Cele mai ușoare elemente chimice, în primul rând hidrogen și heliu, au fost create în timpul Big Bang-ului prin procesul de nucleosinteză. Într-o secvență de reacții nucleosintetice stelare, nucleele atomice mai mici sunt apoi combinate în nuclee atomice mai mari, formând în final elemente stabile ale grupului de fier, cum ar fi fierul și nichelul, care au cele mai mari energii de legătură nucleară. Procesul net are ca rezultat o eliberare ulterioară a energiei, după Big Bang. Astfel de reacții ale particulelor nucleare pot duce la eliberări bruște de energie de la stele variabile cataclismice, cum ar fi nova. Colapsul gravitational al materiei în găurile negre impune și procesele cele mai energetice, observate în general în nucleele galaxiilor, formând quasari și galaxii active.
Cosmologii nu pot explica exact toate fenomenele cosmice, cum ar fi cele legate de expansiunea accelerată a universului, folosind formele convenționale de energie. În schimb, propun o nouă formă de energie numită energie întunecată, răspândită în spațiu. O ipoteză este că energia întunecată este doar energia de vid, o componentă a spațiului gol care este asociată cu particulele virtuale care există datorită principiului incertitudinii.
Nu există o modalitate clară de a defini energia totală din univers folosind cea mai larg acceptată teorie a gravitației, relativitatea generală. Prin urmare, rămâne controversa dacă energia totală este conservată într-un univers în expansiune. De exemplu, fiecare foton care călătorește prin spațiul intergalactic pierde energie din cauza efectului de redirecționare. Această energie nu este în mod evident transferată în niciun alt sistem, deci pare a fi permanent pierdută. Pe de altă parte, unii cosmologi insistă că energia este conservată într-un anumit sens; aceasta urmează legea conservării energiei.
Termodinamica universului este un domeniu de studiu care explorează care formă de energie domină cosmosul – particulele relativiste care sunt denumite radiații sau particulele non-relativiste denumite materie. Particulele relativiste sunt particule a căror masă de odihnă este zero sau neglijabilă în comparație cu energia lor cinetică și astfel se mișcă cu viteza luminii sau foarte aproape de ea; particulele non-relativiste au o masă de repaus mult mai mare decât energia lor și astfel se mișcă mult mai încet decât viteza luminii.
Pe măsură ce universul se extinde, materia și radiația se diluează. Cu toate acestea, densitățile energetice ale radiațiilor și materiei se diluează la rate diferite. Pe măsură ce un volum particular se extinde, densitatea energetică a masei se modifică numai prin creșterea volumului, dar densitatea energetică a radiației se schimbă atât prin creșterea volumului, cât și prin creșterea lungimii de undă a fotonilor care o compun. Astfel, energia radiației devine o parte mai mică a energiei totale a universului decât cea a materiei pe măsură ce se extinde. Se spune că universul foarte timpuriu a fost „dominat de radiații” și radiația a controlat decelerarea expansiunii. Mai târziu, deoarece energia medie pe foton devine aproximativ 10 eV și mai mică, materia dictează viteza de decelerare și se spune că universul este „dominat de materie”. Cazul intermediar nu este tratat bine analitic. Cu cât expansiunea universului continuă, materia se diluează și mai mult și constanta cosmologică devine dominantă, ducând la o accelerare a expansiunii universului.
Istoria universului
Istoria universului este o problemă centrală în cosmologie. Ea este împărțită în diferite perioade numite epoci, în funcție de forțele și procesele dominante din fiecare perioadă. Modelul cosmologic standard este cunoscut ca modelul Lambda-CDM.
Ecuații de mișcare
În cadrul modelului cosmologic standard, ecuațiile de mișcare care guvernează universul ca întreg sunt derivate din relativitatea generală cu o constantă cosmologică pozitivă mică. Soluția este un univers în expansiune; datorită acestei expansiuni, radiația și materia din univers se răcesc și se diluează. La început, expansiunea este încetinită de gravitație, atrăgând radiația și materia din univers. Cu toate acestea, pe măsură ce acestea se diluează, constanta cosmologică devine mai dominantă, iar expansiunea universului începe să accelereze mai degrabă decât să încetinească. În universul nostru acest lucru s-a întâmplat cu miliarde de ani în urmă.
Fizica particulelor în cosmologie
În primele momente ale universului densitatea medie de energie a fost foarte mare, făcând cunoașterea fizicii particulelor esențială pentru înțelegerea acestui mediu. Prin urmare, procesele de împrăștiere și dezintegrarea particulelor elementare instabile sunt importante pentru modelele cosmologice ale acestei perioade.
Ca regulă generală, un proces de împrăștiere sau dezintegrare este important din punct de vedere cosmologic într-o anumită epocă, dacă scara de timp care descrie acest proces este mai mică decât sau comparabilă cu scala de timp a expansiunii universului. Scara de timp care descrie expansiunea Universului este 1/H cu H fiind parametrul Hubble, care variază în timp. Timpul de expansiune 1/H este aproximativ egal cu vârsta universului în fiecare moment.
Cronologia Big Bang-ului
Observațiile sugerează că universul a început cu aproximativ 13,8 miliarde de ani în urmă. De atunci, evoluția universului a trecut prin trei faze. Universul foarte timpuriu, care este încă slab înțeles era atât de fierbinte încât particulele aveau energii mai mari decât cele accesibile în prezent în acceleratoarele de particule de pe Pământ. Prin urmare, în timp ce trăsăturile de bază ale acestei epoci au fost elaborate în teoria Big Bang, detaliile se bazează în mare măsură pe deducții fără un fundament foarte științific. După aceea, în universul timpuriu, evoluția universului a continuat în funcție de fizica cunoscută a energiilor înalte. Atunci s-au format primii protoni, electroni și neutroni, apoi nucleele și, în final, atomii. Odată cu formarea hidrogenului neutru, a îndeput să fie emis fundalul cosmic de microunde. În cele din urmă, a început epoca de formare a structurilor, materia a început să se agrege în primele stele și quasari și, în cele din urmă, s-au format galaxiile, grupurile de galaxii și superclusterele. Viitorul universului nu este încă cunoscut, dar conform modelului ΛCDM va continua să se extindă la nesfârșit.
Lasă un răspuns