Wszechświat

[Allegro.pl - największy serwis aukcyjny w Polsce]

Wstępniak

Co nowego?

Układ Słoneczny

Droga Mleczna

Wszechświat

Programy

Sprzęt do badań Galeria Linki

Tapety

Artykuły

Radioastronomia

 Wszechświat. Kiedy mówimy o wszechświecie, mamy na myśli niezmierzoną przestrzeń obejmującą wszystko, co istnieje, poczynając od Ziemi, a kończąc na najodleglejszych częściach kosmosu, które astronomowie mogą obserwować przez teleskopy. Kiedyś ludzie sądzili, że Ziemia znajduje się w centrum wszechświata. Dziś - choć jest dla nas tak ważna - wiemy, iż tylko mało planetą krążącą wokół Słońca, będącego z kolei jedną z milionów gwiazd wchodzących w skład naszej Galaktyki. We wszechświecie istnieją miliardy galaktyk, czyli wielkich rodzin gwiazd. Najdalsze z dostrzeganych przez nas są tak odległe, że ich światło dociera do Ziemi po upływie miliardów lat. Oznacza to, że obserwując je przez teleskopy, widzimy je takimi, jakie były dawno, dawno temu - w momencie, gdy światło zaczynało swoją wędrówkę w naszym kierunku. Im dalej "zaglądamy" w kosmos, tym bardziej zanurzamy się w przeszłość. Można także powiedzieć, że galaktyki oddalają się i że najdalsze poruszają się najszybciej.

Kraniec Wszechświata. Najdalsze ze znanych nam galaktyk poruszają się z prędkością równą 90% prędkości światła. Astronomowie usiłują odkryć jeszcze odleglejsze, jednakże nawet za pomocą najsilniejszych teleskopów nie mogą sięgnąć poza pewną granicę widzialności. Jeśli więc istnieje coś poza naszym wszechświatem, być może nigdy nie dowiemy się, co to takiego.

Początek i koniec. Astronomowie ustalili, że znany nam wszechświat powstał miliardy lat temu. Nieustannie się rozszerza, ponieważ galaktyki się rozbiegają. W przyszłości, za miliardy lat, być może gwiazdy przestaną świecić i wszechświat znowu zacznie się kurczyć.

WSZECHŚWIAT to ogól obiektów astronomicznych wraz z czasoprzestrzenią, która wypełniają. Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia pozagalaktyczna, natomiast jego teoriami powstawania i ewolucji - kosmologia.

Teoria Wielkiego Wybuchu. jest to teoria wgedlug której ewolucja obserwowanego obecnie Wszechświata rozpoczęła się od wybuchu (ang. Big Ang.) w osobliwym punkcie czasoprzestrzeni zawierającym cala materie Wszechświata. Ocenia się, ze sytuacja taka powinna zaistnieć 10-20 mdl lat temu. Zakres i wiarygodność badań najwcześniejszych chwil po Wielkim Wybuchu zależą głównie od stanu teorii grawitacji i fizyki cząstek elementarnych. Obecnie znane prawa fizyki pozwalają śledzić zmiany zachodzące we Wszechświecie po upływie ok. 10-43 s od wybuchu, gdy gęstość materii była rzędu 1097 kg/m3, a temperatura - rzędu 1032 K. W chwilach wcześniejszych o stanie materii decydowały efekty kwantowe, do których opisu byłoby konieczne kwantowej teorii grawitacji zastosowanie (która jeszcze nie istnieje). Przypuszcza się, ze w erze planckowskiej, jak i bezpośrednio po niej, gęstość i temperatura Wszechświata były wystarczająco duże, by istniała tzw. wielka unifikacja, czyli równość oddziaływań silnych, słabych, elektromagnetycznych i grawitacyjnych, a w materii występowały obficie cząstki będące nośnikami tych oddziaływań.

Podstawowe wlasnosci.Obserwacje astronomiczne pozwalają opisać rozkład materii we Wszechświecie. Ziemia jest planeta okrążająca Słonce i należąca do jego układu planetarnego. Słonce jest gwiazda - ok. 200 miliardów gwiazd tworzy związany grawitacyjnie układ nazywany Galaktyka. Większość jasnych gwiazd Galaktyki (w tym również Słonce) skupia się wokół wyróżnionej płaszczyzny i krąży wokół prostopadłej do niej osi. Obserwowane z Ziemi tworzą jaśniejszy pas na niebie zw. Droga Mleczna. Poza Galaktyka istnieją i inne układy zawierające od setek milionów do setek miliardów związanych ze sobą grawitacyjnie gwiazd, nazywane galaktykami. Galaktyki również tworzą grawitacyjnie związane układy zawierające od kilku do kilku tysięcy obiektów zwanych odpowiednio grupami lub gromadami galaktyk. Ich rozkład w przestrzeni nie jest przypadkowy; istenieja obszary o znacznie podwyższonej gęstości występowania gromad zwane supergromadami i obszary niemal pozbawione galaktyk, tzw. pustki. Nie stwierdzono istnienia tworów wyższego rzędu od supergromad i na nich urywa się hierarchiczny rozkład materii.
Badanie obszarów o rozmiarach kilkuset milionów lat świetlnych, o różnych położeniach w przestrzeni, pokazuje ze ilość występujących w nich obiektów astronomicznych rozmaitych typów nie różni się istotnie. W takim znaczeniu mówi się o jednorodności Wszechświata w dużej skali. Rozkład odległych obiektów na niebie nie wykazuje istnienia żadnego wyróżnionego kierunku w przestrzeni i te własność określamy mianem izotropii Wszechświata. Wyznaczenie średniej gęstości materii we Wszechświecie jest trudnym problemem. Bezpośrednio obserwowalne SA źródła światła, czyli głównie gwiazdy. Dynamika gwiazd w galaktykach pokazuje jednak, ze oprócz nich istnieje tam jakąś forma tzw. ciemnej materii, której masa kilka do kilkudziesięciu razy przewyższa masę gwiazd. Podobnie dynamiczne oceny masy gromad galaktyk pokazują, ze ich masa kilkakrotnie przewyższa masę wchodzących w ich skład galaktyk. Gęstość średnia Wszechświata oparta na dynamicznych ocenach mas galaktyk odpowiada obecności średnio jednego atomu wodoru w metrze sześciennym.
Obserwacje galaktyk pokazują, ze oddalają się one od nas z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości, co stanowi treść tzw. prawa Hubble'a. Współczynnik proporcjonalności, czyli stała Hubble'a, znamy z dokładnością do czynnika dwa. Jego odwrotność ma wartość 10-20 mdl lat. Prawo Hubble'a nie świadczy o naszym wyróżnionym położeniu w przestrzeni, lecz o rozszerzaniu się (ekspansji) Wszechświata, podczas którego stosunki odległości pomiędzy parami odległych obiektów pozostają nie zmienione. Oznacza to, ze średnie odległości pomiędzy galaktykami (ich gromadami, supergromadami) były kiedyś mniejsze. Jeśliby stała Hubble'a była niezmienna w czasie, odległości te musiałyby mięć wartości bliskie zera przed 10-20 mdl lat. Oznacza to, ze tylko skończony odstęp czasu dzieli nas od momentu, kiedy gęstość materii we Wszechświecie była bardzo wysoka. Świadczy to o ewolucji Wszechświata jako całości obok ewolucji obecnych w nim obiektów astronomicznych.
Obserwacje promieniowania elektromagnetycznego w dziedzinie mikrofal (długości fal rzędu 1 mm) pokazują, ze ze wszystkich kierunków dociera do nas w tym zakresie promieniowanie o widmie Plancka i temperaturze 2,735 K. Ksztalt widma jest na tyle dobrze poznany, iż nie ma wątpliwości, ze zostało ono wysłane przez materie znajdującą się w równowadze termodynamicznej. Badanie zależności natężenia promieniowania od kierunku pozwala wykryć jego anizotropie dipolowa, która interpretować można jako skutek ruchu obserwatora z prędkością ok. 600 km/s. Stwierdzono tez, ze względne różnice temperatury promieniowania z kierunków różniących się o kilka do kilkunastu stopni SA rzędu 10-5. Rozkład natężenia promieniowania mikrofalowego na niebie jest najsilniejszym obserwacyjnym dowodem izotropii Wszechświata w dużej skali. Promieniowanie mikrofalowe jest jednocześnie dominującą składową promieniowania tła (promieniowanie reliktowe). W każdym metrze sześciennym obecnych jest ok. 400 mln fotonów mikrofalowego promieniowania tła. Oznacza to, ze fotony te SA dominującą składową Wszechświata z punktu widzenia wszelkich procesów cieplnych - pojemność cieplna materii złożonej z atomów jest zaniedbywana w skali Wszechświata.
Obserwacje składu chemicznego materii pozwalają stwierdzić, ze najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem jest wodór stanowiący ponad 70% masy wszystkich atomów. Zawartości pierwiastków o wyższych liczbach atomowych silnie zależą od natury badanego obiektu. Pewna osobliwość stanowi hel, którego zawartość wynosi co najmniej 22-23% masy, nawet w obiektach zupełnie pozbawionych pierwiastków o wyższych liczbach atomowych.

Standardowy model ewolucji Wszechswiata. Obserwacje pozwalają ograniczyć się do rozważania tylko modeli w przybliżeniu jednorodnych i izotropowych. Ogólna teoria względności postuluje, ze krzywizna czasoprzestrzeni określona jest przez rozkład materii. Założenie jednorodności i izotropii przestrzeni implikuje, ze jej geometria może mięć jedna z trzech postaci: o dodatniej, znikającej lub ujemnej krzywiźnie. W pierwszym przypadku mamy do czynienia z przestrzenia o skończonych rozmiarach, która ma geometrie trójwymiarowej sfery ("model zamknięty"). Drugi przypadek odpowiada przestrzeni płaskiej, trzeci nazywany jest na ogól "modelem otwartym". We wszystkich przypadkach charakterystyczna odległość we Wszechświecie, nazywana tez "rozmiarem Wszechświata", zmienia się w czasie w sposób wynikający z równań Einsteina i fizycznych własności materii. Jak wynika z równań ewolucji, typ geometrii przestrzeni wiąże się ze średnia gęstością Wszechświata. W modelu płaskim średnia gęstość materii przyjmuje wartość "krytyczna", która obecnie odpowiadałaby ok. 10 atomom wodoru w metrze sześciennym. W modelu zamkniętym gęstość pozostaje zawsze większa od krytycznej, a w otwartym - mniejsza. Przypadkom tym odpowiadają różne typy zależności rozmiaru Wszechświata od czasu. Rozmiary modelu otwartego lub płaskiego monotonicznie rosną w czasie.

W modelu zamkniętym ekspansja zostaje po pewnym czasie zastąpiona kurczeniem, a po skończonym czasie gęstość staje się bardzo wysoka. Obecna znajomość średniej gęstości Wszechświata nie pozwala rozstrzygnąć, z którym przypadkiem mamy do czynienia w rzeczywistości.
Obecna wartość gęstości nie ma jakościowego wpływu na dotychczasowa ewolucje modelu. We wszystkich przypadkach rozwiązanie równań pokazuje, ze w skończonym czasie w przeszłości gęstość i inne fizyczne parametry materii musiały dążyć do nieskończoności, podobnie jak krzywizna czasoprzestrzeni. Taki "osobliwy" stan Wszechświata nie może być badany z pomocą istniejących teorii fizycznych, gdyż nie istnieje kwantowa teoria grawitacji, a związane z nią efekty powinny się pojawić przy bardzo wysokich gęstościach. Fizyka nie pozwala wiec odpowiedzieć na pytanie "co było przed osobliwością" i jesteśmy zmuszeni ograniczyć się do badania późniejszych zjawisk. W tym sensie mamy do czynienia z "powstaniem Wszechświata" w chwili, która możemy umownie nazwać czasem zero. Tempo ekspansji w początku ewolucji było bardzo wysokie i stad określenie "Wielki Wybuch" (Wielkiego Wybuchu teoria) dla powstania Wszechświata.
Obecność we Wszechświecie fotonów mikrofalowego promieniowania tła i rozszerzanie się Wszechświata prowadza do wniosku, ze wcześniej promieniowanie to miało wyższą temperaturę. Bardziej szczegółowe rozważania pozwalają pokazać, ze temperatura pozostaje odwrotnie proporcjonalna do charakterystycznych rozmiarów Wszechświata. Określa to jednocześnie typowa energie termiczna obecnych we Wszechświecie cząstek i decyduje o rodzaju zachodzących oddziaływań. Takie wnioski wynikają z należącej do modelu standardowego hipotezy "gorącego" Wszechświata. W konkurencyjnym modelu "zimnego Wszechświata" postuluje się, ze promieniowanie mikrofalowe powstało stosunkowo niedawno, na przykład na skutek ewolucji hipotetycznego pierwszego pokolenia masywnych gwiazd, ale wytłumaczenie kształtu widma promieniowania reliktowego pozostaje nie rozwiązanym problemem tego typu hipotez. Dane eksperymentalne pozwalają określić własności materii do pewnej maksymalnej energii przypadającej na cząstkę. Badanie ewolucji Wszechświata w odpowiadającym temu zakresie temperatur jest w pełni uprawnionym zastosowaniem fizyki. Wcześniejszą ewolucje Wszechświata można badać jedynie stosując ekstrapolacje praw fizyki poza sprawdzony zakres ich obowiązywania, ma wiec ona spekulatywny charakter. W pewnych sytuacjach ewolucja Wszechświata w modelu standardowym może służyć do weryfikacji hipotez dotyczących własności materii przy bardzo wysokich energiach: tylko hipotezy prowadzące do otrzymania przy niskich energiach modelu Wszechświata o obserwowanych własnościach nie mogą być od razu odrzucone.
Jedna ze spekulatywnych hipotez dotyczących wczesnych etapów ewolucji Wszechświata jest tzw. model inflacyjny. W modelu tym postuluje się istnienie etapu ewolucji, w którym rozmiary Wszechświata rosną w czasie w sposób wykładniczy. Pozwala to rozciągnąć obszar przyczynowo powiązany do rozmiarów znacznie przekraczających rozmiar obecnie obserwowalnego Wszechświata i pozwala zrozumieć obserwowana jednorodność rozkładu materii jako efekt obserwacji małego fragmentu obszaru o wspólnym pochodzeniu. Etap inflacji wiąże się na ogól z przemiana fundamentalnych własności materii - od stanu symetrycznego, w którym zaciera się różnica pomiędzy barionami i leptonami oraz oddziaływaniami silnymi i elektrosłabymi, do stanu, w którym różnice występują. Istnienie symetrycznego stanu materii jest postulatem teorii wielkiej unifikacji oddziaływań, która nie może być niezależnie testowana. Pod koniec inflacji nie ma pełnej równowagi termodynamicznej, a rozpad istniejących wcześniej hipotetycznych cząstek o bardzo wysokiej masie spoczynkowej prowadzi do powstania kwarków o koncentracji nieco przewyższającej koncentracje antykwarków. Ta asymetria pomiędzy materia a antymateria jest skutkiem niewielkiej różnicy w wielkości przekrojów czynnych dla reakcji tworzących wymienione cząstki. Takie różnice przekrojów czynnych stwierdzono doświadczalnie dla reakcji z udziałem innych cząstek elementarnych. W przypadku niskich energii liczba barionowa jest zachowana, co oznacza, ze różnica liczby barionów i antybarionów (na przykład protonów i antyprotonów) pozostaje stała.
Wkrótce po inflacji (w czasie rzędu 10-35s) materia wypełniająca Wszechświat osiąga stan lokalnej równowagi termodynamicznej i jej własności SA określone wartością temperatury. Dużo później, w czasie ok. 10-3s, kiedy nie trzeba już ekstrapolować praw fizyki, średnia energia termiczna staje się porównywalna z masa spoczynkowa nukleonu i następuje anihilacja par nukleon - antynukleon. Koncentracja cząstek jest na tyle wysoka, ze praktycznie wszystkie antynukleony napotykają nukleony; we Wszechświecie pozostaje nadwyżka materii.
Przy temperaturze rzędu 1010K koncentracja neutrin staje się na tyle niska, ze przestają one oddziaływać z innymi cząstkami. Jest to spowodowane małym przekrojem czynnym oddziaływań słabych. Brak oddziaływań nie pozwala neutrinom anihilować, co pozwala przypuszczać, ze SA one nadal obecne we Wszechświecie, a ich koncentracja jest zbliżona do koncentracji fotonów mikrofalowego promieniowania tła. Wykrycie tych reliktowych neutrin nie było na razie możliwe ze względu na ich niska energie.
W około sekundę od powstania Wszechświata dochodzi do anihilacji par elektron-pozyton i pozostaje po niej tylko nadwyżka elektronów równa liczbie protonów. Oddziaływania nukleonów z neutrinami powodują przemiany neutronów w protony i na odwrót, co prowadzi do ustalania się równowagowego stosunku ich koncentracji. Neutron jako masywniejszy (mający wyższa energie spoczynkowa) był słabiej rozpowszechniony i w końcu na neutron przypadało ok. 8 protonów. Dalsze ochładzanie Wszechświata pozwala na łączenie się neutronów i protonów w jądra deuteru w wyniku reakcji termojądrowych. Dalsze reakcje z ich udziałem doprowadzają do wytworzenia helu. Praktycznie wszystkie neutrony wchodzą w skład silnie związanych jąder atomowych helu. Jako produkty uboczne powstają niewielkie ilości deuteru, trytu, izotopu helu o masie 3, a także śladowe ilości litu. Jądra węgla, które we wnętrzach gwiazdowych powstają przy prawie jednoczesnym spotkaniu trzech jąder helu, we Wszechświecie nie powstały ze względu na zbyt niska gęstość i temperaturę materii po syntezie helu. Również żadne inne pierwiastki o masach atomowych wyższych od węgla nie mogły powstać. Kosmiczna nukleosynteza zakończyła się w ok. 3 minuty po Wielkim Wybuchu zamieniając ok. 22% masy materii w "pierwotny" hel.
Przez ok. 100 tysięcy lat Wszechświat pozostawał na tyle gorący, ze wypełniała go plazma, czyli mieszanina fotonów i nie związanych ze sobą elektronów i jąder atomowych. Prowadziło to do częstych oddziaływań pomiędzy fotonami a naładowanymi cząstkami i wytworzenia się stanu lokalnej równowagi termodynamicznej. W związku z tym rozkład energii fotonów opisany był funkcja Plancka. Po obniżeniu się temperatury poniżej 4000 K we Wszechświecie nastąpiła rekombinacja wodoru (dla helu miało to miejsce nieco wcześniej). Po rekombinacji materia składała się z neutralnego gazu i fotonów, które praktycznie nie oddziaływały ze sobą. Równowagowe widmo fotonów utrzymało się w gazie fotonowym, gdyż nie istniały później żadne procesy mogące mięć wpływ na jego kształt. Mikrofalowe promieniowanie tła zostało wiec w pewnym sensie wyemitowane przez gorąca plazmę wypełniającą Wszechświat przed rekombinacja. Dociera wiec do nas z najdalszych obszarów (odległych o kilkanaście miliardów lat świetlnych), z jakich promieniowanie elektromagnetyczne może dotrzeć bez przeszkód.
Najtrudniejszym problemem w badaniu ewolucji Wszechświata jest zrozumienie procesów, które doprowadziły do powstania jego struktury, to znaczy galaktyk i ich układów. Najczęściej rozważany jest scenariusz oparty na niestabilności grawitacyjnej. Niestabilność grawitacyjna polega na tym, ze w obszary o podwyższonej nieco gęstości przyciągają materie z obszarów sąsiednich i tym samym ich nadwyżka gęstości wzrasta. Rachunki pokazują, ze mechanizm ten jest na tyle powolny, iż wymaga istnienia początkowych fluktuacji gęstości o znacznej amplitudzie już w momencie rekombinacji. Przed rekombinacja obszary o podwyższonej gęstości SA gorętsze; docierające od nich promieniowanie mikrofalowe powinno wiec mięć podwyższoną temperaturę w stosunku do obszarów sąsiednich. Tego typu fluktuacje temperatury, o względnej amplitudzie rzędu 10-5, rzeczywiście wykryto, ale tylko w bardzo dużych skalach kątowych, odpowiadających przestrzennym rozmiarom większym od supergromad galaktyk. Mechanizmy powstawania obiektów w mniejszej skali, zwł.. galaktyk, pozostają wciąż zagadka. Być może brak fluktuacji temperatury promieniowania reliktowego w tych mniejszych skalach wiąże się z jakimiś procesami, które wymieszały promieniowanie pochodzące z niezbyt odległych obszarów "zamazując" tym samym związane z nimi fluktuacje temperatury.

Rozwój wiedzy Wszechświecie. Dopiero po 1920 r. możliwe było, głównie dzięki obserwacjom Hubble'a, ustalenie, ze poza Droga Mleczna istnieją i inne równoważne układy gwiazd, czyli galaktyki. Obserwacje wielkoskalowej struktury Wszechświata trwają po dziś dzien. Fakt rozszerzania się Wszechświata wykrył Hubble (prawo Hubble'a) w 1929 r. Mikrofalowe promieniowanie tła wykryte zostało przypadkowo przez Penziasa i Wilsona w 1965 r. Dokładne badanie tego promieniowanie z użyciem satelity COBE po 1990 r. pozwoliło ustalić jego równowagowy charakter oraz wykryć fluktuacje jego temperatury w skali kilku stopni.

/html>