Czy Wszechświat zawsze wyglądał tak jak teraz? Czy zachodziły i zachodzą w nim jakieś zmiany? Odpowiedź na to pytanie musi być twierdząca, ponieważ obserwujemy promieniowanie gwiazd. Wysyłana przez nie energia musiała jakoś powstać, a proces jej wytwarzania prowadził do zmian. Inną kwestią jest pochodzenie Wszechświata – jest wieczny czy kiedyś powstał? Jeżeli powstał, to jak i dlaczego? W dużej mierze są to rozważania filozoficzne, ponieważ fizyka jeszcze nie zna odpowiedzi na wiele z tych pytań. Dlatego mówimy o hipotezach. Jakie to hipotezy – dowiecie się z tego rozdziału.

W 1987 roku astronomowie zaobserwowali na niebie eksplodującą gwiazdę, czyli tzw. supernową – najjaśniejsze tego typu zjawisko od prawie 400 lat
Już wiesz
  • opisać budowę jąder atomów i warunki zachodzenia reakcji termojądrowych;

  • opisać budowę naszej Galaktyki i położenia w niej Układu Słonecznego;

  • wymieniać najważniejsze obiekty w Galaktyce: gwiazdy, gromady gwiazd, mgławice gazowe, a także rozpoznawać te ciała niebieskie na fotografiach.

Nauczysz się
  • opisywać oddalanie się galaktyk, odkryte przez Edwina Hubble’a;

  • opisywać Wielki Wybuch jako początek znanego nam Wszechświata i rozszerzanie się Wszechświata (tzw. ucieczkę galaktyk);

  • wyznaczać odległość do najdalszych obiektów we Wszechświecie;

  • przedstawiać ewolucję Wszechświata jako całości.

1. Odkrycie Edwina Hubble’a

Edwin Hubble po analizie zdjęć pewnej gwiazdy znajdującej się w Mgławicy Andromedy stwierdził, że ta gwiazda to cefeida. Po wyznaczeniu okresu zmian blasku wykazał, iż odległość od niej do Ziemi wynosi około 850 000 lat świetlnych. Nie mógł to być obiekt należący do naszej Galaktyki. Okazało się, że Wszechświat jest znacznie większy, niż sądzono. W tej chwili przyjmuje się, że odległość od Układu Słonecznego do galaktyki Andromedy wynosi ponad 2 mln lat świetlnych.

Rozwój fotografii pozwolił na zrobienie zdjęć obiektom o jeszcze mniejszej jasności, położonych dalej niż najbliższe galaktyki. Wtedy okazało się, że galaktyk są miliony i tworzą one struktury wyższego rzędu, zwane grupami, gromadami i supergromadami galaktyk. Grupy zawierają kilkanaście do kilkudziesięciu galaktyk. Przykładem grupy jest Grupa Lokalna Galaktyk, do której należą nasza Galaktyka, galaktyka Andromedy i jeszcze 50 mniejszych galaktyk, będących satelitami naszej Galaktyki lub Wielkiej Mgławicy w Andromedzie.

Fragment supergromady Virgo, do której należy nasza Galaktyka wraz z Grupą Lokalną Galaktyk. Każda plamka na tym zdjęciu to galaktyka (z wyjątkiem kilku gwiazd leżących bliżej)

Gromady galaktyk zawierają od kilkuset do kilku tysięcy galaktyk, a supergromady są utworzone z tysięcy gromad galaktyk. Czasami mówi się nawet o 10 milionach supergromad we Wszechświecie. Nasza Galaktyka wraz z Grupa Lokalną Galaktyk jest częścią supergromady Virgo (Panny).

Rozkład przestrzenny galaktyk na mapie sporządzonej przez V. de Lapparenta, M. Gellera i J. Huchrę z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) dla nieba północnego (górny wycinek) oraz przez zespół L. N. da Costy z Brazylijskiego Obserwatorium Narodowego dla nieba południowego (dolny wycinek). Droga Mleczna znajduje się w środku. Kątowa rozpiętość wycinków wynosi 135°, ich promień zaś około 150 megaparseków (Mpc). Każdy punkt odpowiada jednej galaktyce. Długa (pozioma) struktura na wycinku górnym to tzw. Wielki Mur

2. Ucieczka galaktyk

Wiesz już, że każdy pierwiastek wysyła promieniowanie o ściśle określonej długości fal. Analiza widma galaktyk pokazała, że długości fal nieco się różnią od długości wyznaczonych na Ziemi.

* Przyczyną okazał się ruch źródeł światła w stosunku do obserwatora na Ziemi.

Pierwszą galaktyką, dla której wyznaczono przesunięcie widma, była Wielka Mgławica w gwiazdozbiorze Andromedy. Okazało się, że ta galaktyka zbliża się do nas z prędkością 300 km/s. Pomiary wykonywane dla wielu innych galaktyk wskazywały, że większość galaktyk się od nas oddala, i to ze znacznie większymi prędkościami. Dalsze badania Hubble’a doprowadziły go do odkrycia, że prędkość, o której mówimy (tzw. prędkość radialna, czyli mierzona wyłącznie wzdłuż linii prostej łączącej Ziemię z galaktyką), jest wprost proporcjonalna do odległości dzielącej Ziemię od badanego obiektu – im dalej od nas znajduje się galaktyka, tym szybciej się ona od nas oddala.

3. Prawo Hubble’a

Prawo opisujące ucieczkę galaktyk, zwane prawem Hubble’a, zapisujemy następująco:

v=H·r,

gdzie:
v – wartość prędkości radialnej;
H – stała Hubble’a;
r – odległość danej galaktyki od Układu Słonecznego.
Aby wyznaczyć prędkość radialną, trzeba znać przesunięcia linii widmowych:

vc=λλ

gdzie:
c – prędkość światła
Δλ – przesunięcie linii widmowej, która w laboratoriom ma długość λ.

Sporym problemem było i nadal jest wyznaczenie stałej Hubble’a. Na początku przyjmowano większe wartości, niż obecnie. W naszym podręczniku pojawia się także problem jednostek. W astronomii, ze względu na olbrzymie odległości pomiędzy badanymi obiektami, używane są nietypowe jednostki. Podstawową jednostką jest 1 parsek (1 pc), czyli odległość od Ziemi do gwiazdy, której kąt przesunięcia wynosiłby 1 sekundę kątową (w wyniku zjawiska paralaksy). Odległość ta odpowiada w przybliżeniu 3,26 roku świetlnego. Używane są wielokrotności parseka: 1 kpc – 1 kiloparsek, czyli 1000 parseków; 1Mpc – 1 megaparsek, czyli milion parseków. Obecnie przyjmuje się, że wartość stałej Hubble'a wynosi:

=70kms/Mpc,

Oznacza to, że obiekt oddalający się od nas z prędkością 70 km/s znajduje się w odległości 1 megaparseka (lub 3 milionów 26 tysięcy lat świetlnych). Jeżeli we wzorze Hubble’a wyrazimy 1 Mpc w kilometrach (3,09·1022m), to otrzymamy:

=2,3·10-18s-1

Cały czas prowadzone są badania mające na celu dokładniejsze wyznaczenie stałej Hubble’a. W 2012 r. pomiary wykonane za pomocą teleskopu kosmicznego Spitzera dały wynik nieco większy niż ten podany powyżej. Z kolei w 2013 r. na podstawie danych uzyskanych przez teleskop Planck oszacowano, że stała Hubble'a wynosi mniej niż 2,3·10-18s-1.

Wartość stałej Hubble’a może służyć do oszacowania wieku Wszechświata. Jeżeli założymy, że rozszerzanie Wszechświata rozpoczęło się w momencie narodzin Wszechświata (r=0) i cały czas trwa, to prędkość ucieczki galaktyk równa się:

v=rt

gdzie t – wiek Wszechświata.
Ze wzoru Hubble’a otrzymujemy zatem:

rt=H·r,

oraz

t=1H

Jeśli przyjmiemy, że stała Hubble'a wynosi tyle, ile podaliśmy powyżej, to możemy wyciągnąć wniosek, że rozszerzanie się Wszechświata miało początek ok. 13,8 mld lat temu. Ta wartość jest przyjmowana obecnie jako wiek Wszechświata.

4. Wielki Wybuch

Astronomowie już w starożytności zastanawiali się, jak wygląda cały Wszechświat. Modele Ptolemeusza czy Kopernika nie różniły się tak bardzo – krańcem uniwersum była sfera gwiazd stałych. To, czy w środku znajdowała się Ziemia, czy – Słońce, w tym kontekście było nieistotne.

Jednak już w starożytności wyrażano poglądy, że gwiazdy nie leżą na jednej sferze, lecz znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Do tych teorii powrócił Galileusz. Z biegiem czasu zaczęto się zastanawiać, jak duży jest Wszechświat. Gdyby przyjąć, że jest skończony, to co znajduje się poza nim? A jeżeli jest nieskończony? I wypełniony gwiazdami? Z tego wynikał natychmiast pewien paradoks, zwany paradoksem fotometrycznym Olbersa.

Pomysły na wyjaśnienie tego paradoksu były różne. Niektórzy sądzili, że w Kosmosie znajdują się obłoki gęstego gazu, które zasłaniają bardziej oddalone gwiazdy. Takie obłoki jednak pochłaniałyby stopniowo energię promieniowania, w wyniku czego ich temperatura by rosła, a wraz z nią również ilość emitowanej przez nie energii. Takie obłoki gazowe znajdowałyby się więc w stanie równowagi termodynamicznej: wypromieniowałyby tyle samo energii, ile by pochłaniały.

Kwestie tego paradoksu wyjaśniano także za pomocą modelu hierarchicznego. Wszechświat miał być zbudowany z układów o kolejno rosnących rozmiarach: gwiazdy tworzą galaktyki, galaktyki – gromady galaktyk, a te – gromady gromad. Średnia gęstość materii w tych gromadach maleje wraz ze wzrostem rzędu gromady. Nie mamy jednak danych obserwacyjnych potwierdzających prawdziwość takiego modelu.

Kosmologia jest nauką o Wszechświecie jako całości. To, jak opisuje ona Wszechświat, wynika z tego, jakie zjawiska oraz zmiany jesteśmy w stanie zaobserwować. W skali całego Wszechświata za najbardziej istotne uważane są następujące zjawiska:

  • „ucieczka” galaktyk, czyli rozszerzanie się Wszechświata;

  • mikrofalowe promieniowanie tła, dochodzące do nas ze wszystkich kierunków;

  • duży udział helu w materii tworzącej Wszechświat.

W jaki sposób zjawisko rozszerzania się Wszechświata pozwoliło rozwiązać paradoks fotometryczny Olbersa?
Do Ziemi może dochodzić światło emitowane przez obiekty położone w maksymalnej odległości 13,7·109 lat świetlnych (bo tyle czasu upłynęło od powstania Wszechświata). Oznacza to, że światło emitowane przez obiekty położone dalej niż 13,7 mld lat świetlnych jeszcze do nas nie dotarło.

Ze zjawiskiem oddalania się galaktyk wiąże się kwestia położenia Słońca (lub naszej Galaktyki) we Wszechświecie. Skoro wszystkie galaktyki (z wyjątkiem najbliższych) się od nas oddalają, to można by na tej podstawie przypuszczać, że znajdujemy się w centrum Wszechświata. Tak jednak nie jest: rozszerza się cała przestrzeń i odległość między jej dowolnymi punktami zawsze się zwiększa.

Polecenie 1

Ustaw się z kolegami i koleżankami na szkolnym boisku. Stańcie obok siebie tak, żeby odległości pomiędzy kolejnymi osobami wynosiły 1 metr (na wyciągnięcie ramion). Stań na początku szeregu. Oznacza to, że osoba stojąca najbliżej ciebie znajdzie się w odległości 1 metra, druga – 2 metrów, kolejna – 3 metrów itd. A teraz dwukrotnie zwiększcie odstęp między sobą (do 2 metrów). O ile zwiększy się odległość między tobą a poszczególnymi osobami?

Załóżmy, że takie zwiększenie odległości każdemu zajęło 1 sekundę. Z jaką prędkością oddalą się od ciebie uczniowie stojący po twojej prawej stronie? Jak ta sytuacja będzie wyglądała z punktu widzenia trzeciego ucznia od lewej?

5. Etapy rozwoju Wszechświata

Skoro galaktyki się oddalają, a rozmiary Wszechświata rosną, to nasuwa się pytanie: co działo się wcześniej? Odpowiedź wydaje się oczywista – Wszechświat był mniejszy. Galaktyki znajdowały się bliżej siebie. A co było na początku?

Początek i ewolucja Wszechświata

Ten początek i to, co nastąpiło zaraz potem, nazwano Wielkim Wybuchem. Do rozpowszechnienia się tej hipotezy przyczynili się przede wszystkim rosyjski matematyk Aleksander Friedman oraz belgijski astronom (i ksiądz) Georges Lemaître.
Nie wiemy, jak wyglądał ten początek. Nie ma również sensu pytać o czas i rozmiary tego zjawiska, ponieważ czas i przestrzeń pojawiły się jednocześnie w tym właśnie momencie. Przestrzeń i czas, materia i energia, tworzące jedność, uległy czemuś w rodzaju eksplozji. Gęstość powstałej osobliwości była nieskończenie duża.

Pierwsza faza rozwoju wczesnego Wszechświata to tzw. Era Plancka. Obejmowała ona czas od 0 do 10-34 s. Nie umiemy jeszcze opisać, jaki był to stan ani jakie procesy w nim zachodziły.

Okres pomiędzy 10-34 s10-32 s to czas, w którym rozmiary Wszechświata powiększyły się od 1020 do 1026 razy – ten okres nazywamy erą inflacyjną. Po zakończeniu tego etapu przestrzeń Wszechświata składała się z gorącej i gęstej mieszaniny kwarków, antykwarków i gluonów oraz fotonów, elektronów i pozytonów.

Następnym etapem było łączenie się kwarków w protony i neutrony, a gdy Wszechświat miał jedną sekundę, a jego temperatura obniżyła się do 5 mld kelwinów, nastąpiły procesy anihilacji elektronów i pozytonów (po zetknięciu się elektronu i pozytonu obie cząstki znikają, a zamiast nich pojawiają się dwa fotony promieniowania gamma), w wyniku czego zwiększyła się liczba fotonów. Rozpoczęła się era nukleosyntezy – powstawały jądra atomowe deuteru, trytu, helu He3He4. Trwała około 4 minut i właśnie wtedy ustalił się skład Wszechświata – na ok. 75% protonów i ponad 24% jąder helu. Potem jądra ciężkie nie mogły już powstawać, gdyż temperatura stała się zbyt niska, aby jądra helu mogły się łączyć i tworzyć cięższe jądra.

Dalsze rozszerzanie się Wszechświata prowadziło do obniżenia temperatury – protony i jądra helu mogły się łączyć z elektronami w obojętne atomy wodoru i helu. Powstawało wtedy promieniowanie (układ protonu i elektronu mający ujemną energię), które w tej chwili obserwujemy jako promieniowanie reliktowe – mikrofalowe promieniowanie tła. Obecnie jest to promieniowanie odpowiadające temperaturze ok. 2,7 K. Do jego odkrycia przyczynili się różni astrofizycy, ale przyjmuje się, że dokonali tego Arnio Penzias i Robert Wilson (1965 r.).

6. Powstawanie galaktyk i ewolucja gwiazd

Wiemy już, że Wszechświat to miliardy galaktyk. Tworzą one gromady i supergromady. Jednak mechanizm powstawania galaktyk nie został w pełni wyjaśniony. Astronomowie długo zastanawiali się, jak tego rodzaju ewolucja w ogóle była możliwa, skoro Wszechświat zgodnie z ich ówczesną wiedzą był tworem jednorodnym.

Przełom przyniosły badania tła mikrofalowego (promieniowania reliktowego), które wyraźnie wykazały obecność obszarów o zróżnicowanym natężeniu tego promieniowania. Płynął z tego wniosek, że już we wczesnym etapie ewolucji Wszechświata pojawiły się niejednorodności w rozkładzie materii, a zatem już wtedy Wszechświat był „przygotowany” na powstawanie galaktyk.

Jednak samo rozmieszczenie galaktyk i gromad galaktyk nasuwa wiele pytań. Dlaczego w jednych miejscach jest bardzo dużo galaktyk i gromad, a w innych są puste obszary? Dlaczego te tak ogromne obiekty, zawierające setki miliardów gwiazd, niekiedy tworzą „mur”, przed którym i za którym obszar Wszechświata jest prawie pusty?

Zdecydowanie więcej wiemy o procesie powstawania gwiazd.

Jak powstaje gwiazda?

Gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiazdowej. W wyniku działania sił grawitacyjnych taki obłok zaczyna gęstnieć. Następnym etapem jest podział obłoków, mających zazwyczaj bardzo duże rozmiary, na wiele mniejszych fragmentów. Każdy z nich dalej się kurczy (kontrakcja grawitacyjna), co prowadzi do powstania kulistego obiektu o tak wysokiej temperaturze, że zaczyna on świecić. Tak powstaje protogwiazda. Ciśnienie wewnątrz protogwiazdy jest już stosunkowo wysokie, ale siły grawitacji nadal przeważają i obiekt wciąż się kurczy.

W pewnym momencie (zależnym od masy – im większa masa protogwiazdy, tym szybciej się to dzieje) temperatura w jądrze osiąga wartość rzędu milionów kelwinów, a cząstki osiągają bardzo dużą prędkość. Dochodzi wtedy do reakcji syntezy termojądrowej – z wodoru powstaje hel. Od tego momentu protogwiazda staje się gwiazdą – ciśnienie wewnętrzne równoważy siłę grawitacji. Protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego i produkuje energię w reakcjach syntezy wodoru. Następne etapy ewolucji gwiazdy zależą od jej masy. Budowa gwiazdy będzie się zmieniać, jeśli zaburzona zostanie równowaga między ciśnieniem w gwieździe a siłą grawitacji. Znaczenie będą miały zmiany zawartości wodoru (a potem także helu) w jądrze gwiazdy.

7. Reakcje termojądrowe na Słońcu

We wnętrzu Słońca zachodzą reakcje termojądrowe. W każdej z nich z 4 protonów powstaje jądro helu He24. Jak już wiesz, wzrost energii wiązania podczas jednej reakcji syntezy helu oznacza wydzielanie się ok. 4,3·10-12 J. Słońce emituje energię rzędu 4·1026 J w ciągu sekundy. Oznacza to, że w czasie 1 sekundy takich reakcji musi zachodzić ok. 1039. Jest to liczba, którą trudno sobie wyobrazić. Masa Słońca jest jednak ogromna – wynosi 2·1030 kg. Gdyby ta gwiazda składała się z samego wodoru, to liczba jej atomów sięgałaby 1057. Jednak w wyniku tych reakcji masa Słońca zmniejsza się o ok. 4 mln ton w ciągu sekundy. Jak długo Słońce będzie jeszcze świecić? Aby się o tym przekonać, wykonaj poniższe polecenie.

Polecenie 2
  1. Oblicz, ile wynosi ubytek masy 4 protonów po ich połączeniu się (syntezie) w jądro atomu helu. Potrzebne dane znajdź w poprzednich rozdziałach niniejszego podręcznika.

  2. Oblicz, ile lat będzie jeszcze świecić Słońce, jeśli jego masa będzie maleć w takim tempie jak teraz. Przyjmij, że w ciągu 1 sekundy masa Słońca zmniejsza się o 4 mln ton.

  3. Oblicz, ile procent masy Słońca zmieniło się w energię w ciągu dotychczasowych 4,5 mld lat istnienia tej gwiazdy.

Jak widać, nie musimy się martwić, że Słońce nagle wygaśnie. Istotne jest, że podczas reakcji termojądrowych powstaje hel, a maleje liczba jąder wodoru. Mimo nieznacznego ubytku masy Słońca utrata wodoru jest odczuwalna. Czas, w którym Słońce zamienia wodór w hel, jest najdłuższym okresem życia takiej gwiazdy. Według obliczeń powinien on trwać ok. 10 mld lat. Skoro wiemy, że Słońce powinno świecić bez zmian jeszcze ok. 5 mld lat, możemy spać spokojnie (o ile oczywiście współczesne modele budowy Słońca i zachodzących w nim zjawisk są zgodne z prawdą).

Jak przebiega dalszy cykl życia gwiazdy?

Ewolucja gwiazdy

Podsumowanie

  • Amerykański astronom Edwin Hubble w latach dwudziestych XX w. ustalił, że gwiazda (cefeida), którą obserwował nie należy do naszej Galaktyki. Było to przełomowe odkrycie, ponieważ do tej pory nie zdawano sobie sprawy z rzeczywistych rozmiarów Wszechświata.

  • Przyjmuje się, że odległość od Ziemi do gwiazdy (w galaktyce M31 w gwiazdozbiorze Andromedy) obserwowanej przez Hubble’a wynosi ponad 2 mln lat świetlnych.

  • Liczba galaktyk we Wszechświecie jest trudna do oszacowania (jest ich jednak bardzo dużo). Zdjęcia wykonywane przez teleskop Hubble’a pokazują, że na jednej dziesięciomilionowej części nieba rejestrujemy kilkaset miliardów galaktyk.

  • Struktury wyższego rzędu niż galaktyki to grupy, gromady i supergromady galaktyk.

  • Galaktyki oddalają się od siebie. Zjawisko to odkrył Edwin Hubble. Tłumaczy się je jako przejaw ekspansji (rozszerzenia) Wszechświata. Prawo opisujące ucieczkę galaktyk (prawo Hubble’a) zapisujemy następująco: v=H·r,

    gdzie: v – prędkość ucieczki galaktyk; H – stała Hubble’a; r – odległość między galaktykami.

  • Prawo Hubble’a pozwala na oszacowanie wieku Wszechświata; obecnie przyjmuje się, że w przybliżeniu ma on 13,8 mld lat.

  • Współczesna astronomia zakłada, że początkiem naszego Wszechświata był Wielki Wybuch. Od tego momentu Wszechświat się rozszerza.

  • Potwierdzeniem teorii Wielkiego Wybuchu są obserwacje zjawiska przesunięcia ku czerwieni i obecność tzw. promieniowania reliktowego (mikrofalowego promieniowania tła) o temperaturze 2,7 K.

  • Rozmiary Wszechświata szacujemy na ponad 90 mld lat świetlnych.

  • We wnętrzu Słońca zachodzą reakcje termojądrowe. W każdej z nich z 4 protonów powstaje jądro helu He24. Słońce w ciągu jednej sekundy wypromieniowuje energię 4·1026 J. Szacuje się, że Słońce będzie świecić jeszcze przez 5 mld lat.

Słowniczek

anihilacja elektronów i pozytonów

– zjawisko całkowitej zamiany masy elektronu i pozytonu w energię; po zderzeniu się elektronu i pozytonu obie cząstki znikają, a zamiast nich pojawiają się dwa fotony promieniowania gamma.

Biogramy

Edwin Hubble

Amerykański astronom, który jako pierwszy udowodnił istnienie innych galaktyk poza Drogą Mleczną. Wcześniej sądzono bowiem, że obiekty określane mianem „mgławic” znajdują się w obrębie naszej Galaktyki. Również jemu przypisuje się odkrycie w 1929 r. zjawiska oddalanie się od siebie galaktyk, wyrażonego matematycznie w postaci prawa nazwanego jego imieniem. Idea oddalania się od siebie galaktyk doprowadziła w konsekwencji do powstania koncepcji Wielkiego Wybuchu i rozszerzania się Wszechświata.

Ciekawostka: Edwin Hubble studiował matematykę, fizykę i astronomię, a także prawo, ale w latach młodości większe uznanie wzbudzały jego osiągnięcia sportowe. Jego głównym zainteresowaniem był sport, zwłaszcza boks i koszykówka. Sukcesy w boksie spowodowały, że Hubble'owi proponowano uprawianie boksu zawodowego (przyszły astronom walczył nawet ze słynnym Georges'em Carpentierem). Po zakończeniu I wojny światowej Hubble wrócił do Stanów Zjednoczonych i zajął się astronomią.