181

Wszechświat

Wszechświat

BUDOWA WSZECHŚWIATA

Wszechświat
kosmos, przestrzeń z wypełniającą ją energią i materią (gwiazdami wraz z planetami i innymi jeszcze drobniejszymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami galaktykami, gromadami galaktyk, materią międzygalaktyczną i in. obiektami); ściślej przestrzeń wraz ze znajdującą się w niej materią, która w jakikolwiek sposób może oddziaływać na nas (lub my na nią) w przeszłości, obecnie, lub w przyszłości. Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia pozagalaktyczna, natomiast jego teoriami powstawania i ewolucji kosmologia. I takie pojęcie o wszechświecie obowiązuje dzisiaj.
Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zarania dziejów. Przy niezwykle fragmentarycznej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia, jest stosunkowo młody (ma co najwyżej parę tysięcy lat) i jest niezmienny w czasie. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia, jako siedlisko człowieka. Zasadniczego wyłomu w tych koncepcjach dokonał M. Kopernik, wykazując, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centr. ciałem jest Słońce. Odkrycia geol. XIX w. udowodniły, że Ziemia istnieje parę miliardów lat, co odpowiednio odsunęło w przeszłość powstanie Wszechświata. Najdłużej przetrwało przekonanie o niezmienności Wszechświata, bo aż do lat 20. XX w. Już po odkryciu ogólnej teorii względności, A. Einstein oprac. na jej podstawie statyczny model Wszechświata; okazało się jednak, że taki Wszechświat może być tylko pusty, pozbawiony materii: materia bowiem przyciąga się grawitacyjnie i ma tendencję do spadania ku sobie nie może zatem istnieć zawieszona w statycznym Wszechświecie. Aby zrównoważyć to przyciąganie, Einstein wprowadził ad hoc do równań dodatkowy człon z tzw. stałą kosmologiczną, dający siłę odpychania się mas słabą dla bliskich mas, ale wystarczająco dużą dla mas odległych, by zatrzymać zapadanie się Wszechświata. Odkrycie E. Hubble'a uczyniło cały problem nieistotnym.
Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki (voids) otoczone są ściankami, czy krawędziami z galaktyk i gromad. Wprawdzie dostępny obszar Wszechświata powiększa się w miarę doskonalenia przyrządów i metod badawczych, to jednak wciąż stanowi niewielką część całego Wszechświata, a niektóre wykryte w nim struktury są porównywalne z nim samym.
Teorię kosmologiczną tworzy się na podstawie kilku założeń, z których dwa najważniejsze, to przyjęcie stosowalności znanych praw fizyki do całego Wszechświata oraz przyjęcie tzw. zasady kosmologicznej, głoszącej, że obserwowana przez nas część Wszechświata jest reprezentatywna dla jego całości. Innymi słowy, zakłada się, że pomijając niewielkie, lokalne fluktuacje, każda część Wszechświata wygląda tak samo. Wszechświat jest izotropowy, jednorodny i rządzi się uniwersalnymi prawami przyrody. Podstawowymi równaniami kosmologii są równania ogólnej teorii względności otrzymane 1916 przez Einsteina.
Według obecnego (1995) stanu wiedzy, najbardziej zgodna z obserwacjami jest tzw. standardowa teoria Wielkiego Wybuchu. Zgodnie z nią Wszechświat powstał jako niezwykle zwarty, gęsty i gorący twór; przez pierwsze ułamki sekund po powstaniu jego stan fizyczny był nieokreślony ze względu na ograniczenia związane z zasadą nieokreśloności Heisenberga ; dopiero po osiągnięciu tzw. wieku Plancka, równego ok. 10
43 s, można go opisywać znanymi prawami fizyki miał on wtedy gęstość 1097 kg/m3, a temp. 1032 K; w miarę rozszerzania się Wszechświata spadała jego temperatura, tworzyły się cząstki elementarne, a przez krótki czas zachodziły reakcje syntezy helu i (w śladowych ilościach) paru innych pierwiastków lekkich; póki temperatura Wszechświata przekraczała 10 000 K, wodór będący głównym składnikiem materii barionowej (cząstek materialnych), był zjonizowany i pozostawał w równowadze termodynamicznej z polem promieniowania; po spadku temp. do ok. 3000 K praktycznie cały wodór przeszedł w stan neutralny, co spowodowało silne osłabienie oddziaływania materii z promieniowaniem w efekcie �gaz" barionowy i �gaz" fotonowy ewoluowały dalej niezależnie; w miarę dalszego rozszerzania się �gaz" fotonowy ochładzał się adiabatycznie aż do obecnie obserwowanej temp. ok. 2,7 K; z gazu barionowego powstały obserwowane obiekty, takie jak gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i inne struktury.
Gdyby średnia gęstość Wszechświata była wyższa od pewnej wartości, zw. gęstością krytyczną, siły grawitacyjne zatrzymałyby po pewnym czasie jego rozszerzanie się i nastąpiłaby faza kurczenia byłby to tzw. Wszechświat zamknięty; dla średniej gęstości mniejszej od krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie Wszechświat otwarty, zaś w sytuacji, gdy gęstość byłaby dokładnie równa krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie, ale z prędkością malejącą asymptotycznie do zera Wszechświat płaski.
Natura ciemnej materii we Wszechświecie jest dotychczas nie znana i pozostaje przedmiotem spekulacji. Jedna z sugestii zakłada, że przynajmniej jej część, gł. wewnątrzgalaktyczna, mogłaby występować w postaci małych, zwartych ciał o masach bardzo dużych planet; ich obecność w dużej liczbie w naszej Galaktyce powinna wywoływać od czasu do czasu zjawisko pojaśniania blasku odległej gwiazdy, gdy linię łączącą gwiazdę z obserwatorem przetnie takie ciało i nastąpi, wynikający z ogólnej teorii względności, efekt soczewkowania grawitacyjnego światła gwiazdy (jego istnienie przewidział 1985 B. Paczyński); podjęte w latach 90. próby obserwacyjnego wykrycia takiego soczewkowania (zw. mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym w odróżnieniu od soczewkowania grawitacyjnego światła kwazarów), w tym przez grupę astronomów z Obserwatorium Astr. Uniw. Warsz., potwierdziły istnienie tego efektu, ale wyniki wskazują, że zachodzi on na słabych gwiazdach, a nie planetach; świadczy to przeciw masowemu występowaniu ciał planetarnych w Galaktyce. Jako ciemną materię proponowano również mało masywne czarne dziury; jeszcze inną formą mogą być neutrina, które, podobnie jak kwanty promieniowania elektromagnet., wypełniają cały Wszechświat gdyby miały niewielką masę spoczynkową, mogłoby to wystarczyć do domknięcia Wszechświata (dotychczasowe wyniki dają jednak górne ograniczenie na masę neutrin nie wykluczające domknięcia; dalsze badania pozwolą dokładniej określić masę neutrin).
Główne kierunki obserwacji koncentrują się obecnie na problemie poszukiwania ciemnej materii oraz badaniach właściwości fluktuacji materii we Wszechświecie; te ostatnie bada się przez pomiary niewielkich fluktuacji temperatury promieniowania tła (w różnych skalach), które zawierają informacje o zaburzeniach gęstości we wczesnym Wszechświecie, oraz poprzez obserwacje grupowania się świecącej materii, co odzwierciedla obecną strukturę Wszechświata. Badania teoretyczne dotyczą gł. problemu pochodzenia i ewolucji fluktuacji gęstości we Wszechświecie, prowadzących do obecnie obserwowanej struktury.

Zmieniający się wszechświat
Wyobrażenia ludzi o rozmiarach, strukturze i ewolucji Wszechświata ulegały bardzo istotnym zmianom w miarę rozwoju astronomii i fizyki. Już w czasach prehistorycznych pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej, fazy Księżyca, ruchy planet oraz momenty wschodów i zachodów gwiazd były wykorzystywane do określania czasu i stanowiły podstawę kalendarza.
Pierwszy model Wszechświata powstał ok. 2,5 tys. lat temu, wraz z rozwojem geometrii i filozofii. Elementy tego modelu występowały już u Pitagorasa, a spopularyzował go i utrwalił Arystoteles. W tym geocentrycznym modelu nieruchoma Ziemia znajduje się w środku Wszechświata, a wokół niej krążą wszystkie pozostałe ciała niebieskie. U podstaw teorii geocentrycznej leżały założenia o centr. położeniu Ziemi, kulistym kształcie ciał niebieskich oraz o kołowym i jednostajnym charakterze ich ruchów. Teoria geocentryczna powstała w starożytności; największą popularność w jej zakresie zyskały: system sfer homocentrycznych, stworzony przez Platona, Eudoksosa z Knidos i Arystotelesa, oraz system epicykliczny, stworzony przez Apoloniusza z Pergi i Hipparcha, oprac. ostatecznie przez Klaudiusza Ptolemeusza. System Klaudiusza Ptolemeusza był powszechnie akceptowany przez cały średniow. świat nauk.; zgodnie z nim każde ciało Układu Słonecznego poruszało się po małym okręgu, zw. epicyklem, którego środek poruszał się wokół Ziemi po dużym okręgu, zw. deferentem. Powstała w XVI w. teoria heliocentryczna, sformułowana przez M. Kopernika, obaliła definitywnie skomplikowany system teorii geocentrycznej.
W 1609 r. Galileusz zbudował lunetę i pierwszy zastosował ją do obserwacji astronomicznych, co znacznie przyspieszyło rozwój astronomii. Przełomowym momentem dla kosmologii i całej współczesnej nauki było odkrycie przez I. Newtona praw ruchu ciał. W swoim słynnym dziele Philosophiae naturalis principia mathematica, opublikowanym w 1687 r., Newton nie tylko sformułował prawa ruchu i prawo powszechnego ciążenia, ale też rozwiązał równania ruchu planet. Po raz pierwszy okazało się, że ciała niebieskie także podlegają prawom fizyki.
Coraz większe i lepsze lunety pozwoliły astronomom penetrować coraz dalsze obszary Wszechświata. Galileusz odkrył, że Droga Mleczna (Galaktyka) jasny pas na niebie jest złożona z gwiazd. Zaczęto zastanawiać się nad rozmiarami i strukturą Drogi Mlecznej. Metodą zliczania gwiazd w różnych obszarach sfery niebieskiej F.W. Herschel w 1785 r. stwierdził, że Droga Mleczna jest spłaszczoną, podobną do dysku koncentracją gwiazd, a Słońce znajduje się w przybliżeniu w jej środku. Nadal nie znano sposobu na wyznaczanie odległości do gwiazd. Już Kopernik zdawał sobie sprawę z faktu, że gwiazdy znajdują się bardzo daleko, gdyż nie mógł zaobserwować pozornego ruchu gwiazd bliższych względem tła gwiazd dalszych, spowodowanego ruchem Ziemi wokół Słońca (paralaksa). Paralaksy gwiazd zmierzono dopiero w końcu lat 30. XIX w. Okazało się, że odległości gwiazd od Ziemi są tak duże, że trzeba było wprowadzić nową jednostkę odległości parsek (pc). Bardziej intuicyjną astronomiczną jednostką odległości jest rok świetlny (w skrócie ly, od angielskiego light year), czyli odległość, jaką przebywa światło w próżni w ciągu jednego roku. Najbliższy Ziemi obiekt astronomiczny, Księżyc, jest odległy od niej o 1,3 s świetlnej, Słońce o 500 s świetlnych, zaś najbliższa gwiazda o ok. 4 ly! Korzystając z tej astronomicznej skali odległości szacuje się, że średnica dysku Galaktyki wynosi ok. 160 tys. ly, a jego grubość ok. 1000 ly. Obecnie wiadomo, że Słońce znajduje się ok. 27 tys. ly (8,5 kpc) od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył zawarte w dysku galaktycznym obracają się względem centrum Galaktyki. Analizując ruchy gwiazd w dysku galaktycznym stwierdzono, że masa dysku Galaktyki wynosi ok. 6 . 1010 mas Słońca.
Kolejny wielki przełom w obserwacjach astronomicznych nastąpił na początku lat 60. XIX w., gdy do badań astronomicznych wykorzystano odkrytą właśnie przez R.W. Bunsena i S.G.R. Kirchhoffa analizę spektralną. Badania widm gwiazd pozwoliły na wyznaczenie nie tylko składu chemicznego górnych warstw atmosfer gwiazd (z badań tych wynika, że gwiazdy są zbudowane gł. z wodoru ok. 75% w stosunku wagowym, i helu blisko 25%, z małą domieszką innych, cięższych pierwiastków), ale również ich temperatury oraz pośrednio na oszacowanie ciśnienia, gęstości i natężenia pola grawitacyjnego. Zastosowanie analizy spektralnej do badań astronomicznych umożliwiło wprowadzenie spektralnej klasyfikacji gwiazd, doprowadziło też do wydzielenia grupy gwiazd podwójnych (spektroskopowych) i skłoniło do zastanowienia się nad ewolucją gwiazd.
Do końca XIX w. stwierdzono, że w skład Galaktyki wchodzą nie tylko gwiazdy, gaz i pył, lecz także duże, gęste skupiska gwiazd, zw. gromadami gwiazd, oraz mgławice. Na podstawie kształtu wydzielono podgrupę mgławic, tzw. mgławice spiralne.
Na początku XX w. istniały już dostatecznie duże teleskopy, by można było badać naturę mgławic spiralnych. W 1912 r. V.M. Slipher, uzyskawszy widma kilku mgławic, stwierdził, że ich linie widmowe są najczęściej przesunięte ku czerwonej stronie widma ( Dopplera zjawisko). Z wielkości tych przesunięć Slipher otrzymywał prędkości sięgające 1000 km/s, niespotykane u gwiazd. Jednocześnie pojawiło się pytanie, czy mgławice spiralne są częścią Galaktyki, czy też są obiektami pozagalaktycznymi.
W 1923 r. E.P. Hubble zauważył, że Wielka Mgławica w Andromedzie składa się z gwiazd, po czym wypatrzył gwiazdy w kilku innych mgławicach. W 1924 r. wśród gwiazd w mgławicy Andromedy Hubble znalazł cefeidy. Cefeidy są gwiazdami zmiennymi o periodycznie zmieniającej się jasności. Stwierdzono, że dla cefeid okres zmian jasności zależy od ich jasności absolutnej, co umożliwia wyznaczanie ich odległości. Gdy Hubble zastosował tę metodę do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie okazało się, że znajduje się ona w odległości ok. 2 mln ly, a więc daleko poza granicami Galaktyki. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk; następnie, korzystmate z bogatego �
��riału obserwacyjnego, podzielił galaktyki na eliptyczne, spiralne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Liczba galaktyk, do których wyznaczono odległości, powoli wzrastała. W 1928 r. Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości. Zależność ta, znana obecnie jako prawo Hubbleła, stanowi podstawę współczesnej kosmologii. Hubble odkrył zatem, że Wszechświat jako całość nie jest układem statycznym, ale podlega zmianom, obecnie Wszechświat się rozszerza. Współczynnik proporcjonalności występujący w prawie Hubbleła jest zwany stałą Hubbleła. Z pomiarów wynika, że stała Hubbleła wynosi (20 ą 3) km/s na mln ly, a więc galaktyka, która znajduje się w odległości 100 mln ly, oddala się od nas z prędkością ok. 2000 km/s.
Równocześnie z obserwacjami rozwijała się teoretyczna baza kosmologii. W 1917 r. A. Einstein sformułował ogólną teorię względności, czyli relatywistyczną teorię grawitacji, która zastąpiła prawo powszechnego ciążenia Newtona. W ogólnej teorii względności geometryczne własności czasoprzestrzeni są powiązane z rozkładem materii. Jako pierwszy Einstein zastosował ogólną teorię względności do stworzenia nowego modelu kosmologicznego. Przejął on od astronomów panujące wówczas przekonanie, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką i że poza jej granicami jest jedynie pusta, statyczna przestrzeń. Gdy się okazało, że równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, dodając tzw. stałą kosmologiczną. Najnowsze obserwacje astronomiczne sugerują, że stała kosmologiczna jest różna od zera.
W 1921 r. A. Friedman wykazał, że zgodnie z równaniami ogólnej teorii względności Wszechświat, wypełniony materią w taki sposób, iż żaden punkt ani żaden kierunek nie jest wyróżniony, nie może być statyczny. Po odkryciu zjawiska rozszerzania się Wszechświata G. Lema�tre udowodnił, że prawo Hubbleła w naturalny sposób wynika z modelu Friedmana. Rozważania Friedmana pozwalały wysnuć wniosek, że Wszechświat miał początek. Jest to naturalną konsekwencją rozszerzania się Wszechświata. Cofając się bowiem w czasie, dochodzi się w końcu do momentu, kiedy gęstość materii staje się nieskończona; tego początkowego stanu Wszechświata zw. stanem osobliwym nie można już opisać równaniami ogólnej teorii względności. Model Friedmana przewiduje też przyszłość Wszechświata. Istnieją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a średnia gęstość materii będzie wówczas dążyła do zera, albo rozszerzy się do pewnych maksymalnych rozmiarów, po czym zacznie się kurczyć i po odpowiednio długim, ale skończonym czasie gęstość materii stanie się znowu nieskończona, czyli zaistnieje stan o własnościach podobnych do osobliwości początkowej. W modelu Friedmana przyszłość Wszechświata jest zdeterminowana przez wartość stałej Hubbleła i średnią gęstość materii. Obecne dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie.
Początkowo wydawało się, że galaktyki na sferze niebieskiej są rozłożone przypadkowo. Późniejsze badania wykazały jednak, że galaktyki mają wyraźną tendencję do grupowania się w gromady galaktyk, a gromady galaktyk w supergromady. Na początku lat 70. XX w. astronomowie z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) rozpoczęli badanie przestrzennego rozkładu galaktyk w wybranym obszarze nieba. Po naniesieniu położeń ok. 1000 galaktyk utworzyły one zgrupowanie przypominające swoim kształtem człowieka nazwano go �patyczakiem z Harvardu"; jego korpus tworzą galaktyki z gromady galaktyk Coma. Pełne wyniki tego przeglądu rozszerzono o obserwacje na południowej półkuli nieba. Rozkład galaktyk w przestrzeni nie jest przypadkowy. Istnieją wyraźnie widoczne płaskie skupiska galaktyk, zw. ścianami, ograniczające bardzo duże puste obszary, w których galaktyki nie występują niemal wcale. Tam, gdzie ściany się przecinają, występują gęste łańcuchy galaktyk, a miejsca, gdzie przecinają się łańcuchy, identyfikuje się z bogatymi gromadami galaktyk. Duże i długie skupisko galaktyk o długości ok. 500 mln ly (~ 150 Mpc) zostało nazwane Wielką Ścianą, jej grubość wynosi ok. 20 mln ly. Pustki widoczne w przestrzennym rozkładzie galaktyk mają zazwyczaj średnice ok. 100 mln ly. Z analizy statystycznej przestrzennego rozkładu galaktyk wynika, że ściany skupiają ok. 60% galaktyk, natomiast zajmują jedynie ok. 10% objętości Wszechświata. W gęstych łańcuchach skupia się ok. 20% galaktyk, pozostałe 20% galaktyk zaś tworzy ubogie, słabo widoczne łańcuchy galaktyk. Przestrzenna struktura rozkładu galaktyk przypomina pianę z baniek mydlanych.
Badając ruchy gwiazd w galaktykach oraz ruchy galaktyk w gromadach galaktyk stwierdzono, że galaktyki i gromady galaktyk mają znacznie większą masę niż szacowano na podstawie jasności tych obiektów. Nie świecąca materia zawarta w galaktykach i gromadach galaktyk nosi nazwę ciemnej materii. Jak wynika z oszacowań, aż 90% materii zawartej we Wszechświecie nie świeci.
Korzystając z modelu Friedmana oraz obserwowanych własności Wszechświata i praw fizyki, można odtworzyć historię Wszechświata. Ma więc sens pytanie o jego wiek. Zależy on od dwóch parametrów stałej Hubbleła i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Niestety, dokładność wyznaczenia tych dwóch podstawowych parametrów kosmologicznych nie jest ciągle zadowalająca, dlatego też wiek Wszechświata jest znany z dokładnością ok. 30-procentową i zawiera się w granicach 12
15 mld lat. Biorąc za podstawę oszacowany wiek Wszechświata, promień możliwej do zaobserwowania części Wszechświata ocenia się na 12
15 mld ly. W tym miejscu wypada wyjaśnić, jak należy rozumieć obserwowane rozszerzanie się Wszechświata. Potocznie uważa się, że jeżeli coś się rozszerza, to rozszerza się w czymś. Z definicji Wszechświat jest największym istniejącym obiektem fizycznym, jego rozszerzanie się to ciągła kreacja przestrzeni. Trzeba przy tym zaznaczyć, że proces ten odbywa się jedynie w bardzo dużej skali (np. w obrębie atomu czy w obrębie Układu Słonecznego albo nawet w obrębie Galaktyki przestrzeń się nie rozszerza).
Z modelu Friedmana wynika, że Wszechświat rozpoczął swoją ewolucję od stanu osobliwego, gdy bardzo gorąca materia była ściśnięta do ogromnych gęstości. W 1946 r. G.A. Gamow zaczął analizować podstawowe procesy fizyczne, które mogły zachodzić podczas pierwszych faz ewolucji Wszechświata. Zaproponowany przez Gamowa model fizycznej ewolucji Wszechświata nazywa się obecnie modelem Wielkiego Wybuchu. Gamow zdawał sobie sprawę z tego, że w początkowych etapach ewolucji Wszechświata gęstość materii była tak duża, a materia tak gorąca, że nie mogły wówczas istnieć ani atomy, ani jądra atomowe, ani nawet protony i neutrony. Przypuszcza się, że materia składała się wówczas z najbardziej elementarnych składników: kwarków, gluonów, leptonów, fotonów i grawitonów. Pierwszych faz ewolucji Wszechświata nie można więc opisać bez uwzględnienia oddziaływań między podstawowymi cząstkami elementarnymi.
Zgodnie ze współczesną wiedzą wszystkie zjawiska zachodzące w otaczającym nas świecie są przejawem działania czterech podstawowych oddziaływań fizycznych: grawitacyjnych, elektromagnetycznych, słabych i silnych. Na początku lat 60. S. Weinberg, A. Salam i Sh. Glashow zaprezentowali teorię unifikującą oddziaływania słabe i elektromagnetyczne. Niemal w tym samym czasie, gdy powstawała teoria oddziaływań elektrosłabych, M. Gell-Mann i G. Zweig zaproponowali model hadronów zbudowanych z kwarków. Połączenie obu tych koncepcji doprowadziło do powstania tzw. Standardowego Modelu cząstek elementarnych. Wprawdzie Model Standardowy nadspodziewanie dobrze opisuje wszystkie przeprowadzone dotychczas eksperymenty z cząstkami elementarnymi, trwają jednak poszukiwania bardziej ogólnej teorii, która łączyłaby oddziaływania silne i elektrosłabe. Kontynuowane są też prace nad teorią integrującą wszystkie oddziaływania fundamentalne. Jakkolwiek teorie takie jeszcze nie powstały, istnieją ogólne przewidywania, które pozostaną zapewne częścią składową ostatecznej teorii. Wszystkie zaproponowane dotychczas modele Wielkiej Unifikacji przewidują pojawienie się nowych cząstek, zw. cząstkami X, oraz jako konieczny składnik teorii wprowadzają pewne pole skalarne. Oba te elementy mają dla kosmologii ogromne znaczenie.
W latach 60. A. Sacharow zauważył, że początkowy stan Wszechświata mógł być nieodróżnialny od stanu kwantowej próżni, czyli stanu, dla którego wszystkie podstawowe charakterystyki fizyczne, takie jak: ładunek, energia, liczba barionowa ( bariony), liczba leptonowa (leptony) itp., są równe zeru. Nie oznacza to jednak, że w stanie kwantowej próżni �nic nie ma". Zachodzą tam spontanicznie procesy kreacji i anihilacji cząstek. Z praw kwantowych wiadomo, że prawdopodobieństwo spontanicznej kreacji cząstek zależy od ich masy i jest mniejsze dla cząstek o większej masie. Według Sacharowa Wszechświat powstał w wyniku kwantowej fluktuacji, gdy spontanicznie, w bardzo małym obszarze, zgromadziła się bardzo duża energia. Przedstawiony powyżej scenariusz początku Wszechświata jest tylko jednym z możliwych scenariuszy. Przypuszcza się, że o stanie początkowym Wszechświata będzie można powiedzieć znacznie więcej, gdy powstanie kwantowa teoria grawitacji.
Model Wielkiego Wybuchu zaproponowany przez Gamowa opiera się na założeniu, że Wszechświat od samego początku był jednorodny i izotropowy. W tym modelu rozmiary obserwowanego Wszechświata (rozmiary horyzontu) rosną w czasie; obecnie obserwowany Wszechświat składa się z bardzo wielu obszarów, między którymi w przeszłości nie można było przekazywać żadnych informacji. Nazywa się to problemem horyzontu. W 1981 r. A. Guth zauważył, że można łatwo pominąć problem horyzontu, jeżeli przyjmie się założenie, że w odpowiednio wczesnej fazie ewolucji Wszechświat rozszerzał się bardzo szybko, a obecnie obserwowany jest częścią jednego obszaru przyczynowo spójnego. Ten model wczesnej ewolucji Wszechświata został nazwany modelem inflacyjnym. W 1982 r. A. Linde oraz niezależnie A. Albrecht i P. Steinhardt zaproponowali model inflacyjny, w którym wykładniczy wzrost rozmiarów Wszechświata jest spowodowany przez pewne pole skalarne. Dwa lata później Linde zauważył, że inflacja może być generowana przez dowolne, odpowiednio silnie wzbudzone pole skalarne, opisujące pewne cząstki o masie różnej od zera. Model ten, zw. obecnie modelem chaotycznej inflacji, jest najbardziej oszczędny w swoich założeniach. Oba modele inflacji zakładają istnienie pola skalarnego. Pola skalarne o własnościach wymaganych do generowania inflacji występują w teorii Wielkiej Unifikacji, ale istnienie takiego pola nie zostało jeszcze obserwacyjnie potwierdzone. Pole skalarne powodujące inflację nazywa się inflatonem, pełni ono rolę podobną do stałej kosmologicznej. Zgodnie z oszacowaniami wynikającymi z teorii Wielkiej Unifikacji epoka inflacyjna powinna była wystąpić, gdy temperatura, a więc średnia energia kinetyczna cząstek wypełniających wówczas Wszechświat, wynosiła ok. 1014 GeV, czyli nastąpiło to w 1035 s po Wielkim Wybuchu. W czasie trwania inflacji bardzo mały przyczynowo spójny obszar o rozmiarach rzędu 1025 cm został rozszerzony do rozmiarów co najmniej jednego kilometra. Obserwowany obecnie Wszechświat jest jedynie małym fragmentem tego obszaru przyczynowo spójnego, nic więc dziwnego, że w odpowiednio dużej skali Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.
Model inflacyjny przewiduje, że obecnie Wszechświat powinien być niemal płaski; jest to naturalną konsekwencją jego bardzo szybkiego rozszerzania się podczas inflacji. Dzięki znacznemu poszerzeniu się Wszechświat uległ nie tylko spłaszczeniu, lecz także wszystkie początkowe niejednorodności, które mogły istnieć przed inflacją, uległy drastycznemu rozmyciu. Wszechświat nie może być jednak idealnie jednorodny i izotropowy, gdyż w takim Wszechświecie nie mogłaby powstać jego obserwowana obecnie struktura. Odpowiednio wcześnie musiały zatem powstać zaburzenia, które później doprowadziły do powstania galaktyk, gromad galaktyk i całej złożonej struktury rozkładu materii we Wszechświecie. Wśród rozpatrywanych dotychczas modeli kosmologicznych jedynie model inflacyjny wyjaśnia, w jaki sposób powstały początkowe zaburzenia. Pole skalarne odpowiedzialne za kosmiczną inflację podlega prawom kwantowym, dlatego jego wartość nie wszędzie jest dokładnie taka sama. Drobne kwantowe fluktuacje pola skalarnego sprawiły, że inflacja nie zachodziła jednocześnie we wszystkich obszarach Wszechświata. Obszary, gdzie inflacja zaczęła się najwcześniej, zostały powiększone bardziej niż obszary, gdzie inflacja zaczęła się nieco później. Spowodowało to powstanie drobnych różnic gęstości, a więc i temperatury, w różnych obszarach Wszechświata. Model inflacyjny przewiduje nie tylko wielkość zaburzenia, ale też jak amplituda zaburzenia zależy od jego rozmiarów (tzw. widmo zaburzeń).
Po zakończeniu fazy inflacyjnej energia pola skalarnego napędzającego inflację została przetworzona na cząstki. Wszechświat zapełnił się cząstkami i promieniowaniem. Dalszą jego ewolucję opisuje model Wielkiego Wybuchu. Wkrótce po zakończeniu fazy inflacyjnej ciężkie cząstki, których istnienie przewiduje teoria Wielkiej Unifikacji, przestały być w stanie równowagi termodynamicznej z innymi cząstkami i promieniowaniem. Rozpad tych cząstek prowadził do powstania nadwyżki materii nad antymaterią. Symetria między oddziaływaniami została złamana, oddziaływania silne wyłoniły się jako nowy typ oddziaływań. W 10 11 s po Wielkim Wybuchu, przy energii ok. 100 GeV, została złamana symetria między oddziaływaniami słabym i elektromagnetycznym; nastąpiło przejście do obszaru energii, w którym wszystkie oddziaływania fundamentalne występują jako niezależne typy oddziaływań. Ciągle jeszcze gęstość materii i temperatura były tak duże, że materia znajdowała się w stanie plazmy kwarkowo-gluonowo-leptonowej.
Po upływie 105 s od Wielkiego Wybuchu, gdy temperatura Wszechświata opadła do ok. 1 GeV (wygodnie jest wyrażać temperaturę w jednostkach energii 1eV = 1K), nastąpiła rekombinacja plazmy kwarkowo-gluonowej powstały protony i neutrony. Różnica mas protonu i neutronu wynosi zaledwie 1,3 MeV, dlatego początkowo we Wszechświecie występowało tyle samo protonów i neutronów. Od tego stanu Gamow rozpoczął swoje rozważania, wprowadzając model Wielkiego Wybuchu. Własności materii znajdującej się w tym stanie są bardzo dobrze zbadane, gdyż odpowiadające mu gęstości, temperatury i energie są dostępne w bezpośrednich badaniach laboratoryjnych.
Mniej więcej w sekundę po Wielkim Wybuchu temperatura we Wszechświecie obniżyła się na tyle, że jako ostatnie anihilowały pary elektronowo-pozytonowe. Tempo rozszerzania się Wszechświata było nadal określane przez gęstość energii promieniowania. Gdy temperatura opadła do ok. 0,1 MeV, rozpoczął się proces powstawania lekkich pierwiastków. Dzięki przypadkowym zderzeniom protonów z neutronami powstały jądra deuteru. Energia wiązania jądra deuteru wynosi zaledwie 2,2 MeV, dlatego gdy temperatura była wyższa od 0,1 MeV średni czas życia jąder deuteru ze względu na procesy fotodysocjacji był bardzo krótki (w temperaturze tej istniało dużo fotonów o energii większej od 2,2 MeV), dalsze reakcje termojądrowe nie mogły więc zachodzić. Gdy temperatura Wszechświata opadła do 0,1 MeV, średni czas życia jąder deuteru stał się wystarczająco długi, by mogły zachodzić następne reakcje termojądrowe. Z analizy procesu pierwotnej nukleosyntezy wynika, że gł. powstawał wówczas hel (4He) z małą domieszką deuteru, trytu i litu (7Li). Inne cięższe pierwiastki nie powstawały, gdyż w przyrodzie nie występują stabilne jądra atomowe o liczbach masowych 5 i 8; syntetyzowanie innych pierwiastków wymaga zderzeń trójciałowych, a te w warunkach panujących wówczas we Wszechświecie były bardzo mało prawdopodobne. Jak przewiduje teoria pierwotnej nukleosyntezy, pramateria, z której następnie powstawały galaktyki i gwiazdy, była złożona w stosunku wagowym w 75% z wodoru i w 25% z helu, z małą domieszką innych izotopów najlżejszych pierwiastków. Proces nukleosyntezy dobiegł końca kilka minut po Wielkim Wybuchu.
Po zakończeniu procesu nukleosyntezy rozpoczął się długi, trwający kilkaset tysięcy lat, spokojny okres ewolucji Wszechświata. Jego temperatura i gęstość stopniowo malały. Materia, a właściwie plazma wodorowo
helowo-elektronowa, pozostawała w stanie równowagi termodynamicznej z promieniowaniem, co praktycznie uniemożliwiało wzrost powstałych podczas inflacji zaburzeń gęstości w materii barionowej.
W adiabatycznie rozszerzającym się Wszechświecie gęstość energii promieniowania malała jak odwrotność czwartej potęgi tzw. czynnika skali (parametru określającego zmiany odległości między dwoma dowolnie wybranymi punktami we Wszechświecie), gęstość materii zaś jak odwrotność trzeciej potęgi czynnika skali, a więc wolniej. W pewnej chwili szacuje się, że nastąpiło to ok. 10 000 lat po Wielkim Wybuchu gęstość energii promieniowania stała się równa gęstości energii materii; od tego momentu gęstość materii określała tempo rozszerzania się Wszechświata. Wszechświat zaczął się rozszerzać szybciej. W końcu jego temperatura obniżyła się do ok. 3000 K, protony i jądra helu mogły wówczas przyłączać elektrony i tworzyć neutralne elektrycznie atomy. Był to bardzo ważny moment w historii Wszechświata. Materia przestała oddziaływać z promieniowaniem, a średnia droga swobodna fotonu stała się porównywalna z rozmiarami Wszechświata. Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania (promieniowanie to obserwowane jest obecnie jako promieniowanie reliktowe;). Bardzo małe początkowe zaburzenia gęstości materii, które nie mogły narastać w epoce promieniowania, pod wpływem oddziaływania grawitacyjnego zaczynały teraz powoli rosnąć, co w końcu doprowadziło do powstania obłoków pragalaktycznych i obłoków identyfikowanych później z gromadami galaktyk. W pragalaktykach zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy. W jądrach gwiazd zachodziły procesy syntezy cięższych pierwiastków, aż do żelaza włącznie. Wybuchały pierwsze supernowe , powstawały pierwiastki cięższe od żelaza, część materii supernowej, wzbogaconej w cięższe pierwiastki, została rozrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. Obłoki materii międzygwiazdowej powoli stygły i zaczynały się kurczyć. Powstały następne gwiazdy (Ewolucja gwiazd), niektóre z nich otoczone planetami, jak np. Słońce. Na niektórych planetach mogły zaistnieć warunki sprzyjające powstaniu życia. Na Ziemi rozwój życia doprowadził do pojawienia się homo sapiens.

Śmierć cieplna wszechświata
Jest to hipotetyczny końcowy stan, do którego miałby dojść ewoluujący Wszechświat; nastąpi wskutek dyssypacji energii zachodzącej w wyniku nieodwracalnych procesów we Wszechświecie; w stanie tym entropia Wszechświata osiągnęłaby wartość maksymalną, temperatura by się wyrównała, w przyrodzie nie zachodziłyby żadne procesy, nastąpiłby bezruch i spoczynek.

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
181 05
181 menu (6)
fizjologia test 181 pytan
181 14 (4)
v 04 181

więcej podobnych podstron