Big Bang

1. Astron.

Unibertsoaren jatorri eta eboluzioari buruzko eredu kosmologikoa, gaur egun zientzialariek oro har onartutakoa, behaketak ondoen azaltzen dituena baita. Eredu honen arabera, unibertsoa hedatzen ari da, dentsitate eta tenperatura izugarri handiko hasierako egoeratik. Big Bang terminoa hedapena hasi zen unea adierazteko ere erabiltzen da.

Unibertsoaren eboluzioaren irudikapena: <span style="font-style:italic">Big Banga</span> eta ondorengo hedapena. Eboluzioa irudikatzeko, bi dimentsio espazial (irudiaren sekzioa) eta denbora-dimentsio bat erabili dira
Unibertsoaren eboluzioaren irudikapena: Big Banga eta ondorengo hedapena. Eboluzioa irudikatzeko, bi dimentsio espazial (irudiaren sekzioa) eta denbora-dimentsio bat erabili dira

1. Astron.
Unibertsoaren jatorri eta eboluzioari buruzko eredu kosmologikoa, gaur egun zientzialariek oro har onartutakoa, behaketak ondoen azaltzen dituena baita. Eredu honen arabera, unibertsoa hedatzen ari da, dentsitate eta tenperatura izugarri handiko hasierako egoeratik. Big Bang terminoa hedapena hasi zen unea adierazteko ere erabiltzen da.

Big Banga Edit

Egilea: Mikel Susperregi

BIG BANGA

Big Bang teoria unibertsoaren hasiera eta ondorengo eboluzioa deskribatzeko saioa da. Jakina da unibertsoak hasiera bat izan zuela eta bere adina mugatua dela. Hasiera hartatik abiatuta, gaur egungo izarrak, galaxiak, eta beste egitura kosmikoen sorrera adierazten duen mekanismoa Big Banga da. Unibertsoaren historia eta haren prozesu fisikoen eboluzioa hobeto ulertzeko, egokiena da Big Banga mekanismo gisa hartzea, eta ez teoria gisa. Mekanismo hori irudi eskematikoa da, kontzeptua, narratiba baten bizkarrezurra, eta, horretan oinarrituta, unibertsoa deskribatzen duten teoria asko dira. Big Bang mekanismoaren arabera, duela 13.800 milioi urte unibertsoa “zopa kosmikoa” zen, oso beroa eta dentsitate handikoa, eta hastapenetik norabide guztietan hedatzen hasi zen. Hasiera hori izan zen unibertsoaren jaiotza eta une hori baino lehenago ez zegoen unibertsorik edo denboraren definiziorik (beraz, denboraren kontzepturik ezean, ez dago argi zer esan nahi duen “une hori baino lehenago” esapideak). Gaur beha ditzakegun unibertsoaren eduki guztiak eta espazioaren eta denboraren dimentsioak, naturaren oinarrizko konstanteak, horiek denak, hasierako momentutik aurrera sortu ziren.

Testuinguru historikoa

Fred Hoyle zientzialari britainiarra izan zen Big Bang terminoa lehen aldiz aipatu zuena, 1949an BBCko irratsaio batean. Ingelesez “eztanda erraldoia” esan nahi du (nahiz eta eztandarik ez zen izan; unibertsoa hedatzen hasi zen, besterik gabe). Hoyle ez zen izan, ordea, kontzeptuaren sortzailea eta berak ez zion Big Bang mekanismoari sinesgarritasunik eman. Big Bangaren ideia teoria labur baten formatuan (edo eredu gisa) sortu zen, Georges Lemaître matematikariaren eskutik, 1931.ean Nature astekarian argitaratu zuen artikuluan. Bertan “hasierako atomoaren hipotesia” proposatu zuen unibertsoaren hasiera deskribatzeko, Big Bang teoriaren bizkarrezurra izan zena, urte batzuetan behintzat. Haren aurretik, Einsteinen erlatibitatearen teoria erabiliz hainbat zientzialarik antzeko emaitzekin lan egin zuten kosmosaren egituraren inguruan, eta esan daiteke Big Bang kontzeptuan oinarritutako deskribapena “organikoki” sortu zela, zientzialari askoren lanaren ondorioz.

Unibertsoaren hedatzea da Big Bangaren oinarria. Gaur ongi dakigu hori gertatzen dela, jakina da unibertsoaren hedapena azeleratua dela eta neurketa zehatzak ditugu, baina, hasiera batean, zientzialarientzat zaila zen ulertzea unibertsoa hedatzen ari dela esateak, besterik gabe, zer esan nahi duen. Aurreiritzi gehiegi zituzten eta unibertsoa estatikoa zela sinetsi nahi zuten: alternatibek beldurgarriak ziruditen. XX. mendeko bigarren erdia arte zientzialarien arteko sinesmen finkatuena zen kosmosa denboran eta espazioan mugagabea dela, eta Big Bangaren gisako teoria bat, unibertsoaren adina eta tamainaren inguruan mugak ezartzen dituena, bitxikeria matematikoa zela uste zen.

Albert Einstein bera ohartu zen, 1922an, bere teoriaren arabera unibertsoaren tamaina mugatua eta erradio aldakorrekoa izan zitekeela (unibertsoa biribila balitz). Baina Einsteinek ez zuen onartu nahi estatikoa ez zen unibertsoa eta, haren iritziz, tamainaz aldakorra eta mugatua den kosmosa kontraesanez beteta zegoen. Beraz, erlatibitatearen teorian unibertsoa estatikoa izan zedin, naturako konstante berri bat asmatu zuen, “konstante kosmologikoa”. Geroago, Big Bang mekanismoa onartu zenean, Einsteinek aitortu zuen “konstante kosmologikoa” izan zela bere bizitzako akatsik handiena (beste arrazoi batzuk direla eta, azken hamarkadan konstante kosmologikoaren baliagarritasuna berpiztu da).

1920ko hamarkadan Alexander Friedmann errusiarrak unibertsoa hedatzen ari dela proposatu zuen, eta 1927an Georges Lemaîtrek unibertsoaren hedapena matematikoki deskribatu zuen. Hori da gaur egun Hubbleren legea deritzona. Lege horren arabera, behatzen dugun norabide guztietan galaxiak gugandik urruntzen ari dira, eta haien urruntzeko abiadura distantziarekiko proportzionala da. Lege hori oso garrantzitsua da unibertsoa nola hedatzen den ulertzeko (ikus aurrerago Unibertsoaren hedapena atala). Lemaîtrek hori proposatu eta bi urte aurrerago, Edwin Hubble astronomo iparramerikarrak frogatu zuen lege horrekin bateragarriak direla behaketa astronomikoak, eta unibertsoaren hedatzeak sinesgarritasun handia irabazi zuen.

1964. urtean, Big Bang mekanismoak lortu zuen azkenean zientzialari gehienen onarpena, Penzias eta Wilson astronomo iparramerikarrek mikrouhin-erradiazio kosmikoa detektatu zutenean (hondoko mikrouhin-erradiazio). Erradiazio hori da kosmosean dagoen unibertsoaren jaiotzako aztarna eta froga bakarra. Hasierako “zopa kosmikoan” argia eta materia banandu zirenean, argia “flash” kosmiko baten modura irten eta unibertsoarekin batera hedatu zen, eta gaur egun mikrouhin-espektroan beha daiteke.

Ezaugarri nagusiak

Big Bang mekanismoak lau oinarrizko osagarri ditu ezaugarri nagusitzat. Osagarri horiek eredu estandarra termino orokorrarekin deskribatzen dira kosmologian. Eredu estandarrarekin teoria asko dira bateragarriak, eta horiek Big Bang mekanismoa erabiliz deskribatzen dute unibertsoaren eboluzioa (hasieratik gaur egun arte).

Lau osagarriak hauek dira: (1) unibertsoa Hubbleren legea jarraituz hedatzen ari da; (2) unibertsoaren hasieran sortu zen mikrouhin-erradiazio kosmikoa; (3) elementu arinen nukleoak unibertsoaren aro gaztean sortu ziren (eta elementu astunak izarren guneetan sortu ziren); eta (4) izarrak izan ziren lehen sortu ziren objektu kosmikoak, ondoren galaxiak, eta horiek multzokatzerakoan eskala handiko egitura kosmikoak (galaxia; izar).

Osagarri horiek labur deskribatuko ditugu jarraian.

Unibertsoaren hedapena

Duela 13.800 milioi urte jaio zen unibertsoa, bat-bateko hedapen-prozesu bortitz baten bidez. Hasierako “zopa kosmikoaren” dentsitatea oso handia zen eta “zero denborako” dentsitate mugagabeari singularitatea deitzen diote zientzialariek. Haren egonkortasunik ezak eta energia handiak hedapen-prozesua hasiarazi eta garatu egin zuten. Dentsitate infinituaren kontzeptua problematikoa da fisikan eta “zero denborako” hasierako unea deskribatzeko ez du oraindik teoria finkorik kosmologiak.

Unibertsoaren jaiotzaz geroztik, partikulak bata bestetik urruntzen hasi ziren, abiadura handian. Hasierako prozesu horren ondorioz, gaur egun galaxia guztiak (batez beste) gugandik urruntzen ari dira, behatzen dugun norabide guztietan. Testuinguru historikoa atalean aipatu bezala, Hubblek lehen aldiz behatu zuen galaxien urruntzea, eta gaur egungo behaketek ongi baieztatzen dute haren izena daraman legea. Eredu estandarraren arabera, beraz, Hubbleren legea jarraitzen du unibertsoaren hedapenak. Legeak dioena da galaxia baten urruntze-abiadura (v) proportzionala dela gugandik kokatua dagoen d distantziarekiko; hau da: v = Hd, non H Hubble konstantea deritzona den.

Hubbleren legea unibertsoaren lege fisiko orokorra izan dadin, beste printzipio bat behar dugu, hau da, printzipio kosmologikoa izena duena. Printzipio horrek esaten du gure kokapena unibertsoan ez dela berezia, eta beste edonon kokatuz gero, gure behaketek unibertsoaren irudi berdina erakutsiko luketela. Bereziki, beste edozein lekutatik behatzen ahal dugu galaxiak gugandik urruntzen ari direla. Zentzu batean, printzipio kosmologikoa Kopernikoren munduaren ikuspegi orokortua da, esaten baitu ez dagoela unibertsoko zentrorik eta gure behaketa-lekua ez dela inolaz ere berezia.

Printzipio kosmologikoak eta Hubbleren legeak unibertsoaren hedapena deskribatzen dute, geometria isotropikoa duen eduki baten modura (isotropiko = norabide guztietan eta kokapen guztietatik behatuz itxura berdina eta lege berdinak dituena). Matematikoki ere froga daiteke printzipio kosmologikoa, onartuz gero unibertsoaren hedapenak halabeharrez jarraitu behar duela Hubbleren legea. Beraz, bi kontzeptuak lotuak dira.

Mikrouhin-erradiazio kosmikoaren jatorria

Unibertsoa hasi eta 100.000 urte ingurura bitarte, lotura sendoak zituzten argi-partikulek (fotoiek) eta oinarrizko partikulek. “Zopa kosmiko” beroan zeharo nahasiak ziren materia eta argia, eta interakzioak maiz eta ugariak zituzten. Lehen aro horren ondoren (unibertsoa erlatiboki bere haurtzaroan zegoen), unibertsoaren tenperatura nahikoa jaitsi zen, eta elektroien eta protoien arteko interakzioetatik sortu ziren lehenengo hidrogeno-atomoak. Gertakizun hark unibertsoaren aro berri bati hasiera eman zion: une hartatik aurrera, gas hotz eta elektrikoki neutro horrekin interakzioak izateari utzi zion argiak, eta bakoitza bere aldetik abiatu ziren materia eta argia.

Une hartaz geroztik, loturarik gabe eta beste partikulekin interakziorik izan gabe bidaiatu du argiak, eta unibertsoaren hedapenaren ondorioz areagotu da argi-izpien uhin-luzera. Hau da, unibertsoa hedatu ahala, energia galdu dute etengabe argi-izpiek (uhin-luzera handiagoa izatean, argi-izpiak energia gutxiago du), eta izpion energia unibertsoaren batez besteko tenperaturarekiko proportzionala da. Jatorrian, argia eta materia banandu ziren denbora laburrean, 3.000 kelvin gradukoa zen erradiazioaren tenperatura, eta gaur egun, berriz, 2,7 kelvin gradu besterik ez da (-270 gradu zentigrado). Beraz, hasiera batean X izpiak baino energia handiagokoak ziren argi-izpiak pixkanaka energia galdu eta moteldu egin ziren, eta espektroaren beste maiztasun txikiagoetara mugitu, gaur egungo mikrouhin-maiztasunetara, hain zuzen ere.

Erradiazio hori gaur behatzen dugunean, unibertsoaren haurtzaroko argazkia ikusten dugu. Zeruan zehar norabide guztietan maiztasun eta anplitude berdinak dauzka mikrouhin-erradiazio kosmikoak, eta horrek baieztatzen du Big Bang irudiaren oinarrietako bat: unibertsoa oso homogeneoa zen hasiera batean, ongi nahasia, konpaktua, eta oso beroa. 13.000 milioi urte baino denbora gehiagoz bidaiatu dute mikrouhin-izpi horiek, eta 2.000.000.000.000.000.000.000.000 kilometroko ibilbidea egin dute.

Elementu arinen sintesia

Big Bangaren hasieraren ondorengo lehen segundoan, protoiak eta neutroiak ziren unibertsoko partikula nagusiak, dentsitate eta tenperatura altuko nahaste batean. Unibertsoa hedatu ahala, tenperatura jaitsi egin zen, eta elkarren arteko loturak sortu zituzten partikula horiek; ondorioz, lehen nukleo atomiko arinak osatu ziren: deuterioa (D), helio-3a eta helio-4a.

Teoriaren bidez prozesu nuklearrak aztertuz, ezaguna da antzeko nahaste isolatu edo “zopa kosmiko” baten garapen normalaren ondorioa helio-4a dela, eta horren ehunekoa % 25 dela. Izarren behaketek baieztatzen dute unibertsoan ehuneko hori dagoela, eta unibertsoaren lehen uneetan sortua izan zela. Zentzu horretan, fisika nuklearraren teoriak eta behaketa astronomikoek baieztatzen dute Big Bang mekanismoaren aro hori.

Elementu astunagoak, karbonoa eta oxigenoa barne harturik, gure materia organikoa sortzen dutenak, geroago sortu ziren izarren guneetako erreakzio nuklearren bidez, eta kosmosean sakabanatu ziren, izarren heriotzaren uneko supernoba-leherketen bidez.

Galaxien sorrera eta eskala handietako egitura kosmikoak

Egun behatzen dugun unibertsoa deskribatzeko, Big Ban mekanismoak zerbait behar du galaxiak eta eskala handietako egiturak nola sortu diren azaltzeko. Paradigmaren elementu nagusia grabitazio-indarra da, eta osagarri bakar horrek ahalbidetzen gaitu behatzen dugun unibertsoa ulertzeko. Grabitazio-indarrari esker, materia kolapsatu egiten da kosmosean eta auzuneko dentsitatea baino dentsitate handiagoko eremuak galaxia bihurtzen dira. Ondoren, galaxien barruan egiturak sortzen dira: izarrak eta beste egitura kosmikoak, zulo beltzak galaxien guneetan, eta barruko morfologia ere aldakorra da eta erabat konplexua (galaxiek sarritan diskoa daukate eta beso espiralak). Galaxien errotazioak eta haien barruko osagaiek denborarekin sortzen dituzte konplexutasun dinamiko hauek. Galaxiek, beren adinaren arabera, barruko egitura oso ezberdina erakusten dute.

Denbora berean, galaxiek elkarrekiko grabitazioa jasaten dute eta unibertsoa hedatu ahala multzokatu egiten dira. Modu horretan, grabitazio-indarrak oso eskala handiko egitura kosmikoak sortzen ditu: filamentuak, hodeiak, planoak; egitura horiek dinamikoak dira eta ehunka mila galaxiez osatuak dira. Galaxia gehienek, bere barruko egitura garatzeaz gain, beste galaxiekin loturak dituzte, eta grabitatearen bidez galaxia-multzo handiagoen osagai bihurtzen dira.

Unibertsoaren adina 10.000 urte ingurukoa zenean, argia eta materiaren arteko oreka aldatu egin zen. Ordura arte, argia zen unibertsoaren osagarri nagusia eta haren dinamika menderatzen zuen, baina adin hori gainditu ondoren, materiaren dentsitatea erradiazioarena baino handiago izatera iritsi zen. Une horretan, grabitazio-indarraren efektua lehen aldiz sumatzen hasi zen eta dentsitate ezberdineko eremuak garatu ziren. Grabitatearen ezaugarri nagusia da oreka haustea, eta horrek dentsitate handiagoko eremuak multzokatzea dakar berekin. Dentsitate handia grabitazioak areagotzen du, eta dentsitate txikia gutxiagotu egiten du. Beraz, hasierako homogeneotasunean ziren dentsitatearen aldaketa infinitesimalak pixkanaka areagotu egin ziren, eta horietatik hasi ziren aurreragoko galaxien sorkuntza ekarriko zuten dentsitate-gorabeherak.

Mikrouhinaren erradiazioan ikusten dugu hasierako dentsitate-gorabeherak oso txikiak zirela, eta milioi bateko bereizmena erabili behar da behaketa astronomikoen bidez horiek ikusteko (sateliteak erabiltzen dira behaketa horiek egiteko, gure atmosferaren interferentziak saihesteko). Beraz, hasierako dentsitate-fluktuazioak oso txikiak zirenez, grabitazio-indarrak denbora luzea behar izan du efektua nabarmena izateko eta fluktuazio horiek garatzeko. Gaur egun, 13.000 milioi urte ondoren, grabitazioaren lanaren ondorioa ikusten dugu egitura kosmikoetan.

grafikoak1

Unibertsoaren eboluzioaren irudikapena: Big Banga eta ondorengo hedapena. Eboluzioa irudikatzeko, bi dimentsio espazial (irudiaren sekzioa) eta denbora-dimentsio bat erabili dira (iturria: NASA)

ARAZOAK

Behaketek laster erakutsi zuten Big Bang mekanismoaren paradigmak arazo sakonak zituela. Horietako garrantzitsuena, zerumuga-arazoa deritzona, aztertuko dugu laburrean atal honetan. Oro har, Big Bang mekanismoa eredu estandarraren bizkarrezurra dela onartzen da, eta arazoon konponketak ereduaren “gehigarriak” direla esan daiteke.

Unibertsoan, indar fisikoen eragina ez da istantean sumatzen. Argiaren abiaduran hedatzen dira espazioan indar fisikoak, eta, abiadura mugatua denez, unibertsoan oso urrun diren eremuen artean ez dago elkarren arteko eragin fisikorik. Esaten da eremu horien artean ez dela kausalitate-loturarik: hau da, eremu bateko gertakizun fisikoek ezin dute beste eremuarengan ondoriorik eragin. Beraz, eremu guztien inguruan zerumuga kosmiko bat dago, forma biribilekoa, eta unibertsoaren adinean zehar argiak egin duen distantzia da biribil horren erradioa. Zerumugaren barruko puntu guztiek elkarrekin kausalitate-lotura daukate; kanpokoek, ordea, ez.

Unibertsoaren adina mugatua denez, printzipioz Big Bang paradigma zuzena balitz, zerumuga kosmikoa unibertsoaren ertzean izango litzateke. Big Banga puntu bakar batetik hedatzen hasi zenez, elkarren arteko kausalitate-lotura izan beharko lukete unibertsoko eremu guztiek, eta zerumuga kosmiko bakar baten barruan izan beharko lukete. Behaketek, ordea, oso bestelako unibertsoa erakusten digute: unibertsoaren adinean zehar argiak egin duen distantzia ikusten dugun unibertsoaren erradioa baino ehunka aldiz txikiagoa da, eta, beraz, gure zerumugatik kanpo diren eremu ugari dira unibertsoan.

Mikrouhin-erradiazio kosmikoak erakusten digu, aurreko ataletan aipatu bezala, eremu oso urrunetatik (elkarrekin kausalitate-loturarik ez daukaten eremuetatik) tenperatura bereko erradiazioa jasotzen dugula. Iraganean, hasiera batean, eremuok tenperatura bereko zopa kosmiko batetik hedatu ziren, baina nolabait gaur egun beren zerumuga kosmikoak oso urrun dira bata bestetik. Hau da, zerumuga-arazoak, edo beste modu batera esanda, Big Bangak aurreikusten duen unibertsoaren eboluzioak, ezin du sortu guk behatzen dugun bezain unibertso handia; hots, Big Bangari dagokion unibertsoa “txikiegia” da.

Arazo hau konpontzeko, inflazio kosmikoa asmatu zuten Alan Guth zientzialari amerikarrak eta Andrei Linde errusiarrak 1980ko hamarkadan. Inflazioa unibertsoaren hasierako prozesua da, ezohiko hedapena sortzen duena. Epe laburrean, inflazioak unibertsoaren tamaina esponentzialki hedatzen du, eta, ondorioz, Big Bang mekanismoak aurreikusten duena baino handiagoa da unibertsoa. Inflazioa sortzen duten prozesuak teknikoak dira, eta ez dira behaketen bidez baieztatzeko modukoak. Azken hamarkadetan, kosmologoek inflazio-teoria ugari proposatu dituzte mekanismo horri nolabaiteko justifikazioa emateko. Egun arte, eztabaidan murgildurik dagoen teoria da.