Η εξέλιξη του σύμπαντος

Περίπου πριν 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια, ολόκληρο το σύμπαν ήταν συμπιεσμένο στα όρια ενός απίστευτα μικρού σημείου, όπου ο χρόνος και ο χώρος ήταν ενωμένοι. Μια κατάσταση γνωστή ως ιδιομορφία, είναι η στιγμή πριν από τη δημιουργία όταν δεν υπήρχε ούτε χώρος ούτε χρόνος. Σύμφωνα με το καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο που εξηγεί τον Κόσμο μας, μια απίστευτη έκρηξη, θερμοκρασίας τρισεκατομμυρίων βαθμών και απείρως πυκνή, δημιούργησε όχι μόνο τα θεμελιώδη υποατομικά σωματίδια και από εκεί την υπόλοιπη ύλη, αλλά και τον ίδιο τον χώρο και χρόνο. Οι θεωρίες της κοσμολογίας συνδυασμένες με τις παρατηρήσεις των αστρονόμων επέτρεψαν στους κοσμολόγους να αναδημιουργήσουν την αρχέγονη χρονολογία των γεγονότων, γνωστών ως Μεγάλη Έκρηξη.

Ηλικία	Θερμοκρασία	Κατάσταση
Πριν το Big Bang		Εποχή του Αυγουστίνου: Το 1952 ο George Gamow, ένας από τους πατέρες της θεωρίας της κοσμολογίας του Big Bang, πρότεινε ότι η περίοδος πριν το Big Bang λέγεται εποχή Αυγουστίνου, από τον φιλόσοφο Άγιο Αυγουστίνο, που πίστευε ότι ο χρόνος ήταν απλώς μια ιδιότητα του Θεού, που έφτιαξε το σύμπαν. Όπως έλεγε “Ο Κόσμος φτιάχτηκε μαζί με τον χρόνο κι όχι στον χρόνο”. Ακόμα κι αν κάποιος θα μπορούσε φιλοσοφικά να υποστηρίξει την έννοια της φράσης “που έφτιαξε”, μέσω της θεωρίας της γενικής σχετικότητας ο χρόνος και ο χώρος μπορεί να σχετίζονται. Η φράση “Εποχή του Αυγουστίνου” λοιπόν αναφέρεται σε μια “εποχή” όπου ούτε ο χώρος ούτε ο χρόνος υπήρχε.
<10-43 sec	άπειρη	Εποχή Planck. Αν η υπερσυμμετρία είναι σωστή τότε κατά την διάρκεια αυτής της περιόδου όλες οι δυνάμεις είναι ενωμένες σε μια υπερ-δύναμη. Δεν ισχύουν οι γνωστοί νόμοι αυτή την περίοδο γι αυτό και δεν ξέρουμε τι ακριβώς υπήρχε τότε. Το σύμπαν έχει άπειρη πυκνότητα και θερμοκρασία και ξεκινά από ένα σημείο σχεδόν μηδενικής διαμέτρου. Η θεωρία του Αϊνστάιν προτείνει μια βαρυτική ανωμαλία πριν αυτή την εποχή, αλλά δεν μπορεί να προβλέψει τι συνέβαινε λόγω κβαντικών φαινομένων. Γι' αυτό και οι φυσικοί ελπίζουν να αναπτυχθεί μια θεωρία κβαντικής βαρύτητας – η θεωρία υπερχορδών και η κβαντική βαρύτητα βρόγχων είναι οι πιο υποσχόμενες θεωρίες γι αυτήν – ώστε να καταλάβουμε το κρύβεται στην εποχή Planck.
10-43 sec	άπειρη	Περίοδος κβαντικής βαρύτητας
~10-43 sec	1032 C	Το σύμπαν έχει διαστάσεις ~10-34 μέτρα, Όλα τα σωματίδια (κουάρκ, λεπτόνια, μποζόνια βαθμίδας, σωματίδιο Higgs, υπερ-συμμετρικά σωματίδια, βαρυτόνια) και τα αντισωματίδια τους είναι σε θερμική ισορροπία (δημιουργία και εξαΰλωση με ίσο ρυθμό). Συνυπάρχουν με τα φωτόνια της ακτινοβολίας. Μέσα από μια φάση μετάβασης η βαρύτητα ‘παγώνει’ και χωρίζεται από τις υπόλοιπες τρεις δυνάμεις (Μεγάλη Ενοποίηση των υπόλοιπων δυνάμεων). Τα λεπτόνια και τα κουάρκ δεν ξεχωρίζουν την δράση των τριών δυνάμεων (ηλεκτρική, ασθενής, ισχυρή) πάνω τους. Είναι το πρώτο σπάσιμο της συμμετρίας ανάμεσα στις δυνάμεις.
~10-36 sec	1027 C	Εποχή πληθωρισμού: Το σύμπαν είναι ~10-32 μέτρα και περνά από μια υπερταχύτατη διαστολή, από 10- 36 sec έως 10-32 sec, στην οποία διπλασιάζεται κάθε 10-34 sec. Αυτό σημαίνει ότι στα μέσα σε 10-32 sec διπλασιάζεται 100 φορές. Ήδη όμως έχει προλάβει και αυξήθηκε σε όγκο κατά 1078 φορές ή κατά 1026 φορές η γραμμική διάσταση. Γι' αυτό και μια έκταση όσο 10-32 μέτρα έγινε μια έκταση όσο ένα πορτοκάλι 10 εκατοστά. Στο τέλος του πληθωρισμού μόνο το ορατό σύμπαν είχε διαστάσεις ~ 3 μέτρα (από 10-32 μέτρα που ήταν στην αρχή, και το μέγεθος αυτό επιτεύχθηκε γιατί η διαστολή έγινε με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός. Γι' αυτό (λόγω της διαστολής με ταχύτητα μεγαλύτερη του φωτός) το σύμπαν πρόλαβε κι έγινε επίπεδο (η πυκνότητα του έγινε τόση ώστε το σύμπαν να είναι επίπεδο, κι αυτή η πυκνότητα λέγεται κρίσιμη), ενώ έγινε ομογενές και ισότροπο. Λύθηκε έτσι το κοσμολογικό πρόβλημα του ορίζοντα (πώς είναι δυνατόν δύο αντίθετα σημεία στο παρόν σύμπαν να είναι στην ίδια θερμοκρασία, αφού δεν πρόλαβαν να αλληλεπιδράσουν μεταξύ τους πριν την επανασύνδεση) και της επιπεδότητας (δηλαδή η πυκνότητα του σύμπαντος να είναι κοντά στην κρίσιμη τιμή). Επίσης, κάποια ενέργεια από τα φωτόνια τότε μετατρέπεται σε εικονικά κουάρκ και υπερόνια, όμως αυτά τα σωματίδια διασπώνται γρήγορα. Ένα σενάριο λέει ότι πριν την κοσμική διαστολή (πληθωρισμός), το σύμπαν ήταν ψυχρό και άδειο, και η πυκνή ενέργεια και η έντονη θερμότητα που συνδέονται με τα αρχικά στάδια του big bang, δημιουργήθηκαν μέσω της αλλαγής φάσης που σχετίζεται με το τέλος του πληθωρισμού. Ας σημειωθεί πως η φάση αυτή της ταχύτατης διαστολής κράτησε πάρα πολύ λίγο, ενώ μετά από αυτή την περίοδο της εκθετικής διαστολής το σύμπαν μπορεί να περιγραφεί με τη παραδοσιακή φυσική. Στο τέλος της εποχής του πληθωρισμού το σύμπαν είναι ένα πυκνό μίγμα από κουάρκ (ύλη), αντικουάρκ (αντιύλη) και γκλουόνια. Ένα σενάριο που προτάθηκε από την κοσμολογία του πληθωρισμού λέει ότι, μετά από τον πληθωρισμό το σύμπαν επαναθερμαίνεται (reheating) γρήγορα σε μια θερμοκρασία, που είναι συγκρίσιμη με την ενεργειακή πυκνότητα που αποθηκεύεται στην αρχική συμμετρική προ-πληθωριστική φάση της ύλης. Αυτή η επαναθέρμανση εμφανίζεται λόγω της παραγωγής σωματιδίων από την ταλάντωση του πεδίου ίνφλατον (inflaton). Είναι σημαντικό να πούμε πως στο πληθωριστικό σενάριο όλη η ύλη από την οποία αποτελείται το σύμπαν δημιουργήθηκε με την διαδικασία της επαναθέρμανσης.
10-32 sec	<1027 C	Η ηλεκτρασθενής εποχή: Κρατάει από 10-36 sec έως 10-32 sec. Η ισχυρή δύναμη παγώνει και μένουν ενωμένες μόνο η ηλεκτρική και η ασθενής. Υπάρχει μια ελαφριά υπεροχή της ύλης έναντι της αντι-ύλης. Αυτή η υπεροχή είναι 1:1.000.000.000 και είναι ικανοποιητική για να φτιαχτεί το ορατό σύμπαν. Η θερμοκρασία είναι πάρα πολύ υψηλή ακόμα οπότε τα κουάρκ είναι ακόμα ελεύθερα. Γι αυτό και στην μετα-πληθωριστική εποχή του σύμπαντος ο Κόσμος αποτελείται από μια ταραγμένη, καυτή σούπα ηλεκτρονίων, κουάρκ και άλλων σωματιδίων.
10-10 sec	1015 C	Εποχή της βαρυογένεσης. Διαχωρίζεται η ασθενής από την ηλεκτρική δύναμη. Όλα τα αντι-κουάρκ εξαϋλώνονται από τα κουάρκ και μένει μόνο η ύλη, γιατί με την πτώση της θερμοκρασίας η ακτινοβολία δεν έχει πια την ενέργεια για να κάνει ζεύγη κουάρκ- αντικουάρκ. Οι συνθήκες του Sakharov εξηγούν γιατί έμεινε η ύλη και εξαφανίστηκε η αντιύλη. Τέλος, διασπώνται τα μποζόνια W και Z.
10-4 sec	1013 C	Αρχίζει η εποχή των αδρονίων: Μια ταχύτητα ψύξη του Κόσμου επιτρέπει στα κουάρκ να φυλακιστούν για πάντα μέσα στα πρωτόνια και νετρόνια. Το σύμπαν είναι τώρα στο μέγεθος του ηλιακού συστήματος.
1 sec	1010 C	Τα νετρίνα δεν συμμετέχουν πια στις αλληλεπιδράσεις. Όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώνονται με τα ηλεκτρόνια και δεν ξαναδημιουργούνται. Μένουν μόνο τα ηλεκτρόνια (ύλη) που περίσσεψαν. Ο λόγος νετρονίων-πρωτονίων πέφτει από 50:50 σε 25:75.
100 sec		Σχηματίζονται οι πρώτοι πυρήνες ηλίου
3 min	109 C	Οι συνθήκες είναι όμοιες με αυτές του εσωτερικού των άστρων. Σχηματίζονται δευτέριο, λίθιο και ήλιο απορροφώντας τα νετρόνια που περίσσευαν. Όποια νετρόνια περισσεύουν διασπώνται. Ο λόγος νετρονίων-πρωτονίων πέφτει σε 13:87. Το σύμπαν αποτελείται τώρα από 75% πρωτόνια και 35% πυρήνες ηλίου. Είναι ακόμα πολύ καυτό το σύμπαν για να σχηματιστούν τα άτομα. Τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια εμποδίζουν το φως να λάμψει. Το σύμπαν είναι μια υπέρθερμη ομίχλη.
380.000 έτη	6.000 C	Τα ηλεκτρόνια επιτέλους μπορούν να συνδεθούν με τα πρωτόνια ή τους άλλους πυρήνες φτιάχνοντας άτομα υδρογόνου, ηλίου και λιθίου. Το φως τώρα μπορεί τελικά να λάμψει γιατί κυκλοφορεί μέσα στο σύμπαν ελεύθερο χωρίς να σκεδάζεται συνεχώς.
1 δισ. έτη	-255 C	Σχηματισμός γαλαξιών. Η βαρύτητα αναγκάζει το αέριο του υδρογόνου και ηλίου να σχηματίσουν τεράστια νέφη που θα γίνουν γαλαξίες, ενώ τα μικρότερα τμήματα νέφους γίνονται τα πρώτα άστρα. Μέσα στα άστρα αρχίζουν να σχηματίζονται βαρύτεροι πυρήνες από τον άνθρακα έως τον σίδηρο. Τα ακόμα βαρύτερα στοιχεία σχηματίζονται μόνο στις υπερκαινοφανείς εκρήξεις.
13.7 δισ. έτη	-270 C ή 2.7 Κέλβιν	Σχηματίζονται σμήνη γαλαξιών κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, ενώ τα πρώτα άστρα πεθαίνουν, και διασκορπίζονται βαριά στοιχεία στο διάστημα. Αυτά τελικά θα σχηματίσουν νέα άστρα και πλανήτες.