Ewolucja i budowa Wszechświata

Tak naprawdę w miarę dokładnie jesteśmy w stanie poznać jedynie obiekty znajdujące się w Układzie Słonecznym. Niemniej jednak astronomia pozagalaktyczna ciągle się rozwija i daje nadzieje na poznawanie coraz to dalszych obiektów. Astronomia pozagalaktyczna zajmuje się badaniem tych obiektów, które zlokalizowane są w tej części Wszechświata, która jeszcze dostępna jest obserwacjom. Dostarcza informacji jedynie o pojedynczych obiektach, czyli galaktykach bądź ich gromadach. Na podstawie tych informacji naukowcy dokonują uogólnień wyznaczając prawa, którym podlega cały Wszechświat. Wszystko, bowiem opiera się na założeniu, że w całym Wszechświecie prawa fizyki, które my znamy są zachowane. Dla naukowców dostępny fragment Wszechświata stanowi reprezentatywną część tego olbrzymiego układu.

Przez pojęcie Wszechświata rozumie się całą czasoprzestrzeń, w której zawarta jest materia oraz energia. Rozmieszczenie materii w tym układzie jest bardzo nierównomierne. Największe jej skupiska to tzw. galaktyki.

Powszechnie stosowany system klasyfikacji galaktyk został opracowany przez Erwina Hubble'a i w prawie niezmienionej formie jest używany do dnia dzisiejszego. Podstawa tej klasyfikacji są cechy morfologiczne budowy gwiazd. Podział ten stosuje się tylko do takich galaktyk, w których źródłem światła są wyłącznie gwiazdy. Są to tzw. galaktyki normalne.

Drugi rodzaj galaktyk występujących we Wszechświecie to tzw. galaktyki osobliwe. Źródłem promieniowania takich galaktyk oprócz gwiazd jest także aktywne jądro.

Galaktyki normalne dzieli się na kilka grup. Są to:

* galaktyki spiralne - zbudowane są z jądra i ramion spiralnych, ramiona tworzą tzw. dysk galaktyczny. Obiekty te rotują wokół własnej osi.

* galaktyki eliptyczne - z zaznaczeniem stopnia spłaszczenia elipsy, zbudowane są głównie ze starych gwiazd o małych masach,

* galaktyki spiralne z poprzeczką - poprzeczkę stanowi wydłużona struktura leżąca w płaszczyźnie dysku,

* galaktyki soczewkowate - łączące cechy galaktyk spiralnych i eliptycznych.

* galaktyki nadolbrzymie - inaczej typu CD, emitują silne promieniowanie radiowe

* galaktyki zwarte - są to małe obiekty, które posiadają pył międzygwiezdny emitujący promieniowanie

* galaktyki Haro - galaktyki o małych rozmiarach, z jasnym wyraźnie wyodrębnionym jądrem

* galaktyki Markariana - w skład wchodzą młode gwiazdy

* galaktyki z gorącymi plamami

* galaktyki Seyferta - posiadają stale eksplodujące jądra

* radiogalaktyki - źródła promieniowania elektromagnetycznego o częstotliwościach radiowych

* galaktyki typu N - mają cechy pośrednie między radiogalaktykami a kwazarami

Nasza Galaktyka jest galaktyką spiralną; w jej skład wchodzi gwiazd. Masa takiej przeciętnej gwiazdy jest porównywalna z masą Słońca, ale jej jasność stanowi tylko około 10 procent jasności Słońca. W skład Galaktyki wchodzi bowiem także ciemna materia, która nie świeci, ale posiada masę, która jest wliczana do ogólnej masy Galaktyki. Dlatego zaniża jasność gwiazd.

Centralnym punktem Galaktyki jest jądro otoczone przez dysk. W przybliżeniu oba te elementy zabierają po połowie ogólnej masy Galaktyki.

Jądro nazywane zagęszczeniem centralnym ma kształt spłaszczonej elipsoidy. Gęstość jądra jest około 2 razy większa niż gęstość dysku. Im bliżej środka tego jądra tym ta gęstość większa. Dalej rozciąga się korona gazowa, która zawiera ciemną materię.

0.1 masy całej Galaktyki stanowi materia międzygwiazdowa, która skupiona jest zazwyczaj w płaszczyźnie dysku galaktycznego. Składa się głównie z neutralnego wodoru i pyłu.

Wiemy, więc, że jednostkami organizacji materii we Wszechświecie są galaktyki. Zakłada się, że od chwili Wielkiego Wybuchu rozpoczęła się ekspansja Wszechświata, która trwa po dzień dzisiejszy. Od tamtego momentu Wszechświat przyjmuje geometrię czasoprzestrzeni przedstawioną przez Friedmana. W trakcie rozszerzania się Wszechświata miało miejsce obniżanie temperatury materii i emitowanego promieniowania. W chwili początkowej temperatura miała nieskończoną wartość. Natomiast wraz ze wzrostem promienia Wszechświata wartość temperatury malała. I tak po upływie sekundy od Wielkiego Wybuchu temperatura osiągała poziom około 10 miliardów stopni. Trudno sobie nawet wyobrazić taką temperaturę biorąc pod uwagę fakt, iż temperatura Słońca jest prawie tysiąc razy od niej mniejsza a dla nas Słońce jest niewyobrażalnie gorące. Przy takiej temperaturze Wszechświat tworzyły fotony, elektrony, neutrina, antycząstki oraz protony i neutrony, które były w zdecydowanej mniejszości.

Wszechświat nadal się rozszerzał a jego temperatura malała. Sto sekund było potrzebne na to, aby temperatura Wszechświata spadła do około miliarda stopni. Jest to temperatura porównywalna już z tą, jaka panuje wewnątrz niektórych gwiazd. Jest to wartość temperatury, w której zaczyna dochodzić do łączenia się protonów i neutronów w jądra deuteru. Te z kolei przyłączają kolejne cząstki i w ten sposób dochodzi do powstania jąder helu a także niewielkiego procentu cięższych jąder. Zakłada się, że około 25 % protonów i neutronów tworzą jądra helu. Pozostałe neutrony ulegają rozpadowi na protony.

Hel i inne pierwiastki powstawały w czasie pierwszych kilku godzin istnienia Wszechświata. Kolejny etap jego ewolucji trwający około miliona lat polegał tylko na nieustannej ekspansji przestrzennej. Gdy temperatura Wszechświata zmalała do paru tysięcy stopni rozpoczął się proces tworzenia atomów z jąder i elektronów. Ciągle zachodził proces rozszerzania się i stygnięcia Wszechświata. Jednak zauważalne były miejsca o zdecydowanie większej gęstości. Miały one zdecydowanie wolniejsze tempo rozszerzania się. Było ono hamowane przez dodatkowe oddziaływania grawitacyjne. W pewnym momencie w obszarach tych rozpoczynał się proces kurczenia. Został zapoczątkowany także ruch rotacyjny tych obszarów.

Galaktyki utworzone były przez obłoki materii gazowo - pyłowej. W pewnym momencie dokładnie nie wiadomo, dlaczego w niektórych miejscach tych obłoków został zapoczątkowany proces kurczenia się. Aby taki proces został zapoczątkowany obłok musi mieć dostatecznie niską temperaturę oraz odpowiednio dużą masę i gęstość- musza spełniać tzw. kryterium Jeansa.

W miarę jak wyczerpuje się wodór gwiazdy w ciągu głównym zaczynają powoli zwiększać swoją objętość. Rośnie również jasność takich gwiazd. Gdy wodór w centrum gwiazdy się wyczerpie, zaczyna być wykorzystywany ten w pobliżu jądra. Wtedy kończy się czas życia gwiazdy na ciągu głównym. Na tym etapie gwiazdy mają stale kurczące się, helowe jądra.

Do formowania się planet Układu Słonecznego dochodziło mniej więcej w tym samym czasie jak powstawało Protosłońce. Zachodził wówczas proces sklejania się ziaren pyłu. Zaczęły powstawać coraz większe grudki. Zderzały się one ze sobą. Na skutek przyciągania grawitacyjnego po takim zderzeniu nie odrywały się już od siebie tworząc coraz większe obiekty. Aby w taki sposób doszło do powstania bryły o średnicy kilometra musiało upłynąć kilkaset tysięcy lat. W ciągu kolejnych milionów lat formowały się obiekty zwane protoplanetami. W dalszym czasie następował wzrost masy tych obiektów. Powodowało to przyciąganie przez protoplanety dużych ilości gazów z mgławicy. W początkowym etapie protoplanety miały postać ciekłą. Doszło wówczas do wypłynięcia substancji lekkich na powierzchni, a ciężkie skupiły się wewnątrz. Wzmożona aktywność wulkaniczna powodowała utratę energii i stygnięcie.

Końcową fazą formowania Układu Słonecznego było tzw. wielkie bombardowanie. Ziarna pyłu bardzo często uderzały w powierzchnie planet i księżyców formując na nich kratery uderzeniowe. Po tym etapie w ewolucji Układu Słonecznego nie wystąpiły już żadne gwałtowne procesy.

Układ Słoneczny to jednak nie tylko Słońce i otaczające go planety. To także satelity tych planet oraz planetoidy, komety, meteoroidy i materia gazowo - pyłowa wypełniająca przestrzeń między tymi obiektami.

Układ Słoneczny nie jest tworem statycznym. Obiega on środek Galaktyki w czasie około 250 milionów lat. Jego prędkość względem sąsiednich gwiazd wynosi około 20 km/s.

Planety Układu Słonecznego wg odległości od Słońca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, (Pluton)

Małe ciała w Układzie Słonecznym:

Planetoidy - są to ciała niebieskie, które w większości przypadków obiegają Słońce w tym samym kierunku, co planety w tzw. pasie głównym planetoid. Orbity ich są niemalże zbliżone do koła, zlokalizowane między orbitami Marsa i Jowisza.

Poruszają się po orbitach położonych prawie trzy razy dalej od Słońca niż Ziemia, a ich okres obiegu wokół Słońca wynosi około 4.5 roku.

Pierwszą i zarazem największą jak do tej pory planetoidę odkrył w XIX wieku G. Piazzi. Nadano jej imię Ceres. Ma ona średnicę 768 km, a jej masa jest 8 tys. razy mniejsza od masy Ziemi. Dalsze w kolejności są: Pallas o średnicy 492 km, Juno - 204 km i Eros - 35 km.

Szacuje się, że w całym Układzie Słonecznym jest kilkadziesiąt tysięcy planetoid. Obecnie, co roku odkrywa się około 1000 nowych takich obiektów. Rzadko, kiedy ich średnica jest większa niż 160 kilometrów.

Komety - są to obiekty zlokalizowane w pasie Kipera i obłoku Oorta. Zbudowane są one głównie z zamrożonych gazów. Domieszki stanowią: wodór, tlen, węgiel, azot, żelazo, sód i wiele innych pierwiastków.

Meteory, meteoryty- małe obiekty, które krążą wokół Słońca po orbitach o różnych kształtach bądź pojawiają się sporadycznie. Drugą grupę tworzą obiekty pochodzenia kometarnego. Tworzą tzw. roje meteorów dzięki rozpraszaniu się wzdłuż orbit komet.

Meteoryty są ważnym źródłem informacji na temat powstawania Układu Słonecznego. Podejrzewa się, że z takich właśnie części formowały się poszczególne planety, a więc skład chemiczny meteorytów może informować o budowie chemicznej pierwotnej materii.

W obszarze Wszechświata dostępnym obserwacyjnie znajduje się bardzo duża liczba galaktyk, tworzących struktury o wysokim stopniu rozbudowania. Jednak, mimo, że materia rozłożona jest bardzo nierównomiernie we Wszechświecie, co już zresztą zostało powiedziane wcześniej to przy przejściu do wielkich skał te nierównomierności ulegają stopniowemu zmniejszeniu. Na podstawie tego stwierdzenia powstał podstawowy postulat kosmologiczny, mówiący, że we Wszechświecie nie istnieją żadne wyróżnione miejsca.

Kolejnym przyjętym założeniem dotyczącym Wszechświata jest brak wyróżnionych kierunków. Jeszcze do połowy ubiegłego wieku obowiązywał model niepodlegającego ewolucji Wszechświata. Dzisiaj na podstawie wyników wielu obserwacji naukowcy zgadzają się, że nie może to być prawda.

Wszystkie galaktyki oddalają się ciągle od naszej Galaktyki. Ich prędkości są proporcjonalne do odległości. Jeżeli obiekty nie są zbyt odległe wówczas prędkość ucieczki galaktyk jest wprost proporcjonalna do odległości. Ta zależność liniowa pozwala na wyciągniecie wniosku, że Wszechświat rozszerza się równomiernie i nie ulegają zmianie stosunki odległości. Tak, więc sąsiednie galaktyki oddalają się od naszej Galaktyki, ale również oddalają się od siebie nawzajem. Zmienia się, więc jedynie skala rozmiarów.

Jeśli chodzi o wiek Wszechświata to jest on określony przez odwrotność tzw. stałej Hubble'a. Wiadomo, że czas ten musi być dłuższy od wieku najstarszych obiektów występujących w przestrzeni kosmicznej. Do takich obiektów zalicza się gromady kuliste i niektóre z białych karłów.