Teoria Big Bang-ului este modelul cosmologic predominant al universului observabil din primele perioade cunoscute, prin evolutia sa ulterioara la scara larga. Modelul descrie modul in care universul s-a extins de la o stare initiala de densitate si temperatura ridicata si ofera o explicatie cuprinzatoare pentru o gama larga de fenomene observate, inclusiv abundenta elementelor luminoase, radiatia de fundal cosmic cu microunde (CMB) si structura acestuia.
In mod crucial, teoria este compatibila cu legea Hubble-Lemaitre – observatia ca, cu cat galaxiile sunt mai indepartate, cu atat se indeparteaza mai repede de Pamant. Extrapoland aceasta expansiune cosmica inapoi in timp si folosind legile cunoscute ale fizicii, teoria descrie un cosmos din ce in ce mai concentrat precedat de o singularitate, in care spatiul si timpul isi pierd sensul (denumit de obicei „singularitatea Big Bang”). Masuratorile detaliate ale ratei de expansiune a universului plaseaza singularitatea Big Bang in urma cu aproximativ 13,8 miliarde de ani, care este astfel considerata varsta universului.
Dupa expansiunea sa initiala, eveniment denumit in sine adesea „Big Bang”, universul s-a racit suficient pentru a permite formarea particulelor subatomice si a atomilor ulteriori. Norii uriasi ai acestor elemente primordiale – in mare parte hidrogen, cu putin heliu si litiu – s-au coalizat ulterior prin gravitatie, formand stele si galaxii timpurii, ale caror descendenti sunt vizibili astazi. Pe langa aceste materiale de constructie primordiale, astronomii observa efectele gravitationale ale unei materii intunecate necunoscute, din jurul galaxiilor.
Cea mai mare parte a potentialului gravitational din univers pare sa fie in aceasta forma, iar teoria Big Bang si diferite observatii indica faptul ca acest potential gravitational in exces nu este creat de materia baryonica, cum ar fi atomii normali. Masuratorile deplasarilor spre rosu ale supernovelor, indica faptul ca expansiunea universului se accelereaza, o observatie atribuita existentei energiei intunecate.
Georges Lemaitre a remarcat pentru prima data in 1927 ca un univers in expansiune ar putea fi urmarit inapoi in timp pana la un punct unic originar, pe care el l-a numit „atomul primordial”. Edwin Hubble a confirmat, prin analiza schimbarilor galactice in rosu, in 1929, ca galaxiile se indeparteaza intr-adevar; aceasta este o dovada observationala importanta pentru un univers in expansiune. Timp de cateva decenii, comunitatea stiintifica a fost impartita intre sustinatorii Big Bang-ului si modelul rival al starii de echilibru, ambele tabere oferind explicatii pentru expansiunea observata, dar modelul starii de echilibru a stipulat un univers etern, in contrast cu epoca finita a Big Bang-ului.
In 1964, CMB a fost descoperit, ceea ce i-a convins pe multi cosmologi ca teoria starii de echilibru a fost falsa, deoarece, spre deosebire de teoria starii de echilibru, Big Bang-ul fierbinte a prezis o radiatie uniforma de fond in tot universul, cauzata de temperaturile ridicate si densitatii crescute, in trecutul indepartat. O gama larga de dovezi empirice favorizeaza puternic Big Bang-ul, care este acum in esenta universal acceptat.
Caracteristicile modelului
Teoria Big Bang ofera o explicatie cuprinzatoare pentru o gama larga de fenomene observate, inclusiv abundenta elementelor usoare, CMB, structura pe scara larga si legea lui Hubble. Teoria depinde de doua ipoteze majore: universalitatea legilor fizice si principiul cosmologic. Universalitatea legilor fizice este unul dintre principiile care stau la baza teoriei relativitatii. Principiul cosmologic afirma ca la scari mari universul este omogen si izotrop – aparand la fel in toate directiile, indiferent de locatie.
Aceste idei au fost initial luate ca postulate, dar ulterior s-au facut eforturi pentru a le testa pe fiecare. De exemplu, prima ipoteza a fost testata prin observatii care arata ca cea mai mare abatere posibila a constantei structurii fine pe o mare parte a varstei universului, este de ordinul 10−5. De asemenea, relativitatea generala a trecut teste stricte pe scara sistemului solar si a stelelor binare.
Universul pe scara larga pare izotrop , daca este observat de pe Pamant. Daca este intr-adevar izotrop, principiul cosmologic poate fi derivat din principiul copernican mai simplu, care afirma ca nu exista un observator preferat (sau special) sau un punct de referinta. In acest scop, principiul cosmologic a fost confirmat la un nivel de 10−5 , prin observatii ale temperaturii CMB. La scara orizontului CMB, universul a fost masurat ca fiind omogen, cu o limita superioara de ordinul a 10% de omogenitate, incepand cu 1995.
Extinderea spatiului
Extinderea Universului a fost dedusa din observatiile astronomice de la inceputul secolului al XX-lea si este un ingredient esential al teoriei Big Bang.
Matematic, relativitatea generala descrie spatiu-timp printr-o metrica, care determina distantele ce separa punctele din apropiere. Punctele, care pot fi galaxii, stele sau alte obiecte, sunt specificate folosind o diagrama de coordonate sau o „retea” care este asezata pe tot spatiul-timp. Principiul cosmologic implica faptul ca metrica ar trebui sa fie omogena si izotropa la scari mari, lucru ce diferentiaza in mod unic metrica Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW).
Aceasta valoare contine un factor de scara, care descrie modul in care dimensiunea universului se schimba cu timpul. Acest lucru permite o alegere convenabila a unui sistem de coordonate, numit coordonate “comoving”. In acest sistem de coordonate, grila se extinde impreuna cu universul, iar obiectele care se misca doar din cauza expansiunii universului, raman in puncte fixe ale grilei. In timp ce distanta lor de coordonate (distanta de deplasare) ramane constanta, distanta fizica dintre doua astfel de puncte, se extinde proportional cu factorul de scara al universului.
Big Bang-ul nu este o explozie de materie care se deplaseaza spre exterior pentru a umple un univers gol. In schimb, spatiul in sine se extinde cu timpul peste tot si creste distantele fizice dintre punctele in miscare. Cu alte cuvinte, Big Bang-ul nu este o explozie in spatiu, ci mai degraba o expansiune a spatiului. Deoarece metrica FLRW presupune o distributie uniforma a masei si a energiei, ea se aplica universului nostru doar la scari mari – concentratiile locale de materie, cum ar fi galaxia noastra, nu se extind neaparat cu aceeasi viteza ca intregul Univers.
Orizonturi
O caracteristica importanta a spatiului-timp Big Bang este prezenta orizonturilor de particule. Deoarece universul are o epoca finita, iar lumina calatoreste cu o viteza finita, pot exista evenimente in trecut a caror lumina nu a avut inca timp sa ajunga la noi. Aceasta plaseaza o limita sau un orizont trecut asupra celor mai indepartate obiecte care pot fi observate.
Dimpotriva, deoarece spatiul se extinde si obiectele mai indepartate se retrag din ce in ce mai repede, lumina emisa de noi astazi s-ar putea sa nu „prinda” niciodata obiectele foarte indepartate. Aceasta defineste un orizont viitor, care limiteaza evenimentele din viitor pe care le vom putea influenta. Prezenta oricarui tip de orizont depinde de detaliile modelului FLRW care descrie universul nostru.
Intelegerea universului din timpuri foarte indepartate, sugereaza ca exista un orizont trecut, desi in practica, viziunea noastra este limitata si de opacitatea universului in perioada de inceput. Deci, viziunea noastra nu se poate extinde mai mult inapoi in timp, desi orizontul se retrage in spatiu. Daca expansiunea universului continua sa accelereze, exista si un orizont viitor.
Termalizare
Unele procese din universul timpuriu au avut loc prea incet, in comparatie cu rata de expansiune a universului, pentru a atinge echilibrul termodinamic aproximativ. Altele au fost suficient de rapide pentru a ajunge la termalizare. Parametrul utilizat de obicei pentru a afla daca un proces din universul foarte timpuriu a atins echilibrul termi,c este raportul dintre rata procesului (de obicei rata de coliziuni intre particule) si parametrul Hubble.
Cronologie
Conform teoriei Big Bang, universul de la inceput era foarte fierbinte si foarte compact si, de atunci, s-a extins si s-a racit.
Singularitate
Extrapolarea expansiunii universului inapoi in timp folosind relativitatea generala, produce o densitate si o temperatura infinite, intr-un moment finit din trecut. Acest comportament neregulat, cunoscut sub numele de singularitate gravitationala, indica faptul ca relativitatea generala nu este o descriere adecvata a legilor fizicii din acest regim. Modelele bazate doar pe relativitatea generala nu pot extrapola spre singularitate – dincolo de sfarsitul asa-numitei epoci Planck.
Aceasta singularitate primordiala este ea insasi numita uneori „Big Bang”, dar termenul se poate referi si la o faza mai generica, fierbinte si densa de la inceputul universului. In ambele cazuri, „Big Bang-ul” ca eveniment este, de asemenea, denumit in mod colocvial „nasterea” universului nostru, deoarece reprezinta punctul din istorie in care universul poate fi verificat ca a intrat intr-un regim in care legile fizicii pe care le intelegem si le cunoastem azi (in special relativitatea generala si modelul standard al fizicii particulelor), functioneaza. Pe baza masuratorilor expansiunii si a masurarilor fluctuatiilor de temperatura in fundalul cosmic cu microunde, timpul care a trecut de la acel eveniment – cunoscut sub numele de „epoca universului” – este de 13,799 ± 0,021 miliarde de ani.
In ciuda faptului ca este extrem de dens in acest moment – mult mai dens decat este de obicei necesar pentru a forma o gaura neagra – universul nu s-a prabusit din nou intr-o singularitate. Calculele si limitele utilizate in mod obisnuit pentru explicarea prabusirii gravitationale se bazeaza de obicei pe obiecte de dimensiuni relativ constante, cum ar fi stelele, si nu se aplica spatiului care se extinde rapid, cum ar fi Big Bang.
Deoarece universul timpuriu nu s-a prabusit imediat intr-o multitudine de gauri negre, materia la acel moment trebuie sa fi fost distribuita foarte uniform, cu un gradient de densitate neglijabil.
Racire
Universul a continuat sa scada in densitate si sa scada in temperatura, prin urmare energia tipica a fiecarei particule a scazut. Pe masura ce universul s-a racit, densitatea energiei restante a materiei, a ajuns sa o domine gravitational pe cea a radiatiei fotonice.
Dupa aproximativ 379.000 de ani de la Big Bang, electronii si nucleele s-au combinat in atomi (in mare parte de hidrogen), atomi care au fost capabili sa emita radiatii. Aceasta radiatie-relicva, care a continuat prin spatiu in mare parte fara obstacole, este cunoscuta sub numele de fundal cosmic cu microunde.
