Сайтът все още се разработва и може да има грешки и неточности. Ако забележиш такава, пиши ни на ninelibera@gmail.com.

Космология – Големият взрив

📡 Ню Джърси, 1964 г. Арно Пензиас и Робърт Уилсън се опитват да използват огромна рупорна антена за радиоастрономия, но не могат да се отърват от слаб, постоянен шум – колкото излъчването на тяло с температура 3 K. Шумът идва еднакво от всички посоки, денем и нощем, през всички сезони. Почистват антената, гонят двойка гълъби, загнездили се вътре, и изстъргват „бялото диелектрично вещество“, което са оставили. Шумът не изчезва. На 50 km от тях, в Принстън, Робърт Дики и колегите му тъкмо строят уред, за да търсят остатъчното излъчване от горещото начало на Вселената. Когато чува за шума, Дики казва: „Момчета, изпревариха ни.“ Пензиас и Уилсън получават Нобелова награда през 1978 г.

1. Вселената има начало

Най-простото наблюдение в астрономията – че нощем е тъмно – крие изненада. Ако Вселената беше безкрайна, вечна и неизменна, накъдето и да погледнем, рано или късно погледът ни би срещнал звезда. Цялото небе би светело като повърхността на Слънцето. Това е парадоксът на Олберс (1823).

Т

Защо небето е тъмно

Слой звезди на разстояние rr дава поток∝(брой звезди∝r2)×(поток от една звезда∝1/r2)=const\text{поток} \propto (\text{брой звезди} \propto r^2) \times (\text{поток от една звезда} \propto 1/r^2) = \mathrm{const}. Всеки слой допринася еднакво, а слоевете са безброй – небето би било безкрайно ярко (или поне ярко като звезда). Решението: Вселената има крайна възраст (~13,8 млрд. години), затова виждаме само звездите в краен обем; освен това разширяването отслабва и зачервява светлината на далечните обекти.

През 1927 г. белгийският свещеник и физик Жорж Льометр извежда от уравненията на Айнщайн, че Вселената трябва да се разширява, а през 1931 г. – че в миналото е била събрана в „първичен атом“. Името „Голям взрив“ идва от Фред Хойл, който през 1949 г. по радиото иска да се подиграе на идеята. Хойл защитава „стационарна Вселена“ без начало, но реликтовото излъчване решава спора.

🏃 Разширяването

Галактиките се отдалечават една от друга, и то толкова по-бързо, колкото са по-далеч (Хъбъл, 1929; виж „Разширяване на Вселената“). Пуснат назад във времето, филмът показва, че всичко е било заедно.

📡 Реликтовото излъчване

Почти идеално черно тяло с 2,725 K, идващо еднакво от всички посоки – изстиналата светлина на горещата ранна Вселена. Моделът на „стационарната Вселена“ не може да го обясни.

⚛️ Леките елементи

~25% хелий, деутерий и малко литий – точно колкото предсказва физиката на първите три минути. Звездите не могат да произведат толкова хелий, а деутерият само унищожават.

🕰️ Еволюцията

Отдалеч виждаме миналото: далечните галактики са по-малки, по-сини и по-неспокойни, квазарите са били по-чести. Вселената не е вечна и неизменна – тя има история.

Не е взрив в пространството. Големият взрив не е експлозия в някаква точка, от която веществото се разлита в празното пространство. Разширява се самото пространство – навсякъде едновременно. Затова няма център и няма „ръб“, и затова реликтовото излъчване идва от всички посоки.

2. История на Вселената

Т

Температура и разширение

Когато разстоянията растат с множител aa (мащабен фактор, днес a=1a = 1), дължината на вълната на всеки фотон се разтяга със същия множител. Тогава 1+z=1/a1 + z = 1 / a, а температурата на излъчването е T=T0⋅(1+z)T = T_0 \cdot (1 + z), където T0=2,725 KT_0 = 2{,}725\ \mathrm{K}. По-рано Вселената е била по-малка, по-плътна и по-гореща.

Пътешествие във времето

Плъзнете по оста на времето – тя е логаритмична: всяко деление е 10¹⁰ пъти по-далеч. Колкото по-рано, толкова по-гореща и плътна е Вселената.

прозрачен, тъмен газРекомбинациявреме: 380 228 годинитемпература: 3000 Kчервено отместване: z ≈ 1,1 · 10³разстоянията са 1/1101 от днешнитеT = 2,725 K · (1 + z): излъчването изстива,докато пространството се разтяга.10⁻⁴⁰ s10⁻³⁰ s10⁻²⁰ s10⁻¹⁰ s1 s10¹⁰ sднеснуклеосинтезрекомбинацияпърви звезди

При ~3000 K електроните се свързват с ядрата в неутрални атоми. Изведнъж Вселената става прозрачна и светлината полита свободно – тази светлина днес е реликтовото излъчване.

3. Първите три минути

Около първата секунда температурата е 1010 K10^{10}\ \mathrm{K}. и престават да се превръщат едни в други и на всеки 6 протона остава 1 неутрон. Свободните неутрони се разпадат с полуживот ~10 минути. на хелий трябва да започне бързо, но първата стъпка – – се разбива от горещите . Едва след ~3 минути става достатъчно хладно, деутерият оцелява и почти всички неутрони за минути влизат в хелий.

Т

Колко хелий

Ако в момента на синтеза отношението неутрони/протони е xx и всички неутрони влязат в хелий-4 (2 неутрона + 2 протона), масовата част на хелия е Y=2x1+xY = \frac{2x}{1 + x}. При x≈17x \approx \frac{1}{7} се получава Y≈0,25Y \approx 0{,}25 – точно колкото наблюдаваме в най-старите звезди и в далечни газови облаци.

Пример

В момента на синтеза на всеки 7 протона има по 1 неутрон. Каква част от масата е хелий?

  1. От 2 неутрона и 2 протона се прави едно ядро хелий: на 14 протона и 2 неутрона → 1 ядро хелий (4 нуклона) и 12 протона
  2. Y=4/16=0,25Y = 4 / 16 = 0{,}25 – една четвърт
  3. Със същата формула: Y=2x1+x=2⋅1/78/7=14Y = \frac{2x}{1 + x} = 2 \cdot \frac{1/7}{8/7} = \frac{1}{4} ✓

Първите три минути

Вляво: след първата секунда на всеки 6 протона има 1 неутрон, а свободните неутрони се разпадат. Колкото по-късно започне синтезът, толкова по-малко хелий. Вдясно: колкото повече обикновено вещество има, толкова по-пълно деутерият „изгаря“ в хелий.

1 s10 s100 s1000 s0,050,10,15неутрони / протонихелий по маса: Y = 2x / (1 + x) = 19,1%наблюдавано в най-старите звезди и мъглявини: 24,5%1 · 10⁻¹⁰3 · 10⁻¹⁰1 · 10⁻⁹1 · 10⁻⁵1 · 10⁻⁴деутерий / водороднаблюдавано в далечни газови облациη = 3,00 · 10⁻¹⁰ бариона на фотон⇒ обикновено вещество: 2,4% от критичната плътност

Нагласете двата плъзгача така, че предсказаните количества хелий и деутерий да съвпаднат с наблюдаваните. Тези няколко числа, пресметнати от физиката на първите минути, са едно от най-силните доказателства за горещия Голям взрив.

4. Реликтовото излъчване

380 000 години след началото температурата пада до ~3000 K и електроните се свързват с ядрата. Светлината, освободена тогава, пътува към нас 13,8 млрд. години. Междувременно Вселената се е разширила 1100 пъти, а светлината се е разтегнала от близкото инфрачервено до микровълните. Това е най-старата светлина, която можем да видим.

Пример

При коя дължина на вълната е максимумът на реликтовото излъчване днес? А при излъчването му (T=3000 KT = 3000\ \mathrm{K})?

  1. Закон на Вин: λmax=2,898⋅10−3 m⋅K/2,725 K≈1,06 mm\lambda_{\mathrm{max}} = 2{,}898 \cdot 10^{-3}\ \mathrm{m\cdot K} / 2{,}725\ \mathrm{K} \approx 1{,}06\ \mathrm{mm} – микровълни
  2. При T=3000 KT = 3000\ \mathrm{K}: λmax≈0,97 μm\lambda_{\mathrm{max}} \approx 0{,}97\ \mathrm{\mu m} – близко инфрачервено, на ръба на видимото: Вселената е светела оранжево-червено
  3. 1,06 mm/0,97 μm≈11001{,}06\ \mathrm{mm} / 0{,}97\ \mathrm{\mu m} \approx 1100 – колкото пъти се е разширила

Реликтовото излъчване

Вляво: спектърът, измерен от сателита COBE (1990), и черно тяло с температурата, която изберете. Вдясно: картата на цялото небе стъпка по стъпка, както я „разлистват“ космолозите.

5101520вълново число, cm⁻¹ (≈ 30 GHz)яркостT = 3,2 Kмаксимум (по честота) при λ ≈ 1,6 mmточки – COBE/FIRAS; нагласете T1. Сурова картацялото небе: 2,725 K навсякъде

Небето във всички посоки има една и съща температура: 2,725 K. Толкова гладко, че отначало изглежда съвършено еднакво – с точност по-добра от 0,1%.

Колебанията в реликтовото излъчване са звукови вълни в ранната плазма, „замразени“ в момента, в който тя е станала прозрачна. им – колко силни са колебанията с различни размери – е невероятно богат на информация. От данните на Planck (2018) следва, че Вселената е на 13,79±0,0213{,}79 \pm 0{,}02 млрд. години, че е почти съвършено плоска и че съдържа 5% обикновено вещество, 27% и 68% (виж „Тъмна материя“). Джон Матър и Джордж Смут получават Нобелова награда (2006) за измерванията на COBE.

5. От тъмните векове до първите звезди

След рекомбинацията Вселената е тъмна стотици милиони години. В по-плътните области гравитацията събира тъмна материя и газ. Първите звезди – вероятно стотици пъти по-масивни от Слънцето, от чист водород и хелий – се запалват около 100–200 млн. години. Тяхното ултравиолетово лъчение йонизира газа отново (рейонизация), а им пръскат първите тежки елементи. JWST вече вижда галактики от времето, когато Вселената е била само на ~300 млн. години – и те са изненадващо ярки и многобройни.

6. 🎯 Бърз тест

1 / 7
✓ 0

Защо нощното небе е тъмно, ако звездите са безброй?

7. 📝 Задачи за упражнение

0 / 0

Ниво А· Областен кръг

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Ниво В· Национален кръг

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Ниво С· Международна олимпиада

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

8. Обобщение

  • ✓ Вселената е на 13,8 млрд. години; тъмното нощно небе (парадокс на Олберс) показва, че има начало
  • ✓ Голям взрив = разширение на самото пространство, навсякъде, без център
  • ✓ 1+z=1/a1 + z = 1 / a; T=2,725 K⋅(1+z)T = 2{,}725\ \mathrm{K} \cdot (1 + z) – в миналото Вселената е по-гореща и плътна
  • ✓ Първите минути: Y=2x1+x≈25%Y = \frac{2x}{1 + x} \approx 25\% хелий; деутерият дава ~5% обикновено вещество
  • ✓ Рекомбинация при 380 000 години и 3000 K → реликтовото излъчване, днес с 2,725 K
  • ✓ Колебанията ~10−510^{-5} в реликтовото излъчване са семената на галактиките
  • ✓ Доказателства: разширяване, реликтово излъчване, леки елементи, еволюция на галактиките

💡Интересен факт

Атомите на водорода в тялото ви – около 10% от теглото ви – са създадени в първите минути след Големия взрив и са на 13,8 млрд. години – по-стари от Слънцето, Земята и всички звезди. А всеки кубичен сантиметър около вас, дори в този момент, съдържа ~400 фотона от реликтовото излъчване – най-старата светлина във Вселената.