GALAKTYKI
SLOWNICZEK
Start
Info
e-mail




Informacje ogólne  Pochodzenie Wszechświata  Fakty okreslające właściwości Wszechświata  Struktura Wszechświata  Ewolucja Wszechświata 

WSZECHŚWIAT

Informacje ogólne
        Wszechświat, czyli Kosmos, jest to przestrzeń z wypełniającą ją energią i materią ( gwiazdami wraz z planetami i innymi, jeszcze drobniejszymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami - galaktykami, gromadami galaktyk, materią miedzygalaktyczną i in. obiektami). Mówiąc ściślej jest to przestrzeń wraz ze znajdujacą 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.


Pochodzenie Wszechświata
        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 Mikołaj Kopernik, wykazując, że nasza planeta znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centralnym ciałem jest Słońce. Odkrycia geologiczne 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 opracował 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 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 Edwina Hubble'a uczyniło cały problem nieistotnym.


Fakty okreslające właściwości Wszechświata

    Najważniejsze współczesne fakty obserwacyjne określające wielkoskalowe właściwości Wszechświata to:
  1. Proporcjonalne do odległości przesunięcie ku czerwieni linii widmowych odległych galaktyk, odkryte w 1929r. przez Hubble'a, interpretowane jako konsekwencja zjawiska Dopplera występującego wskutek oddalania się od siebie galaktyk w rozszerzającym się Wszechświecie; wg prawa Hubble'a prędkość wzajemna dwóch galaktyk jest proporcjonalna do odległości między nimi.
  2. Istnienie odkrytego w 1965 przez A.A. Penziasa i R.W. Wilsona mikrofalowego promieniowania tła (promieniowania reliktowego) o rozkładzie widmowym charakterystycznym dla promieniowania ciała doskonale czarnego o temp. 2,73 K.
  3. Zawartość helu w najstarszych znanych obiektach, interpretowana jako pozostałość z wczesnych stadiów ewolucji Wszechświata.


Struktura Wszechświata
        Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki 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 w 1916 r. przez Einsteina.


Ewolucja Wszechświata
Tekst Michał Czerny

Wielki Wybuch
        Z formalnej ekstrapolacji wynika, że kilkanaście miliardów lat temu, w pewnej chwili t=0, cały Wszechświat był skupiony w jednym punkcie o nieskończonej gęstości, po czym zaczął się rozszerzać. Początek ekspansji Wszechświata nazywamy Wielkim Wybuchem. W rzeczywistości zapewne nigdy gęstość nie przyjmowała nieskończonej wartości, jednak chwilę t=0 wygodnie jest traktować jako umowny moment, od którego zaczyna się mierzyć upływający czas.

Era Plancka
        Pierwsze 10-43 sekundy stanowi tzw. era Plancka. O tym, co działo się wtedy, nie możemy praktycznie nic powiedzieć, gdyż we Wszechświecie panowały tak ekstremalne warunki, że współczesna znajomość praw fizyki nie wystarcza do ich opisu. Spodziewamy się, że ekspansja Wszechświata powodowała, iż temperatura i gęstość malały. Termin "gęstość" oznacza tu całkowitą ilość materii i energii zawartą w jednostce objętości, a nie tylko gęstość samej materii. Zgodnie z teorią względności energia może zamieniać się w materię i odwrotnie. Równoważność energii i materii opisuje słynny wzór Einsteina E=mc2. W erze Plancka (a także następnych) występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka gęstość wynosiła 1097 kg/m3, a temperatura 1032 kelwinów.

Era Wielkiej Unifikacji
        Warunki, jakie panowały we Wszechświecie, gdy gęstość i temperatura spadły poniżej tych wartości, można już próbować badać w ramach istniejących teorii cząstek elementarnych i podstawowych oddziaływań fizycznych. Trzeba jednakże pamiętać, że nie są to jeszcze teorie ostateczne, dlatego nadal istnieje spora niepewność w opisie najwcześniejszych faz Wszechświata. Epoka następująca po erze Plancka nosi nazwę ery wielkiej unifikacji. Wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, mające wpływ na cząstki - elektromagnetyczne, słabe i silne - miały wówczas jednakową moc i były nieodróżnialne. Fizycy mówią, że między oddziaływaniami występowała symetria. Została ona złamana w chwili t=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.

Era Inflacji
        Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Próżnia zmieniła wówczas swój stan. Do pewnego stopnia przypominało to przejście fazowe wody w lód (w takim przejściu fazowym również wydziela się energia). Wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności, jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, tzn. we wszystkich kierunkach wygląda tak samo. Etap gwałtownego rozszerzania się Wszechświata nazywamy erą inflacji.

Powstawanie materii
        Po zakończeniu ery inflacji, które nastąpiło w chwili t=10-33 sekundy, ekspansja stała się znacznie wolniejsza. Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Rozpad istniejących wówczas ciężkich cząstek spowodował powstanie niewielkiej nadwyżki materii nad antymaterią. Dlatego późniejsza anihilacja materii i antymaterii nie była kompletna i pozostała pewna ilość materii, z której zbudowany jest dzisiejszy Wszechświat.
        Po 10-11 sekundy, gdy temperatura opadła do wartości 2 · 1015 kelwinów, oddziaływanie słabe oddzieliło się od oddziaływania elektromagnetycznego. Wszechświat wypełniały wówczas głównie fotony, neutrina, elektrony i swobodne kwarki. W chwili t=10-5 sekundy temperatura przyjęła wartość 3 · 1012 kelwinów. Nastąpiło wtedy łączenie się kwarków w protony i neutrony.

Era Nukleosyntezy
        Gdy wiek Wszechświata wynosił około 1 sekundy, temperatura spadła do wartości 5 · 109 kelwinów. Istniejące jeszcze wówczas pozytony anihilowały z elektronami, zwiększając liczbę fotonów. Rozpoczęła się wtedy era nukleosyntezy, w trakcie której powstały proste jądra atomowe. Protony przyłączały neutrony, tworząc jądra deuteru. Te z kolei absorbowały następne protony lub neutrony, w wyniku czego powstawały jądra helu-3 i trytu. Dalsze reakcje produkowały cząstki alfa, czyli jądra helu-4. Pod koniec ery nukleosyntezy, która trwała około 4 minut, około 77% masy Wszechświata stanowiły protony (czyli jądra wodoru), a resztę cząstki alfa (jądra helu-4). Występowały też niewielkie ilości deuteru, helu-3 oraz litu. Jądra ciężkich pierwiastków praktycznie nie powstały, gdyż do ich produkcji potrzebna jest duża obfitość cząstek alfa oraz wysoka temperatura i gęstość. Gdy obfitość jąder helu stała się wystarczająca, temperatura i gęstość Wszechświata były już zbyt małe, by mogły one reagować i produkować cięższe pierwiastki.

Rozprzęganie materii i promieniowania
        Era nukleosyntezy jest ostatnim z gwałtownych etapów ewolucji Wszechświata. Następne fazy przebiegały o wiele wolniej. Po zakończeniu produkcji helu Wszechświat wypełniały protony, cząstki alfa i swobodne elektrony, zanurzone w kąpieli fotonów i neutrin. Neutrina nie oddziaływały z materią, natomiast fotony wymieniały energię z elektronami, tak więc ich temperatura była równa temperaturze materii. Wszechświat ciągle się rozszerzał i stygnął. Po około 10 000 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 kolejnych 300 000 lat temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów. W tym momencie elektrony połączyły się z protonami i cząstkami alfa, tworząc elektrycznie obojętne atomy wodoru i helu. Ponieważ fotony prawie nie oddziałują z obojętnymi atomami, od tej chwili Wszechświat stał się praktycznie przezroczysty dla promieniowania. Fotony pozostałe po tej fazie rejestrujemy dzisiaj jako tzw. promieniowanie reliktowe (zwane też kosmicznym promieniowaniem tła). Odkryte w 1964 roku przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona, stanowi jeden z podstawowych dowodów poprawności teorii Wielkiego Wybuchu. Ekspansja Wszechświata powodowała, że promieniowanie reliktowe ochładzało się i jego temperatura wynosi obecnie 2,73 K.

Powstawanie galaktyk
        W tym czasie formowały się już struktury, które później przekształciły się w galaktyki. W rzeczywistości zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji. Inflacyjna ekspansja nie przebiegała identycznie w całym Wszechświecie: niektóre obszary rozszerzały się nieco szybciej, inne nieco wolniej. Te, które rozszerzały się wolniej, miały większą gęstość. Siły grawitacyjne przyciągały materię do obszarów o większej gęstości. Z obszarów tych utworzyły się galaktyki i większe struktury - gromady i supergromady galaktyk. Obecnie nie wiemy jeszcze z całą pewnością, czy najpierw powstały supergromady, które potem podzieliły się na gromady, a następnie galaktyki, czy też pierwsze uformowały się galaktyki, a grawitacja połączyła je w gromady i supergromady. Nieco bardziej prawdopodobna wydaje się druga możliwość. Wiemy natomiast, że proces formowania się galaktyk musiał przebiegać szybko, odkryto bowiem galaktyki znajdujące się w odległości kilkunastu miliardów lat świetlnych od nas. Ponieważ światło rozchodzi się ze skończoną prędkością, widzimy je takimi, jakie były kilkanaście miliardów lat temu, czyli zaledwie miliard czy dwa miliardy lat po Wielkim Wybuchu.

Ewolucja chemiczna galaktyk
        Gdy galaktyki już powstały, skupiły w sobie większość materii Wszechświata. Dlatego od tej chwili ewolucja Wszechświata polega na zmianach zachodzących we wnętrzach galaktyk. Początkowo gaz, z którego się utworzyły, składał się prawie wyłącznie z wodoru i helu. Niestabilności grawitacyjne powodowały, że obłoki tego gazu zapadały się, tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. W gwiazdach zachodziły reakcje jądrowe, które przekształcały jądra wodoru w jądra helu, a w późniejszych fazach - także jądra helu w jądra węgla i tlenu. Najistotniejszą rolę w ewolucji chemicznej galaktyk pełnią gwiazdy masywne (o masach przekraczających 8 mas Słońca). W końcowych etapach rozwoju powstają w nich również jądra innych pierwiastków, a swój żywot kończą gigantycznymi fajerwerkami, jakimi są wybuchy supernowych. W trakcie takiego wybuchu z najbardziej wewnętrznych części gwiazdy tworzy się gwiazda neutronowa (lub czarna dziura), natomiast zewnętrzne warstwy zostają rozerwane i przenikają do materii międzygwiazdowej. Zawierają one jądra ciężkich pierwiastków, wyprodukowane w trakcie poprzedniej ewolucji gwiazdy. W ten sposób pierwiastki te wzbogacają gaz międzygwiazdowy. Tak więc każde kolejne pokolenie gwiazd powstających z zapadających się obłoków gazu, zawiera coraz większą ilość pierwiastków ciężkich (tzn. innych niż wodór i hel).
        Proces wzbogacania materii międzygwiazdowej w pierwiastki ciężkie trwa do chwili obecnej. Słońce, którego wiek wynosi 4,6 mld lat, zawiera w swym wnętrzu około 2% pierwiastków ciężkich. Z obserwacji najmłodszych gwiazd, powstałych niewiele milionów lat temu, wynika, że pierwiastki ciężkie stanowią około 4% tworzącego je materiału.

Powstanie układów planetarnych
        Pierwsze gwiazdy, które powstały w galaktykach, nie miały prawdopodobnie swoich układów planetarnych. Obecne teorie formowania się planet sugerują, że do ich powstania potrzebne są krystaliczne ziarna pyłu. Ziarna te zlepiając się tworzą większe ciała, tzw. 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. Z ostatnich obserwacji wynika, że powstawanie planet jest zjawiskiem bardzo powszechnym.

Przyszłość Wszechświata
        Jaka przyszłość czeka Wszechświat? Przez wiele następnych miliardów lat jego wygląd nie ulegnie istotnej zmianie. W galaktykach będą rodziły się i umierały kolejne gwiazdy, coraz większa będzie jedynie obfitość pierwiastków ciężkich. Wzrośnie też ilość materii uwięzionej w zwartych obiektach (białych karłach, gwiazdach neutronowych i czarnych dziurach), które są końcowymi fazami ewolucji gwiazd o różnych masach.
        Co stanie się dalej, zależy od obecnych wartości średniej gęstości Wszechświata i tempa jego rozszerzania się. Ponieważ wielkości te nie są zbyt dobrze znane, rysują się dwa scenariusze. Jeżeli średnia gęstość jest większa od tzw. gęstości krytycznej, w pewnym momencie grawitacja zatrzyma ekspansję i Wszechświat zacznie się 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. Scenariusz ten nosi nazwę Wielkiego Skurczu.
        Jeżeli, co wydaje się bardziej prawdopodobne, średnia gęstość jest równa lub mniejsza od gęstości krytycznej, Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie. Za wiele miliardów lat w galaktykach przestaną powstawać nowe gwiazdy. 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. Zmaleje również gęstość wypełniającego Wszechświat promieniowania, a jego temperatura będzie dążyć do zera absolutnego. Ten scenariusz nosi nazwę Wielkiego Chłodu.