Big Bang
Fundo para as escolas Wikipédia
Crianças SOS voluntários ajudaram a escolher artigos e fez outro material currículo SOS Children trabalha em 45 países africanos; você pode ajudar uma criança em África ?
A teoria do Big Bang é o predominante cosmológica modelo que descreve o desenvolvimento inicial do Universo . De acordo com a teoria, o Big Bang ocorreu cerca de 13.770 milhões anos atrás, o que é, assim, considerada a idade do universo . Após este tempo, o Universo estava em um estado extremamente quente e denso e começou expandindo rapidamente. Após a expansão inicial, o Universo esfriou o suficiente para permitir que a energia a ser convertida em várias partículas subatômicas, incluindo prótons , nêutrons e elétrons . Apesar de núcleos atômicos simples poderia ter Formou-se rapidamente, milhares de anos eram necessários antes do aparecimento dos primeiros átomos electricamente neutras. O primeiro elemento produzido foi de hidrogénio , juntamente com os vestígios de hélio e lítio . Nuvens gigantes destes elementos primordiais mais tarde fundiram-se através de gravidade para formar estrelas e galáxias , e os elementos mais pesados foram sintetizados dentro ou estrelas durante supernovas.
O Big Bang é um bem testado teoria científica e é amplamente aceito dentro da comunidade científica. Ele oferece uma explicação abrangente para uma ampla gama de fenômenos observados, incluindo a abundância de elementos leves, a radiação cósmica de fundo , estrutura de grande escala , eo diagrama de Hubble para Escreva supernovas Ia. As ideias centrais da big bang-expansão, o estado de início quente, a formação de hélio, e a formação de galáxias são derivados a partir destas e outras observações que são independentes de qualquer modelo cosmológico. Como a distância entre aglomerados de galáxias está aumentando hoje, infere-se que tudo o que estava mais perto juntos no passado. Esta ideia tem sido considerada em detalhe volta no tempo para extremas densidades e temperaturas , e grande aceleradores de partículas foram construídos para experimentar em tais condições, o que resulta em maior desenvolvimento do modelo. Por outro lado, estes aceleradores têm capacidades limitadas a sondar tais regimes de alta energia . Há poucas evidências sobre o absoluto mais antigo instantâneo da expansão. Assim, a teoria do Big Bang não pode e não fornece qualquer explicação para essa condição inicial; em vez disso, descreve e explica a evolução geral do universo vai para a frente a partir desse ponto.
Georges Lemaître propôs pela primeira vez o que se tornou a teoria do Big Bang, em que ele chamou de "hipótese do átomo primordial". Ao longo do tempo, os cientistas construíram suas idéias iniciais para formar a síntese moderna. O quadro para o modelo do Big Bang conta com Albert Einstein 's relatividade geral e em hipóteses simplificadoras, como e homogeneidade isotropia do espaço. As equações que regem havia sido formulado por Alexander Friedmann. Em 1929, Edwin Hubble descobriu que as distâncias para longe galáxias eram, em geral proporcionais às suas redshifts idéia -um originalmente sugerido por Lemaître em 1927. A observação de Hubble foi tomada para indicar que todas as galáxias muito distantes e clusters têm uma velocidade aparente diretamente para fora do nosso ponto de vista: quanto mais distante, maior será a velocidade aparente.
Enquanto a comunidade científica já foi dividido entre os apoiantes do Big Bang e os da Teoria do estado estacionário, a maioria dos cientistas se convenceu de que alguma versão do cenário Big Bang melhor ajuste observações após a descoberta da radiação cósmica de fundo em 1964, e especialmente quando seu espectro (ou seja, a quantidade de radiação medida em cada comprimento de onda) foi encontrado para coincidir com a de radiação térmica a partir de um corpo negro. Desde então, os astrofísicos têm incorporado uma ampla gama de adições observacionais e teóricos para o modelo do Big Bang, e sua como a parametrização Modelo Lambda-CDM serve como a estrutura para os inquéritos em curso da cosmologia teórica.
Visão global
Timeline do Big Bang
 | Uma linha do tempo gráfica está disponível em Linha do tempo gráfica do Big Bang |
A extrapolação da expansão do universo para trás no tempo utilizando a relatividade geral produz um infinito densidade e temperatura a um tempo finito no passado. Este singularidade sinaliza o colapso da relatividade geral. Como de perto podemos extrapolar para a singularidade é debatido-certamente não mais perto do que o fim do Época Planck. Esta singularidade é muitas vezes chamado de "o Big Bang", mas o termo também pode se referir ao próprio quente, densa fase precoce, o que pode ser considerado o "nascimento" do nosso Universo. Com base em medições de expansão usando Supernovas de Tipo Ia, medidas de flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo , e medidas do função de correlação de galáxias, o universo tem uma idade calculada de 13,772 ± 0,059 bilhões anos. O acordo destas três medições independentes apoia fortemente a ΛCDM modelo que descreve em detalhes o conteúdo do Universo.
As primeiras fases do Big Bang estão sujeitos a muita especulação. Nos modelos mais comuns do Universo estava cheio homogeneamente e isotropically com um incrivelmente alta densidade de energia e grandes temperaturas e pressões e foi muito rápida expansão e resfriamento. Aproximadamente 10 -37 segundos para a expansão, uma transição de fase causado uma inflação cósmica , durante o qual o Universo cresceu exponencialmente . Depois de inflação parou, o Universo consistia de um plasma de quarks-glúons, assim como todos os outros partículas elementares. As temperaturas eram tão altos que os movimentos aleatórios de partículas estavam em relativista velocidades, e pares partícula-antipartícula de todos os tipos estavam sendo continuamente criados e destruídos em colisões. Em algum momento uma reação desconhecida chamada bariogênese violado a conservação da número de bárions, levando a um pequeno excesso de quarks e léptons mais de antiquarks e antileptons-da ordem de uma parte em 30 milhões. Isto resultou no predomínio da matéria sobre antimatéria no Universo atual.
Hubble eXtreme Deep Field (XDF)
O universo continuou a diminuir em densidade e cair na temperatura, daí a energia típica de cada partícula foi diminuindo. Quebra de simetria transições de fase colocar o forças fundamentais da física e os parâmetros de partículas elementares em sua forma atual. Após cerca de 10 -11 segundos, a imagem torna-se menos especulativo, já que as energias das partículas cair para valores que podem ser atingidas em física de partículas experimentos. A cerca de 10 -6 segundo, quarks e glúons combinados para formar bárions, como os prótons e nêutrons. O pequeno excesso de quark mais antiquarks levou a um pequeno excesso de bariones mais antibaryons. A temperatura já não era alta o suficiente para criar novos pares de prótons e antiprótons (semelhante para nêutrons de antineutrons), assim que uma aniquilação em massa seguido imediatamente, deixando apenas um em 10 dos 10 prótons e nêutrons originais, e nenhuma de suas antipartículas. Um processo semelhante aconteceu em cerca de 1 segundo para elétrons e pósitrons. Após estas aniquilações, os restantes prótons, nêutrons e elétrons já não eram movendo relativisticamente e a densidade de energia do universo era dominado por fótons (com uma contribuição menor do neutrinos).
A poucos minutos de expansão, quando a temperatura era de cerca de um bilhão (mil milhões; 10 9; prefixo SI giga-) kelvin ea densidade foi de cerca de ar que, combinados com nêutrons prótons para formar o Universo deutério e hélio núcleos em um processo chamado Nucleossíntese do Big Bang. A maioria dos prótons permaneceu uncombined como hidrogênio núcleos. Como o Universo esfriou, o descansar densidade de energia de massa de matéria veio a gravitacionalmente que dominam do fóton de radiação . Depois de cerca de 379 mil anos os elétrons e núcleos combinados em átomos (principalmente hidrogênio ); daí a radiação dissociado da questão e continuou em grande parte através do espaço desimpedido. Esta radiação relíquia é conhecida como a radiação cósmica de fundo .
Durante um longo período de tempo, as regiões ligeiramente mais densas da matéria próxima questão gravitacionalmente atraído quase uniformemente distribuídos e, portanto, cresceu ainda mais densa, formando nuvens de gás, estrelas , galáxias e outras estruturas astronómicas observável hoje. Os detalhes desse processo dependem da quantidade e tipo de matéria no Universo. Os quatro tipos possíveis de matéria são conhecidas como matéria escura fria, matéria escura quente, matéria escura quente, e matéria bariônica. Os melhores medições disponíveis (a partir de WMAP) mostram que os dados são bem por um ajuste Modelo Lambda-CDM em que a matéria escura é assumido como sendo fria ( matéria escura quente é descartada no início reionização), e estima-se que compõem cerca de 23% da matéria / energia do universo, enquanto a matéria bariônica representa cerca de 4,6%. Em um "modelo estendido", que inclui a matéria escura quente sob a forma de neutrinos, então, se a "densidade bariônica física" Ω b h 2 é estimado em cerca de 0,023 (este é diferente do 'baryon densidade "Ω b expressa como uma fração da densidade total de matéria / energia, que como mencionado acima é de cerca de 0,046 ), e o correspondente frio escuro Ω densidade de matéria c h 2 é de cerca de 0,11, correspondente a densidade neutrino Ω v H 2 é estimado em menos do que 0,0062.
Linhas independentes de evidência de Supernovas de Tipo Ia ea CMB implica que o Universo hoje é dominado por uma misteriosa forma de energia conhecida como energia escura, que, aparentemente, permeia todo o espaço. As observações sugerem 73% da densidade total de energia do universo de hoje é sob esta forma. Quando o Universo era muito jovem, foi provavelmente infundido com a energia escura, mas com menos espaço e tudo mais juntos, a gravidade tinha a vantagem, e foi a travagem lentamente a expansão. Mas, finalmente, depois de inúmeras bilhão de anos de expansão, a crescente abundância de energia escura causada pela expansão do Universo para começar lentamente a se acelerar. A energia escura na sua formulação mais simples assume a forma do cosmológica termo constante em Equações de campo de Einstein da relatividade geral, mas a sua composição eo mecanismo são desconhecidos e, mais em geral, os detalhes de sua equação de estado e relacionamento com o Modelo Padrão da física de partículas continuam a ser investigados tanto por observação e teoricamente.
Tudo isso evolução cósmica após a época inflacionária pode ser descrito de forma rigorosa e modelado pela Modelo ΛCDM da cosmologia, que utiliza as estruturas independentes da mecânica quântica e relatividade geral de Einstein. Como mencionado acima, não existe um modelo bem suportado descrevendo a ação antes de 10 -15 segundos ou assim. Aparentemente, uma nova teoria unificada da gravitação quântica é necessária para quebrar essa barreira. Compreender esta primeira das eras na história do Universo é atualmente um dos maiores problemas não resolvidos na física.
Suposições subjacentes
A teoria do Big Bang depende de duas principais premissas: a universalidade da as leis da física e da princípio cosmológico. O princípio cosmológico afirma que em grandes escalas do Universo é homogênea e isotrópico.
Essas idéias foram inicialmente tomadas como postulados, mas hoje existem esforços para testar cada um deles. Por exemplo, a primeira hipótese foi testada através de observações mostram que o maior desvio possível da constante de estrutura fina em grande parte da idade do universo é da ordem de 10 -5. Além disso, a relatividade geral passou rigorosas testes na escala do Sistema Solar e estrelas binárias.
Se a grande escala universo parece isotrópica como visto da terra, o princípio cosmológico pode ser derivada a partir da simples Princípio de Copérnico, que afirma que não há observador ou vantage ponto preferido (ou especial). Para este efeito, o princípio cosmológico foi confirmada para um nível de 10 -5 através observações do CMB. O Universo foi medido para ser homogênea em escalas maiores no nível de 10%.
Métrica FLRW
A relatividade geral descreve o espaço-tempo por um métrica, que determina as distâncias que separam pontos próximos. Os pontos, que podem ser galáxias, estrelas ou outros objetos, eles mesmos são especificados usando um gráfico ou "grid" que está previsto sobre a coordenação de todas espaço-tempo. O princípio cosmológico implica que a métrica deve ser homogênea e isotrópico em grandes escalas, que excepcionalmente destaca o Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker métrica (métrica FLRW). Este contém uma métrica factor de escala, que descreve como o tamanho do universo muda com o tempo. Isto permite uma escolha conveniente de um sistema de coordenadas para ser feita, chamada comóvel coordenadas. Neste sistema de coordenadas da grade se expande junto com o Universo, e objetos que se movem apenas pela expansão do Universo permanecem em pontos fixos no grid. Enquanto sua coordenar distância ( distância comóvel) permanece constante, a distância física entre dois de tais pontos Comoving expande proporcionalmente com o fator de escala do Universo.
O Big Bang não é uma explosão de matéria se movendo para fora para encher um universo vazio. Em vez disso, o próprio espaço se expande com o tempo em todos os lugares e aumenta a distância física entre dois pontos Comoving. Porque a métrica FLRW assume uma distribuição uniforme de massa e energia, ela se aplica ao nosso Universo apenas em grandes escalas-locais concentrações de matéria, tais como nossa galáxia são gravitacionalmente ligadas e, como tal, não experimentar a expansão em grande escala do espaço.
Horizons
Uma característica importante do espaço-tempo Big Bang é a presença de horizontes . Como o Universo tem uma idade finita, e a luz viaja a uma velocidade finita, pode haver eventos passados, cuja luz não teve tempo para chegar até nós. Isto coloca um limite ou um horizonte passado sobre os objetos mais distantes que podem ser observados. Por outro lado, porque o espaço está se expandindo, e objetos mais distantes estão se afastando cada vez mais rapidamente, a luz emitida por nós hoje pode nunca "apanhar" objectos para muito distantes. Isso define um horizonte de futuro, o que limita os eventos no futuro que seremos capazes de influenciar. A presença de qualquer tipo de horizonte depende dos detalhes do modelo FLRW que descreve nosso Universo. A nossa compreensão do Universo de volta para tempos muito antigos sugere que há um horizonte passado, embora na prática a nossa visão também é limitada pela opacidade do Universo em tempos antigos. Assim, o nosso ponto de vista não pode ampliar ainda mais para trás no tempo, embora o horizonte recua no espaço. Se a expansão do universo continua acelerar, há um horizonte futuro.
História
Etimologia
Fred Hoyle é creditado com a cunhagem do termo Big Bang durante uma transmissão de rádio 1949. É popularmente informou que Hoyle, que favoreceu uma alternativa " estado estacionário "modelo cosmológico, destina-se que este seja pejorativo, mas Hoyle negou explicitamente isso e disse que era apenas uma imagem impressionante significou para destacar a diferença entre os dois modelos.
Desenvolvimento
A teoria do Big Bang desenvolvido a partir de observações sobre a estrutura do Universo e de considerações teóricas. Em 1912 Vesto Slipher medido o primeiro O efeito Doppler de um " nebulosa espiral "(nebulosa espiral é o termo obsoleto para galáxias espirais), e logo descobriu que quase todas essas nebulosas estavam se afastando da Terra. Ele não compreender as implicações cosmológicas deste fato, e de fato no momento em que foi altamente controversa ou não essas nebulosas eram "universos-ilhas" fora da nossa Via Láctea . Dez anos mais tarde, Alexander Friedmann, um russo cosmólogo e matemático , derivado as equações de Friedmann Equações de Albert Einstein da relatividade geral, mostrando que o Universo pode estar se expandindo em contraste com a modelo do Universo estático defendida por Einstein naquele momento. Em 1924, a medição da grande distância para as nebulosas espirais mais próximo de Edwin Hubble mostrou que estes sistemas eram de fato outras galáxias. Independentemente derivar equações de Friedmann, em 1927, Georges Lemaître, um físico e belga Católica Romana sacerdote, propôs que a recessão inferida das nebulosas deveu-se à expansão do Universo.
Em 1931 Lemaître foi mais longe e sugeriu que a expansão do universo evidente, se projetado para trás no tempo, significava que a mais no passado quanto menor o universo era, até que, em algum tempo finito no passado toda a massa do Universo foi concentrado em um único ponto, um "átomo primordial" onde e quando o tecido do tempo e do espaço veio à existência.
Começando em 1924, o Hubble meticulosamente desenvolveu uma série de indicadores de distância, o precursor do escada cósmica distância, usando a 100 polegadas (2.500 milímetros) telescópio Hooker em Observatório Mount Wilson. Isso lhe permitiu estimar distâncias para as galáxias cuja redshifts já havia sido medido, principalmente por Slipher. Em 1929, Hubble descobriu uma correlação entre distância e velocidade de recessão, agora conhecida como a lei de Hubble . Lemaître já havia mostrado que isso era esperado, dada a Princípio cosmológico.
Em 1920 e 1930 quase todos os principais cosmólogo preferido um eterno estado estacionário Universo, e vários reclamou que o início dos tempos implícito no Big Bang importados conceitos religiosos em física; Esta objecção foi repetido mais tarde por apoiantes do teoria do estado estacionário. Essa percepção foi reforçada pelo fato de que o autor da teoria do Big Bang, monsenhor Georges Lemaître, era um padre católico romano. Arthur Eddington concordou com Aristóteles de que o universo não teve um começo no tempo, viz., que a matéria é eterna. Um começo no tempo era "repugnante" a ele. Lemaître, no entanto, pensava que
Se o mundo começou com um único quantum , as noções de espaço e tempo seria completamente deixar de ter qualquer significado no início; eles só começam a ter um significado sensato quando o quantum original tinha sido dividido em um número suficiente de quanta. Se essa sugestão está correta, o começando do mundo aconteceu um pouco antes do início do espaço e do tempo.
Durante os anos 1930 outras ideias foram propostas como cosmologias não-padrão para explicar as observações do Hubble, incluindo a Modelo Milne, o oscilatório Universe (originalmente sugerido por Friedmann, mas defendida por Albert Einstein e Richard Tolman) e Fritz Zwicky de hipótese luz cansada.
Após a Segunda Guerra Mundial , duas possibilidades distintas surgiram. Um era Fred Hoyle de modelo de estado estacionário, em que novo assunto será criado como o Universo parecia se expandir. Neste modelo, o Universo é praticamente o mesmo em qualquer ponto no tempo. A outra foi a teoria do Big Bang Lemaître, defendida e desenvolvida pela George Gamow, que introduziu nucleossíntese primordial (BBN) e cujos associados, Ralph Alpher e Robert Herman, previu a radiação cósmica de fundo de radiação (CMB). Ironicamente, foi Hoyle que cunhou a frase que veio a ser aplicada a teoria de Lemaître, referindo-se a ele como "esta ideia do big bang", durante uma BBC Radio transmitido em março de 1949. Por um tempo, o suporte foi dividido entre essas duas teorias. Eventualmente, a evidência observacional, mais notavelmente a partir de rádio contagens de origem, começou a favorecer Big Bang ao longo do estado estacionário. A descoberta e confirmação da radiação cósmica de fundo em 1964 garantiu o Big Bang como o melhor teoria da origem e evolução do cosmos. Grande parte do trabalho atual na cosmologia inclui a compreensão de como formar galáxias no contexto do Big Bang, a compreensão da física do Universo, por vezes, mais cedo, e conciliar observações com a teoria básica.
Progressos significativos na cosmologia do Big Bang foram feitas desde a década de 1990, como resultado de avanços na telescópio tecnologia, bem como a análise de dados de satélites, tais como COBE, o Telescópio Espacial Hubble e WMAP. Os cosmólogos têm agora medições bastante precisos e exatos de muitos dos parâmetros do modelo de Big Bang, e fizeram a descoberta inesperada de que a expansão do Universo parece estar se acelerando.
Evidência observacional
"[T] ele grande estrondo imagem é muito firmemente baseada nos dados de cada área a ser provado inválido em suas características gerais."
As primeiras e mais diretos tipos de evidências observacionais são a expansão Hubble do tipo visto nos redshifts de galáxias, as medições detalhadas da radiação cósmica de fundo , a abundância relativa de elementos leves produzida por Nucleossíntese do Big Bang, e hoje também a distribuição em grande escala e aparente evolução de galáxias previsto ocorrer devido ao crescimento gravitacional da estrutura na teoria padrão. Estas são algumas vezes chamados de "os quatro pilares da teoria do Big Bang".
Modelos modernos precisos do Big Bang apelar para vários fenômenos físicos exóticas que não tenham sido observadas em experimentos de laboratório terrestres ou incorporados no Modelo Padrão da física de partículas . Desses recursos, a matéria escura é atualmente submetido a investigação laboratorial mais ativos. Questões pendentes incluem a problema eo halo cuspy problema galáxia anã de matéria escura fria. A energia escura é também uma área de intenso interesse para os cientistas, mas não está claro se a detecção direta da energia escura será possível. A inflação e bariogênese permanecer características mais especulativas dos atuais modelos de Big Bang. Quantitativas, explicações viáveis para tais fenômenos ainda estão sendo procurados. Estes são actualmente problemas não resolvidos na física.
A lei de Hubble e da expansão do espaço
Observações de galáxias distantes e quasares mostram que esses objetos são redshifted -a luz emitida a partir deles tem sido deslocado para comprimentos de onda mais longos. Isto pode ser visto, tendo um espectro de frequência de um objeto e combinando o espectroscópica padrão de linhas de emissão ou linhas de absorção correspondentes aos átomos de os elementos químicos que interagem com a luz. Estes são redshifts uniformemente isotrópico, distribuídos uniformemente entre os objetos observados em todas as direções. Se o desvio para o vermelho é interpretado como um Efeito Doppler, o recessional velocidade do objeto pode ser calculada. Para algumas galáxias, é possível estimar distâncias através da escala de distância cósmica. Quando as velocidades de recessão são plotados contra essas distâncias, uma relação linear conhecida como lei de Hubble é observado:
- V = H 0 D,
onde
- v é a recessional velocidade da galáxia ou outro objeto distante,
- D é a comóvel distância para o objeto, e
- H 0 é a constante de Hubble , medida a ser 70,4 1,3
-1.4 km / s / Mpc pela Sonda WMAP.
A lei de Hubble tem duas explicações possíveis. Ou estamos no centro de uma explosão de galáxias-que é insustentável, dada a Copérnico princípio, ou o Universo é expansão uniforme em todos os lugares. Esta expansão universal foi previsto a partir da relatividade geral por Alexander Friedmann em 1922 e Georges Lemaître em 1927, bem antes de Hubble fez a sua análise 1929 e observações, e continua a ser a pedra angular da teoria do Big Bang como desenvolvido por Friedmann, Lemaître, Robertson e Walker.
A teoria requer a relação v = HD para manter em todos os momentos, em que D é a comóvel distância, v é a velocidade de recessão, e v, H, D e variam como as Universo se expande (daí nós escrevemos H 0 para indicar o atual Hubble "constante"). Para distâncias muito menores do que o tamanho do universo observável , o desvio para o vermelho de Hubble pode ser pensado como o deslocamento de Doppler correspondente à velocidade de retirada v. No entanto, o desvio para o vermelho não é um verdadeiro efeito Doppler, mas sim o resultado da expansão do universo entre o momento em que a luz foi emitida e o momento em que foi detectado.
Que espaço está em fase de expansão métrica é demonstrado por evidência observacional direta da Princípio cosmológico eo princípio de Copérnico, que, juntamente com a lei de Hubble não tem outra explicação. Astronómicas redshifts são extremamente e isotrópico homogéneo, apoiando o princípio cosmológico que o Universo parece o mesmo em todas as direções, juntamente com muitas outras evidências. Se os desvios para o vermelho eram o resultado de uma explosão de um centro distante de nós, eles não seriam tão semelhantes em diferentes direções.
As medições dos efeitos da radiação cósmica de fundo sobre a dinâmica de sistemas astrofísicos distantes, em 2000, revelou o princípio de Copérnico, que, em uma escala cosmológica, a Terra não está em uma posição central. A radiação do Big Bang foi comprovadamente mais quente em épocas anteriores em todo o Universo. Arrefecimento uniforme da radiação cósmica de fundo ao longo de bilhões de anos é explicável somente se o Universo está experimentando uma expansão métrica, e exclui a possibilidade de que estamos perto do único centro de uma explosão.
Microondas radiação cósmica de fundo
Em 1964 Arno Penzias e Robert Wilson serendipitously descobriu a radiação cósmica de fundo, um sinal omnidireccional no microondas banda. A sua descoberta forneceu confirmação substancial das previsões gerais CMB: a radiação foi encontrado para ser consistente com uma quase perfeita espectro de corpo negro em todas as direções; este espectro foi redshifted pela expansão do universo, e hoje corresponde a cerca de 2.725 K. Esta inclinou a balança de provas em favor do modelo do Big Bang, e Penzias e Wilson receberam um Prêmio Nobel em 1978.
A superfície da última dispersão correspondente à emissão do CMB ocorre pouco depois recombinação, a época quando o hidrogênio neutro se torna estável. Antes disso, o universo composto por uma densa quente fóton-baryon mar plasma onde os fótons foram rapidamente dispersa a partir de partículas carregadas livres. Com pico em torno de 372 ± 14 kyr, o caminho livre médio para um fóton se torna tempo suficiente para chegar aos dias de hoje e do universo torna-se transparente.
Em 1989, a NASA lançou o Cosmic Background satélite Explorer (COBE). Seus resultados foram consistentes com as previsões a respeito da CMB, encontrar uma temperatura residual de 2,726 K (medições mais recentes têm revisto este número para baixo ligeiramente para 2.725 K) e fornecendo a primeira evidência para flutuações (anisotropies) na CMB, a um nível de cerca de uma parte em 10 5. John C. Mather e George Smoot ganharam o Prêmio Nobel por sua liderança neste trabalho. Durante a década seguinte, anisotropies CMB foram investigados por um grande número de experimentos baseados em terra e de balão. Em 2000-2001 várias experiências, notadamente Boomerang, encontrou o forma do Universo para ser espacialmente quase plana, medindo o tamanho angular típica (o tamanho no céu) das anisotropias.
No início de 2003 os primeiros resultados da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) foram liberados, gerando o que eram na altura os valores mais precisos para alguns dos parâmetros cosmológicos. Os resultados refutado várias específicos inflação cósmica modelos, mas são consistentes com a teoria da inflação em geral. O Sonda espacial Planck foi lançado em maio de 2009. Outros solo e balão base cósmicas de microondas de fundo experimentos estão em andamento.
Abundância de elementos primordiais
Utilizando o modelo de big bang é possível calcular a concentração de hélio-4, hélio-3, deutério, e lítio-7 no Universo como razões para a quantidade de hidrogênio comum. As abundâncias relativas depender de um único parâmetro, a relação de fotões para bárions. Este valor pode ser calculado de forma independente a partir da estrutura detalhada do CMB flutuações. As razões previstas (em massa, não por número) são cerca de 0,25 para 4 He / H, cerca de 10 -3 para 2 H / H, cerca de 10 -4 para 3 He / H e cerca de 10 -9 para 7 Li / H.
As abundâncias medidos todos concordam pelo menos aproximadamente com os previstos a partir de um único valor do rácio bárion-a-fotão. O acordo é excelente para o deutério, perto mas formalmente discrepantes para 4 Ele, e fora por um fator de dois 7 Li; Nos dois últimos casos, há substancial incertezas sistemáticas. No entanto, a consistência geral com abundâncias previstos pela nucleossíntese do Big Bang é uma forte evidência para o Big Bang, como a teoria é a única explicação conhecida para a abundância relativa de elementos leves, e é praticamente impossível para "afinar" o Big Bang para produzir muito mais ou menos do que 20-30% de hélio. Na verdade não há nenhuma razão óbvia fora do Big Bang que, por exemplo, o jovem Universo (ou seja, antes de formação de estrelas, como determinado pelo estudo assunto supostamente livre produtos nucleossíntese estelar) deve ter mais do que o hélio ou o deutério deutério mais do que 3 Ele, e em proporções constantes, também.
Evolução e distribuição Galactic
As observações detalhadas da morfologia e distribuição das galáxias e quasares estão de acordo com o estado atual da teoria do Big Bang. Uma combinação de observações e teoria sugerem que os primeiros quasares e galáxias se formaram cerca de um bilhão de anos após o Big Bang, e desde então as estruturas maiores têm sido formando, como aglomerados de galáxias e superaglomerados. As populações de estrelas foram envelhecendo e em evolução, para que galáxias distantes (que são observadas como eram no início do Universo) aparecem muito diferente de galáxias próximas (observados em um estado mais recente). Além disso, as galáxias que se formaram há relativamente pouco aparecem marcadamente diferente de galáxias se formaram a distâncias semelhantes, mas logo após o Big Bang. Estas observações são fortes argumentos contra o modelo de estado estacionário. Observações de formação de estrela, galáxia e distribuições de quasares e estruturas maiores concordam bem com simulações do Big Bang da formação da estrutura no Universo e estão ajudando a preencher os detalhes da teoria.
Primordiais nuvens de gás
Em 2011 os astrónomos encontraram o que acreditam ser as nuvens imaculadas de gás primordial, através da análise de linhas de absorção nos espectros dos quasares distantes. Antes desta descoberta, todos os outros objectos astronómicas foram observados para conter os elementos pesados que são formados no estrelas. Estas duas nuvens de gás não contêm elementos mais pesados que o hidrogênio e deutério. Uma vez que as nuvens de gás não têm elementos pesados, eles provavelmente formado nos primeiros minutos após o Big Bang, durante Nucleossíntese do Big Bang. sua composição corresponde à composição prevista a partir de nucleossíntese do Big Bang. Isso fornece evidências diretas de que houve um período na história do universo antes da formação das primeiras estrelas, quando a matéria mais comum existiam na forma de nuvens de hidrogênio neutro.
Outras linhas de evidência
A idade do Universo como estimado a partir da expansão de Hubble eaCMBestá agora em bom acordo com outras estimativas utilizando as idades das estrelas mais antigas, tanto como medido através da aplicação da teoria deevolução estelar deaglomerados globularese através dedatação radiométrica do indivíduoPopulação II estrelas.
A previsão de que a temperatura do CMB foi maior no passado tem sido experimentalmente suportado por observações de muito baixas linhas de absorção temperatura em nuvens de gás com alto redshift. Essa previsão também implica que a amplitude do efeito Sunyaev-Zeldovich em aglomerados de galáxias não dependem diretamente redshift. Observações encontrei este para ser mais ou menos verdade, mas esse efeito depende das propriedades do cluster que não mudam com o tempo cósmico, fazendo medições precisas difícil.
Questões relacionadas na física
Baryon assimetria
Ele ainda não é compreendido por que o universo tem mais matéria do que antimatéria. Supõe-se geralmente que, quando o Universo era jovem e muito quente, ele estava em equilíbrio estatístico e continha um número igual de bárions e antibaryons. No entanto, as observações sugerem que o Universo, incluindo as suas partes mais distantes, é feito quase inteiramente de matéria. Um processo chamado bariogênese foi levantada a hipótese para explicar a assimetria. Para bariogênese a ocorrer, as condições Sakharov devem ser satisfeitas. Estes exigem que o número de bárions não é conservada, que C-simetria e CP-simetria são violados e que o Universo afastar equilíbrio termodinâmico. Todas essas condições ocorrem no Modelo Padrão , mas o efeito não é forte o suficiente para explicar o presente assimetria bariônica.
A energia escura
As medições do desvio para o vermelho - relação magnitude para digitar as supernovas Ia indicam que a expansão do Universo foi acelerando desde o Universo tinha cerca de metade de sua idade atual. Para explicar essa aceleração, a relatividade geral requer que grande parte da energia no Universo é composto por um componente com grande pressão negativa, apelidado de " energia escura ". A energia escura, embora especulativa, resolve inúmeros problemas. As medições da radiação cósmica de fundo indicam que o Universo é quase espacialmente plano e, portanto, de acordo com a relatividade geral, o Universo deve ter quase exatamente a densidade crítica de massa / energia. Mas a densidade de massa do universo pode ser medido a partir do seu agrupamento gravitacional, e verificou-se ter apenas cerca de 30% da densidade crítica. Desde teoria sugere que a energia escura não aglomerar de maneira usual é a melhor explicação para a "falta" densidade de energia. A energia escura também ajuda a explicar duas medidas geométricas da curvatura global do Universo, uma utilizando a frequência de lentes gravitacionais, eo outro usando o padrão característico da estrutura em larga escala como uma régua cósmica.
A pressão negativa é acreditado para ser uma propriedade da energia do vácuo, mas a natureza exata e existência de energia escura permanece um dos grandes mistérios do Big Bang. Possíveis candidatos incluem uma constante cosmológica e quintessência. Os resultados da equipa WMAP em 2008 estão em conformidade com um universo que consiste em 73% de energia escura, 23% de matéria escura, 4,6% de matéria regular e menos de 1% de neutrinos. De acordo com a teoria, a densidade de energia em matéria diminui com a expansão do Universo, mas a densidade de energia escura permanece constante (ou quase isso) como o Universo se expande. Portanto matéria composta por uma fração maior da energia total do Universo no passado do que hoje, mas a sua contribuição fracional vai cair no futuro distante como a energia escura se torna ainda mais dominante.
Matéria escura
Durante os anos 1970 e 1980, várias observações mostraram que não existe matéria visível no universo suficiente para explicar a aparente força de forças gravitacionais dentro e entre as galáxias. Isto levou à idéia de que até 90% da matéria no Universo é matéria escura que não emite luz ou interagir com o normal matéria bariônica. Além disso, a suposição de que o Universo é principalmente matéria normal levou a previsões de que eram fortemente inconsistentes com as observações. Em particular, o Universo hoje é muito mais irregular e contém muito menos deutério do que pode ser explicado sem matéria escura. Enquanto a matéria escura sempre foi controverso, infere-se por várias observações: as anisotropias na RCFM, dispersões de velocidade aglomerados de galáxias, distribuições estrutura de grande escala, estudos lente gravitacional, e medições de raios-X de aglomerados de galáxias.
Evidências indiretas para a matéria escura vem de sua influência gravitacional sobre outro assunto, como não há partículas de matéria escura foram observadas em laboratórios. Muitos de física de partículas candidatas a matéria escura foram propostas, e vários projetos de detectá-los são diretamente em andamento.
Idade aglomerado globular
Em meados da década de 1990 observações de aglomerados globulares parecia ser incompatível com a teoria do Big Bang. As simulações de computador que combinavam com as observações dos estelares populações de aglomerados globulares sugeriu que eles eram cerca de 15 bilhões de anos, que entrou em conflito com a idade do Universo 13,77 bilhões anos. Esse problema foi parcialmente resolvido no final de 1990, quando novas simulações de computador, que incluíram os efeitos da perda de massa devido a ventos estelares, indicou uma idade muito mais jovem para aglomerados globulares. Subsistem algumas dúvidas quanto à forma como precisão as idades dos conjuntos são medidos, mas é claro que as observações de aglomerados globulares não aparecem mais inconsistente com a teoria do Big Bang.
Problemas
Não são geralmente considerados três problemas pendentes com a teoria do Big Bang: o problema do horizonte, o problema da planura, eo problema monopole magnético. A resposta mais comum para estes problemas é teoria inflacionária ; No entanto, uma vez que isso cria novos problemas, outras opções foram propostas, como a hipótese de curvatura de Weyl.
Problema do horizonte
O problema do horizonte resulta da premissa de que a informação não pode viajar mais rápido que a luz. Em um Universo de idade finita isso define um limite-o horizonte de partículas -em a separação de quaisquer duas regiões do espaço que estão em contacto causal. A isotropia observada da CMB é problemática a este respeito: se o Universo tinha sido dominado por radiação ou a matéria em todos os momentos até a época do último espalhamento, o horizonte de partículas nesse momento que corresponderia a cerca de 2 graus no céu. Haveria então nenhum mecanismo para fazer com que as regiões mais amplas para ter a mesma temperatura.
A solução para este aparente inconsistência é oferecido pela teoria inflacionária na qual um campo de energia escalar homogêneo e isotrópico domina o Universo em algum período muito cedo (antes bariogênese). Durante a inflação, o Universo sofre expansão exponencial, eo horizonte de partículas se expande muito mais rapidamente do que o previsto anteriormente, de modo que as regiões actualmente em lados opostos do Universo observável estão bem dentro de cada um horizonte de partículas. A isotropia observada do CMB, em seguida, resulta do facto de que esta região era maior em contacto causal antes do início da inflação.
Princípio da incerteza de Heisenberg prevê que durante a fase inflacionária haveria flutuações térmicas quânticos, que seriam ampliadas para a escala cósmica. Estas flutuações servir como as sementes de toda a estrutura atual do Universo. A inflação prediz que as flutuações primordiais são quase escala invariante e Gaussian , que foi confirmado por medições com precisão da CMB.
Se a inflação ocorreu, expansão exponencial iria empurrar grandes regiões do espaço bem além do nosso horizonte observável.
Problema da planura
O problema da planura (também conhecido como o problema velhice) é um problema de observação associada a uma métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. O Universo pode ter positivo, negativo, ou zero espacial curvatura dependendo de sua densidade de energia total. A curvatura é negativa se a sua densidade for menor do que a densidade crítica, positivo se for maior, e de zero para a densidade crítica, caso em que o espaço é dito ser plana . O problema é que qualquer pequeno desvio da densidade crítica cresce com o tempo, e ainda assim o Universo hoje continua muito perto de plano. Dado que uma escala de tempo natural para partida de nivelamento pode ser o tempo de Planck, 10 -43 segundos, o fato de que o Universo atingiu nem uma morte calma nem um Big Crunch após bilhões de anos requer alguma explicação. Por exemplo, mesmo com a idade relativamente tardia de alguns minutos (o tempo de nucleosíntese), a densidade do universo deve ter sido dentro de uma parte em 10 14 de seu valor crítico, ou não existiria como acontece hoje em dia.
A solução para este problema é oferecida pelo teoria inflacionária . Durante o período de inflação, espaço-tempo expandida, de tal forma que a sua curvatura teria sido suavizado. Assim, é a teoria de que a inflação levou o Universo a um estado quase espacialmente plano, com quase exatamente a densidade crítica.
Monopolos magnéticos
A objeção monopole magnético foi levantada no final de 1970. teorias da grande unificação previu defeitos topológicos no espaço que se manifestam como monopolos magnéticos. Esses objetos seriam produzidos de forma eficiente no início do Universo quente, resultando em uma densidade muito maior do que é consistente com observações, uma vez que pesquisas não foram encontradas quaisquer monopolos. Este problema também é resolvido por inflação cósmica , que remove todos os defeitos pontuais do Universo observável, da mesma forma que ele dirige a geometria para nivelamento.
O futuro de acordo com a teoria do Big Bang
Antes de observações de energia escura, os cosmólogos considerados dois cenários para o futuro do Universo. Se a massa de densidade do Universo eram maiores do que a densidade crítica, então o Universo atingiria um tamanho máximo e depois começam a entrar em colapso. Ele iria se tornar mais denso e mais quente de novo, terminando com um estado semelhante àquela em que ele começou-a Big Crunch. Alternativamente, se a densidade do universo eram iguais a ou abaixo da densidade crítica, a expansão iria abrandar, mas nunca parar. A formação de estrelas cessaria com o consumo de gás interestelar em cada galáxia; estrelas iria queimar deixando anãs brancas , estrelas de nêutrons e buracos negros . Muito gradualmente, colisões entre estes resultaria em massa acumulando em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do Universo seria assintoticamente aproximar do zero absoluto -a Big Freeze. Além disso, se o próton eram instável, então a matéria bariônica desapareceria, deixando apenas a radiação e buracos negros. Eventualmente, os buracos negros se evaporaria emitindo radiação de Hawking . A entropia do Universo iria aumentar até o ponto onde nenhuma forma organizada de energia poderia ser extraído a partir dele, um cenário conhecido como morte térmica.
Observações modernas de expansão acelerada implicam que mais e mais do Universo visível no momento vai passar além do nosso horizonte de eventos e fora de contato com a gente. O resultado final não é conhecido. O ΛCDM modelo do Universo contém energia escura na forma de uma constante cosmológica. Esta teoria sugere que apenas sistemas gravitacionalmente ligadas, tais como galáxias, vai permanecer juntos, e eles também estarão sujeitos a aquecer a morte como se expande Universo e esfria. Outras explicações da energia escura, chamadas teorias de energia fantasma, sugerem que, em última análise galáxias aglomerados, estrelas, planetas, átomos, núcleos, ea matéria em si vai ser dilacerada pela crescente expansão em um assim chamado Big Rip.
Física especulativos para além teoria do Big Bang
Enquanto o modelo do Big Bang está bem estabelecida na cosmologia, é provável para ser refinado no futuro. Pouco se sabe sobre os primeiros momentos da história do Universo. As equações da clássica relatividade geral indicam uma singularidade na origem do tempo cósmico, embora esta conclusão depende de vários pressupostos. Além disso, a relatividade geral deve quebrar antes do Universo atinge a temperatura de Planck, e um tratamento correto da gravidade quântica podem evitar o pretenso singularidade.
Algumas propostas, cada um dos quais implica hipóteses não testadas, são:
- Modelos, incluindo o Hartle-Hawking condição sem limite em que o todo do espaço-tempo é finito; o Big Bang não representa o limite de tempo, mas sem a necessidade de uma singularidade.
- Modelo da rede Big Bang afirma que o Universo no momento do Big Bang é composto por uma estrutura infinita de férmions, que está manchada sobre o domínio essencial para que ele tenha tanto rotativa, translacional, e avaliar a simetria. A simetria é o maior simetria possível e, portanto, o menor entropia de todo o estado.
- Modelos Brane cosmologia em que a inflação é devido ao movimento de branas em teoria de cordas ; o pré-Big bang modelo; o modelo ecpirótico, em que o Big Bang é o resultado de uma colisão entre branes; e o modelo cíclico, uma variante do modelo ecpirótico em que as colisões ocorrem periodicamente. Neste último modelo do Big Bang foi precedido por um Big Crunch eo universo infinitamente ciclos de um processo para o outro.
- A inflação eterna, em que a inflação universal termina localmente aqui e ali de uma forma aleatória, cada ponto final levando a umuniverso bolhaem expansão de seu próprio big bang.
Propostas nas duas últimas categorias ver o Big Bang como um evento em qualquer um universo muito maior e mais velho, ou em ummultiverso.
Interpretações religiosas e filosóficas
Como uma teoria relevantes para a origem do universo, o Big Bang tem influência significativa sobre religião e filosofia. Como resultado, tornou-se uma das áreas mais animadas de discurso entre a ciência ea religião. Alguns acreditam que o Big Bang implica um criador, enquanto outros argumentam que Big Bang cosmologia torna a noção de um criador supérfluo.
