K O S M O L O G I A
Nasze pochodzenie
Jakie są korzenie ludzkości? Jakie jest pochodzenie wszystkiego, co nas otacza? Czy świat się kiedyś narodził? Czy kiedyś nastąpi kres jego istnienia? - każdy zadaje sobie takie pytania. W każdym systemie filozoficznym i religijnym zarówno w przeszłości, jak i współcześnie, stawiane były pytania o pochodzenie świata, o początek wszystkiego. Rozpatrywaniem tych pytań i próbą odpowiedzi na nie zajmuje się gałąź wiedzy, zwana dziś kosmogonią.
Zależnie od epoki oraz od systemu filozoficznego udzielano różnych odpowiedzi na te zasadnicze pytania. Ich wspólną cechą jest jednak wyobrażenie sobie istnienia „praprzyczyny wszechrzeczy” oraz mniej lub bardziej zlokalizowanego w czasie aktu stworzenia. Następstwem tego aktu stworzenia jest różnorodnie rozumiana ewolucja świata. Od tego momentu jednak koncepcje kosmogoniczne zaczynają się od siebie różnić. Wymienimy tutaj trzy podstawowe podejścia:
Pierwsze z nich, chyba najprostsze, to wyobrażenie sobie, że po akcie stworzenia wszechświat jako całość pozostaje niezmienny. Jedyne zmiany, jakie obserwujemy, zachodzą wskutek działalności człowieka. Działalność ta ma jednak zasięg ograniczony do spraw „przyziemnych”. Przykładem takiego podejścia może być koncepcja Arystotelesa i Ptolemeusza, w myśl której zjawiska na niebie są wieczne i niezmienne.
Druga koncepcja związana jest z obserwowaniem cykli zachodzących w przyrodzie (następstwo pór roku, powtarzanie się określonych konfiguracji planet itp.). Można sobie wyobrazić, że cały świat ewoluuje w sposób cykliczny, na przemian ginąc i odradzając się. Ślady tej koncepcji obecne są w wielu wierzeniach, zarówno w tzw. kulturze śródziemnomorskiej, jak i w wielu innych kulturach.
I wreszcie ostatnie podejście, które przyjmuje jednokierunkową ewolucję świata - po „narodzinach” zmienia się on, ale w sposób jednokierunkowy, bez powrotu do jakiegokolwiek stanu poprzedniego. Ta koncepcja wymaga przyjęcia, że wprawdzie wszechświat miał początek, ale nie będzie miał końca, raz zapoczątkowane procesy będą w nim zachodzić wiecznie.
Kosmogonia i kosmologia widziana oczami fizyka
Podejście filozoficzne czy religijne rządzi się innymi zasadami niż rozważania przyrodnicze nad wszechświatem. Każda teoria fizyczna opisująca powstanie i ewolucję wszechświata jako całości musi zmierzyć się przede wszystkim z faktami obserwacyjnymi i doświadczalnymi. Wymienimy niektóre z nich, postaramy się też wyciągnąć z nich wnioski dotyczące powstania i budowy wszechświata. Ta dziedzina wiedzy nazywa się kosmologią.
Paradoks fotometryczny Olbersa
Zacznijmy od bardzo prostej obserwacji. Jeśli w pogodną noc popatrzymy na niebo, to zobaczymy gwiazdy na ciemnym tle. To, że niebo jest ciemne, przyjmujemy za rzecz tak oczywistą, że rzadko kiedy o tym myślimy. A jednak ciemność nieba ma bardzo daleko idące konsekwencje. To właśnie ta ciemność wyklucza jeden z opisanych wyżej obrazów wszechświata.
Otóż jeżeli przyjmiemy, że wszechświat jest nieskończony, jednorodny i niezmienny, to liczba gwiazd w każdym (dostatecznie dużym) obszarze jest proporcjonalna do jego objętości. Rozpatrzy więc obszar zawarty między dwiema sferami, o ośrodkach w Ziemi i (dużych) promieniach R1 i R2.
Różnica ΔR = R2 - R1 jest znacznie mniejsza niż R1. Liczba gwiazd w tym obszarze wynosi:
ΔN = 4πR12ΔRρ ,
gdzie ρ oznacza liczbę gwiazd w jednostce objętości. Moc promieniowania elektromagnetycznego dochodząca do Ziemi od gwiazd z rozpatrywanego obszaru wynosi:
ΔW = ωΔN / 4πR12 ,
gdzie ω oznacza przeciętną moc emitowaną przez pojedynczą gwiazdę. Innymi słowy, ΔW = ωρΔR. Moc dochodząca z rozważanego obszaru zależy więc tylko od liczby gwiazd w jednostce objętości, jasności pojedynczej gwiazdy i grubości rozpatrywanego obszaru. Nie zależy natomiast od odległości danego obszaru od Ziemi, a więc tyle samo energii powinno do nas dochodzić z obszarów bliskich, jak i dalekich. Wprawdzie od każdej dalekiej gwiazdy dochodzi do nas mniej promieniowania niż od gwiazdy bliskiej, ale tych odległych gwiazd jest więcej niż bliskich. W rezultacie moc dochodząca do Ziemi z różnych obszarów o tej samej grubości jest stała. A skoro wszechświat jest nieskończony, to moc promieniowania dochodząca do nas powinna być nieskończona. Niebo powinno więc być nieskończenie jasne! Przedstawione tu rozumowanie nazwane zostało paradoksem fotometrycznym Olbersa.
Niebo jest jednak ciemne! Wcześniejsze więc założenia musiały być błędne. Wszechświat jest więc skończony lub gwiazdy nie są w nim jednorodnie rozmieszczone. Możliwe są też inne wyjaśnienia ciemności nocnego nieba. Prowadzą one wszystkie do odrzucenia wizji nieskończonego, jednorodnego, niezmiennego wszechświata. Z całą pewnością nie jest on wszędzie i zawsze taki sam.
Hierarchiczna budowa wszechświata
Obserwowana materia nie jest równomiernie rozmieszczona w przestrzeni. Przykładem fluktuacji w rozkładzie materii są planety i gwiazdy. W latach 20. XX wieku okazało się, że gwiazdy nie są równomiernie rozłożone w przestrzeni: tworzą skupiska, zwane galaktykami. Średnio w galaktyce jest około 109 gwiazd. Nasz Układ Słoneczny też znajduje się w pewnej galaktyce, nazywamy ją Galaktyką (pisząc przez wielkie G), czasem używamy też nazwy Droga Mleczna.
Galaktyka ma kształt dysku, jej rozmiary poprzeczne (grubość) to około 4000 ps, a promień to około 15000 ps.
Do uzasadnienia tezy, że Galaktyka ma kształt dysku, nie trzeba wielkich teleskopów. Widoczna na niebie Droga Mleczna wyraźnie wskazuje, że istnieje zagęszczenie gwiazd w pobliżu pewnej płaszczyzny, jest to właśnie dysk Galaktyki. Jednak dokładne określenie rozkładu gwiazd w Galaktyce wymagało wyznaczenia odległości do licznych gwiazd.
W pobliżu Galaktyki znajdują się dwie mniejsze galaktyki, tak zwane Obłoki Magellana. Widoczne są one jedynie z południowej półkuli. Są na tyle jasne, że można je zobaczyć nieuzbrojonym okiem. Obłoki Magellana znajdują się w odległości 50 - 60 kps (tysięcy parseków) od nas. Należy zwrócić uwagę, że jest to odległość kilkakrotnie większa niż promień naszej galaktyki.
Nieco dalej od nas (około 500 kps) znajduje się inna galaktyka, zwana Wielką Mgławicą Andromedy. Można ją z trudem zobaczyć nieuzbrojonym okiem; przez lornetkę lub niewielką lunetę jest dobrze widoczna jako jasny, rozmyty obiekt. Za pomocą dużych teleskopów można w niej rozróżnić pojedyncze gwiazdy.
Odkrycie, że Wielka Mgławica Andromedy nie jest wcale leżącą w naszej galaktyce mgławicą, ale ogromnym skupiskiem gwiazd, bliźniaczo podobnym do Galaktyki, było niezwykle ekscytujące. Historię tego odkrycia w ciekawy sposób opisuje Izaak Asimov w książce „Wybuchające gwiazdy”.
Nasza galaktyka i około 30 innych tworzy tzw. Grupę Lokalną. Jego rozmiary to około 500 tysięcy parseków. Natomiast najbliższa galaktyka nie wchodząca w skład Grupy Lokalnej jest odległa od nas o 1,5 mln ps.
Opisany hierarchiczny rozkład materii jest typowy. Gwiazdy tworzą olbrzymie skupiska - galaktyki, galaktyki grupują się w gromady galaktyk. Nie wiemy czy na tym kończy się hierarchia, czy nie jest tak, że gromady galaktyk tworzą jeszcze większe zgrupowania - supergromady. Możemy jednak z całą pewnością stwierdzić, że materia nie jest jednorodnie rozmieszczona w przestrzeni. Stwierdzenie to zależy jednak od skali w jakiej rozważymy to zagadnienie.
Sądzi się, że w skali całego wszechświata rozkład materii jest jednorodny.
Ucieczka galaktyk
Trudno sobie wyobrazić, że można bezpośrednio wyznaczyć prędkość poruszania się odległych galaktyk. Znajdują się one bardzo daleko i wobec tego względna zmiana ich odległości od Ziemi w ciągu ludzkiego życia jest z konieczności znikoma. Okazuje się jednak, że można mierzyć ich szybkość! Stosuje się tę samą technikę, której używają policjanci mierzący prędkość samochodu na szosie. I policjanci, i astronomowie stosują efekt Dopplera.
Pomiar prędkości galaktyk prowadzi do dwóch zaskakujących wniosków:
po pierwsze - ogromna większość galaktyk (z wyjątkiem tych najbliższych) oddala się od Ziemi;
po drugie - oddalają się one tym szybciej, im dalej znajdują się od Ziemi.
Z pomiarów wynika, że zależność ta jest liniowa i nazywamy ją prawem Hubble'a:
Prędkość oddalania się galaktyki jest wprost proporcjonalna do odległości od Ziemi:
υ = Hr ,
gdzie υ oznacza prędkość ucieczki galaktyki od Ziemi, r - odległość galaktyki od Ziemi. Wielkość H jest stałą proporcjonalności, tak zwaną stałą Hubble'a, a jej wartość to około 75 km / s x Mps .
Zatem galaktyka znajdująca się w odległości 10 Mps od nas oddala się z prędkością około 750 km/s.
Prawo ucieczki galaktyk nie ma uzasadnienia teoretycznego. Prawo to mówi nam, że wszechświat rozszerza się. Odległość między galaktykami stale się zwiększa.
Rozmiar wszechświata
Rozszerzanie się wszechświata ma swoje konsekwencje.
Po pierwsze możemy ocenić, jak duży jest wszechświat. Skoro stała Hubble'a wynosi 75 km / s x Mps, to hipotetyczna galaktyka odległa od Ziemi o 4 x 109 ps oddalałaby się od nas z prędkością światła. A więc, gdyby rozmiar wszechświata był większy niż 4 x 109 ps, to trudno by to było pogodzić z faktem, że prędkość światła jest największą możliwą prędkością.
Dostępny naszym obserwacjom wszechświat musi więc być skończony. Nie znaczy to jednak, że jest on ograniczony.
Początek wszechświata i jego wiek
Skoro wszechświat rozszerza się, galaktyki coraz bardziej się od siebie oddalają, to kiedyś były bliżej siebie niż są teraz. Możemy zatem sądzić, że był taki moment, gdy wszystkie galaktyki znajdowały się w jednym punkcie. Moment ten nazwiemy początkiem wszechświata. Możemy nawet oszacować wiek wszechświata.
Wyobraźmy sobie galaktykę, która obecnie znajduje się od nas w odległości r. To znaczy, że od początku rozszerzania się wszechświata galaktyka oddaliła się od Ziemi o r. Przyjmijmy, że galaktyka poruszała się cały czas z prędkością υ. A więc czas, po upływie którego osiągnęła dzisiejszą odległość od nas wynosi t = r / υ . Ale prędkość υ związana jest z odległością od Ziemi znaną zależnością Hubble'a: υ = Hr. Znajdujemy stąd t = 1/H. Po podstawieniu danych liczbowych otrzymujemy t = 4x1017 s, czyli około 13 miliardów lat.
Oszacowanie to zostało przeprowadzone dla jednej galaktyki, ale wynik jest dla każdej galaktyki taki sam. Dzisiejsza odległość galaktyki od Ziemi nie wpływa na wartość wyniku.
Niewątpliwie trudno jest stwierdzić, co to znaczy że wszechświat miał swój początek. Fakt ucieczki galaktyk wskazuje jednak wyraźnie, że dziesięć, czy może kilkanaście miliardów lat temu, coś się wydarzyło. To „coś” spowodowało rozpoczęcie ekspansji wszechświata. Ponieważ sądzi się, że było to gwałtowne wydarzenie nadano mu nazwę „Big Bang” - w języku polskim Wielki Wybuch. Co było przed Wielkim Wybuchem? Nie wiadomo.
Promieniowanie reliktowe
Wszystko, co istnieje we wszechświecie, to pozostałość po wielkim wybuchu. W wyniku wybuchu powstała materia, która potem utworzyła gwiazdy. Obecną formę występowania materii znamy - są to przede wszystkim gwiazdy grupujące się w galaktyki i gromady galaktyk. Znana jest też inna „pozostałość” po wielkim wybuchu - tzw. elektromagnetyczne promieniowanie reliktowe. Rozchodzi się ono we wszystkich kierunkach, nie można mu więc przypisać określonego źródła. Dlatego też sądzi się, że jest ono pozostałością po wielkim wybuchu.
Promieniowanie reliktowe nie ma określonej długości fali, jego rozkład widmowy jest charakterystyczny dla promieniowania termicznego ciała o temperaturze 2,7 K. Zgodnie więc z prawem Wiena największe natężenie fal przypada na długość fali λmax = = 1,1 x 10-2 m. Jest to fala należąca do zakresu mikrofal.
Sądzi się, że bezpośrednio po wielkim wybuchu promieniowanie reliktowe miało rozkład widmowy odpowiadający dużo wyższej temperaturze. W miarę rozszerzania się wszechświata temperatura promieniowania malała. Obecna wartość temperatury promieniowania wynika z wieku i szybkości ekspansji wszechświata.