Ewolucja Wszechświata

Z encyklopediafantastyki.pl
(Przekierowano z Promieniowanie reliktowe)
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
LEKSYKON FANTASTYKI
science


Nauka zajmująca się ewolucją Wszechświata, jako całości, nosi nazwę kosmologia. W ściśle naukowym aspekcie kosmologia jest wynikiem poszukiwania odpowiedzi na pytanie o strukturę i ewolucję Wszechświata. Pochodzenie Wszechświata, choć bywa przedstawiane jako ściśle związane z kosmologią, w rzeczywistości jest obszarem zainteresowania kosmogonii.

Przed powstaniem nowożytnych nauk przyrodniczych, przy wyjaśnianiu zasad rządzących Wszechświatem łączono kwestie jego strony fizycznej z problemami natury metafizycznej (kosmologia religijna). W czasach bardziej nam współczesnych zagadnienia kosmologiczne rozpatrywane są przez naukę jedynie w aspekcie fizycznym.

W czasach przed Kopernikiem, podstawowym pogladem kosmologicznym był geocentryzm.

Mikołaj Kopernik, wprowadzając w XVI wieku teorię heliocentryczną doprowadził do zmian, które stopniowo ewoluowały az do dzisiejszych czasów.

Powstanie ogólnej teorii względności dało podstawę do tworzenia fizycznych modeli Wszechświata, a co za tym idzie, do powstania kosmologii fizycznej, obejmującej kosmologię obserwacyjną i kosmologię teoretyczną.


Spis treści

Modele teoretyczne

Autor: L. Błaszkiewicz

Kosmologia teoretyczna zajmuje się badaniem struktury i ewolucji Wszechświata jako systemu, konstruując teorie i porównując ich przewidywania z obserwacjami, stanowiąc naturalne uzupełnienie kosmologii obserwacyjnej. W szczególności, przedmiotem badań kosmologii teoretycznej są statystyczne przewidywania dotyczące struktury Wszechświata, w tym modelowanie rozwoju pierwotnych zaburzeń, prowadzących do powstania galaktyk, a także modelowanie najwcześniejszych etapów ewolucji Wszechświata.

Poczatkiem współczesnej kosmologii teoretycznej było opublikowaniej w 1916 roku przez przez Alberta Einsteina (opracowanej w latach 1907–1915) teorii grawitacji, zwanej Ogólną teorią względności (OTW)


Bazując na równaniu pola, opisujacym wzajemne powiązanie materii (energii) oraz geometrii przestrzeni, podawano jego rozwiązania, jako możliwe opisy ewolucji Wszechświata.

Poczatkowo sam Einstein, rozwiazując swoje równaie wprowadził stałą kosmologiczną Λ, dzieki której jego rozwiązanie było statyczne. Jednakże na skutek innych rozwiazań oraz dowodów obserwacyjnych, wartość stałej kosmologicznej jest obecnie uważana za bliska zeru.

Rozwiązania teoretyczne ewolucjo Wszechświata uzaleznione sa od wielu parametrów, wśród których znajduje się globalna krzywizna przestrzeni k.

Obserwacje Astronomiczne

Autor: L. Błaszkiewicz
  • Ekspansja Wszechświata

Prawo Hubble'a jest podstawowym prawem kosmologii obserwacyjnej, wiążącym odległości galaktyk r z ich tzw. prędkościami ucieczki v (których miarą jest przesunięcie ku czerwieni z). Prawo to określa, iż te dwie wielkości są do siebie proporcjonalne, a stałą proporcjonalności jest stała Hubble'a H0:

Istnienie takiej proporcjonalności przewidział w 1927 roku belgijski ksiądz, profesor Georges Lemaître (jego prace pokazujace teoretyczne modele ewolucji ekspandujacego Wszechswiata ukazały się po wysłuchaniu referatu Hubble'a w 1926 roku), a wykazał jako pierwszy Edwin Hubble w roku 1929. Dokonał on pomiaru odległości do sześciu galaktyk w Grupie Lokalnej przy użyciu cefeid jako świec standardowych, a następnie rozszerzył próbkę do 18 galaktyk, sięgając odległości gromady Virgo i wybierając jako świece najjaśniejsze gwiazdy w galaktykach. Zależność Hubble'a jest prawdziwa dla galaktyk (ściślej: gromad) odpowiednio nam bliskich, lecz na tyle dalekich, że nie są już powiązane grawitacyjnie z Drogą Mleczną i ogólniej z Grupą Lokalną.

Prawo Hubble'a jest matematyczną interpretacją astronomicznego zjawiska, potocznie określanego jako „ucieczka galaktyk”, a objawiającego się tym, że światło niemal wszystkich galaktyk jest przesunięte ku czerwieni. Im większa odległość do danej galaktyki, tym przesunięcie jej widma ku dłuższym falom jest większe. Przez analogię z prawem Dopplera można stwierdzić oddalanie się dowolnej galaktyki względem pozostałych. Wnioskuje się na tej podstawie, że musiały dawniej znajdować się „w jednym miejscu” (bardzo blisko siebie), a ruch wszystkich został zapoczątkowany przez Wielki Wybuch.


Autor: L. Błaszkiewicz
  • Promieniowanie Tła

Istnienie promieniowania wypełniającego jednorodnie cały Wszechświat i będącego pozostałością po Wielkim Wybuchu przewidział pod koniec lat 40. XX wieku George Gamow. Niezależnie, w latach 60. istnienie promieniowania reliktowego przewidzieli radziecki kosmolog Jakow Zeldowicz oraz Amerykanin Robert Dicke. Ten ostatni przez wiele lat poszukiwał bezskutecznie promieniowania tła za pomoca radioteleskopów.

W 1965 roku amerykańscy astrofizycy Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson, podczas obserwacji radiowych tła nieba w zakresie długości fali ok. 3 cm, wykryli istnienie "cieplnego promieniowania", odpowiadającego temperaturze równej 3 K. Spostrzeżenie zostało potwierdzone w zakresie długości fal od 0,6 mm do 60 cm. Obserwatorzy otrzymali za swoje odkrycie Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w roku 1978.

Obecnie mikrofalowe promieniowanie tła, promieniowanie reliktowe odpowiada rozkładzowi termicznemu energii (widmu) ciała doskonale czarnego temperaturze 2,7249–2,7252 K. Maksimum gęstości energii przypada na fale o długości 1,1 mm. Promieniowanie to jest pozostałością po wczesnych etapach ewolucji Wszechświata i okresie rekombinacji elektronów i protonów.

Promieniowanie mikrofalowe tła przede wszystkim potwierdza hipotezę Wielkiego Wybuchu, a niejednorodności w jego rozkładzie pozwalaja odpowiedzieć na pytania o kształt Wszechświata krótko po Wielkim Wybuchu.

Autor: L. Błaszkiewicz
  • Ciemna Materia i Ciemna Energia

Ciemna materia to hipotetyczna materia nieemitująca i nieodbijająca promieniowania elektromagnetycznego, której istnienie zdradzają jedynie wywierane przez nią efekty grawitacyjne. Według danych obserwacyjnych zebranych na podstawie obserwacji dużych struktur kosmicznych (Początkowo termin „ciemna materia” był bardzo kontrowersyjny. Jednak obserwacje soczewkowania grawitacyjnego umożliwiły z czasem określenie prawdopodobnego rozkładu nieobserwowanej materii, co przekonało do jej istnienia większość środowiska naukowego), ciemna materia to ok. 22–23% bilansu masy-energii Wszechświata, obok materii zwykłej (widzialnej) i dominującej ciemnej energii.

Ciemna energia to w kosmologii hipotetyczna forma energii, która wypełnia całą przestrzeń i wywiera na nią ujemne ciśnienie, wywołując rozszerzanie się Wszechświata. Jest to jedno z pojęć wprowadzonych w celu wyjaśnienia przyspieszania ekspansji kosmosu oraz problemu brakującej masy we Wszechświecie.

Doswiadczenia fizyczne

Autor: L. Błaszkiewicz

Współczesne badania w laboratoriach fizyki wysokich energii, prowadzone w akceleratorach (przykładem jest LHC - Wielki Zderzeacz Hardeonowy), prowadza do wniosków nie tylko prezentujacych opis obecnego stanu otaczajacego nas Wszechswiata, ale także pozwalajacych opisac wczesne etapy ewolucji Wszechświata.

Energie zderzeń doprowadzają do powstawania czastek, jakie istniały prawdopodobnie bardzo krótko po Wielkim Wybuchu. Ich zachowanie sugeruje, że we wczesnych etapach rozwoju, oddziaływania podstawowe, a więc(w nawiasach nośniki oddziaływań):

zachowywały sie inaczej niz w warunkach obecnych. Powstałe na bazie doswiadczeń teorie wielkiej unifikacji (GUT z ang. Grand Unification Theory) – teorie łączące chromodynamikę kwantową i teorię oddziaływań elektrosłabych. Przedstawiają one oddziaływanie silne, słabe i elektromagnetyczne jako przejaw jednego, zunifikowanego oddziaływania.

Scenariusz Ewolucji Wszechswiata

Autor: L. Błaszkiewicz

Opis ewolucji Wszechświata po Wielkim Wybuchu nosi nazwe scenariusza (w scenariuszu zawsze mozna dokonać zmian). W obecnie przyjetym opisie miało miejsce kilka charakterystycznych momentów, nazywanych erami lub epokami.

  • Era Plancka

Na podstawie kosmologicznego modelu rozszerzającego się Wszechświata przyjmuje się, że era ta trwała od t = 0 do t = 10-43 s. Stan Wszechświata w erze Plancka nie może być opisany za pomocą równań klasycznej ogólnej teorii względności, gdyż efekty kwantowe odgrywają wówczas zasadniczą rolę i do poprawnego opisu potrzebna jest teoria grawitacji kwantowej, której obecnie nie ma, choć do jej miana aspiruje kilka teorii, np. pętlowa grawitacja kwantowa, M-teoria, teoria strun.

Era ta wzięła swą nazwę od nazwiska niemieckiego noblisty Maxa Plancka.

Z erą Plancka związanych jest kilka parametrów opisujących stan Wszechświata w jej trakcie:

czas Plancka 5,391×10-44 s

długość Plancka 1,616×10-35 m

  • Wielka Unifikacja

Na podstawie kosmologicznego modelu rozszerzającego się Wszechświata przyjmuje się, że era ta rozpoczęła się w chwili t =10-43 s po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość materii wynosiła 1092 g/cm³, a jej temperatura 1032 K. Występuje ona po erze Plancka i poprzedza erę inflacji. Z chwilą rozpoczęcia się ery wielkiej unifikacji efekty kwantowe słabną i zaczynają obowiązywać prawa ogólnej teorii względności. Efekty kwantowe powodują duże fluktuacje gęstości. W istniejących wówczas warunkach wszystkie występujące obecnie oddziaływania z wyjątkiem grawitacji (a więc oddziaływanie jądrowe silne, jądrowe słabe i elektromagnetyczne) złączone są w jedno pierwotne oddziaływanie. Jednak w chwili t =10-34 s, gdy gęstość materii wynosiła 1074 g/cm³, a temperatura 1027 K, co odpowiada energii 1014 GeV, od pierwotnego oddziaływania odłącza się oddziaływanie silne jądrowe i to ono zaczyna odgrywać zasadniczą rolę w istniejących warunkach. Rozpoczyna się era inflacji. Dochodzi wówczas do błyskawicznej ekspansji Wszechświata – inflacji kosmologicznej i znacznego "wygładzenia" pierwotnych różnic w gęstości Wszechświata.

  • Era Inflacyjna

Inflacja kosmologiczna - hipoteza kosmologiczna zaproponowana przez Alana Gutha w 1981 roku. Według niej wczesny Wszechświat przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego ujemną energią gęstości próżni (dodatnie ciśnienie próżni). Ekspansja ta może być modelowana przez niezerową stałą kosmologiczną. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. Kwantowe fluktuacje w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych.

  • Era Hadronowa

Przyjmuje się, że era hadronowa rozpoczęła się w chwili t =10-23 s, gdy rozmiary horyzontu stały się większe od średnicy hadronu i można językiem fizyki cząstek elementarnych próbować opisywać tę epokę ewolucji Wszechświata. Głównymi składnikami materii były wówczas znajdujące się w stanie równowagi termodynamicznej, hadrony i antyhadrony, czyli cząstki oddziałujące silnie. W chwili t =10-12 s, gdy gęstość materii spada do 1025 g/cm³, a temperatura do 1015 K (odpowiada to energii równej około 100 GeV), następuje odłączenie się od siebie oddziaływań jądrowych słabych i elektromagnetycznych; od tej pory we Wszechświecie istnieją oddzielnie cztery oddziaływania fundamentalne: grawitacyjne, jądrowe silne, jądrowe słabe i elektromagnetyczne. Kolejne ważne wydarzenie ery hadronowej ma miejsce w chwili t =10-6 s, gdy gęstość wynosi 1016 g/cm³, a temperatura spada do 1013 K, czyli do wartości, przy której kwarki mogą już łączyć się w protony i neutrony oraz antyprotony i antyneutrony. Era hadronowa kończy się w chwili t =10-4 s, gdy gęstość maleje do 1014 g/cm³, a temperatura do 1012 K. Przy takiej temperaturze hadrony i antyhadrony w wyniku anihilacji ulegają prawie całkowitej zamianie w promieniowanie. Jego energia na skutek ekspansji Wszechświata przestaje być wystarczająca do tego, aby zachodziły procesy odwrotne.

  • Era Leptonowa (oddzielenie neutrin)

Gdy temperatura Wszechświata spadła do 1012 K, a gęstość do 1014 g/cm3, co miało miejsce w chwili t=10-4 s, gdy hadrony i antyhadrony uległy prawie całkowitej anihilacji, zamieniając się w promieniowanie – oznaczało to koniec ery hadronowej. Głównymi składnikami Wszechświata były (oprócz fotonów) elektrony, miony, taony i ich antycząstki oraz odpowiadające im neutrina, oddziałujące na siebie słabymi siłami jądrowymi. Wszystkie te cząstki znajdowały się w stanie równowagi termodynamicznej, gdyż reakcje pomiędzy nimi zachodziły znacznie szybciej, niż następowała ekspansja. Pierwsze ważne wydarzenie ery leptonowej ma miejsce około jednej sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość materii spadła do 1010 g/cm3, a temperatura do 1011 K, co pozwoliło na rozpoczęcie procesów nukleosyntezy, czyli powstawania jąder atomowych, która trwała kilka minut, ale zadecydowała o składzie chemicznym pierwotnej materii Wszechświata. Drugie ważne wydarzenie ery leptonowej nastąpiło około dwie sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy to neutrina przestały oddziaływać z innymi postaciami materii. Neutrina te, podobnie jak promieniowanie tła, powinny być równomiernie rozłożone w przestrzeni, a ich odkrycie byłoby silnym potwierdzeniem modelu standardowego. Reliktowe tło neutrinowe powinno mieć temperaturę 1,9 K. Bardzo dużym problemem technicznym przy obserwacjach neutrin jest jednak ich niezwykle słabe oddziaływanie z innymi postaciami materii.

Era leptonowa kończy się procesem anihilacji elektronów i pozytonów (pary mionowe i taonowe ulegają anihilacji wcześniej). Przy końcu epoki leptonowej równowaga termodynamiczna pomiędzy protonami i neutronami zostaje zachwiana – neutrony stanowią teraz 16% nukleonów, a protony 84%.

  • Era Promienista (oddzielenie promieniowania i rekombinacja)

Era promienista rozpoczęła się po 1 sekundzie od Wielkiego Wybuchu (ρ=104 g/cm3, T=104 K), gdy nastąpiła anihilacja elektronów i pozytonów, czyli ich zamiana w promieniowanie (e+ + e- → 2γ). Promieniowanie w czasie trwania tej ery pozostaje w równowadze termicznej z materią, złożoną głównie z elektronów, które ocalały po anihilacji, neutrin – (oraz ich antycząstek), fotonów oraz protonów i neutronów. Gęstość energii promieniowania elektromagnetycznego była dominującym składnikiem całkowitej gęstości energii.

Najważniejszym wydarzeniem ery promieniowania jest połączenie swobodnych neutronów z protonami w jądra helu, które stanowią 35% materii nukleonowej (pozostałe 65% to protony). Na skutek ciągłej ekspansji, około 100 000 lat po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość spadła do 10-21 g/cm3, a temperatura do 30 000 K, gęstość energii promieniowania spadła poniżej gęstości energii materii.

Prawie w tym samym czasie miało miejsce drugie ważne wydarzenie ery promieniowania. Przy temperaturze 3500-3000 K energie fotonów stały się za małe, by jonizować materię – nastąpiła rekombinacja, czyli wychwyt elektronów przez protony, jądra helu i znacznie mniejsze ilości jąder deuteru, litu i berylu – powstały atomy. Materia (głównie neutralny gaz wodorowy) stała się przezroczysta dla fotonów i powstało wówczas promieniowanie tła (odkryte w 1965 roku przez Penziasa i Wilsona).


  • Era Materii (kondensacja i powstawanie gwiazd i galaktyk)

Przyjmuje się, że era materii rozpoczęła się około 100 000 lat po Wielkim Wybuchu, po tym jak pod koniec ery promieniowania materia stała się przezroczysta dla promieniowania (powstało reliktowe promieniowanie tła) oraz nastąpiła rekombinacja, czyli wychwyt elektronów przez protony i jądra lekkich pierwiastków, przede wszystkim helu. Głównymi składnikami materii stały się atomy wodoru i helu, stanowiące około 35% pierwotnej materii. Materia rozłożyła się mniej więcej równomiernie. Jednak przypadkowe fluktuacje gęstości stały się źródłami silniejszego przyciągania grawitacyjnego (mechanizm grawitacyjnej niestabilności), co zapoczątkowało proces powstawania galaktyk i gromad galaktyk. Pierwsza część tego etapu określana jest często mianem wieków ciemnych. Później, gdy główną formą występowania materii stają się galaktyki, mówi się o rozpoczęciu ery galaktycznej.

Zobacz też:

Osobiste
Przestrzenie nazw
Warianty
Działania
Nawigacja
Narzędzia
Pomoc
Szablony