Kosmologia 

Pojęcie kosmologii

Poszczególne obiekty, z których składa się Wszechświat, ciągle zmieniają się wskutek zachodzących w nim procesów fizycznych i chemicznych. Z materii międzygwiazdowej znajdującej się w galaktykach rodzą się gwiazdy, które następnie, w zależności od ich początkowej masy ewoluują szybciej lub wolniej. Wokół wielu gwiazd powstają planety, które również się zmieniają. Galaktyki także ewoluują i to nie tylko wskutek zmian w obiektach, z których się składają. Dochodzi do zderzeń galaktyk i ich łączenia się. Wszechświat jako całość również ulega ciągłym zmianom, podobnie jak poszczególne obiekty, z których się składa, możemy więc mówić o ewolucji Wszechświata jako całości.
Powstają pytania: Kiedy wszechświat powstał? Jak to się stało? Jaka jest jego obecna struktura? Czy jest skończony czy nieskończony? Jak dalej będzie się zmieniał? Jak się zakończy jego ewolucja? Nauką która, zajmuje się budową i ewolucją Wszechświata jako całości to kosmologia.
U podstaw kosmologii tkwi fundamentalne przekonanie, poparte wielką liczbą eksperymentów i obserwacji, że w całym Kosmosie obowiązują jednakowe prawa fizyki. Dzięki temu wnioski uzyskane na podstawie badań ograniczonych obszarów można uogólniać na cały (być może nieskończony) Wszechświat. Podstawowym postulatem koniecznym do uprawiania naukowej kosmologii i weryfikowania rozważań teoretycznych jest przyjęcie założenia, że obszar dostępny obserwacjom stanowi reprezentatywny fragment Wszechświata.

Fakty doświadczalne

Hierarchiczna struktura Wszechświata

Komputerowa mapa sieci galaktyk

Wszechświat ma wyraźnie hierarchiczną strukturę. Ziemia wraz z innymi planetami tworzy Układ Planetarny wokół gwiazdy (Słońce). Słońce wraz z innymi gwiazdami i materią międzygwiezdną tworzy układ zwany galaktyką (Droga Mleczna). Galaktyki zaś należą do ugrupowania składającego się z kilkudziesięciu galaktyk, które nazywamy grupami galaktyk (Droga Mleczna należy do Lokalnej Grupy Galaktyk). Lokalna Grupa Galaktyk są częścią jeszcze większej struktury - Lokalnej Supergromady Galaktyk, w skład której wchodzą również inne grupy i gromady galaktyk. Supergromady łączą się między sobą, tworząc struktury podobne do sieci z prawie pustymi obszarami.
Galaktyki tworzą rozbudowane struktury, jednak niejednorodności rozmieszczenia materii zmniejszają się szybko w miarę przechodzenia do wielkich skal. To daje podstawę dla sformułowania zasady kopernikańskiej lub kosmologicznej (słaba zasada kosmologiczna), zgodnie z którą we Wszechświecie nie ma wyróżnionych miejsc, albo inaczej: Wszechświat z każdego miejsca wygląda tak samo, czyli jest jednorodny. Stwierdzenie o braku wyróżnionych punktów Wszechświata stanowi uogólnienie postulatu Mikołaja Kopernika o odebraniu Ziemi uprzywilejowanego, centralnego miejsca w Kosmosie. Zasada kosmologiczna nie jest spełniona w małych skalach.
Drugim założeniem z reguły przyjmowanym w kosmologii jest izotropia Wszechświata czyli brak wyróżnionych kierunków we Wszechświecie. Potwierdzają to wyniki obserwacji galaktyk oraz niemal doskonałej izotropii mikrofalowego promieniowania tła.

Rozszerzanie się Wszechświata

W 1929 roku Edwin Hubble odkrył badając widma dalszych obiektów astronomicznych przesunięcie linii widmowych ku podczerwieni, interpretowane jako zjawisko Dopplera. Wynika z tego, że galaktyki oddalają się jednakowo we wszystkich kierunkach proporcjonalnie do ich odległości od obserwatora. Stąd wniosek, że Wszechświat ulega ciągłemu rozszerzaniu się.
Na podstawie obserwacji dalekich supernowych na początku XXI wieku stwierdzono, że w pierwszym etapie tempo rozszerzania się Wszechświata zwalniało, a z jakiś niewiadomych powodów około 6 miliardów lat temu rozszerzanie zaczęło przyspieszać. Tłumaczy się to ujawnieniem tajemniczej ciemnej energii.

Promieniowanie reliktowe

Wczesnego Wszechświata bezpośrednio obserwować nie możemy ponieważ był on nieprzezroczysty. 300000 lat po Wielkim Wybuchu Wszechświat stał się wtedy na tyle rzadki, ze wypełniające go fotony gorącego promieniowania miały od jego powstania aż do dziś małe szanse napotkania cząstek materii zdolnych do ich pochłonięcia. Mówimy, że nastąpiło wówczas oddzielenie się materii od promieniowania. Fotony z tamtych czasów możemy obserwować dziś jako dochodzące do nas ze wszystkich stron promieniowanie tła. Choć promieniowanie to początkowo było tak gorące, jak otaczająca je materia, jego temperatura wynosiła około 1000 K, obecnie uległo tak znacznemu przesunięciu ku podczerwieni, że odpowiada promieniowaniu mikrofalowemu o temperaturze 2,7 Kelwinów.

Niejednorodny rozkład promieniowania reliktowego zaobserwowany przez satelitę COBE

Po raz pierwszy promieniowanie reliktowe wykryli A. A. Penzias i R. W. Wilson w 1965 roku, wykonując obserwacje radioastronomiczne. Promieniowanie to intensywnie badano za pomocą satelity COBE (Cosmic Background Explorer) wystrzelonej w 1992 roku, który miał udzielić odpowiedzi na podstawowe pytania dotyczące wczesnego Wszechświata. Powstała mapa tego promieniowania pochodząca z różnych rejonów Wszechświata. Wyraźnie widać obszary o wyższej i niższej temperaturze.
Dalsze rewelacje przyniosły jeszcze dokładniejsze pomiary prowadzone za pomocą balonów stratosferycznych w ostatniej dekadzie. Rozmiary niejednorodności ujawniły geometrię Wszechświata. Zanim bowiem promieniowanie dotarło do radioteleskopów, musiało odbyć długą podróż przez przestrzeń kosmiczną. Jeśli jest ona zakrzywiona, to obraz niejednorodności powinien być zniekształcony (powiększony lub pomniejszony). Niczego takiego jednak nie wykryto. Stąd wysnuto wniosek, że czasoprzestrzeń naszego Wszechświata nie jest zdeformowana.

Radioteleskop DASI w stacji polarnej Amundsena-Scotta na biegunie południowym

Niektórzy twierdzili, iż z promieniowania tła nie można wysnuwać tak daleko idących wniosków o Wszechświecie. Nie wszyscy bowiem zgadzali się z tym, że to słabe promieniowanie rzeczywiście niesie informację o zalążkach najwcześniejszych struktur kosmicznych. Na pierwotne promieniowanie mogły przecież nałożyć się dużo późniejsze wydarzenia w historii kosmosu, na przykład promieniowanie gromad galaktyk albo elektronów z międzygwiazdowej przestrzeni Drogi Mlecznej. Mogły one zmieszać się z promieniowaniem tła i dać fałszywy obraz.
Jeśli mikrofale są rzeczywiście śladem po gorącej epoce, to powinny być lekko spolaryzowane na brzegach cętek czyli obszarów o różnej temperaturze, gdyż ulegały wtedy rozproszeniu na plazmie. Zmierzyć polaryzację mikrofal było jednak dużo trudniej niż temperaturę. Umieszczono w 2002 roku radioteleskop DASI w stacji polarnej Amundsena-Scotta na biegunie południowym, gdyż tam atmosfera ma najmniej wilgoci, która pochłania mikrofale. Pomiar zajął aż 271 dni, ale zakończył się sukcesem. Stwierdzono, że promieniowanie tła jest lekko spolaryzowane. Polaryzacja promieniowania może opowiedzieć jak materia się poruszała. Dokładniejsze badania być może rozstrzygną, która z kilku współczesnych teorii dotyczących początku czasu i przestrzeni jest prawdziwa.

Niejednorodny rozkład promieniowania reliktowego zaobserwowany przez satelitę WMAP

W czerwcu 2001 roku wystrzelono sondę WMAP. Po roku nieustannych obserwacji sonda dostarczyła mapy promieniowania tła o bezprecedensowej precyzji. Można zobaczyć na nich pierwotne zaburzenia, z których powstały później galaktyki, gromady i supergromady. Najważniejszym nowym wynikiem są pomiary polaryzacji promieniowania tła. Dzięki wynikom z WMAP w połączeniu z innymi obserwacjami można te parametry uściślić. Dlatego też dziś kosmolodzy są zgodni, że wiek Wszechświata wynosi około 13,7 miliardów lat i w wielkiej skali kosmos jest płaski, opisuje się go znaną ze szkoły geometria euklidesową.

Składniki Wszechświata według ostatnich badań

Co ważniejsze, dane z WMAP potwierdziły zdumiewającą hipotezę: tylko około 4% materii we Wszechświecie to zwykłe atomy. Mniej więcej 23% stanowią egzotyczne, jeszcze nie odkryte w laboratoriach cząstki oddziałujące tylko grawitacyjnie i być może słabo jądrowo zwane ciemną materią. Pozostałą część masy-energii, aż około 73%, stanowi tajemnicza ciemna energia o ujemnym ciśnieniu, powodująca na przekór grawitacji przyśpieszanie ekspansji Wszechświata.
Stwierdzono niebywałą zgodność z wynikami badań w innych dziedzinach astrofizyki. Już wcześniejsze obserwacje supernowych w odległych galaktykach sugerowały przyśpieszanie ekspansji kosmosu. Wyznaczony wiek Wszechświata jest zgodny z innymi metodami. W ten sposób kosmologia wkroczyła w wiek dojrzały i stała się nauką operującą precyzyjnie wyznaczanymi parametrami.

Zawartość helu

Artystyczna wizja Satelity FUSE podczas obserwacji odległego kwazara

Mniej więcej 300 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu wypełniająca Wszechświat mieszanka wodoru i helu była prawie doskonale jednorodna. Z upływem czasu drobne niejednorodności narastały pod wpływem grawitacji, przekształcając się w znane nam dzisiaj obiekty astronomiczne. Gdy kilkaset milionów lat później pierwsze z owych obiektów zaczęły emitować światło, rozpoczął się proces jonizacji, w wyniku którego część atomów utraciła elektrony. Neutralne atomy wodoru oraz neutralne i jednokrotnie zjonizowane (pozbawione jednego elektronu) atomy helu można obserwować dzięki wytwarzanym przez nie liniom widmowym.
W 1994 roku NASA umieściła na orbicie satelitę FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer czyli badacz widma w dalekim ultrafiolecie), za pomocą którego zamierzano między innymi prowadzić obserwacje międzygalaktycznego helu. W 2001 roku doniesiono o pierwszej detekcji rozciągających się między galaktykami obłoków helowych.
Neutralny wodór zajmuje inne obszary przestrzeni międzygalaktycznej niż zjonizowany hel, przez co wyniki zebrane na podstawie tych obserwacji uzupełniają się nawzajem, dając obraz wczesnego Wszechświata. Ponadto, porównując linie wodorowe z liniami helu neutralnego i zjonizowanego, można określić cechy obiektów, które wyemitowały promieniowanie jonizujące. Zespół zajmujący się FUSE twierdzi, iż były to kwazary oraz lawinowo powstające zwykłe gwiazdy. Okazało się też, że obłoki helowe tworzą w przestrzeni kosmicznej skomplikowaną strukturę, której istnienie wcześniej przewidywano.

Próby detekcji sygnałów radiowych z epoki ciemności

Od uwolnienia promieniowania aż do chwili, w której pojawiły się pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie panowała niemal ciemność (epoka ciemności), ponieważ wodór był niezjonizowany. Przypuszcza się, że elektrycznie obojętny wodór mógł oddziaływać z promieniowaniem tła w wyniku czego powstały słabe fale radiowe. Astronomowie przygotowują urządzenia do odbioru tych fal. Problem jest złożony, gdyż natężenie tych fal jest bardzo małe i należy odfiltrować sygnały ziemskich nadajników oraz promieniowanie radiowe wysyłane przez naszą Galaktykę.

Ewolucja Wszechświata

Komputerowa rekonstrukcja wczesnego Wszechświata

Na podstawie obserwacji odległych obiektów Wszechświata, galaktyk i ich gromad oraz na podstawie rozważań teoretycznych i modelowania komputerowego astronomowie budują modele ewolucji Wszechświata. W miarę gromadzenia coraz większej liczby obserwacji różnych obiektów astronomowie mogą obserwować obiekty coraz bardziej odległe w czasie i przestrzeni. Modele stają się więc coraz bardziej wiarygodne i prawdopodobnie coraz lepiej opisują rzeczywisty przebieg ewolucji Wszechświata. Przyjmowane w przeszłości były różne hipotezy. Poniżej opisane są dwa podstawowe modele, a na następnej podstronie przedstawione są nowe, szersze teorie.

Teoria Stanu Stacjonarnego

Bardzo popularną swojego czasu i mającą zwolenników do dziś jest Teoria Stanu Stacjonarnego. Jej podstawą jest silna (zwana również doskonałą lub mocną) zasada kosmologiczna, która do postulatów jednorodności i izotropowości wymaganych przez zwykłą zasadę kosmologiczną dodaje dodaje postulat stacjonarności Wszechświata. Głosi ona, że obraz Wszechświata jest niezależny nie tylko od położenia obserwatora w przestrzeni, lecz także od chwili, w jakiej dokonuje on obserwacji. Jeśli świat się rozszerza (co w modelu przyjmuje się za fakt obserwacyjny) a nie jest pusty, to jego obraz w całości może się nie zmieniać w czasie tylko, gdy gęstość materii jest stale uzupełniana przez powstającą materię. Materia powinna powstawać z niczego w ilości jeden atom na jeden litr w czasie 5*10¹¹ lat. W ten sposób kosztem odstępstwa od zasady zachowania energii (masy) można całkowicie wyeliminować początkową osobliwość (czyli Wielki Wybuch). Niestety model ten nie potrafi wytłumaczyć promieniowania reliktowego tła.

Teoria Wielkiego Wybuchu

Wszystkie modele dziś jednak ustąpiły wyraźnie Standardowemu Modelowi Kosmologicznemu inaczej nazwanemu Teorią Wielkiego Wybuchu lub nieco żartobliwie Big Bang. Obecnie jest to prawie powszechnie przyjmowany przez kosmologów model opisujący powstanie Wszechświata i jego dotychczasową historię. Pomysł bierze się z faktu, że Wszechświat się rozszerza, wobec tego kiedyś musiał być bardzo mały a jego gęstość bardzo duża. Początek ekspansji Wszechświata nazywamy właśnie Wielkim Wybuchem. Istniej kilka najważniejszych etapów w ewolucji Wszechświata zwanych erami. Podział na ery i ich nazwy różnią się od siebie w zależności od opracowania.

Era Plancka

Od 0 do 10^-43sekundy

W pierwszych 10^-43 sekundy przy gęstość większej od 10⁹⁷ kg/m³ einstenowska teoria grawitacji nie obowiązuje i nie umiemy obecnie opisać zjawisk jakie wtedy zachodziły. Być może dopiero nowa kwantowa teoria grawitacji, którą fizycy próbują stworzyć, opisze ten etap. Spodziewamy się jedynie, że temperatura i gęstość Wszechświata malały. Jako Wszechświat rozumiemy sumę materii i energii, bowiem godnie z teorią względności te dwie wielkości są sobie równoważne. W początkowych erach występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka temperatura wynosiła 10³² kelwinów.

Era plazmy kwarkowo - gluonowej (hadronowa)

Od 10^-43 do 10^-4 sekundy

Wybuch supernowej może być tylko miniaturką Wielkiego Wybuchu

Na początku wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, czyli elektromagnetyczne, słabe i silne miały jednakowe znaczenie i były nieodróżnialne. Między tymi oddziaływaniami występowała symetria. Ten okres nazywa się wielką unifikacją. Symetria została złamana w chwili 10^-35 sekundy, kiedy temperatura spadła do wartości 10²⁸ kelwinów. Oddziaływanie silne oddzieliło się wtedy od oddziaływania słabego i elektromagnetycznego, a jego moc zaczęła przewyższać moc dwóch pozostałych, jak ma to miejsce i dzisiaj.
Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Od 10^-35 do 10^-33 sekundy wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata, które trwa do dziś. Proces gwałtownego rozszerzania się Wszechświata nazywamy inflacją. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, czyli we wszystkich kierunkach wygląda tak samo.
Od czasu 10^-33 sekundy ekspansja stała się znacznie wolniejsza, ale Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Temperatura jednak była na tyle wysoka, że występowały wszystkie typy kwarków i była taka sama ilość antykwarków. Po obniżeniu się temperatury cięższe kwarki zaczęły się rozpadać, a lżejsze zaczęły się łączyć w hadrony. Najrozmaitsze odmiany hadronów znajdowały się w równowadze termodynamicznej ze sobą, nie tylko te najbardziej trwałe takie jak protony, neutrony, hiperony, piony, kaony, ale wiele krótkożyjących rezonansów. Poza cząstkami w dużych ilościach istniały antycząstki i energia. Nieustannie powstawały pary cząstka-antycząstka i jednocześnie zachodziła anihilacja tych par. Z powodu istnienia dużej ilości hadronów tę część ery nazywa się również erą hadronową.
Gdy temperatura malała coraz bardziej dominował proces anihilacji. W końcu wszystkie pary barion-antybarion uległy anihilacji za wyjątkiem protonów i neutronów, które pozostały do dziś. Można to wytłumaczyć z zasady łamania symetrii między cząstkami i antycząstkami.

Era leptonowa

Od 10^-4 sekundy do 10 sekund

W poprzedniej erze istniały również leptony, ale stanowiły jedynie nic nie znaczącą domieszkę. Obecnie to leptony wysunęły się na pierwsze miejsce. Powstawały pary elektron-pozyton mion-antymion, taon-antytaon i odpowiednie pary neutrino-antyneutrino. Wraz ze spadkiem temperatury malał proces powstawania par lepton-atylepton, a więcej było procesów anihilacji. W pierwszej kolejności zanihilowały cięższe cząstki czyli miony i taony.
W tej erze neutrina praktycznie przestały oddziaływać z pozostała materią i rozproszyły się. Jest więc nadzieja, że w przyszłości wykryjemy je w postaci "reliktowych neutrin tła".
Pod koniec tej ery zaczęły rozpadać się neutrony, które są cząstkami nietrwałymi. Część z uniknęła zagładzie, łącząc się z protonami w stabilne jądra. Najpierw powstały jądra deuteru, z nich helu-3, a następnie cząstki alfa czyli jądra helu-4 (powstały również nieliczne jądra litu). Jak się sądzi w tym czasie nie było warunków do powstania ciężkich jąder ponieważ z początku było za mało cząstek alfa do syntezy, a później za mała gęstość materii. To z tego okresu pozostały międzygalaktyczne obłoki helowe. Proces ten trwał do około dziesięciu minut. Ten okres niektórzy oddzielają i nazywają erą nukleosyntezy.

Era promieniowania

Od 10 sekund do 300 000 lat

Po około 10 sekund elektrony i ich antycząstki zanihilowały, pozostawiając niewielką nadwyżkę elektronów, której istnienie tłumaczymy również z zasady łamania symetrii.
Zaczęła się era promieniowania, w której Wszechświat był wypełniony głównie fotonami z niewielką domieszką protonów i neutronów, oraz minimalnymi ilościami helu. Cząstki te nieustannie oddziaływały ze sobą i temperatura promieniowani była równa temperaturze materii, Wszechświat był nieprzezroczysty. Po około 10000 lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Mówimy, że Wszechświat przestał być zdominowany przez promieniowanie, a stał się zdominowany przez materię. Po około 300000 latach temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów. Wtedy średnia energia fotonów zmalała poniżej energii jonizacji atomu wodoru. Protony połączyły się wtedy trwale z elektronami w atomy, a fotony poruszały się niemal swobodnie bez żadnego oddziaływania, tworząc promieniowania tła, które można obserwować obecnie.

Era gwiazdowa (galaktyczna)

Od 300 000 lat do dzisiaj

Od uwolnienia promieniowania aż do chwili, w której pojawiły się pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie panowała niemal ciemność (epoka ciemności), ponieważ wodór był niezjonizowany. Pod osłoną ciemności toczyły się procesy, które doprowadziły do powstania galaktyk. Obecny zasięg informacji to około 1 miliard lat po Wielkim wybuchu.

Komputerowa symulacja powstawania galaktyk

Stworzono wiele modeli powstawania galaktyk i ich układów, ale nadal proces tworzeni się galaktyk pozostaje zagadką. Po uwolnieniu promieniowania Wszechświat wypełniony był w miarę jednorodnym obłokiem wodoru z domieszką helu. Głównym oddziaływaniem, które zaczęło wówczas dominować, była siła grawitacji. Powstawały obłoki gazu, zagęszczające się stopniowo dzięki sile grawitacji, a między nimi powstawała próżnia kosmiczna z malejącą gęstością materii. Nie wiemy niestety, czy najpierw powstawały galaktyki, które potem łączyły się w gromady, czy też najpierw tworzyły się większe obiekty i później dzieliły na mniejsze. Być może oba procesy zachodziły jednocześnie? Nie wiemy nawet, czy zarodki galaktyk i ich gromad były przypadkowymi zagęszczeniami gazu, czy też istniały jakieś twory, na przykład skupiska ciemnej materii, wokół których gaz się zagęszczał. Być może zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji.

Po uformowaniu galaktyk niestabilności grawitacyjne powodowały, że obłoki tęgo gazu zapadały się, tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. Masy pierwszych gwiazd były bardzo duże dlatego w końcowych stadiach ewolucji tych gwiazd powstają w nich jądra ciężkich pierwiastków takich jak węgiel, tlen, neon, krzem, siarka aż do żelaza włącznie. Podczas wybuchu supernowych zewnętrzne warstwy zostają rozerwane i przenikają do materii międzygwiazdowej. Powstają przy tym jeszcze cięższe pierwiastki. Każde kolejne pokolenie gwiazd powstających z zapadających się obłoków gazu, zawiera więc coraz większą ilość pierwiastków ciężkich. Proces wzbogacania materii międzygwiazdowej w pierwiastki ciężkie trwa do chwili obecnej. Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji dlatego zawiera w swym wnętrzu od 1% do 2% pierwiastków ciężkich.
Pierwsze gwiazdy nie miały prawdopodobnie swoich układów planetarnych. Do formowania się planet potrzebne są krystaliczne ziarna pyłu. Ziarna te zlepiając się tworzą większe ciała, tak zwane planetozymale, będące zalążkami planet. Ponieważ pył zbudowany jest z pierwiastków ciężkich nie mógł istnieć w pierwszych fazach rozwoju galaktyki. Kiedy jednak wytworzyła się wystarczająca ilość pierwiastków ciężkich, z materii otaczających nowo powstałe gwiazdy zaczęły formować się planety.

Kosmologia 

Kosmologia 

Przyszłe losy Wszechświata

Kosmologia zajmuje się nie tylko historią Wszechświata, ale próbuje także odpowiedzieć na pytanie, jak będzie jego przyszłość. Czy będzie on rozszerzał się nieskończenie? Czy ucieczka galaktyk zostanie powstrzymana i nastąpi proces odwrotny - kurczenie się Wszechświata? W jakiej formie przetrwa materia? Podobnych pytań można stawiać wiele. Odpowiedzi na nie zależą od tego, jaka jest średnia gęstość materii wypełniającej Wszechświat, inaczej mówiąc - jaka jest gęstość Wszechświata. Gęstość materii, gdyby Wszechświat był płaski, to znaczy była na krawędzi między kurczeniem się a rozszerzaniem nazywamy gęstością krytyczną (parametr W). W zależności od gęstości rzeczywistej możliwe są trzy warianty przyszłych losów Wszechświata.

 Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest mniejsza od gęstości krytycznej (W<1) wówczas Wszechświat będzie rozszerzał się w sposób nieograniczony, a prędkość ucieczki galaktyk będzie większa od prędkości zerowej. Gwiazdy wypalą się i ostygną, materia zostanie uwięziona w czarnych dziurach, gwiazdach neutronowych i całkowicie już wystygłych) białych karłach. Być może będą się one łączyć w coraz większe czarne dziury. Jeżeli poza nimi zostanie jakakolwiek materia, będzie ona bardzo zimna i rzadka. Ten scenariusz nosi nazwę Wielkiego Chłodu.

 Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest dokładnie równa od gęstości krytycznej (W=1) wówczas Wszechświat będzie co prawda rozszerzał się nieograniczenie, ale prędkość ucieczki galaktyk będzie zmniejsza się do zera.

 Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest większa od gęstości krytycznej (W>1) to rozszerzanie się Wszechświata będzie trwało tylko do pewnego momentu, po którym zacznie się on kurczyć. Galaktyki będą najpierw się zbliżać, a potem łączyć. Kolejne etapy przebiegną coraz szybciej. W pewnej chwili zaczną zderzać się ze sobą gwiazdy, a potem poszczególne atomy. Materia znowu stanie się całkowicie zjonizowana. Temperatura i gęstość będą rosły. Gdy zaczną zderzać się jądra atomowe, nastąpi ich rozbicie na protony i neutrony, a następnie swobodne kwarki. Wszechświat przejdzie przez wszystkie fazy Wielkiego Wybuchu, tyle że w odwróconej kolejności. Materia ponownie skupi się w jednym punkcie osobliwym. Scenariusz ten nosi nazwę Wielkiego Skurczu. Otwartym pozostaje pytanie, czy po skupieniu materii nastąpi kolejny wybuch i historia się powtórzy. Na razie nie znamy odpowiedzi na to pytanie i nie wiadomo czy ją kiedykolwiek poznamy?
Obecnie gęstość znanej materii stanowi zaledwie 4% gęstości krytycznej. Przypuszczamy, że masy jest dużo więcej więcej i gęstość oscyluje około gęstości krytycznej. Nieznaną materię nazywamy ciemną materią i ciemną energią.

Nowe teorie ewolucji Wszechświata

Samopowielający się Wszechświat stworzony za pomocą symulacji komputerowej składa się z rozległych domen, których rozmiary rosły wykładniczo. W każdej z nich obowiązują inne prawa fizyki (reprezentowane przez różne kolory). Ostre maksima odpowiadają nowym "wielkim wybuchom", a ich wysokość odzwierciedla gęstość energii w danym miejscu we wszechświecie. Na samych szczytach kolory raptownie zmieniają się, co wskazuje, że prawa fizyki jeszcze się tam nie ustaliły. Natomiast obowiązują one już w dolinach; jedna z nich odpowiada wszechświatowi podobnemu do tego, w którym żyjemy.

Fizyka Wszechświata przed Wielkim Wybuchem stała się jedną z najmodniejszych dziedzin badań w przodujących laboratoriach na całym świecie. Rodzi się nowy dział nauki, zwany kosmologią kwantową. Chociaż nie ma jeszcze doświadczalnych dowodów przemawiających za poprawnością kosmologii kwantowej, teoria ta ma tak nieodparty urok, że znalazła się w centrum intensywnych badań naukowych. Już teraz zmusiła nas, niemal wbrew naszej woli, abyśmy stawili czoło niezwykłym możliwościom istnienia wszechświatów równoległych, tuneli czasoprzestrzennych i dziesiątego wymiaru.
Pojawia się obecnie wiele modeli czysto teoretycznych próbujących opisać cały wielki Wszechświat.

Samopowtarzający się Wszechświat inflacyjny

Nowe hipotezy z dziedziny fizyki energii i cząstek elementarnych podważają dominujący pogląd, że Wszechświat rozpoczął się od stanu o nieskończonej gęstości. Według najnowszych wersji scenariusza inflacyjnego Wszechświat jest samopowtarzającym się fraktalem. Składa się z wielu pęczniejących bąbli (wszechświaty równoległe), które produkują nowe bąble, które z kolei produkują jeszcze więcej bąbli i tak w nieskończoność. Wszechświat więc według tej teorii trwa wiecznie, cyklicznie przechodząc kolejne etapy ewolucji, znikającego, by ponownie się odradzać, być może w zmienionej. formie.

Istnieją koncepcje, że jest możliwe przechodzenie z jednego Wszechświatu do drugiego poprzez czarną dziurę. W jej wnętrzu parametry nieco się zmieniły i powstaje wszechświat, w którym obowiązują nieco inne prawa fizyki. W tym nowym wszechświecie tworzy się kolejna czarna dziura i tak dalej.

Zderzenia płaskich Wszechświatów

W 2001 roku przedstawiono nową atrakcyjną wizję początku Wszechświata. Jej autorzy przyjmują, że to co uważamy za Wszechświat, jest tylko jednym z wielu (być może nieskończenie wielu) podobnych tworów rozmieszczonych rozmieszczonych w wielowymiarowej (najprawdopodobniej dziesięciowymiarowej) przestrzeni. W teorii superstrun, którą najlepsi współcześni teoretycy rozwijają w nadziei na rozwikłanie problemów fizyki cząstek elementarnych, owe twory noszą nazwę bran (skrót od ang. membrane - membrana). W trójwymiarowym świecie brany można sobie wyobrażać jako rozciągnięte płaskie lub zakrzywione powierzchnie. Teoria przewiduje, że brany mogą przesuwać się względem siebie, a nawet się zderzać. Gdy dojdzie do takiej kolizji, z natury niemal pusta brana wypełnia się gorącą mieszaniną cząstek elementarnych i "od wewnątrz" wygląda tak samo jak młody Wszechświat według klasycznej teorii Wielkiego Wybuchu. Podobnie też ewoluuje. Test to tylko hipoteza ale okazuje się, że tak samo wyglądający młody Wszechświat mógł powstać wskutek Wielkiego Wybuchu i inflacji lub zderzenia bran. Która z tych czysto teoretycznych opcji jest bliższa drodze rzeczywiście przebytej przez Wszechświat nie wiemy i najprawdopodobniej jeszcze długo nie będziemy wiedzieć.

---