Η εξέλιξη του Σύμπαντος από την αρχική υπέρπυκνη και υπέρθερμη κατάσταση είναι μια διαδικασία συνεχούς διαστολής και ψύξεώς του. Πιο συγκεκριμένα, από τη μεγάλη έκρηξη μέχρι το πρώτο δευτερόλεπτο της ζωής του Σύμπαντος, η θερμοκρασία ήταν μεγαλύτερη από 10 δισεκατομμύρια βαθμούς και η ύλη βρισκόταν σε θερμοδυναμική ισορροπία με την ακτινοβολία. Αυτό συμβαίνει, επειδή η μέση ενέργεια των φωτονίων (Ε=hf=pc) μιας κατανομής Planck τέτοιας θερμοκρασίας είναι μεγαλύτερη από τη μάζα ηρεμίας του πρωτονίου(mp = 1843me ~ 2000me ~ 10−24 gr), με αποτέλεσμα συνεχώς να παράγονται ζεύγη πρωτονίων-αντιπρωτονίων (ή ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων) από ένα φωτόνιο και, αντίστοιχα, να εξαϋλώνονται ζεύγη σωματιδίων ύλης-αντιύλης παράγοντας ακτινοβολία.

Μετά από το πρώτο δευτερόλεπτο η θερμοκρασία του Σύμπαντος άρχισε να πέφτει ραγδαία, μειούμενη κατά ένα παράγοντα 10 για κάθε αύξηση της ηλικίας του Σύμπαντος κατά 100 φορές. Περίπου 1 δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη η θερμοκρασία έχει πέσει στους 1010 Κ (737 0C)και έχουν δημιουργηθεί τα γνωστά ευσταθή σωματίδια (πρωτόνια, ηλεκτρόνια, νετρόνια και νετρίνα) μέσα σε μια “θάλασσα” φωτονίων.

Η περίοδος που διανύει το Σύμπαν ονομάζεται Περίοδος της Ακτινοβολίας (Radiation Era). Σε θερμοκρασίες 109– 108 Κ αρχίζει η κοσμική πυρηνοσύνθεση (nucleosynthesis), δηλαδή η δημιουργία των πυρήνων των χημικών στοιχείων. Στη φάση αυτή δημιουργήθηκε το ήλιο από το υδρογόνο (τέσσερα πρωτόνια έδωσαν ένα πυρήνα ηλίου). Όταν η πίεση και η θερμοκρασία δεν ήταν πια αρκετές για να ευνοήσουν τη μεταστοιχείωση του υδρογόνου σε ήλιο, η αναλογία των δύο αυτών στοιχείων σταθεροποιήθηκε σε 75% υδρογόνο και 25% ήλιο. Αυτή η φάση διήρκεσε περίπου μισή ώρα.

Όσο προχωρεί η διαστολή και η ψύξη του Σύμπαντος, η πυκνότητα της ύλης αυξάνει σε σχέση με την πυκνότητα της ακτινοβολίας. Το φαινόμενο αυτό οφείλεται στη διαφορετική συμπεριφορά ύλης και ακτινοβολίας κατά τη διαστολή.

Μπορεί να αποδειχθεί ότι η πυκνότητα ενέργειας της ακτινοβολίας μεταβάλλεται ανάλογα με την ποσότητα R(t)-4, ενώ η πυκνότητα της ύλης ανάλογα με την ποσότητα R(t)-3. Επομένως για μικρές τιμές του R(t), που συνεπάγονται και μικρές τιμές της ηλικίας του Σύμπαντος, η πυκνότητα ενέργειας της ακτινοβολίας είναι μεγαλύτερη από αυτήν της ύλης, αλλά η διαφορά τους μειώνεται σταθερά.

Όταν η ηλικία του Σύμπαντος είναι 5×103 έτη και η θερμοκρασία του 4×103 K, οι δύο αυτές πυκνότητες είναι συγκρίσιμες, ώστε από εκεί και πέρα η ύλη κυριαρχεί στο Σύμπαν, ενώ η ακτινοβολία γίνεται ένα δευτερεύον συστατικό. Αρχίζει, δηλαδή, η Περίοδος της Ύλης (Matter Era). Στην αρχή της περιόδου αυτής η ύλη εξακολουθεί να είναι ιονισμένη, δηλαδή τα άτομα είναι απογυμνωμένα από τα ηλεκτρόνιά τους.

Για μεγέθυνση της εικόνας πατήστε το link:

http://pdg2.lbl.gov/atlasblog/wp-content/uploads/2012/04/bigbang.jpg

Πηγή : Καθηγητής Α.Π.Θ. Σειραδάκης Ιωάννης-Χιου

Advertisements