Warto przeczytać

Przed 13,7 miliarda lat Wszechświat miał swój początek w niezwykle gęstym i gorącym obszarze o mikroskopijnych rozmiarach, który zaczął się gwałtownie rozszerzać. Podczas rozszerzania się spadała gęstość i temperaturaTemperaturatemperatura materii Wszechświata. Ten początek nazywamy Wielkim Wybuchem, choć tak naprawdę niewiele ma on wspólnego z prawdziwym wybuchem, na przykład bomby, w którym pod wpływem wysokiego ciśnienia fragmenty wybuchającej bomby rozlatują się na wszystkie strony, przemierzając przestrzeń. Przed Wielkim Wybuchem przestrzeń nie istniała, nie istniał też czas. Przestrzeń, czas i materia powstały właśnie w Wielkim Wybuchu. Materia tuż po powstaniu Wszechświata miała zupełnie inną postać niż obecnie. Aby to zrozumieć, musimy poznać obecną strukturę materii.

Wiemy, że wszystko, co nas otacza, składa się z atomów. Choć słowo „atom” pochodzi z języka greckiego i oznacza „niepodzielny”, dziś wiemy, że atomy składają się z mniejszych części: jądra atomowego i krążących wokół jego elektronów (Rys. 1a.). Elektrony to cząstki elementarne, niepodzielne. Natomiast jądro składa się z protonów i neutronów, które mają wspólną nazwę – nukleony (Rys. 1b.). Nukleony też nie są cząstkami elementarnymi, składają się z trzech kwarkówKwarkkwarków, połączonych bardzo silnie, oddziaływaniem, które nazywamy właśnie „oddziaływaniem silnym”. W tym dzieleniu materii na coraz mniejsza części doszliśmy do końca: elementarne, niepodzielne są kwarki oraz elektrony.

R1TpEFqC50ZgH

Rys.1a. Na rysunku przedstawiono schematycznie atom. Wewnątrz atomu znajduje się mała żółta kulka symbolizująca jądro atomowe. Wokół niego narysowano niebieskie elipsy symbolizujące orbity elektronów, które przedstawiono jako czerwone punkty. Pod rysunkiem podano typowy rozmiar atomu: 10 do minus dziesiątej metra. Rys. 1b. Na rysunku przedstawiono schematycznie jądro atomowe. Jest to zlepek wielu małych kulek w dwóch kolorach: pomarańczowym i fioletowym. Kulki te symbolizują nukleony, czyli protony i neutrony. Pod rysunkiem podano typowy rozmiar jądra: 10 do potęgi minus czternastej metra. Rys. 1c. Na rysunku przedstawiono schematycznie nukleon. Wewnątrz dużej kuli znajdują się trzy małe kulki, symbolizujące kwarki – składniki nukleonu. Kwarki mają różne kolory: niebieski, zielony i czerwony, połączone je sprężynkami. Pod rysunkiem podano rozmiar nukleonu: 10 do potęgi minus piętnastej metra.

Na schematycznym Rys. 1c. kwarki połączono sprężynkami. Ma to symbolizować charakter sił łączących kwarki w nukleonie. Gdy zwiększa się odległość miedzy kwarkami, siły te robią się coraz większe, podobnie jak rozciąganie sprężyny wymaga użycia coraz większej siły. Takie własności odziaływań silnych powodują, że nie można rozbić nukleonu i obserwować pojedynczego kwarku. Jednak w zderzeniach dużych jąder, rozpędzonych do prędkości bliskich prędkości światła, obserwuje się nowy stan materii – plazmę kwarkowo‑gluonowąPlazma kwarkowo- glonowaplazmę kwarkowo‑gluonową. (GluonyGluonGluony to bezmasowe cząstki przenoszące oddziaływania silne między kwarkami w nukleonie.) W obszarze zderzenia wielka gęstość i temperatura powodują zanik granic nukleonów i wymieszanie się ich kwarków. Na Rys. 2. pokazana jest wizualizacja tworzenia się plazmy kwarkowo‑gluonowej w wyniku zderzenia dwóch jąder złota rozpędzonych w Wielkim Zderzaczu Hadronów (LHC – Large Hadron Collider), który znajduje się w Europejskim Ośrodku Badań Jądrowych CERN w pobliżu Genewy.

RITfkWCHbvlw2

Rys. 2. Ilustracja przedstawia cząstki w obszarze zderzenia dwóch jąder złota. Wielka liczba stłoczonych cząstek utworzyła podłużny, poziomy kształt, przypominający lekko skręcony walec. Cząstki znajdujące się przy lewym i prawym brzegu walca są szare i symbolizują nukleony. Wewnątrz walca kulki są znacznie mniejsze i mają różne kolory: niebieski, zielony i czerwony. Kolorowe kulki symbolizują kwarki.

W pierwszych ułamkach sekund po Wielkim Wybuchu, do około 10Indeks górny -9^-9 s, temperatura i gęstość materii są tak duże, że nie mogą istnieć nukleony. Cały Wszechświat wypełnia plazma kwarkowo‑gluonowa.

Gdy w miarę rozszerzania się Wszechświata, temperatura spada i w pewnym momencie, gdy mija 10Indeks górny -4^-4 s, staje się możliwe powstanie nukleonów: protonów, neutronów. Kwarki łączą się tworząc nukleony. Temperatura, a więc energie kinetyczne cząstek są wciąż ogromne i nieustannie zderzają się za sobą. W tych warunkach nie mogą istnieć jądra atomowe. Gdyby nawet proton i neutron połączyłyby się, tworząc jądro deuteru, w następnej chwili jądro to rozpadłoby się w zderzeniu.

Dopiero, gdy temperatura zmniejszyła się odpowiednio, mogły zacząć powstawać pierwsze lekkie jądra. Pierwsze, najmniejsze jądra deuteruDeuterdeuteru zaczęły tworzyć się już po upływie 1 sekundy po Wielkim Wybuchu. Jądra deuteru dołączały kolejne nukleony i zaczęły powstawać jądra helu, składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów. Taki właśnie proces zwany syntezą jądrowąSynteza jądrowasyntezą jądrową, w wyniku której z jąder wodoru (protonów) powstają jądra helu, zachodzi w naszym Słońcu. Wszechświat w tym czasie przypominał wnętrze Słońca. Jednak temperatura rozszerzającego się Wszechświata wciąż spadała i już po 3 minutach stała się zbyt niska, aby dalej mogła zachodzić synteza jądrowa. Obecnie obserwowana zawartość helu we Wszechświecie (24% masy stanowi masa helu), ustaliła się właśnie w pierwszych trzech minutach po Wielkim Wybuchu.

Przez ponad kolejnych trzysta tysięcy lat materia była nieprzezroczysta dla promieniowania elektromagnetycznego. Jądra atomowe i elektrony poruszały się niezależnie od siebie. Jądra nie mogły przyłączyć elektronów z powodu zbyt wysokiej temperatury. Taki stan materii nazywamy plazmą. Fotony promieniowania elektromagnetycznego zderzały się z elektronami i jądrami, wymieniając z nimi energię i zmieniając wciąż kierunek ruchu.

Około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu temperatura obniżyła się do wartości umożliwiającej powstanie atomów. Elektrony przyłączyły się do jąder atomowych i materia stała się przezroczysta dla promieniowania. Fotony od tej pory mogły bez przeszkód przemierzać Wszechświat, a niektóre z nich możemy rejestrować w detektorach promieniowania mikrofalowego. Nazywamy to promieniowanie mikrofalowym promieniowaniem tła (lub promieniowaniem reliktowym). Fotony promieniowania tła poruszają się we wszystkie strony, żaden kierunek propagacji nie jest wyróżniony. Badanie widma promieniowania tła pozwoliło wyznaczyć temperaturę obecnego Wszechświata. Wynosi ona 2,7 K. Istnienie mikrofalowego promieniowania tła zostało przewidziane przez fizyków jako pozostałość po Wielkim Wybuchu jeszcze przed odkryciem tego promieniowania w 1965 roku.

Odkrycie mikrofalowego promieniowania tła stanowi, obok zawartości helu we Wszechświecie, jeden z dowodów na słuszność teorii Wielkiego Wybuchu.

Dopiero po oddzieleniu się promieniowania od materii stało się możliwe formowanie się struktur, takich jak gwiazdy i galaktyki. Dokładne badania promieniowania reliktowego, dokonywane za pomocą detektorów umieszczonych na satelitach, pozwoliły wykryć niewielkie fluktuacje temperatury promieniowania, dochodzącego z różnych kierunków. Różnice temperatur promieniowania odpowiadają różnicom gęstości materii w momencie oddzielenia się promieniowania od materii 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. Istnienie tych fluktuacjiFluktuacjefluktuacji gęstości umożliwiło późniejsze powstawanie gwiazd i galaktyk. Jak to się działo?

Za powstanie pierwszych gwiazd odpowiada siła grawitacji, która jest tym większa, im większa jest masa przyciągających się ciał. Niewielkie zagęszczenia materii przyciągały okoliczną materię silniej niż obszary o mniejszej gęstości. Obszary o większej gęstości rosły i przyciągały coraz silniej jeszcze więcej materii. Taki stan nazywamy niestabilnością grawitacyjną. Prowadził on do tworzenia się coraz większych skupisk materii, która pod wpływem siły grawitacji zapadała się do środka powstającej gwiazdy. Gęstość i temperatura wnętrza rosła, aż osiągnęła wartość umożliwiającą syntezę jądrową. Jądra wodoru zaczęły łączyć się, tworząc jądra helu. Wydzielała się przy tym ogromna energia i temperatura wnętrza nowej gwiazdy gwałtownie zwiększała się, wytwarzając przy tym wielkie ciśnienie, które hamowało dalsze zapadanie się gwiazdy. Pierwsze gwiazdy powstające już około 100 milionów lat po Wielkim Wybuchu miały ogromne rozmiary. Formowanie gwiazdy to jednak wyścig pomiędzy trzema konkurującymi ze sobą procesami:

• grawitacją, która wciąga wszystko w dowolne nadmiernie zagęszczone regiony, przy czym początkowo najgęstsze regiony rosną najszybciej;

• ciśnieniem promieniowania, pochodzącym od zapadającej się materii, fuzji jądrowej i istniejących gwiazd, które dąży do usunięcia materii, która mogłaby dalej opadać;

• oraz chłodzeniem radiacyjnym, które wynika ze zdolności protogwiazdy do wypromieniowania tej energii, co pozwala gwieździe schłodzić się i zgromadzić więcej masy w krótszym czasie.

Grawitacja działa tak samo we współczesnym Wszechświecie, jak i we wczesnym. To samo z ciśnieniem promieniowania: tworzą się gwiazdy, materia się zapada, dochodzi do fuzji jądrowej itd. i tak naprawdę nie zależy to zbytnio od tego, czy mamy dużo ciężkich pierwiastków, czy żadnych. Ale ten trzeci składnik - zdolność protogwiazdy do schłodzenia się - jest tym, co różni gwiazdy pozbawione metali od tych bogatych w metale. Podstawowa różnica polega na tym, że cięższe pierwiastki, posiadające więcej protonów i neutronów w swoich jądrach, mogą pochłaniać, wypromieniowywać i przenosić więcej energii niż same lekkie pierwiastki. Mówiąc prościej, więcej metali oznacza szybsze chłodzenie. Dlatego przeciętna pierwsza gwiazda jest 25 razy bardziej masywna od nowo powstałej gwiazdy dzisiaj, ponieważ uformowała się z większych ilości gazu, niż kiedykolwiek zobaczymy we współczesnym Wszechświecie.

Temperatura we wnętrzu pierwszych, masywnych gwiazd była bardzo wysoka i synteza jądrowa w ich wnętrzu przebiegała znacznie szybciej niż w mniejszych gwiazdach, jak na przykład w naszym Słońcu. Gdy wyczerpały się zapasy wodoru w jądrze gwiazdy, jądra helu zaczynały się łączyć w cięższe jądra – węgla i tlenu. Potem powstawały jeszcze cięższe jądra, aż do jąder żelaza. Na tym synteza jądrowa w gwiazdach kończy się, bo tworzenie jeszcze cięższych jąder wymagałoby już dostarczania energii. Jak więc postały cięższe pierwiastki, jak złoto, czy uran? Powstały one w wybuchach supernowych, które wyzwalają energię porównywalną z energią emitowaną przez miliardy gwiazd. (W ostatnich latach, m.in. dzięki obserwacjom fal grawitacyjnych, zwraca się też uwagę na zderzenia gwiazd neutronowych jako źródła pierwiastków cięższych od żelaza.)

Po ustaniu syntezy jądrowej żelazne jądro gwiazdy w ciągu ułamka sekundy kurczy się, zapadając się w czarną dziurę, czyli obszar o tak wielkiej gęstości, że nie może się z niego wydostać nawet światło. Powstaniu czarnej dziury towarzyszy gwałtowny wybuch pozostałej materii gwiazdy, podczas którego zostają wytworzone pierwiastki cięższe od żelaza. Wybuch supernowej wzbogaca materię Wszechświata w cięższe pierwiastki. Zaczynają powstawać nowe gwiazdy następnej generacji, które już zawierają niewielką domieszkę cięższych pierwiastków. Należy do nich nasze Słońce.

Gwiazdy powstają najczęściej grupowo z ogromnych obłoków gazowo‑pyłowych o masach dochodzących nawet do miliona mas Słońca (Rys. 3.).

R19m6gxoXSctH

Rys. 3. Zdjęcie przedstawia fragment Mgławicy Orzeł tzw. Filary Stworzenia. Są to trzy nieregularne, pionowe słupy o rozmytych konturach. Słupy miejscami są jaśniejsze i ciemniejsze, a także miejscami świecące. Słupy widoczne są na ciemnym usianym jasnymi punktami tle, punkty te są odległymi gwiazdami.

Nowo powstałe gwiazdy tworzą skupiska gwiazd zwane galaktykami. Nasz Układ Słoneczny należy do dużej galaktyki – Drogi Mlecznej, zawierającej kilkaset miliardów gwiazd.

Jak poznaliśmy przeszłość Wszechświata?

Z powodu skończonej prędkości światła, wynoszącej 300 tysięcy km/s, światło potrzebuje czasu, aby dotrzeć do nas z odległych obiektów. Na przykład, od Słońca światło biegnie około 8 minut. Oznacza to, że obserwując zjawiska na powierzchni Słońca, widzimy to, co działo się tam przed 8 minutami. Gdy patrzymy dalej, na odległą galaktykę, z której światło biegło 100 milionów lat, oglądamy tę galaktykę sprzed 100 milionów lat. Im dalej sięgają nasze teleskopy, tym głębiej zaglądamy w przeszłość.

Mnóstwo informacji o budowie i przeszłości Wszechświata dostarcza nam już od 30 lat Kosmiczny Teleskop Hubble’a umieszczony na orbicie okołoziemskiej w 1990 roku. Rys. 4. pokazuje, jak Teleskop Hubble’a sięga w przeszłość Wszechświata. Już w 1995 roku wykonał zdjęcia galaktyk powstałych około miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Nazwano obraz tego obszaru Głębokim Polem Hubble’a (Hubble Deep Field). W 2004 roku wykonano zdjęcie jeszcze bardziej odległych galaktyk – Ultra Głębokie Pole Hubble’a, (ang. Hubble Ultra Deep Field). Galaktyki te uformowały się od 400 do 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu i należą do pierwszych galaktyk, jakie powstały we Wszechświecie. Ale najdawniejsze informacje przynosi nam mikrofalowe promieniowanie tła. Niesie informacje o czasach, gdy powstały pierwsze atomy i promieniowanie elektromagnetyczne oddzieliło się od materii – 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu.

Rugk2DDiVxLr1

Rys. 4. Na rysunku znajduje się oś czasu, pokazująca historię Wszechświata. Oś czasu zaczyna się z prawej strony opisem Big Bang (Wielki Wybuch). Punkt z lewej strony osi oznaczono liczbą 13,7 miliardów lat oraz opisem Modern Universe (Współczesny Wszechświat). Powyżej osi czasu rysunek ilustruje stan Wszechświata w kolejnych epokach. Z lewej strony znajduje się teleskop skierowany w prawo. Od teleskopu do łuku, znajdującego się na prawo i opisanego jako Hubble Deep Field (Głębokie pole Hubble’a) biegnie przerywana linia. Między teleskopem i linią narysowano na ciemnym tle jasne, owalne i kuliste kształty symbolizujące galaktyki, opisane słowami Normal galaxies (Zwykłe galaktyki). Na osi czasu łuk ten wskazuje czas jednego miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Dalej na prawo jest łuk opisany jako Hubble Ultra Deep Field (Ultragłębokie pole Hubble’a). Od teleskopu do tego łuku biegnie przerywana linia wskazująca zakres najdalszych obserwacji. Na osi czasu łuk ten wskazuje czas od 0,7 do 0,4 miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Między oboma łukami narysowano galaktyki na jaśniejszym tle, przez co są one słabiej widoczne. Tuż za drugim łukiem znajduje się opis First galaxies (Pierwsze galaktyki). Dalej na prawo znajduje się opis First stars (pierwsze gwiazdy), a tło staje się coraz ciemniejsze. W miejscu bliskim początku osi czasu tło staje się czarne, a opis na nim to Dark Ages (Ciemne wieki). Dalej na prawo, aż do punktu początkowego osi czasu, tło przechodzi w kolor pomarańczowy i żółty, a opis na nim to Radiation Era (Era promieniowania).

Słowniczek