oraz Początek i kres
Powstanie Wszechświata szacuje się na 13, 75 mld lat temu. Na początku jego wymiary były bardzo małe, a jego gęstość bardzo duża i temperatura niezwykle wysoka. Ponieważ w tej niezmiernie małej objętości panowała ekstremalnie wysoka temperatura i niewyobrażalnie duże ciśnienie, to doszło do wybuchu nazywanego Wielkim Wybuchem. Wyłonił się z niego Wszechświat - (przestrzeń, czas, materia, energia i oddziaływania).
Według teorii względności, w miarę rozszerzania wszechświata, długość fali każdego fotonu ( nośnika fali elektormagnetycznej ) powoli się zwiększa, co zmniejsza jednocześnie jego energię. Tym samym im dłużej dany foton istnieje, tym bardziej jest przesunięty ku czerwieni. W miarę rozszerzania się wszechświata energia promieniowania maleje szybciej niż energia materii. Można z tego wnioskować, że choć obecnie większość energii ma postać materii, w przeszłości większość była w postaci promieniowania. Z pierwotnej materii, której natury nie znamy, w miarę upływu czasu zaczęły powstawać pierwsze cząstki materii, które nazywamy cząstkami prawdziwie elementarnymi elektrony i kwarki. Gdy energia kwarków na skutek stygnięcia,z powodu rozszerzajacego sie Wszechświata zmalała i działające między nimi siły mogły połączyć je ze sobą, powstały pierwsze protony, które później razem z elektronami utworzyły atomy najlżejszych pierwiastków, jakim jest wodór i hel. Chociaż Wszechświat wciąż się rozszerzał i rozszerza się nadal, oba pierwiastki zebrały się w olbrzymie obłoki gazowe, z których ostatecznie powstały galaktyki, a w nich narodziły się pierwsze gwiazdy.
Początek ekspansji Wszechświata nazywamy właśnie Wielkim Wybuchem. Istniej kilka najważniejszych etapów w ewolucji Wszechświata zwanych erami.
Era Plancka (od 0 do 10-43sekundy) Era plazmy kwarkowo - gluonowej (hadronowa) od 10-43sekundy do 10-4sekundy) Era leptonowa (od 10-4sekundy do 10 sekund) Era promieniowania (od 10 sekund do 300 000 lat) Era gwiazdowa (galaktyczna) (od 300 000 lat do dzisiaj)
Od 0 do 10-43sekundy W pierwszych 10-43 sekundy przy gęstość większej od 1097 kg/m3 einstenowska teoria grawitacji nie obowiązuje i nie umiemy opisać zjawisk jakie wtedy zachodziły. W początkowych erach występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka temperatura wynosiła 1032 kelwinów.
Od 10-43 do 10-44 sekundy Wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, czyli elektromagnetyczne, słabe i silne miały jednakowe znaczenie i były nieodróżnialne. Między tymi oddziaływaniami występowała symetria. Ten okres nazywa się wielką unifikacją. Symetria została złamana w chwili 10-35 sekundy. Od 10-35 do 10-33 sekundy wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata, które trwa do dziś Od czasu 10-33 sekundy ekspansja stała się znacznie wolniejsza, ale Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Temperatura jednak była na tyle wysoka, że występowały wszystkie typy kwarków i była taka sama ilość antykwarków. Zachodziła u nich anihilacja.
Od 10-4 sekundy do 10 sekund Pod koniec tej ery zaczęły rozpadać się neutrony. Część z nich uniknęła zagładzie, łącząc się z protonami w jądra. Najpierw powstały jądra deuteru, z nich helu-3, a następnie jądra helu-4. W tym czasie nie było warunków do powstania ciężkich jąder.
Od 10 sekund do 300 000 lat Po około 10 sekund elektrony i ich antycząstki zanihilowały, pozostawiając niewielką nadwyżkę elektronów. Zaczęła się era promieniowania, w której Wszechświat był wypełniony głównie fotonami z niewielką domieszką protonów i neutronów, oraz minimalnymi ilościami helu. Po około 10000 lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Po około 300000 latach temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów.
Od 300 000 lat do dzisiaj Od uwolnienia promieniowania aż do chwili, w której pojawiły się pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie panowała niemal ciemność (epoka ciemności). Pod osłoną ciemności toczyły się procesy, które doprowadziły do powstania galaktyk.
Im dalej znajduje się galaktyka od Ziemi, tym większą ma prędkość i tym szybciej oddala się od obserwatora. Friedmann stwierdził, że rozszerzanie się wszechświata przypomina nadmuchiwanie cętkowanego balonu: w miarę jego powiększania się odległość między dwiema dowolnymi cętkami wzrasta niezależnie od tego, w którym miejscu balonu się one znajdują; a zatem żadna z nich nie może być uznana za centrum. W dodatku im większa odległość między nimi, tym szybciej się od siebie oddalają.
Wszechświat może rozserzać się w nieskończoność. Jednakże "ucieczka" galaktyk jest na tyle wolna, że grawitacja może zatrzymać rozszerzanie się Wszechświata. Galaktyki zaczęłyby się zbliżać do siebie, a wszechświat zacząłby się kurczyć. Kiedy materia zostałaby ściśnięta w bardzo mały punkt o ogromnej gęstości, nastąpiłaby Wielka Zapaść. Wszechświat mógłby cyklicznie kurczyć się i rozszerzać.
Ralph Alpher i Robert Herman, obliczyli, że promieniowanie wczesnego wszechświata powinno przenikać cały kosmos. Wysunęli przypuszczenie, iż takie szczątkowe promieniowanie nadal istnieje. Mieli rację. W 1965 roku Arno Penzias i Robert Wilson, wypróbowywali czuły detektor mikrofalowy. Rejestrował on dziwny szum, który nie pochodził z żadnego konkretnego kierunku. Szum był reliktowym promieniowaniem kosmicznym. Dalsze badania przeprowadzone przez innych uczonych to potwierdziły, a fotony składające się na nie są najstarsze w kosmosie i istnieją od ponad 10 mld lat.
Karolina Szabłowska Natalia Piotrowska kl. 3GB