Δευτέρα, Σεπτεμβρίου 04, 2006
"Το πρώτο δεύτερο"
Το πρώτο δευτερόλεπτο ύπαρξης του σύμπαντος ισοδυναμεί με αλλεπάλληλες "εποχές" στην ύπαρξη της ύλης, με κάθε "εποχή" να διαρκεί ελάχιστα κλάσματα του δευτερολέπτου και να χαρακτηρίζεται από την επικράτηση ενός είδους σωματιδίου.
Στις πρώτες στιγμές της γέννησης του σύμπαντος δημιουργήθηκαν ίσες ποσότητες (σε αριθμό) νετρονίων και πρωτονίων, που όμως με την πάροδο του χρόνου σιγά σιγά άλλαξαν.
Ωστόσο, σε κάθε πρωτόνιο που υπήρχε τότε αντιστοιχούσε ένα δισεκατομμύριο φωτόνια, τα οποία συγκρουόμενα μεταξύ τους παρήγαγαν ζεύγη ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων που, με τη σειρά τους, μετατρέπονταν πάλι σε φωτόνια.
Η δημιουργία ύλης από τα φωτόνια γίνεται με μία ειδική διαδικασία που δημιουργεί ζεύγη σωματιδίων. Η διαδικασία αυτή συμβαίνει όταν η ενέργεια των συγκρουόμενων φωτονίων είναι ίση ή μεγαλύτερη από τη μάζα των δημιουργούμενων σωματιδίων της ύλης.
Η διαδικασία αυτή βασίζεται στην περίφημη πια εξίσωση του Αϊνστάιν για την ισοδυναμία ύλης-ενέργειας (Ε=mc2), η οποία δεν περιορίζει την κατεύθυνση της μετάλλαξης. Έτσι, η ύλη μπορεί να μετατραπεί σε ενέργεια και η ενέργεια σε ύλη.
Όταν, λοιπόν, το σύμπαν είχε ηλικία ενός δεκάκις χιλιοστού του δευτερολέπτου (10-4) και η θερμοκρασία του είχε πέσει στο ένα τρισεκατομμύριο βαθμούς Κελσίου (1012), άρχισε η Εποχή των Λεπτονίων. Το μέγεθος του ορατού σύμπαντος είχε ήδη φθάσει τα έξι έτη φωτός, δηλαδή όσο απέχει από τη Γη το Άστρο του Μπάρναρντ, που είναι το δεύτερο πλησιέστερο στον Ήλιο μας άστρο.
Τα θετικά φορτισμένα πρωτόνια όμως δεν μπορούσαν να συνδεθούν ακόμη με τα αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια παρά την ύπαρξη των ελκτικών δυνάμεων που δημιουργούνταν από τα αντίθετα ηλεκτρικά φορτία τους, διότι τα σταματούσε η ύπαρξη του μεγάλου αριθμού των φωτονίων.
Στις αρχές της εποχής αυτής τα μυόνια και τα νετρίνα τους ήταν κυρίαρχα. Όταν όμως εξαφανίστηκαν τα μυόνια, τα νετρίνα τους αποδεσμεύτηκαν και άρχισαν έτσι την ελεύθερη διαστολή τους.
Μετά την απελευθέρωση των νετρίνων μυονίου τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια άρχισαν να εξαϋλώνονται παράγοντας συγχρόνως φωτόνια. Έτσι, στο τέλος της περιόδου αυτής απέμεινε ένα μόνο ηλεκτρόνιο για κάθε εκατό εκατομμύρια φωτόνια.
Με την εξαΰλωση των ηλεκτρονίων αποδεσμεύτηκαν και τα νετρίνα ηλεκτρονίου, τα οποία μαζί με τα άλλα είδη νετρίνων αποτελούν έναν ωκεανό κοσμικών νετρίνων που πλημμυρίζουν ολόκληρο το σύμπαν.
Στο ένα εκατοστό του δευτερολέπτου (10-2) μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, και σε θερμοκρασία που έφθανε τους 100 δισεκατομμύρια βαθμούς (1011), η πυκνότητα είχε πέσει περίπου στα τέσσερα δισεκατομμύρια φορές την πυκνότητα του νερού. Σε αυτό το σημείο όμως άρχισε και η διαφοροποίηση του αριθμού των πρωτονίων και των νετρονίων.
Αυτό συνέβη διότι, ενώ τα πρωτόνια είναι ιδιαίτερα σταθερά, τα νετρόνια στα καλά καθούμενα μπορεί να διασπαστούν μέσα σε λίγα λεπτά και να μας δώσουν ένα πρωτόνιο, ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο.
Για τη δημιουργία όμως νετρονίων από τα πρωτόνια χρειάζεται η σύγκρουση ενός πρωτονίου με ένα αντινετρίνο (για την παραγωγή ενός νετρονίου και ενός ποζιτρονίου) ή η σύγκρουση ενός πρωτονίου και ενός ηλεκτρονίου (για την παραγωγή ενός νετρονίου και ενός νετρίνου).
Όταν οι θερμοκρασίες ήταν υψηλές, δεν υπήρχε κανένα πρόβλημα και έτσι είχαμε τις ίδιες ποσότητες πρωτονίων και νετρονίων. Σύντομα όμως, και καθώς οι θερμοκρασίες μειώνονταν, τα πράγματα άλλαξαν και μαζί τους άρχισε να αλλάζει και η αναλογία νετρονίων και πρωτονίων.
Έτσι στο ένα δέκατο του δευτερολέπτου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη η θερμοκρασία είχε πέσει στους 31,5 δισεκατομμύρια βαθμούς, η πυκνότητα ήταν 30 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού και η αναλογία νετρονίων-πρωτονίων ήταν 38% νετρόνια και 62% πρωτόνια.
Η κοσμική εκείνη "σούπα" πλάσματος περιλάμβανε και άλλα συστατικά: για κάθε 8 φωτόνια είχαμε 9 νετρίνα, 9 αντινετρίνα, 6 ποζιτρόνια και 6 ηλεκτρόνια με ένα επιπλέον ηλεκτρόνιο για κάθε πρωτόνιο.
Ένα δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν η θερμοκρασία έπεσε στους 10 δισεκατομμύρια βαθμούς (1010), τα φωτόνια δεν είχαν πια την αναγκαία ενέργεια για την παραγωγή ζευγών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων. Τα νετρόνια όμως συνέχισαν να διασπώνται.
Η πυκνότητα του σύμπαντος την εποχή εκείνη μπορεί να υπολογιστεί σήμερα βάσει των διαφόρων διαδικασιών εξαΰλωσης που συνέβαιναν τότε από τις συγκρούσεις ύλης και αντιύλης.
Σύμφωνα με τους υπολογισμούς αυτούς, η πυκνότητα του σύμπαντος έφθανε τότε να είναι τέσσερα δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, ενώ τα σωματίδια που επικρατούσαν ήταν τα λεπτόνια. Υπήρχαν όμως και αρκετά βαρέα σωματίδια σε μία αναλογία ενός βαρυονίου (πρωτόνια και νετρόνια) για κάθε ένα δισεκατομμύριο φωτόνια.
Η αναλογία αυτή είναι ένας σημαντικός αριθμός και προέρχεται από τις απευθείας παρατηρήσεις μας της ακτινοβολίας, που ακόμη και σήμερα μας βομβαρδίζει από όλα τα σημεία του σύμπαντος.
Διονύσης Σιμόπουλος, διευθυντής Ευγενιδείου Πλανηταρίου
Πηγή: pathfinder.gr
Στις πρώτες στιγμές της γέννησης του σύμπαντος δημιουργήθηκαν ίσες ποσότητες (σε αριθμό) νετρονίων και πρωτονίων, που όμως με την πάροδο του χρόνου σιγά σιγά άλλαξαν.
Ωστόσο, σε κάθε πρωτόνιο που υπήρχε τότε αντιστοιχούσε ένα δισεκατομμύριο φωτόνια, τα οποία συγκρουόμενα μεταξύ τους παρήγαγαν ζεύγη ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων που, με τη σειρά τους, μετατρέπονταν πάλι σε φωτόνια.
Η δημιουργία ύλης από τα φωτόνια γίνεται με μία ειδική διαδικασία που δημιουργεί ζεύγη σωματιδίων. Η διαδικασία αυτή συμβαίνει όταν η ενέργεια των συγκρουόμενων φωτονίων είναι ίση ή μεγαλύτερη από τη μάζα των δημιουργούμενων σωματιδίων της ύλης.
Η διαδικασία αυτή βασίζεται στην περίφημη πια εξίσωση του Αϊνστάιν για την ισοδυναμία ύλης-ενέργειας (Ε=mc2), η οποία δεν περιορίζει την κατεύθυνση της μετάλλαξης. Έτσι, η ύλη μπορεί να μετατραπεί σε ενέργεια και η ενέργεια σε ύλη.
Όταν, λοιπόν, το σύμπαν είχε ηλικία ενός δεκάκις χιλιοστού του δευτερολέπτου (10-4) και η θερμοκρασία του είχε πέσει στο ένα τρισεκατομμύριο βαθμούς Κελσίου (1012), άρχισε η Εποχή των Λεπτονίων. Το μέγεθος του ορατού σύμπαντος είχε ήδη φθάσει τα έξι έτη φωτός, δηλαδή όσο απέχει από τη Γη το Άστρο του Μπάρναρντ, που είναι το δεύτερο πλησιέστερο στον Ήλιο μας άστρο.
Τα θετικά φορτισμένα πρωτόνια όμως δεν μπορούσαν να συνδεθούν ακόμη με τα αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια παρά την ύπαρξη των ελκτικών δυνάμεων που δημιουργούνταν από τα αντίθετα ηλεκτρικά φορτία τους, διότι τα σταματούσε η ύπαρξη του μεγάλου αριθμού των φωτονίων.
Στις αρχές της εποχής αυτής τα μυόνια και τα νετρίνα τους ήταν κυρίαρχα. Όταν όμως εξαφανίστηκαν τα μυόνια, τα νετρίνα τους αποδεσμεύτηκαν και άρχισαν έτσι την ελεύθερη διαστολή τους.
Μετά την απελευθέρωση των νετρίνων μυονίου τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια άρχισαν να εξαϋλώνονται παράγοντας συγχρόνως φωτόνια. Έτσι, στο τέλος της περιόδου αυτής απέμεινε ένα μόνο ηλεκτρόνιο για κάθε εκατό εκατομμύρια φωτόνια.
Με την εξαΰλωση των ηλεκτρονίων αποδεσμεύτηκαν και τα νετρίνα ηλεκτρονίου, τα οποία μαζί με τα άλλα είδη νετρίνων αποτελούν έναν ωκεανό κοσμικών νετρίνων που πλημμυρίζουν ολόκληρο το σύμπαν.
Στο ένα εκατοστό του δευτερολέπτου (10-2) μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, και σε θερμοκρασία που έφθανε τους 100 δισεκατομμύρια βαθμούς (1011), η πυκνότητα είχε πέσει περίπου στα τέσσερα δισεκατομμύρια φορές την πυκνότητα του νερού. Σε αυτό το σημείο όμως άρχισε και η διαφοροποίηση του αριθμού των πρωτονίων και των νετρονίων.
Αυτό συνέβη διότι, ενώ τα πρωτόνια είναι ιδιαίτερα σταθερά, τα νετρόνια στα καλά καθούμενα μπορεί να διασπαστούν μέσα σε λίγα λεπτά και να μας δώσουν ένα πρωτόνιο, ένα ηλεκτρόνιο και ένα αντινετρίνο.
Για τη δημιουργία όμως νετρονίων από τα πρωτόνια χρειάζεται η σύγκρουση ενός πρωτονίου με ένα αντινετρίνο (για την παραγωγή ενός νετρονίου και ενός ποζιτρονίου) ή η σύγκρουση ενός πρωτονίου και ενός ηλεκτρονίου (για την παραγωγή ενός νετρονίου και ενός νετρίνου).
Όταν οι θερμοκρασίες ήταν υψηλές, δεν υπήρχε κανένα πρόβλημα και έτσι είχαμε τις ίδιες ποσότητες πρωτονίων και νετρονίων. Σύντομα όμως, και καθώς οι θερμοκρασίες μειώνονταν, τα πράγματα άλλαξαν και μαζί τους άρχισε να αλλάζει και η αναλογία νετρονίων και πρωτονίων.
Έτσι στο ένα δέκατο του δευτερολέπτου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη η θερμοκρασία είχε πέσει στους 31,5 δισεκατομμύρια βαθμούς, η πυκνότητα ήταν 30 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού και η αναλογία νετρονίων-πρωτονίων ήταν 38% νετρόνια και 62% πρωτόνια.
Η κοσμική εκείνη "σούπα" πλάσματος περιλάμβανε και άλλα συστατικά: για κάθε 8 φωτόνια είχαμε 9 νετρίνα, 9 αντινετρίνα, 6 ποζιτρόνια και 6 ηλεκτρόνια με ένα επιπλέον ηλεκτρόνιο για κάθε πρωτόνιο.
Ένα δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν η θερμοκρασία έπεσε στους 10 δισεκατομμύρια βαθμούς (1010), τα φωτόνια δεν είχαν πια την αναγκαία ενέργεια για την παραγωγή ζευγών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων. Τα νετρόνια όμως συνέχισαν να διασπώνται.
Η πυκνότητα του σύμπαντος την εποχή εκείνη μπορεί να υπολογιστεί σήμερα βάσει των διαφόρων διαδικασιών εξαΰλωσης που συνέβαιναν τότε από τις συγκρούσεις ύλης και αντιύλης.
Σύμφωνα με τους υπολογισμούς αυτούς, η πυκνότητα του σύμπαντος έφθανε τότε να είναι τέσσερα δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, ενώ τα σωματίδια που επικρατούσαν ήταν τα λεπτόνια. Υπήρχαν όμως και αρκετά βαρέα σωματίδια σε μία αναλογία ενός βαρυονίου (πρωτόνια και νετρόνια) για κάθε ένα δισεκατομμύριο φωτόνια.
Η αναλογία αυτή είναι ένας σημαντικός αριθμός και προέρχεται από τις απευθείας παρατηρήσεις μας της ακτινοβολίας, που ακόμη και σήμερα μας βομβαρδίζει από όλα τα σημεία του σύμπαντος.
Διονύσης Σιμόπουλος, διευθυντής Ευγενιδείου Πλανηταρίου
Πηγή: pathfinder.gr
