσκόπιο. Έπειτα έμαθαν να θερμαίνουν μέχρι λευκοπυρώσεως διάφορα στοιχεία και να χρησιμοποιούν το φασματοσκόπιο ώστε να προσδιορίζουν τις αντίστοιχες γραμμές των στοιχείων στο ορατό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Το 1863 ο William Huggins, ένας ερασιτέχνης αστρονόμος είδε ένα κοντινό αστέρι μέσω της διόπτρας του των 8 ιντσών με ένα φασματοσκόπιο, που είχε προσκολλήσει στην διόπτρα του. Βρήκε κάτι που είχε αρχικά υποθέσει: τις ίδιες γραμμές του φάσματος που παρατηρήθηκαν και στον ήλιό μας. Εν τω μεταξύ, οι Kirchhoff και Bunsen είχαν ταξινομήσει με επιτυχία τις γραμμές του φάσματος πολλών στοιχείων, συμπεριλαμβανομένων εκείνων του υδρογόνου, του νατρίου και του μαγνησίου. Ο Huggins βρήκε κι αυτός τις ίδιες γραμμές του φάσματος στα απόμακρα αστέρια που είχε παρατηρήσει και είχε προβλέψει σωστά, ότι μερικά από τα ίδια στοιχεία που οι Kirchhoff και Bunsen είχαν καταχωρήσει προέρχονταν από αυτά τα ουράνια σώματα.

Ο αυστριακός Christian Doppler ανακάλυψε είκοσι χρόνια νωρίτερα ότι η συχνότητα ενός ηχητικού κύματος εξαρτιόταν από τη σχετική ταχύτητα της πηγής του ήχου. Καθώς δε ένας ήχος θα απομακρύνεται από έναν παρατηρητή ο ήχος αυτός θα γίνεται βαρύτερος (με μικρότερη συχνότητα). Επιπλέον εάν η πηγή δεν κινείται αλλά  κινείται ο παρατηρητής, θα υπάρχει μια αντίστοιχη αλλαγή στη συχνότητα του ήχου. Ο Doppler υπέθεσε ότι αυτή η ίδια μετατόπιση στα ηχητικά κύματα συμβαίνει και στα φωτεινά κύματα. Ο δε γάλλος φυσικός Armand Fizeau είχε αποδείξει το 1848 ότι όταν απομακρύνεται ένα άστρο από έναν παρατηρητή, οι γραμμές του στο ορατό φάσμα θα μετατοπίζονταν προς το ερυθρό άκρο. Αντιθέτως, όταν κινείται ένα αντικείμενο προς τον παρατηρητή, ο Fizeau διαπίστωσε ότι οι γραμμές στο φάσμα μετατοπίστηκαν προς το μπλε άκρο. Ο Huggins παρατήρησε μια μετατόπιση στις γραμμές του υδρογόνου του Σείριου προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Αυτή η μετατόπιση προς το ερυθρό έδειξε ότι το άστρο Σείριος απομακρυνόταν από μας. Μερικά χρόνια αργότερα ήταν σε θέση να υπολογίσει την ακτινωτή ταχύτητα του Σείριου μεταξύ 42 έως 58 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Κατά τη διάρκεια του 1890 το παρατηρητήριο Lick στην Καλιφόρνια άρχισε να παρακολουθεί και να υπολογίζει την ακτινωτή ταχύτητα (που είναι στην πραγματικότητα η ταχύτητα με την οποία το άστρο φαίνεται να κινείται όταν παρατηρείται) πολλών άστρων, καθώς επίσης και τα αεριώδη και πλανητικά νεφελώματα. Οι αστρονόμοι στο Lick υπολόγισαν τις ταχύτητες 400 άστρων συμπεριλαμβανομένης και της ακτινικής ταχύτητας τους όπως και της πραγματικής ταχύτητάς τους. Το 1910 ο Vesto Slipher μέτρησε ότι η ταχύτητα του νεφελώματος Ανδρομέδα ήταν 300 km/sec, τριάντα φορές μεγαλύτερη από όσο προηγουμένως είχε παρατηρηθεί. Τέσσερα χρόνια αργότερα, ο Slipher επιβεβαιώνει τις ακτινικές ταχύτητες 14 σπειροειδών νεφελωμάτων, με τη συντριπτική πλειοψηφία τους να μετατοπίζεται προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Οι παρατηρήσεις του Slipper έδειξαν ότι η πλειοψηφία των σπειρών που μέτρησε απομακρυνόταν από μας.

Ο νόμος του Hubble

Περίπου το 1913 αρκετοί αστρονόμοι, μεταξύ τους και ο Edwin Hubble, χρησιμοποίησαν μεταβλητά άστρα γνωστά ως Κηφείδες (αστέρια που η ένταση τους κυμαίνεται) για να μετρήσει τη σχέση περιόδου - φωτεινότητάς τους. Με αυτό θα εύρισκε με ακρίβεια την απόσταση οποιουδήποτε Κηφείδη στην γειτονιά μας. Ο Hubble έγινε ο πρώτος αστρονόμος που μπόρεσε να ανακαλύψει έναν ανεξάρτητο γαλαξία έξω από τα όρια του δικού μας Γαλαξία. Ο Hubble υπολόγισε ότι η απόσταση του γαλαξία Ανδρομέδα από μας ήταν 900.000 έτη φωτός, μεγαλύτερη από το υπολογισμένο μέγεθος του Γαλαξία μας.

Χρησιμοποιώντας τις μετρήσεις της ακτινικής ταχύτητας του Slipher μαζί με τους υπολογισμούς του Hubble άρχισε να παρατηρεί έναν συσχετισμό μεταξύ της απόστασης αυτών των γαλαξιών και των ακτινικών ταχυτήτων τους. Η απόδειξη ήταν αποφασιστικής σημασίας: όσο πιο μακριά ήταν ένας γαλαξίας σχετικά με τη γη, τόσο μεγαλύτερη ήταν και η ταχύτητα αυτού του γαλαξία. Ο Hubble είχε την αδιάψευστη απόδειξη ότι το σύμπαν επεκτεινόταν. Μέχρι το 1936 ο Hubble είχε λάβει αποδεικτικά στοιχεία από γαλαξίες πάνω από 100 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Οι ερυθρές μετατοπίσεις σε αυτήν την απόσταση ήταν τόσο μεγάλες που οι φασματικές γραμμές είχαν αλλάξει το χρώμα τους.

Κοσμολογικά μοντέλα

Καθώς οι αστρονόμοι συνέλεγαν στοιχεία για το Σύμπαν βασισμένα στις παρατηρήσεις τους, οι θεωρητικοί ήταν απασχολημένοι με μοντέλα που προσπαθούσαν να εξηγήσουν τον Κόσμο. Εξοπλισμένος με τη θεωρία της σχετικότητας ο Αϊνστάιν ήταν ένας από τους πρώτους που προσπαθούσε να βρει μια εξήγηση του φυσικού κόσμου. Ο Αϊνστάιν πίστευε σε ένα σύμπαν στατικό, ομοιόμορφο, με ισοτροπική κατανομή της ύλης. Οι εξισώσεις του εντούτοις έδειχναν ότι το σύμπαν δεν ήταν σταθερό, αλλά είχε τη δυνατότητα είτε να διαστέλλεται είτε να συστέλλεται. Ήταν όμως σίγουρος ότι το σύμπαν ήταν σταθερό. Έτσι, αναγκάστηκε να τροποποιήσει την αρχική εξίσωσή του. Πρόσθεσε σε αυτήν ένα όρο, την κοσμολογική σταθερά Λ, που δημιούργησε ένα σφαιρικό, τεσσάρων διαστάσεων κλειστό σύμπαν.

Την ίδια εποχή ο ολλανδός αστρονόμος Willem de Sitter χρησιμοποίησε τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν  για να αναπτύξει το μοντέλο του σύμπαντος. Το μοντέλο του ήταν μοναδικό δεδομένου ότι δεν έλαβε υπόψη του την ύπαρξη της ύλης στον Κόσμο. Πάντως ξεπέρασε το μοντέλο του Αϊνστάιν δεδομένου ότι πρόβλεπε την ερυθρή μετατόπιση - δηλαδή την διαστολή του σύμπαντος - ακόμα κι αν ο de Sitter αισθανόταν ότι αυτό ήταν μια πλάνη, και δεν υποχωρούσαν τα ουράνια αντικείμενα. Η ακαδημαϊκή κοινότητα του 1930 δεν αγκάλιασε πλήρως κανένα μοντέλο του σύμπαντος.

Τότε ο γραμματέας της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρείας στην Αγγλία ενημερώθηκε ότι πριν τρία χρόνια, ο Georges Lemaitre, ένας από τους σπουδαστές του είχε γράψει μια κοσμολογική θεωρία, ανεξάρτητα από τις δύο προηγούμενες σημαντικές εργασίες. Ο Lemaitre δημιούργησε μια κοσμολογία που πρόβλεπε έναν Κόσμο που ήταν για πάντα σε μια κατάσταση διαστολής. Όταν αυτή η θεωρία αναδημοσιεύτηκε στο περιοδικό Monthly Notices, έφερε στο προσκήνιο μια άλλη παρόμοια θεωρία που επινοήθηκε δέκα χρόνια νωρίτερα. Ο Aleksander Friedmann, ένας ρώσος μαθηματικός, ανέλυσε την κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν που παρήγαγε ένα στατικό σύμπαν. Ο Friedmann απέδειξε ότι υπάρχουν τρεις δυνατότητες για το σύμπαν όταν η κοσμολογική σταθερά Λ είναι μηδέν. Εάν η ύλη στο σύμπαν είναι μεγαλύτερο από την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν θα κατέρρεε τελικά σε ένα σημείο. Εάν η ύλη ήταν μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα το σύμπαν θα επεκτεινόταν για πάντα. Εάν το σύμπαν ήταν επίπεδο με μια κοσμολογική σταθερά μηδέν και η πυκνότητά του ίση με την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν θα επεκτεινόταν πάλι για πάντα.

Και οι λύσεις του Lemaitre και του Friedmann αναλύθηκαν από τον Αϊνστάιν και συνοπτικά απορρίφθηκαν. Αλλά η απόρριψη αυτών των λύσεων κράτησε μέχρι το 1932 που ο Hubble απέδειξε ότι οι γαλαξίες υποχωρούσαν στην πραγματικότητα, έτσι ο Αϊνστάιν αναγκάστηκε να απορρίψει το στατικό μοντέλο του σύμπαντος του. Η παρατηρητική απόδειξη ότι το σύμπαν επεκτεινόταν συνδυασμένη με τα μοντέλα Friedmann και Lemaitre, που πρόβλεπαν ένα διαστελλόμενο σύμπαν, ενοποίησε με επιτυχία τους θεωρητικούς κοσμολόγους και τους αστρονόμους. Το μόνο ζήτημα που παρέμενε ήταν ότι εάν το σύμπαν επεκτείνεται, ποιά μπορούσε να ήταν η αρχική προέλευση αυτού του διαστελλόμενου σύμπαντος;

Ο Lemaitre χρησιμοποίησε το δεύτερο νόμο της θερμοδυναμικής ως αφετηρία του. Με βάση την υπόθεση ότι η διαστολή του σύμπαντος ήταν μια αύξηση στην αναταραχή ενός συστήματος, που προέρχεται από μια ιδιομορφία των νετρονίων, τότε αυτός ο αρχέγονος πυρήνας θα εκρηγνυόταν με αποτέλεσμα μια προφανή αύξηση στην εντροπία του σύμπαντος. Στις 9 Μαΐου  του 1931, ο Lemaitre δημοσίευσε τη θεωρία του για το σύμπαν στο περιοδικό Nature και αντιμετώπισε το γενικό σκεπτικισμό.

Ο Lemaitre διατύπωσε το μοντέλο του βασισμένο στην άποψη ότι ένας μοναδικός γιγάντιος πυρήνας άρχισε να αυξάνει την εντροπία του, σπάζοντας σε μικρά θραύσματα. Πίστευε ότι αυτός ο αρχέγονος πυρήνας μπορούσε να υπήρχε ανέκαθεν, πριν καν υπάρξει κάποια ρήξη της ισορροπίας του, εξ αιτίας της οποίας ο αρχέγονος πυρήνας διασπάστηκε, και με τα συστατικά του να εκτοξεύονται παντού. Η στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης.

Ο George Gamow ανέπτυξε την εργασία του Lemaitre, χρησιμοποιώντας τις πρόσφατες ανακαλύψεις στην κβαντική θεωρία. Έτσι, θεώρησε ομοίως ότι  αφετηρία του σύμπαντος ένας ένας πυρήνας που περιείχε όχι μόνο νετρόνια, αλλά και πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Λόγω της μεγάλης ακτινοβολίας στο πρώιμο σύμπαν, η θερμοκρασία θα ήταν παραπάνω από ένα δισεκατομμύριο βαθμούς Kelvin. Αυτό το σύμπαν σε ηλικία πέντε λεπτών, πίστευε ο Gamow, θα είχε σωματίδια που δεν θα μπορούσαν να συνδυαστούν. Αλλά καθώς άρχισε η διαστολή του τότε σύμπαντος οι θερμοκρασίες μειώθηκαν και έτσι θα μπορούσε να γίνει πυρηνική σύντηξη. Τότε θα σχηματίζονταν και τα άτομα καθώς τα πρωτόνια και τα νετρόνια θα συνδέονταν το ένα με το άλλο. Ο Gamow έπειτα υπέθεσε ότι όλα τα στοιχεία στο σύμπαν δημιουργήθηκαν αυτή τη στιγμή. Μια χρονιά εντούτοις αργότερα, αποδείχθηκε ότι οι μαθηματικοί υπολογισμοί του Gamow ενώ ήταν σωστοί για πυρήνες με 1,2,3,4 και νουκλεόνια, δεν ήταν σωστοί για πυρήνα με ατομική μάζα 5 (5 νουκλεόνια). Δηλαδή  δεν θα μπορούσε να είχε δημιουργηθεί από αυτούς τους αρχικούς πυρήνες όσο αυτός με μάζα 8.  Επομένως η διαδρομή για το σχηματισμό βαρύτερων πυρήνων εμποδιζόταν.

Αν και αποδείχθηκε ότι όλα τα στοιχεία στο σύμπαν δεν έχουν προέλθει από την αρχέγονη βολίδα, η θεωρία αυτή κέρδισε την αποδοχή έως ότου ήρθε η αντίπαλος κοσμολογία γνωστή ως θεωρία της σταθερής κατάστασης. Ο Fred Hoyle (που έπλασε κοροϊδευτικά τον όρο Big Bang ή Μεγάλη Έκρηξη) και οι συνάδελφοί του κατασκεύασαν ένα μοντέλο του σύμπαντος που έγινε ευρύτατα αποδεκτό κυρίως για θρησκευτικούς λόγους, κι όχι για την επιστημονική επάρκεια του. Ο Hoyle πρότεινε ότι το σύμπαν είναι απείρως παλαιό και έχει παραμείνει σε μια σταθερή κατάσταση εκτός από το ότι το σύμπαν πράγματι επεκτεινόταν. Όμως, οι γαλαξίες δεν υποχωρούν μεταξύ τους αλλά δημιουργείται συνεχώς μεταξύ των γαλαξιών χώρος. Για να παραμένει σταθερή η μέση πυκνότητα ο Hoyle πρότεινε ότι έπρεπε να δημιουργείται ύλη σε αυτές τις νέες περιοχές, όπου διαστελλόταν το διάστημα. Οι υπολογισμοί του έδειχναν ότι έπρεπε να δημιουργείται κάθε έτος μόνο ένα άτομο υδρογόνου, σε μια περιοχή στο μέγεθος ενός κύβου 100 μέτρων για να υπάρχει πράγματι διαστολή. Αυτή η αυθόρμητη γενιά της ύλης υποστήριζε ο Hoyle  ότι θα επέτρεπε το σχηματισμό νέων γαλαξιών μεταξύ των αρχαίων και το σύμπαν θα διατηρούσε τη σταθερή κατάσταση του. Υποστήριζε μάλιστα ότι οι αστρονόμοι θα ήταν σε θέση να ανιχνεύσουν νέους γαλαξίες στο μέσον πολύ παλαιών γαλαξιών. Αυτό το ζήτημα ήταν μία από τις πολλές ασυνέπειες που βρέθηκαν στη θεωρία της σταθερής κατάστασης. Στη δεκαετία του '50 οι θεωρητικοί της σταθερής κατάστασης δέχτηκαν ένα βαρύ χτύπημα όταν ανακαλύφθηκαν ραδιογαλαξίες δείχνοντας ότι, σύμφωνα με την κοσμολογίας της Μεγάλης Έκρηξης, οι γαλαξίες εξελίσσονται και ήταν πολύ ενεργοί δισεκατομμύρια χρόνια πριν.

Η ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μικροκυμάτων

Τελικά τα εμπειρικά δεδομένα που είχαν προβλέψει οι κοσμολόγοι του Big Bang παρατηρήθηκαν το 1965 από τους φυσικούς των εργαστηρίων Bell Arno Penzias και Robert Wilson. Ο Robert Dicke του πανεπιστημίου Princeton ήταν ο πρώτος που έψαχνε στον ουρανό για την εναπομείνουσα ακτινοβολία της Μεγάλής Έκρηξης. Ο Dicke μάλιστα πρότεινε ότι η Μεγάλη Έκρηξη προήλθε από ένα προηγούμενο σύμπαν και ότι ήταν απαραίτητη μια θερμοκρασία πάνω από ένα δισεκατομμύριο βαθμούς για να δημιουργήσει το νέο σύμπαν μας. Αυτή η ενέργεια στη συνέχεια θα παρήγαγε ένα απειροελάχιστο ποσό ακτινοβολίας που πρέπει να είναι μετρήσιμη σήμερα, με βάση το νόμο του Planck ότι όλα τα σώματα εκπέμπουν ενέργεια που μπορεί να τεκμηριωθεί με ένα διάγραμμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Ανάλογα με το μήκος του κύματος μπορούν να βρεθούν οπουδήποτε από την περιοχή των ακτίνων Χ έως τα ραδιοκύματα. Μια εκπομπή ακτινοβολίας από ένα σώμα εξαρτάται από τα συστατικά στοιχεία του σώματος, την επιφάνεια του σώματος και τη θερμοκρασία της επιφάνειας του. Το σώμα που εκπέμπει το μέγιστο ποσό ενέργειας λέγεται μέλαν σώμα. Με την χρήση της καμπύλης Planck του μέλανος σώματος ως οδηγό ο Dicke υπολόγισε ότι η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου της Μεγάλης Έκρηξης πρέπει να είναι περίπου 3 Kelvin πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Ο συνάδελφος Jim Peebles του Dicke, επίσης, κατέληξε στο συμπέρασμα ότι όταν το κατάλοιπο της Πύρινης Βολίδας ψύχθηκε στους 3000° Kelvin θα ήταν σε θέση να σχηματιστούν πυρήνες καθώς και πυρήνες ηλίου από το υδρογόνο. Έτσι, το σύμπαν έμεινε με ένα μίγμα υδρογόνου - περίπου 75% - και ηλίου - κατά 25%, που μοιάζει με την ποσότητα του ηλίου που βρέθηκε στον ήλιο μας. Ο Peebles κατέληξε στο συμπέρασμα ότι αφού τα δύο αφθονότερα στοιχεία στον Κόσμο δημιουργήθηκαν όταν ήταν το σύμπαν είχε θερμοκρασία 3000° Κ και από τότε το σύμπαν έχει επεκταθεί κατά έναν παράγοντα 1000, άρα η ακτινοβολία που έμεινε από το Big Bang πρέπει να έχει μια θερμοκρασία περίπου 10° Κ. Αργότερα, νέοι και καλύτεροι υπολογισμοί αυτών των εξισώσεων έδωσαν μια θερμοκρασία 3° Κ. Οι Dicke και Peebles ήταν βέβαιοι ότι υπήρχαν κατάλληλα όργανα που θα ήταν τα πρώτα που θα ανίχνευαν αυτήν την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου.

penzias wilsonΟι Penziaw-Wilson μπροστά στην κωνική κεραία του Holmdel στο New Jersey, με την οποία ανακάλυψαν το 1964 τη διάχυτη ακτινοβολία υποβάθρου στο Σύμπαν

Την εποχή εκείνη οι φυσικοί Penzias και Wilson ασχολούνταν με την μέτρηση της ακτινοβολίας από το Γαλαξία μας. Δούλευαν σε μια στενή περιοχή του ουρανού όταν άκουσαν έναν θόρυβο που παρεμπόδιζε το σήμα τους. Αυτός ο θόρυβος προερχόταν από την Κοσμική Ακτινοβολία και είχε μια θερμοκρασία 3° K. Φαινόταν να προέρχεται από όλες τις κατευθύνσεις και δεν αυξομειωνόταν ποτέ. Βλέποντας ότι η αρχική έρευνά τους αλλοιώθηκε λόγω του ανεξήγητου θορύβου, παραιτήθηκαν από την συγγραφή μιας εργασίας για αυτό το ανεξήγητο φαινόμενο. Μήνες αργότερα ο Penzia ανακάλυψε πως η ομάδα του Peebles έψαχνε για αυτήν την ακτινοβολία λείψανο του Big Bang χωρίς επιτυχία. Εξετάζοντας ξανά το θόρυβο που έπιαναν με τις ραδιοκεραίες τους συνειδητοποίησαν οι Penzia και Wilson ότι είχαν σκοντάψει πάνω στην πιο σημαντική ανακάλυψη, που επιβεβαίωσε την αρχέγονη Μεγάλη Έκρηξη

Οι θεωρητικοί του Big Bang έκαναν αρκετές προβλέψεις που υποστήριζαν τελικά αυτή τη θεωρία. Η πρώτη είναι η παρατήρηση του Hubble για τη σχέση της απόστασης με τη μετατόπιση προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Αυτή η σχέση μας επιτρέπει να προσεγγίσουμε την ηλικία του σύμπαντος με τη βοήθεια τριών χωριστών ουρανίων σωμάτων που όλα τους φθάνουν στο ίδιο σχετικό αποτέλεσμα. Ο Hubble χρησιμοποίησε μεταβλητής έντασης άστρα, που είναι γνωστά ως "τυποποιημένα κεριά", για να φτιάξει μια κοσμική κλίμακα αποστάσεων. Γνωρίζοντας την απόσταση αυτών των ουράνιων αντικειμένων θα ήταν σε θέση να κατασκευάσει ένα διάγραμμα για την ηλικία του σύμπαντος. Αυτά τα τυποποιημένα κεριά είναι οι Κηφείδες μια σπάνια κλάση μεταβλητών άστρων στους γειτονικούς μας γαλαξίες, που η φωτεινότητά τους αυξάνεται και εξασθενίζει με ένα κανονικό ρυθμό, ο οποίος εξαρτάται από την πραγματική φωτεινότητα του αστεριού. Οι αστρονόμοι λοιπόν παρατηρούν ένα αμυδρό αστέρι της κλάσης των Κηφειδών σε έναν απόμακρο γαλαξία. Συγκρίνοντας ύστερα τη φωτεινότητα του αστεριού που βλέπουν με την πραγματική φωτεινότητα που υπολογίζουν, με την βοήθεια του ρυθμού που αυξομειώνεται το φως του, είναι δυνατό να υπολογιστεί η απόστασή του.

Κεντρικά σημεία στο ζήτημα της ηλικίας του σύμπαντος είναι δύο σημαντικοί θεωρητικοί όροι. Η σταθερά του Hubble που αναφέρεται στο πόσο γρήγορα αυξάνονται οι ταχύτητες των γαλαξιών ανάλογα με την απόστασή τους από τη Γη. Έχει γίνει μεγάλη συζήτηση σχετικά με την τιμή αυτής της σταθεράς, που αρχίζει από την τιμή των 50 Km/sec/Mpc (1 Mpc είναι περίπου 3 εκατομμύρια έτη φωτός) έως τα 100 Km/sec/Mpc. Η διαφορά αυτή στην τιμή εξηγεί και τη διαφορά στην εκτίμηση για την ηλικία του σύμπαντος κατά ± 5 δισεκατομμύρια.

Η άλλη σπουδαία σταθερά είναι γνωστή ως q, που καθορίζει την επιβράδυνση της διαστολής του σύμπαντος. Ανάλογα με την κρίσιμη πυκνότητα του σύμπαντος από την οποία εξαρτάται αυτή η σταθερά q, το σύμπαν θα αποδειχθεί είτε ότι θα διαστέλλεται συνεχώς σαν ένα επίπεδο και ανοικτά μοντέλο, είτε θα είναι ένα ταλαντούμενο κλειστό σύμπαν, που θα δοκιμάζει εναλλάξ μια Μεγάλη Σύνθλιψη και μια Μεγάλη Έκρηξη (με τη Μεγάλη Σύνθλιψη θα συμπυκνωθεί τελικά σε μια ιδιομορφία και μετά θα αρχίσει τη διαδικασία της Μεγάλης Έκρηξης. Ο διάδοχος του Hubble Allan Sandage πρόβλεψε ένα κλειστό σύμπαν όταν αυτός σχεδίασε διάφορους ραδιογαλαξίες πολλά δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Τα στοιχεία για αυτό το κλειστό σύμπαν μερικά χρόνια αργότερα κατέπεσαν και έτσι το μοντέλο του κλειστού σύμπαντος τελικά έφυγε από το προσκήνιο. Έως σήμερα η σταθερά του Hubble και η σταθερά q παραμένουν τα δύο σημαντικότερα αναπάντητα προβλήματα στη σύγχρονη κοσμολογία.

Οι αστρονομικές παρατηρήσεις έχουν υποστηρίξει, επίσης, τις προβλέψεις των θεωρητικών ότι ορισμένα στοιχεία θα μπορούσαν να έχουν δημιουργηθεί μόνο λίγες στιγμές μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Με βάση τη σχέση μεταξύ της ποσότητας του ηλίου στο σύμπαν και του αριθμού των διαφορετικών τύπων οικογενειών των σωματιδίων (ηλεκτρόνια, μιόνια, ταυ) οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι υπάρχει ένα νετρίνο για κάθε οικογένεια σωματιδίων. Εξ αιτίας της σημερινής πυκνότητας της ενέργειας του σύμπαντος θα υπάρχει και μια αντίστοιχη ποσότητα ηλίου, που θα έχει παραχθεί. Αυτή στη συνέχεια θα δημιουργήσει και τους διαφορετικούς τύπους των νετρίνων. Όταν είδαμε ότι η προβλεφθείσα ποσότητα των νετρίνων αντιστοιχούσε σε αυτό που παρατηρήθηκε, είχαμε μια άλλη σημαντική νίκη για την κοσμολογία του Big Bang.

Ο Δορυφόρος COBE

Μετά από την ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου το 1965 οι επιστήμονες ήταν πρόθυμοι να επεκτείνουν την έρευνά τους στο εξωτερικό διάστημα με τη βοήθεια ενός δορυφόρου σε τροχιά γύρω από τη Γη. Από το διάστημα τελικά μας δόθηκε η ευκαιρία να μελετήσουμε αυτό το φαινόμενο στα τέλη του 1989 με τον Κοσμικό Εξερευνητή Υποβάθρου (COBE). Ο δορυφόρος COBE έκανε τρία ξεχωριστά πειράματα με τα όργανα του. Το πρώτο όργανο γνωστό ως FIRAS, ήταν ένα φασματόμετρο για τις υπέρυθρες ακτίνες του ακραίου ορίου του φάσματος. Και δημιουργήθηκε με σκοπό να επιβεβαιώσει την έρευνα που είχε αναπτυχθεί μέχρι τότε, ότι η ακτινοβολία υποβάθρου πράγματι είχε το φάσμα ενός μέλανος σώματος.

Το επόμενο ζήτημα που προσπαθήθηκε να απαντήσει το COBE ήταν το εξής: έχει η ακτινοβολία υποβάθρου την ίδια θερμοκρασία σε όλες τις κατευθύνσεις; Η θεωρία του Big Bang δηλώνει ότι προκειμένου να υπάρχει μια συμπύκνωση της μάζας και έτσι να σχηματιστούν οι γαλαξίες, θα πρέπει να υπάρχει μια ανομοιογένεια που να έμεινε από την εποχή της Μεγάλης Έκρηξης, και που θα είναι ανιχνεύσιμη. Το Διαφορικό Ραδιόμετρο Μικροκυμάτων (DMR) σχεδιάστηκε να ανιχνεύσει τις διακυμάνσεις της ανισοτροπίας σε μια κλίμακα 30 εκατομμυριοστών της μιας μοίρας. Η θεωρία του πληθωρισμού πρόβλεπε τέτοιες διακυμάνσεις και οι κβαντικές διαδικασίες κατά τη διάρκεια εκείνων των αρχέγονων σταδίων της Μεγάλης Έκρηξης (όταν το σύμπαν ήταν στο μέγεθος ενός πρωτονίου), επέτρεψαν στα νέφη της ύλης να συμπυκνωθούν στους γαλαξίες. Η μοίρα της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης εξαρτιόταν βασικά από τις μετρήσεις του DMR, που μπορούσε να συγκρίνει την εισερχόμενη Μικροκυματική Ακτινοβολία από δύο διαφορετικές διευθύνσεις και να αναζητά διαφορές στο κυρίαρχο μήκος κύματος. Τέτοιες διαφορές θα υποδείκνυαν διαφορές στην πυκνότητα στο αρχέγονο σύμπαν και οι υψηλής πυκνότητας περιοχές θα είχαν προκαλέσει τη δημιουργία των σημερινών γαλαξιών. Σε επίπεδο ανάλυσης 1/3.000 και 1/10.000 δεν είχε παρουσιαστεί κανένα ίχνος διακύμανσης, αλλά τέλη του 1991 παρουσιάστηκαν διακυμάνσεις σε επίπεδο ανάλυσης 1/100.000. Με άλλα λόγια, το κυρίαρχο μήκος κύματος της Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου μεταβαλλόταν κατά 0.001% ανάλογα με τη διεύθυνση που ήταν στραμμένος ο δορυφόρος.

Το φάσμα, όπως μετρήθηκε από τον COBE, δείχνει την κατανομή της ενέργειας της ακτινοβολίας στα διάφορα μήκη κύματος. Η συνεχής καμπύλη παριστάνει τη θεωρητικά προσδοκώμενη κατανομή της ακτινοβολίας που προέρχεται από τη Μεγάλη Έκρηξη και όπως φαίνεται είναι τύπου μέλανος σώματος

Το τρίτο πείραμα ήταν το γνωστό ως Πείραμα του Διάχυτου Υπέρυθρου Υποβάθρου ή DIRBE. Είχε ως σκοπό να εξετάσει τις απώτατες γωνίες του σύμπαντος στις υπέρυθρες ακτίνες, 15 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά από τη Γη, και να συσσωρεύσει στοιχεία όσον αφορά το υπέρυθρο φως αυτών των αρχέγονων γαλαξιών. Το όργανο DIRBE μπόρεσε να συσσωρεύσει πολλά δεδομένα που τελικά επιβεβαίωσαν πολλές θεωρίες της κοσμολογίας του Big Bang. Έτσι, λίγο μετά αφότου το COBE τοποθετήθηκε σε τροχιά ήρθε εκείνο το συναρπαστικό στοιχείο που ανέμενε ανυπόμονα για καιρό η επιστημονική κοινότητα. Η Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου ταίριαζε με την καμπύλη του μέλανος σώματος με μία απόκλιση 1%. Εξήντα επτά ξεχωριστά σημεία της συχνότητας που λήφθηκαν από το COBE ταίριαζαν τέλεια με το θεωρητικό φάσμα του μέλανος σώματος. Η παρατήρηση είχε επιβεβαιώσει ακριβώς την κοσμολογία του Big Bang η οποία το είχε προβλέψει πολύ καιρό πριν. Αυτή η ανακάλυψη αποδείχθηκε το εύκολο μέρος του πειράματος.

Ο George Smoot και οι συνάδελφοί του επίσης από το Μπέρκλευ πέρασαν τρία σκληρά χρόνια για να ταξινομήσουν τα δισεκατομμύρια μέρη των στοιχείων που παρείχε το όργανο DMR. Η ανακοίνωσή του στις 23 Απριλίου του 1992 στην ετήσια συνεδρίαση της Αμερικανικής Ένωσης Φυσικών στην Ουάσιγκτον, το είπε καλύτερα: Η αγγλική γλώσσα δεν έχει αρκετά υπερθετικά για να μεταβιβάσει την ιστορία των αποτελεσμάτων, που έχουμε παρατηρήσει. Βρήκαμε απολιθώματα 15 δισεκατομμυρίων ετών που δημιουργήθηκαν στη γέννηση του σύμπαντος. Το πείραμα, όπως είπε και ο Smoot, έδειξε ότι η Μεγάλη Έκρηξη ήταν ζωντανή και πολύ-πολύ υγιής.

Η χαρτογράφηση των ανισοτροπιών στην ακτινοβολία υποβάθρου του ουρανού των 2.74 Kelvin από τον δορυφόρο COBE. Αυτά τα κοσμικά σχήματα στον ουρανό πιθανόν να είναι κατάλοιπα από μια εποχή 10^-32 sec μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ο χάρτης δείχνει όλη την ουρόνια σφαίρα ενώ ο Γαλαξίας μας είναι η κόκκινη λωρίδα που βρίσκεται στον ισημερινό. Οι γαλάζιες και ροζ περιοχές είναι ελαφρά θερμότερες και ψυχρότερες από το μέσο όρο, περίπου 1 μέρος ως προς τα 90.000. Η εικόνα αυτή είναι το άθροισμα παρατηρήσεων του COBE στα 53 και 90 GHz και αντιστοιχεί σε χωρική διακριτική ικανότητα 100. Ακόμα και οι μικρότερες ανομοιογένειες ή  μικροδιακυμάνσεις, είναι πολύ μεγάλες για να έχουν παίξει οποιοδήποτε ρόλο στη διαμόρφωση του Σύμπαντος που βλέπουμε σήμερα. Οι μικροδιακυμάνσεις πιστεύεται πως αποτελούν τα "σπέρματα" του σχηματισμού των σημερινών δομών του σύμπαντος

Αν και οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας στο μικροκυματικό υπόβαθρο ήταν μικρότερες από τριάντα εκατομμυριοστά του ενός βαθμού, αυτά τα πεδία της διακύμανσης της θερμοκρασίας και της πυκνότητας ήταν πλάτους περισσότερο από 500 εκατομμύρια έτη φωτός. Αυτοί οι μικροσκοπικοί συνδυασμοί που σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης ήταν η ίδια η πυκνότητα που χρειαζόταν προκειμένου να δημιουργηθούν οι γαλαξίες και ακολούθως η ίδια η ζωή η ίδια.

Επιτέλους, η απόδειξη του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης είχε τελειώσει. Γενιές φυσικών, αστρονόμων και κοσμολόγων - Αϊνστάιν, Λεμέτρ, Χάμπλ, Γκάμοφ, Άλφερ, Μπάαντε, Πενζίας, Ουίλσον, Σμούτ και πολλοί άλλοι - είχαν καταφέρει να αντιμετωπίσουν το έσχατο ερώτημα περί δημιουργίας του Κόσμου. Ήταν πια ξεκάθαρο πως το σύμπαν ήταν διαστελλόμενο, δυναμικό και εξελισσόμενο για πάνω από 13 δισεκατομμύρια χρόνια.  Η αλλαγή από ένα σύμπαν αιώνιο και αμετάβλητο στο σύμπαν της Μεγάλης Έκρηξης είχε ολοκληρωθεί.

Το σύμπαν σύμφωνα με τον δορυφόρο WMAP

Το Φεβρουάριο του 2003 ο δορυφόρος WMAP (διάδοχος του COBE που φτιάχτηκε για να μετρήσει την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου με 35 φορές καλύτερη ανάλυση) έφτιαξε μια ακόμα πιο λεπτομερή εικόνα της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου (CMB), την ακτινοβολία που εκπέμφθηκε από το σύμπαν όταν είχαν περάσει 380.000 χρόνια από το Big Bang. Η ακτινοβολία αυτή που θεωρείται το αρχαιότερο φως στον Κόσμο, διέρρευσε από το νεογέννητο σύμπαν όταν αυτό ήταν ακόμα μια πυρακτωμένη σφαίρα πλάσματος.

Ένας πλήρης Ουράνιος χάρτης του παλαιότερου φωτός στο Σύμπαν. Τα χρώματα δείχνουν "τη θερμότερη περιοχή" (κόκκινο) και την "πιο ψυχρή" (μπλε σημεία). Η ωοειδής μορφή είναι μια προβολή για να παρουσιάσει ολόκληρο τον Ουρανό.

Πολύ πριν να υπάρξουν αστέρια και γαλαξίες, το σύμπαν αποτελούνταν από ένα καυτό, λαμπρό πλάσμα που αναταρασσόταν κάτω από τις ανταγωνιστικές επιδράσεις της βαρύτητας και της ακτινοβολίας. Τα καυτά σημεία στην Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου είναι οι εικόνες του συμπιεσμένου, πυκνού πλάσματος σε ένα σύμπαν που συνεχώς ψύχεται, ενώ τα ψυχρά σημεία του χάρτη είναι η υπογραφή των απόκρυφων, εσωτερικών, περιοχών του αερίου.

Ακριβώς όπως ο τόνος ενός κουδουνιού εξαρτάται από τη μορφή του και το υλικό από το οποίο αποτελείται, έτσι συμβαίνει και με τον 'ήχο' του αρχικού σύμπαντος -- η αναλογία των υλικών του και τα μεγέθη των καυτών και ψυχρών σημείων στην CMB -- που εξαρτάται από τη σύνθεση του σύμπαντος και τη μορφή του. Ο δορυφόρος WMAP επέτρεψε τελικά στους επιστήμονες να ακούσουν αυτή την ουράνια μουσική και να υπολογίσουν από τι αποτελείται ο Κόσμος μας.

Αναλύοντας τα δεδομένα του WMAP, οι ερευνητές συμπέραναν ότι το σύμπαν αποτελείται μόνο 4% από τη συνηθισμένη ύλη. Το 23% είναι η αόρατη σκοτεινή ύλη, που οι αστροφυσικοί θεωρούν ότι είναι φτιαγμένη, μέχρι σήμερα, από άγνωστα σωματίδια. Το υπόλοιπο, 73%, είναι η περίφημη σκοτεινή ενέργεια.

Το WMAP ανακάλυψε, επίσης, και άλλες βασικές ιδιότητες του Σύμπαντος, συμπεριλαμβανομένης της ηλικίας του (13,7 δισεκατομμύρια έτη), του ρυθμού διαστολής και της πυκνότητας.

Μια από τις μεγαλύτερες εκπλήξεις που αποκαλύφθηκαν από τα στοιχεία του WMAP, είναι ότι η πρώτη γενεά των άστρων άρχισε να λάμπει στον Κόσμο μόνο 200 εκατομμύρια χρόνια μετά από το Μεγάλη Έκρηξη, πολύ νωρίτερα από όσο ανέμεναν πολλοί επιστήμονες. Για να υπολογίσει ακριβώς πότε άρχισε ο σχηματισμός των άστρων, η ομάδα του WMAP δεν είδε κατευθείαν το φως των πρώτων άστρων αλλά μέτρησε τις απίστευτα λεπτές παραλλαγές στην πόλωση της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου.

Ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος (η σταθερά Hubble) βρέθηκε ότι είναι: Ho= 71 km/sec/Mpc (μ' ένα περιθώριο λάθους περίπου 5%). Για να ταιριάξει δε η θεωρία με τα δεδομένα δεχόμαστε την παντοτινή διαστολή του σύμπαντος.

Το σύμπαν τελικά, σύμφωνα με τα δεδομένα του WMAP, είναι επίπεδο ενώ η βαρυονική πυκνότητα είναι = 0.044 ± 0.004, η πυκνότητα της σκοτεινής ύλης = 0.23 ± 0.04, και η εναπομένουσα πυκνότητα 0.73 ± 0.04 περιγράφεται σαν η "σκοτεινή ενέργεια του κενού".

Η ποσότητα της σκοτεινής ύλης και της ενέργειας στο Σύμπαν φαίνεται ότι παίζει κρίσιμο ρόλο στον καθορισμό της γεωμετρίας του Χώρου. Γιατί:

1. Αν η συνολική πυκνότητα της ύλης και της ενέργειας στο Σύμπαν ρ < ρο , (όπου ρο η κρίσιμος πυκνότητα) τότε ο χώρος είναι ανοικτός και με αρνητική καμπυλότητα όπως η επιφάνεια ενός σαμαριού.

2. Αν η πυκνότητα είναι ρ > ρο  (όπου ρο η κρίσιμος πυκνότητα) μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε ο χώρος είναι κλειστός και θετικά καμπυλωμένος όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας. Στην τελευταία περίπτωση, οι τροχιές του φωτός διίστανται και τελικά ενώνονται πάλι σε ένα σημείο.

3. Τέλος, αν η πυκνότητα είναι ακριβώς ίση με την κρίσιμη πυκνότητα ρ = ρο, τότε ο χώρος είναι επίπεδος όπως ένα φύλλο χαρτί. Αυτό το σενάριο επιβεβαίωσε και ο δορυφόρος WMAP.

Η θεωρία του πληθωρισμού, η προέκταση της θεωρίας του Big Bang, προβλέπει ότι η πυκνότητα του σύμπαντος πρέπει να είναι  πολύ κοντά στην κρίσιμη πυκνότητα, παράγοντας έτσι ένα επίπεδο σύμπαν.

Η εξέλιξη και το σχήμα του σύμπαντος

Αν λύσουμε τις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν, με τη βοήθεια και της μετρικής του διαστελλόμενου χώρου, βρίσκουμε ότι η μελλοντική εξέλιξη του Σύμπαντος εξαρτάται από το συνολικό ποσό της ύλης και της ενέργειας που περιέχει. Στην πιο απλή μορφή αυτών των λύσεων, (χωρίς να υπολογίσουμε την κοσμολογική σταθερά Λ), υπάρχουν οι εξής δυνατές περιπτώσεις μεταξύ ύλης και γεωμετρίας:

1. Αν το σύμπαν περιέχει μικρή ποσότητα ύλης τότε θα διαστέλλεται συνεχώς γιατί η βαρύτητα δεν μπορεί να το συγκρατήσει (είναι η περίπτωση του ανοικτού σύμπαντος). Η δε γεωμετρία που το διέπει είναι υπερβολική (στις δύο διαστάσεις ένα ανάλογο σχήμα είναι αυτό μιας σέλας αλόγου).

2. Αν περιέχει μεγάλη ποσότητα ύλης τότε το σύμπαν θα αρχίσει να συστέλλεται μετά από κάποιο χρονικό διάστημα γιατί η βαρύτητα θα αρχίσει να γίνεται τότε σημαντική (περίπτωση κλειστού σύμπαντος). Η δε γεωμετρία που το διέπει είναι σφαιρική.

3. Αν περιέχει ένα συγκεκριμένο κρίσιμο ποσό ύλης (το σύνορο μεταξύ των δύο παραπάνω περιπτώσεων), τότε η γεωμετρία είναι η γνωστή μας Ευκλείδια (επίπεδο σύμπαν).

Με την προσθήκη της κοσμολογικής σταθεράς Λ αυτή η αντιστοιχία μεταξύ ύλης και γεωμετρίας παύει αν ισχύει και είναι δυνατόν το Σύμπαν να περιέχει μικρό ποσό κανονικής ύλης αλλά η γεωμετρία που το διέπει να είναι η Ευκλείδια. Αυτό μπορεί να συμβεί επειδή η Κοσμολογική Σταθερά Λ λειτουργεί σαν εν δυνάμει ύλη (σκοτεινή ενέργεια του κενού), η οποία συμπληρώνει την απαραίτητη ποσότητα της κανονικής ύλης (βαρυονικής και σκοτεινής ύλης) ώστε το Σύμπαν να είναι επίπεδο.

Έχει λοιπόν βρεθεί ότι το Σύμπαν διαστέλλεται σήμερα με ρυθμό πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή, γεγονός που χρειάζεται εξήγηση μιας και γνωρίζουμε από τις λύσεις των εξισώσεων του Αϊνστάιν, ότι εάν το Σύμπαν δεν ξεκινούσε την διαστολή του με ακριβώς αυτό τον ρυθμό, τότε με την πάροδο του χρόνου θα απέκλινε όλο και περισσότερο από αυτόν και σήμερα θα μετρούσαμε εντελώς διαφορετικό ρυθμό διαστολής.

Η παρουσία των κοσμικών δομών (αστέρων, γαλαξιών και σμήνη γαλαξιών), δείχνει ότι ο ρυθμός διαστολής είναι ακριβώς αυτός που χρειάζεται για να δημιουργηθούν.

Γιατί αν το Σύμπαν διαστελλόταν με ρυθμό πολύ μεγαλύτερο της κρίσιμης τιμής τότε η βαρύτητα που ασκείται συνολικά στο Σύμπαν, από την εμπεριεχόμενη εντός αυτού ύλης και ενέργειας, δεν θα ήταν σε θέση να αντιστρέψει τη διαστολή σε συστολή ούτε στις περιοχές υψηλής πυκνότητας. Κι έτσι δεν θα είχαν γεννηθεί τα άστρα, στον πυρήνα των οποίων δημιουργούνται τα συστατικά στοιχεία από τα οποία είναι φτιαγμένα τα έμβια όντα (οξυγόνο, υδρογόνο, άνθρακας κλπ) και η εξέλιξη των οποίων τελικά τροφοδοτεί, με αυτά τα στοιχεία, το Σύμπαν.

Επίσης, εάν το Σύμπαν διαστελλόταν με ρυθμό σημαντικά βραδύτερο της κρίσιμης τιμής τότε πάλι πριν προλάβουν να δημιουργηθούν τα άστρα, το Σύμπαν θα είχε ξανασυσταλλεί σε μία υπέρθερμη θάλασσα ακτινοβολίας. Επομένως, το γεγονός της ύπαρξης των κοσμικών δομών προϋποθέτει ότι το Σύμπαν διαστέλλεται περίπου με τον ρυθμό που μετράμε.

Το Χρονικό του Big Bang

Το Χρονικό του Big Bang αποτελεί θα έλεγε κάποιος το χρονικό της εξέλιξης του Σύμπαντος μέχρι την σημερινή εποχή μας. Η φάση που εξετάζουμε ξεκινάει 0.02 δευτερόλεπτα μετά την Μεγάλη Έκρηξη, όπου η θερμοκρασία είναι της τάξεως των 100 δισεκατομμυρίων βαθμών, μέχρι που το Σύμπαν γίνεται 700.000 ετών και η θερμοκρασία του 3.000 Kelvin. Πριν όμως από αυτή την εποχή υπάρχουν διάφορες εικασίες τις οποίες θα εξετάσουμε σε άλλο άρθρο.

Οι οκτώ φάσεις της εξέλιξης

1η φάση

Η πυκνότητα του Σύμπαντος είναι 4 x 109  kg/lt. Το Σύμπαν τότε είναι γεμάτο από ένα αδιαχώριστο κοσμικό ρευστό ύλης και ακτινοβολίας και κάθε σωματίδιο του συγκρούεται με άλλα σωματίδια. Το Σύμπαν βρίσκεται σε μια κατάσταση τέλειας θερμικής ισορροπίας και το περιεχόμενο του καθορίζεται από τους νόμους της στατιστικής μηχανικής.

Υπάρχουν σε αφθονία τα ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, φωτόνια, νετρίνα και αντινετρίνα. Είναι τόσο μεγάλη η πυκνότητα, που ακόμη και τα νετρίνα αλληλεπιδρούν με τα ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια και φωτόνια όπως και μεταξύ τους.

Τα ηλεκτρόνια δεν αντιδρούν ακόμη με τα ποζιτρόνια, όμως ακόμη δεν έχουν σχηματισθεί οι γνωστοί μας πυρήνες αφού η θερμοκρασία είναι τόσο μεγάλη που όταν σχηματισθεί ένας πυρήνας αμέσως διασπάται.

Τα ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια που δημιουργούνται από την ακτινοβολία (δίδυμος γένεση) καταστρέφονται μέσω της διαδικασίας της εξαΰλωσης περίπου σε ίσους ρυθμούς. Η παραγωγή του ζεύγους αυτού έχει μια ενέργεια κατωφλίου 1 MeV, όμως η θερμική ενέργεια που υπήρχε τότε kT=8.6 MeV ήταν πάνω από την ενέργεια κατωφλίου.

Υπάρχει επίσης ένας μικρός αριθμός νουκλεονίων (ίσος αριθμός νετρονίων και πρωτονίων), περίπου 1 νουκλεόνιο ανά 1 δισεκατομμύριο φωτόνια ή ηλεκτρόνια ή νετρίνα.

Τα πρωτόνια όμως μετατρέπονται σε νετρόνια και αντίστροφα έτσι υπάρχουν σε ίσους αριθμούς. Επειδή η διατήρηση του βαρυονικού αριθμού είναι μια ισχυρή αρχή διατήρησης, συνεπάγεται ότι ο λόγος των φωτονίων προς τα βαρυόνια είναι σταθερός διαμέσου της διαδικασίας της διαστολής.
2η φάση

Η πυκνότητα του Σύμπαντος είναι 30.000.000 kg/lt, ενώ από τη 1η φάση έχουν περάσει μόνο 0.11 δευτερόλεπτα. Τίποτα δεν έχει αλλάξει στο Σύμπαν που κυριαρχείται ακόμη από ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, φωτόνια, νετρίνα και αντινετρίνα, που βρίσκονται σε κατάσταση θερμικής ισορροπίας.

Ο μικρός αριθμός των νουκλεονίων είναι πιο εύκολο να σχηματίσει τώρα πυρήνες, ενώ τα ελεύθερα νετρόνια διασπώνται την εποχή αυτή πιο εύκολα σε πρωτόνια, αρχίζοντας την υπεροχή των πρωτονίων έναντι των νετρονίων. 62% πρωτόνια έναντι μόνο 38% νετρονίων.
3η φάση

Η πυκνότητα του Σύμπαντος είναι 400.000 kg/lt, ενώ από τη 1η φάση έχουν περάσει μόνο 1.09 δευτερόλεπτα. Σε αυτό το χρόνο τα νετρίνα, αντινετρίνα συμπεριφέρονται σαν ελεύθερα σωματίδια. Η αρχική πύρινη μπάλα γίνεται έτσι διαφανής στα νετρίνα.

Από τότε που τα νετρίνα εγκατέλειψαν την κατάσταση της θερμικής ισορροπίας, το Σύμπαν έχει ένα υπόβαθρο γεμάτο με αυτά τα νετρίνα όπως και με την ηλεκτρομαγνητική μικροκυματική ακτινοβολία των 2.7 βαθμούς Κelvin. Επειδή αυτά ελευθερώθηκαν νωρίτερα, η υπολογισμένη θερμοκρασία είναι χαμηλότερη, περίπου 2 βαθμούς Kelvin.  

Η επεκτεινόμενη ύλη είναι ακόμη αδιαφανής στο φως και την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία όλων των μηκών κύματος, ενώ η εξαΰλωση του ζεύγους ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου τώρα προχωράει γρηγορότερα από ό,τι η παραγωγή τους.

Η αναλογία  των πρωτονίων-νετρονίων γίνεται 76% - 24%.
4η φάση

Πέρασαν ήδη 13.82 s από τότε που έγινε η Μεγάλη Έκρηξη ενώ η θερμοκρασία έγινε 3 δισεκατομμύρια βαθμούς Kelvin.

Τώρα που είμαστε κάτω από το κατώφλι θερμοκρασίας για το ηλεκτρόνιο-ποζιτρόνιο δεν είναι πια τα κύρια συστατικά του Σύμπαντος. Η ενέργεια που ελευθερώθηκε από την εξαΰλωση τους επιβράδυνε την ψύξη του σύμπαντος, ενώ τώρα η θερμοκρασία είναι αρκετά χαμηλή ώστε να σχηματισθούν πυρήνες του ηλίου He⁴.

Ο σχηματισμός αυτός έγινε διαδοχικά με την δημιουργία του δευτερίου (εμφιάλωση του δευτερίου), έπειτα του He³ και τέλος του ηλίου He⁴. Αλλά λόγω της αστάθειας του δευτερίου δεν υπάρχει δυνατότητα για δημιουργία βαρυτέρων πυρήνων.

Η αναλογία  των πρωτονίων-νετρονίων γίνεται 83% - 17%.
5η φάση

Το Σύμπαν ήδη μετράει 3 λεπτά και 2 s ενώ η θερμοκρασία του γίνεται μόνο 1 δισεκατομμύριο βαθμούς, μόνο 70 περίπου φορές θερμότερο από την θερμοκρασία του πυρήνα του Ηλίου.

Τα ηλεκτρόνια με τα ποζιτρόνια έχουν ως επί το πλείστον εξαϋλωθεί και τα κύρια συστατικά του Σύμπαντος είναι τώρα τα φωτόνια, νετρίνα και τα αντινετρίνα.  

Το Σύμπαν ψύχθηκε τόσο που το τρίτιο όπως και το He³ είναι αρκετά σταθερά ενώ συνεχίζεται η 'εμφιάλωση' του δευτερίου.

Σε κάθε 100 δευτερόλεπτα, 10% των νετρονίων που απέμειναν θα μετατρέπονται σε πρωτόνια. Στο τέλος έχουμε 86% πρωτόνια, με 14% νετρόνια.
6η φάση

Βρισκόμαστε 3 λεπτά και 46 δεύτερα μετά το Big Bang και η θερμοκρασία έπεσε κάτω από 1 δισεκατομμύριο βαθμούς. Μόνο 900 εκατομμύρια βαθμούς Kelvin και το γεγονός αυτό επέτρεψε να σχηματισθούν πυρήνες δευτερίου.

Αφού λοιπόν το δευτέριο είναι τώρα σταθερό, πολύ εύκολα όλα τα νετρόνια συνδυάζονται για να σχηματίσουν δευτέριο και ύστερα ήλιον.

Δεν υπάρχουν πια διασπάσεις νετρονίων επειδή την εποχή αυτή κλείστηκαν μέσα στους πυρήνες κι έγιναν σταθερά. Το ήλιον He είναι  από τότε το 26% του βάρους του Σύμπαντος.

Όμως τίποτα βαρύτερο δεν σχηματίσθηκε επειδή δεν υπάρχει σταθερό προϊόν με μάζα 5.

Λίγο πριν την πυρηνοσύνθεση η αναλογία πρωτονίων-νετρονίων έγινε 87%-13%.

Σημειώστε ότι εάν η διαδικασία της διαστολής είχε προχωρήσει πιό αργά, σχεδόν όλα τα νετρόνια θα είχαν διασπασθεί και το  Σύμπαν δεν θα ήταν ικανό να σχηματίσει τα άτομα όπως τα ξέρουμε σήμερα.
7η φάση

Η θερμοκρασία πέφτει στους 300.000.000 βαθμούς ενώ η πυκνότητα γίνεται 10. Έχουν περάσει μόνο 34 λεπτά και 40 δευτερόλεπτα.

Οι πυρηνικές διαδικασίες σταματούν, ενώ η διαστολή και η ψύξη συνεχίζονται. Το σύμπαν όμως είναι υπερβολικά θερμό για να σχηματισθούν σταθερά άτομα.

Περίπου 1 σε κάθε 1 δισεκατομμύριο ηλεκτρόνια μένουν εξ' αιτίας της ελαφράς υπεροχής των ηλεκτρονίων πάνω στα ποζιτρόνια στην αρχική πύρινη μπάλα.

Η ενεργειακή πυκνότητα είναι περίπου 69% φωτόνια και 31% νετρίνα-αντινετρίνα.
8η φάση

Το Σύμπαν θα διαστέλλεται και θα ψύχεται επί 700.000 χρόνια μετά την Μεγάλη Έκρηξη έως ότου η θερμοκρασία του φθάσει τους 3.000 βαθμούς Kelvin. Τότε το μέγεθος του είναι 1000 φορές μικρότερο του σημερινού σύμπαντος.

Στους 3.000 K, το γινόμενο kT=0.26 eV  και πάνω από τη θερμοκρασία αυτή  εμποδίζεται ο σχηματισμός των ατόμων.

Στην τελευταία αυτή φάση φάση το Σύμπαν έχει ψυχθεί ικανοποιητικά έτσι ώστε οι πυρήνες του υδρογόνου και ηλίου να μπορούν να συγκρατήσουν ηλεκτρόνια και να γίνουν σταθερά άτομα.

Σαν συνέπεια τούτου του γεγονότος είναι η απουσία του ιονισμένου αερίου που κάνει το Σύμπαν διαφανές στο φως για πρώτη φορά.

Όταν λέμε ότι το σύμπαν γίνεται διαφανές - διαπερατό-  στα φωτόνια εννοούμε ότι τα φωτόνια δεν αλληλεπιδρούν πια με τα φορτισμένα σωματίδια (ηλεκτρόνια, πρωτόνια, ιόντα ηλίου) με συνεχείς απορροφήσεις και επανεκπομπές. Τότε η ύλη διαχωρίζεται από την ακτινοβολία και τα φωτόνια υφίστανται την τελευταία τους σκέδαση.  

Πριν λοιπόν 700,000 έτη τα ιόντα και τα ηλεκτρόνια του πλάσματος σκεδάζονται ικανοποιητικά από το φως, αλλά μετά τη δημιουργία ατόμων, η ύλη επιτρέπει να περάσει το φως μέσα από αυτήν και έτσι να βλέπουμε μέσα από τον αέρα.

Από αυτό το σημείο, η ακτινοβολία ήταν ελεύθερη να διαδοθεί.  Με την ανακάλυψη της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου των 2.7 Κ , μπορούμε να παρατηρήσουμε τα απομεινάρια της ακτινοβολίας που ξέμεινε σε αυτό το διαπερατό σημείο. Και τα απομεινάρια της ακτινοβολίας αυτής είναι τα κλειδιά για το μοντέλο του Big Bang.

Δείτε το βίντεο στο YouTube "Η Μεγάλη Έκρηξη εν συντομία" υποτιτλισμένο από τον Χρήστο Σωτηρόπουλο

Πηγές: New Scientist: Η Γέννηση του σύμπαντος, John Gribbin: Big Bang, Stephen Hawking: Το χρονικό του Χρόνου, Paolo Maffei: Το Σύμπαν, Barry Parker: Η υπεράσπιση του Big Bang, Steven Weinberg: Τα 3 πρώτα λεπτά, Simon Singh: Big Bang, John Barrow: Η απαρχή του σύμπαντος